Red Sequence Cluster Finding in the Millennium Simulation
我们调查晕质量选择性质的红色序列星系团发现者使用千年模拟（MS）的星系种群。在红移z < 1的大质量晕中，MS星系存在一个清晰的红色序列，我们利用这一知识来告知一个应用于模拟体积的500 Mpc/h投影的星系团发现算法。在低红移（z=0.4），我们发现，90%的集群发现的星系成员占主导地位的一个单一的，真实的空间晕，和10%的混合系统，没有一个单一的晕贡献了大部分的集群的成员。在z=1时，共混物的分数增加到22%，因为观察到的颜色中较弱的红移演化扩展了由固定颜色范围探测的共移动长度。导致高z混合增加的其他因素包括红色序列的扩大和大量中等质量晕的混乱，这些晕拥有与更高质量晕相似的明亮红色星系。我们的方法产生的星系团候选者的目录，其晕质量选择函数，p（M| \Ngal，z）的特征在于双峰对数正态模型，其主要成分很好地再现了实空间分布，以及红移依赖的尾部，其更宽并且在质量上被低约2倍的位移。我们讨论了光学选择集群的X射线性质的影响，并提供了改进模拟目录和集群发现在未来的调查的想法。
2007-09-17 astro-ph
Halo and Galaxy Formation Histories from the Millennium Simulation: Public release of a VO-oriented and SQL-queryable database for studying the evolution of galaxies in the LambdaCDM cosmogony
千年运行是迄今为止在$Λ$ CDM宇宙演化中进行的最大规模的结构形成模拟。它使用$10^{10}$粒子跟踪一个边长为500 $h^{-1}$ Mpc的立方体区域中的暗物质分布，空间分辨率为5 $h^{-1}$ kpc。应用简化的建模技术存储输出的计算允许的形成和演化的$\sim 10^7$星系更明亮的小麦哲伦云被模拟的各种假设的详细物理。作为德国天体物理虚拟天文台活动的一部分，我们已经使用了一个关系数据库来存储详细的组装历史的所有晕和subhaloes解决的模拟，和所有的星系，这些结构内形成的两个独立的模型的星系形成物理。我们已经创建了Web应用程序，允许用户使用标准的结构化查询语言（SQL）远程查询这些数据库。这使得我们可以很容易地获得星系和晕的所有属性，以及它们与环境之间的空间和时间关系。信息以与标准虚拟观测站工具和协议兼容的表格格式输出。通过此次发布，我们将使所有用户都可以完全访问这些结构。感兴趣的科学家可以学习SQL，熟悉数据库设计，并在一个小型的，开放访问的Millennium Run版本上测试查询（与完整模拟的1/512卷）。然后，他们可以请求帐户在数据库上运行类似的查询，以进行完整的模拟。
2006-08-03 astro-ph
Generating Dark Matter Halo Merger Trees
我们提出了一种新的蒙特卡罗算法来生成描述暗物质晕形成历史的合并树。该算法是对Cole等人（2000）在GALFORM半解析星系形成模型中所用算法的改进。因此，它是基于扩展的Press-Schechter理论，因此应该适用于具有广泛功率谱的分层模型和宇宙学模型。它被调整为与从LCDM Millennium N体模拟中提取的合并树分析中发现的条件质量函数准确一致。我们提出了一个比较的预测，不仅与这些条件的质量函数，但也与额外的统计千禧年模拟晕合并的历史。在所有情况下，我们发现它是在良好的协议与千年模拟，因此它应该被证明是一个非常有用的工具，半解析模型的星系形成和建模的层次结构形成一般。我们已经在http://star-www.dur.ac.uk/~cole/merger_trees上制作了合并树生成代码和导航树的代码。
2007-11-22 astro-ph
The Mass Assembly of Fossil Groups of Galaxies in the Millennium Simulation
千年模拟研究了现今化石星系群的演化。利用千禧年气体模拟和半解析星系表，根据常规观测标准选取红移为零的化石星系群，并对这些星系群对应的晕进行时间回溯，提取出相关的暗物质、气体和星系性质。从这项研究中的化石的空间密度是非常接近观察到的估计和各种可能性的其余差异进行了讨论。X射线明亮系统中化石的比例似乎与观测结果相当一致，模拟预测即使在相当丰富的星系团中，化石系统也会有相当多的发现（占总数的3-4%）。我们发现，与非化石组相比，化石在高红移时组装的质量占其质量的比例更高，在任何时代，化石的当前组装晕质量与最终质量的比率约高出10%至20%。这支持了化石代表未受干扰的早期形成系统的范式，其中大型星系合并形成一个单一的主导椭圆。
2008-05-22 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Science highlights
千年星系表（MGC）提供了一个结构数据库，包括从37.5平方英尺的星系中提取的10，095个清晰的星系。天空的10度区域，具有$B_{\tiny \sc mgc} < 20.0$ mag和96.1%的光谱完整性。这些数据正被用来研究一些不同的主题，包括：附近的星系合并率（通过密切对和不对称）;尘埃衰减;隆起和盘光度函数;光度大小关系;超大质量黑洞质量函数;星系双峰;高和低表面亮度星系的空间密度;蓝色球状体;和总$B$带光度函数。计划扩大MGC的面积（200平方米）。度）、深度（$K_{Vega}=16.5$ mag）、分辨率（0.5 $''$）和波长$(u-K)$正在进行中。
2007-01-16 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
Satellite Galaxies and Fossil Groups in the Millennium Simulation
我们使用一个半解析的星系目录从千禧年模拟研究孤立星系的卫星在LCDM宇宙演化。这个样本（~ 80，000 $明亮的主星系，周围有~ 178，000颗卫星）允许以最小的统计不确定性表征LCDM宇宙中卫星/主星系系统的动力学性质。我们发现，总的来说，卫星人口的痕迹暗物质相当不错：其空间分布和运动学可以近似的NFW配置文件具有轻度各向异性的速度分布。它们的空间分布也是轻度各向异性的，具有明确的“反Holmberg”效应，反映了主晕的主轴和角动量之间的错位。我们的主星系的隔离标准不仅选择了稀疏环境中的星系，而且还选择了位于“化石”群体中心的一些主星系。我们发现，这些不寻常的系统的丰度和光度函数是在合理的协议与几个可用的观测约束。我们恢复了LCDM模型中真实孤立原色的期望L_{host} σ_{sat}^3关系。然而，不太严格的初选导致标度关系的实质性修改。我们的分析还强调了一些困难困扰的研究，依靠盲目堆叠的卫星系统，以限制平均晕质量的主要星系。
2007-09-27 astro-ph
The statistical properties of LCDM halo formation
我们提出了一个比较的统计特性的暗物质晕合并树从千年模拟与扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义和相关的GALFORM蒙特卡罗方法生成合奏合并树。体积、质量分辨率和输出频率使Millennium Simulation成为研究结构分层生长的独特资源。我们构建了今天的朋友的朋友组的合并树，并计算了各种统计数据，量化的质量作为红移的函数，吸积率和最近的主要合并的红移分布的祖先。我们还期待在前进的方向和量化的光环，高红移祖细胞的特定质量成为纳入目前的质量分布。我们发现，EPS形式主义和蒙特卡洛扩展捕捉所有这些统计的定性行为，但是，随着红移的增加，他们系统地低估了最大质量的祖先。这个缺点对于Monte-Carlo算法来说是最糟糕的。我们提出了一个拟合函数的祖先质量分布的缩放版本，并显示它如何可以用来更准确地预测祖细胞和最终晕质量分布。
2007-09-26 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
Fossil Groups in the Millennium Simulation. Evolution of the Brightest Galaxies
我们创建了一个模拟化石群的目录，并研究它们的属性，特别是它们的第一个星系的合并历史。我们比较了模拟的化石组属性与模拟的非化石和观察到的化石组。使用模拟和模拟星系目录，我们在千禧年模拟星系目录中搜索了大量（$>$ 5 $\times$ 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$）化石群。此外，试图确定所观察到的化石群在斯隆数字巡天数据发布6使用相同的选择标准。我们的预测的基础上的模拟数据是：（a）化石组包括约5.5%的总人口的群体/集群的质量大于5 × 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$。（b）化石群中约88%的主要中心天体是椭圆星系，其R波段绝对星等中值为$\sim -23.5-5 log h$，这是文献中已知的典型观测化石群;（c）具有$ {\cal M} >$ 5 x 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$的系统的第一等级星系，无论它们是化石还是非化石，主要是由贫气体合并形成的;（d）虽然化石群一般在比非化石群更高的红移处聚集其大部分维里质量，化石星系群中排名第一的星系与非化石星系群相比，合并的时间较晚，即红移较低。因此，我们希望在化石群的中心观察到一些发光的星系，这些星系显示出最近发生重大合并的迹象。
2008-09-12 astro-ph
Understanding the shape of the halo-mass and galaxy-mass cross-correlation functions
我们使用千禧年模拟测量的互相关晕中心和质量（或相当于平均密度分布的暗晕）在LCDM宇宙学。我们给出了半径在10 kpc/h < r < 30 Mpc/h范围内，晕质量在4 e10 Msol/h < M200 <4 e14 Msol/h范围内的结果。在z=0和z=0.76处，这些互相关都令人惊讶地很好地拟合，通过NFW或Einasto形式的密度分布来近似内部区域，通过线性质量自相关函数的偏置版本来近似外部区域，并且通过采用两者的最大值来进行比较。我们使用千禧年模拟中的星系形成的模拟来探索这些结果是如何反映在星系和质量之间的互相关。这些都可以通过星系-星系透镜效应直接观测到。在这里，我们还发现，简单的模型可以非常好地代表模拟结果，通常<10%。这样的模型可以用来扩展我们的结果，以其他红移，宇宙学与其他参数，以及其他假设星系如何填充暗晕。在星系-星系透镜信号中预测的特征应该为LCDM宇宙学提供强有力的测试，以及了解星系如何在其中形成的途径。
2007-09-28 astro-ph
Environmental Dependence of Dark Matter Halo Growth I: Halo Merger Rates
在早期的论文中，我们量化的平均合并率的暗物质晕的红移z的函数，后代晕质量M0，和祖晕质量比xi使用千年模拟的LCDM宇宙学。在这里，我们扩大了研究和调查的合并率的晕对周围环境的依赖。一些当地的质量过密度变量，包括和排除晕质量本身，测试作为衡量晕的环境。简单的函数依赖于z，M0，和xi的合并率在我们早期的工作中发现在很大程度上保留在不同的环境中，但我们发现，合并率的整体幅度与环境密度有很强的正相关性。对于银河系质量晕，我们发现合并发生在dennial区域比在z=0和更高的红移的空洞更频繁约2.5倍。质量较大的晕也显示出类似的趋势。我们提出了一个适合的形式，这种环境的依赖性，是一个函数的质量和局部密度，是有效的z=2。祖（或条件）质量函数的振幅显示出同样强的相关性与当地的超密度，这表明扩展的Press-Schechter模型晕增长需要修改，以纳入环境的影响。
2009-01-23 astro-ph
Supermassive Black Hole Merger Rates: Uncertainties from Halo Merger Theory
两个超大质量黑洞的合并预计将产生一个引力波信号，可以被卫星LISA探测到。超黑洞合并的速率与晕合并的速率密切相关，在计算LISA观测到这些事件的速率时，经常使用扩展的Press-Schechter形式。这种合并理论是有缺陷的，它为同一对晕的合并提供了两种速率。我们表明，两个预测的LISA超对称黑洞合并事件率从扩展的Press-Schechter合并理论几乎是相等的，因为类似质量的晕之间的合并占主导地位的事件率。另一种合并率可以通过反演Smoluchowski凝聚方程来获得，以找到保留Press-Schechter晕丰度的合并率，但这些比率仅适用于幂律功率谱。我们比较了LISA事件率来自扩展的Press-Schechter合并形式主义的合并率来自从凝固方程，并发现扩展的Press-Schechter LISA事件率高出百分之三十的功率谱指数，近似扩展Press-Schechter理论的完整的Lambda CDM结果。
2006-07-26 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
Self-Consistent Theory of Halo Mergers
暗物质晕的合并速率是研究结构和星系形成的绝对必要的组成部分。然而，值得注意的是，我们对晕合并率的定量理解仍然相当有限，目前基于扩展的Press-Schechter形式主义的分析描述存在根本性缺陷。我们表明，一个数学上自洽的合并率必须符合以下意义上的晕丰度的演变：合并率必须，当插入到Smoluchowski凝聚方程，产生正确的演变晕丰度。然后，我们描述了一个数值技术，以找到合并率是一致的这种演变。我们目前的结果从一个初步的研究中，我们发现合并率，复制的演变的晕丰度根据按Schechter幂律功率谱。我们讨论了目前的方法的局限性，并概述了仍然必须回答的问题之前，我们有一个完全一致的和正确的理论晕合并率。
2004-07-07 astro-ph
Dark matter halo merger and accretion probabilities in the excursion set formalism
到目前为止，暗物质晕的合并和吸积概率只在无限小的时间间隔内计算过。这意味着，一个蒙特卡罗模拟非常小的时间步长是必要的，以找到合并的历史，一个父晕。在本文中，我们使用的随机游走形式主义找到合并和吸积概率的晕有限的时间间隔。具体来说，我们发现晕的数密度在早期的红移，将成为一个特定的最终质量的晕的一部分，在后来的红移，鉴于他们经历了$n$主要合并，$n=0,1,2,...$。我们把问题简化成一个积分方程，然后用数值方法求解。为了确保我们的形式主义的一致性，我们比较的结果与蒙特卡罗模拟，发现非常好的协议。虽然我们已经做了我们的计算假设一个平坦的障碍，更一般的情况下，可以很容易地处理使用我们的方法。这种有限时间合并和吸积概率的推导可以用来制作更有效的合并树，或者直接应用到结构形成和演化的分析模型中。
2008-10-13 astro-ph
Spatial distribution of galactic halos and their merger histories
我们使用一种新的统计工具，标记关联函数（MCFs），研究集群的星系大小的晕作为其属性和环境的函数在高分辨率数值模拟的LambdaCDM宇宙学。我们应用MCFs使用几种类型的连续和离散的标记：最大圆速度的晕，合并标记表明是否经历了或没有一个主要的合并晕在其演化历史中，和剥离标记表明是否经历了潮汐剥离。我们发现，在演化历史中经历相对较早（z>1）的主要合并或质量损失（由于潮汐剥离）的晕在分离< 3 Mpc/h的晕对中过多。这一结果可以解释为具有不同合并历史的晕的空间分离，定性地类似于观测到的星系分布中的形态分离。本文中提出的分析表明，MCFs提供了强大的，但算法简单，定量措施的隔离对象的空间分布方面的各种属性（标记）。
2002-03-10 astro-ph
Metallicity distribution of halo stars and minor merger processes of the Galaxy
本文提出了贫金属晕星金属丰度的高分散性与银河系历史上的小合并过程之间的一种可能关系。卫星星中的外来星族通过微小的合并过程对星系晕的形成做出了重要贡献，从而改变了晕星的金属丰度分布。我们的模型再现了银河系中极端贫金属晕场星金属丰度分布的观测趋势。考虑到我们模型的所有参数，预测了极贫金属晕星在$-5<[Fe/H]<-4$中的密度为$1.9\times 10^{-3}kpc^{-3}$，这解释了为什么迄今为止还没有观测到这样的恒星。
2001-05-30 astro-ph
The clustering of halo mergers
我们分析了晕合并网站的空间分布，使用四个数值模拟的高时间分辨率的结构生长在一个Lambda CDM宇宙学。我们没有发现任何大规模的相对偏差之间的合并和随机选择的晕相同的质量在高红移的证据。给定一个样本的星系，形成一个泊松抽样的晕合并，然后测量集群的幅度应该导致一个强大的估计的中位数主机晕质量。在结构增长的层次图中，高红移星系之间的合并被认为会产生尘埃笼罩的星爆，导致亚毫米波段的辐射增加。因此，测量SCUBA星系的聚集强度，例如，可以确定它们是否是正在形成过程中的巨型椭圆星系。
2002-11-27 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
Merger Rates of Dark-Matter Haloes
我们推导出解析合并率的暗物质晕的框架内的扩展Press-Schechter（EPS）形式主义。一旦我们意识到，在一个小的时间步长的限制下，典型的合并涉及两个以上的祖先，与早期研究中采用的二元合并假设相反，这些比率在EPS内变得自洽。我们提出了一个通用的方法来计算合并率，跨越EPS条件质量函数所允许的解决方案的范围内，并专注于一个特定的解决方案，试图在N体模拟的合并率相匹配。修正后的每股收益合并率比莱西和科尔早期的估计值更准确，对于大型合并，修正后的每股收益合并率准确率约为20%，对于质量比为1：10^4的小型合并，修正后的每股收益合并率准确率高达3倍。基于修正后的合并率，我们提出了一种新的算法来构建Monte-Carlo EPS合并树，这可能是有用的半解析建模。我们提供了几个量的解析表达式，并绘制了数值结果，这些量在星系形成的研究中非常有用。这包括（a）给定质量比的合并速率/给定最终晕，（b）合并增加到晕的质量分数，和（c）合并速率/给定主要祖星。晕的产生和破坏率用于自一致性检查。我们的方法计算合并率可以适用于有条件的质量函数超出EPS，如获得的椭球崩溃模型或提取$N$体模拟。
2008-05-22 astro-ph
On the reliability of merger-trees and the mass growth histories of dark matter haloes
我们已经使用合并树实现来研究暗物质晕的形成。合并树的构建基于三种不同的关于宇宙结构形成的图像。这些图像包括：球形塌陷（SC），椭球塌陷（EC）和非径向塌陷（NR）。合并树的可靠性已被检查比较他们的预测有关的祖细胞的数量分布，以及形成时间的分布，与预测的分析关系。比较结果非常令人满意。随后，>...
2005-08-24 astro-ph
The Growth of Dark-Matter Halos. The Effects of Accretion and Mergers
高分辨率的宇宙学N体模拟表明，暗物质晕的密度分布在分层宇宙演化是普遍的，低质量的晕通常比更大质量的密度。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小的天体的早期形成。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。我们发现晕的特征密度和尺度半径基本上分别与宇宙的临界密度和形成时的维里半径成正比。这两种关系与下面简单的进化图景是一致的。剧烈的弛豫所造成的主要合并重新安排的结构晕导致一个普遍的无量纲密度分布。在主要的合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持中心部分稳定，只有当宇宙的临界密度减小时才扩大它们的维里半径。
1998-10-13 astro-ph
Conditional Mass Functions and Merger Rates of Dark Matter Halos in the Ellipsoidal Collapse Model
基于球形和椭球形引力坍缩的解析模型已经被用来推导出暗物质晕及其前身的质量函数（条件质量函数）。椭球模型通常提供了一个更好的匹配模拟结果，但一直没有简单的解析表达式，在这个模型中的条件质量函数是准确的小的时间步长，一个限制，这是很重要的产生晕合并树和计算晕合并率。我们纠正的情况下，推导出精确的解析公式的首次穿越分布，条件质量函数，和晕合并率在椭球崩溃模型的限制小的回顾时间。结果表明，与Sheth & Tormen（2002）的球形坍缩模型和椭球模型相比，我们的公式更接近Millennium的模拟结果。
2008-03-13 astro-ph
The haloes of merger remnants
我们进行碰撞N体模拟的1：1星系合并，使用模型，其中包括星系晕，光盘和隆起，专注于晕组件的行为。星系模型的构建没有求助于麦克斯韦近似。我们调查的影响，不同的星系的方向，它们的相互轨道，和初始速度各向异性或尖点强度的晕后的剩余晕密度分布和形状，以及运动学。我们观察到，晕密度分布（确定为一个球形平均值，近似，我们认为适当的）是非常强大的合并，我们的残余晕的速度各向异性几乎是独立的轨道或初始各向异性的晕。残留物在晕的内部遵循Hansen & Moore（2006）提出的晕各向异性-局部密度斜率（β-γ）关系，但在晕的外部，β系统地低于该关系预测的值。剩余晕轴比强烈依赖于晕的初始参数和它们的轨道。我们还发现，残余晕是显着的球形比那些在模拟研究，其中包括气体冷却。
2007-03-23 astro-ph
Close Pairs as Proxies for Galaxy Cluster Mergers
星系团合并统计是理解大尺度结构形成的重要组成部分。不幸的是，它是很难直接研究合并的性质和演化，因为识别集群合并的观察是有问题的。我们使用大型N体模拟研究大规模晕合并的统计特性，特别是调查的实用程序密切晕对合并的代理。我们研究了在合并时间尺度、晕质量和红移（0<z<1）的范围内对和合并之间的关系。我们还量化的效用对测量合并偏差。虽然在非常小的分离对将可靠地合并，这些构成了总合并人口的一小部分。因此，配对并不能提供一个可靠的直接代理的总合并人口。我们发现一个有趣的普遍性之间的关系密切的对合并，这在原则上可以允许估计的统计合并率从比例分离的对分数，但包括红移空间扭曲的影响强烈退化这种关系。我们发现类似的行为星系质量晕，使我们的研究结果适用于场星系合并在高红移。我们调查如何晕合并率可以统计描述的晕质量函数通过合并内核（凝聚），发现一个有趣的环境依赖合并：晕在我们的模拟质量分辨率合并效率较低，在过密的环境。具体来说，晕对与分离小于几个Mpc/h更有可能合并在欠密集的环境中，在较大的分离，对更有可能合并在过密集的环境。
2008-04-28 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
Self-Consistent Theory of Halo Mergers - II: CDM Power Spectra
我们放置额外的约束的三个参数的暗物质晕合并率函数最近提出的帕金森，科尔和Helly利用Smoluchowski的凝聚方程，这必须遵守任何二进制合并过程，保持质量。我们发现，从Smoluchowski方程的约束退化，限制在一个薄的平面在三维参数空间。这种约束是一致的，从拟合到N体措施的祖质量函数，并提供了一个更好的匹配的整体暗物质晕质量函数的演变，特别是对于最大质量的晕。我们表明，拟议的合并率函数不允许Smoluchowski方程的精确解，因此，参数的选择必须反映拟合质量函数的各个部分之间的妥协。本文描述的技术适用于更一般的合并率函数，其可以允许Smoluchowski方程的更准确的解。目前的合并率解决方案对于绝大多数应用程序来说可能足够准确。
2008-02-25 astro-ph
Galaxy Mergers and Dark Matter Halo Mergers in LCDM: Mass, Redshift, and Mass-Ratio Dependence
我们采用了高分辨率LCDM N体模拟提出合并率预测暗物质晕和调查如何共同合并相关的观测星系-如密偶计数，星爆计数，和形态干扰分数-可能规模与光度，恒星质量，合并质量比，和红移从z=0到z=4。我们提供了一个简单的“通用”拟合公式，描述了我们推导出的合并率为暗物质晕暗晕质量，合并质量比和红移的函数，并继续预测星系合并率使用数字密度匹配关联晕与星系。例如，我们发现m/M>0.3质量比的事件进入典型的L > f L* 星系的瞬时合并速率遵循简单的关系式dN/dt=0.03（1+f）（1+z）^2.1 Gyr^-1。尽管合并率随着红移的增加而迅速增加，但只有一小部分>0.4 L* 的高红移星系（z=2时约3%）应该在最近（t<1亿年）经历了一次大合并（m/M >0.3）。这表明，短暂的，合并引起的恒星形成爆发不应该在早期对全球恒星形成率有显着贡献，与观测指标一致。我们强调，必须非常小心，因为预测的观测值非常敏感地依赖于星系的光度，红移，总质量比，并合并残余物的不确定的弛豫时间尺度进行比较。我们表明，大多数明亮的星系在z=3应该经历了一个主要的合并（>0.3）在过去的700万年，并得出结论，合并几乎肯定发挥了重要作用，提供重子和影响运动学性质的莱曼Break Galvanies（LBG）。（节略）
2009-11-14 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
Merger vs. Accretion and the Structure of Dark Matter Halos
在各种各样的宇宙演化的层次聚类的高分辨率N体模拟表明，密度分布的暗物质晕是普遍的，与低质量的晕密度比他们更大的同行。这种质量-密度相关性被解释为反映了质量较小天体的早期典型形成时间。我们调查这一假设的光形成时间定义为时代的晕经历他们的最后一次重大合并。这样的晕形成时间的计算通过修改的扩展的Press & Schechter形式主义，其中包括一个现象学的前沿，Delta_m，微小的和显着的相对质量捕获之间的合并和吸积之间的区别。当Delta_m=0.6时，我们证实晕的特征密度与其形成时宇宙的平均密度基本成正比。然而，相对于临界密度的比例性对于开放宇宙产生了稍微好一点的结果。此外，我们还发现晕的尺度半径也基本上正比于它们形成时的维里半径。我们表明，这两个关系是符合以下简单的情况。剧烈的弛豫引起的合并重新安排的结构晕导致相同的密度分布与无量纲的特征密度和尺度半径的普遍值。在合并之间，晕通过周围层的吸积逐渐增长，保持其中心部分稳定，并随着宇宙临界密度的减小而扩大其维里半径。
1997-12-05 astro-ph
Shapes of Stellar Systems and Dark Halos from Simulations of Galaxy Major Mergers
利用来自58个流体动力学双星星系大合并模拟的89个快照样本，我们发现恒星残余物大多是扁圆的，而暗物质晕大多是扁长或三轴的。恒星的短轴和晕的长轴几乎总是几乎垂直的。这可以通过考虑合并过程中角动量和耗散的影响来理解。如果螺旋星系的双星合并是形成椭圆星系或其中一些子群的原因，那么这些星系可以被认为是扁圆的，并以预测的形状和方向居住在它们的晕中。这些预测可能与弱引力透镜的观测研究有关，在弱引力透镜中，人们必须堆叠许多光学排列的星系，以确定堆叠质量分布的形状。这里提出的暗物质和发光物质之间的简单关系可以用来指导星系的堆叠，以最大限度地减少信息丢失。
2006-07-22 astro-ph
The Clustering and Host Halos of Galaxy Mergers at High Redshift
宇宙结构形成的高分辨率模拟表明，稠密环境中的暗物质亚结构，如群体和集群，可能会存活很长一段时间。这些暗物质暗晕可能是星系的宿主。我们使用高分辨率的N体宇宙学体积模拟研究了高红移下晕主要合并的小尺度空间聚集。最近合并，大规模的subhalos表现出增强的集群规模约100-300千秒差距/小时，相对于所有的subhalos相同的下降质量，短时间后的一个主要合并（<5亿年）。小规模的集群增强是较小的质量较低的subhalos，这也显示出赤字的规模刚刚超过过剩。主持最近的晕合并的晕往往有更多的晕;大规模的晕过剩是强大的，它往往增加最大规模的主机晕。在我们探测的尺度下，晕下合并分数与晕质量无关。在卫星和中央subhalos方面，合并增加小规模集群的大规模subhalos来自最近合并的大规模中央subhalos具有增强的卫星人口。我们的合并是通过它们的母恒星质量比来定义的。经历重大质量增益的Subhalos也表现出小规模的集群增强，但这些对应于两个机构的相互作用，导致两个最终的subhalos，而不是subhalo聚结。
2009-03-23 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
Merger trees and the multiplicity function of halos
本文提出了一种计算等级聚类宇宙学中物质晕合并历史的新方法。线性密度场在一系列尺度上被平滑，然后以密度递减的方式排列，并构造合并树。该方法在许多方面类似于Cole \& Kaiser的块模型，但具有许多优点：（i）它保留了关于晕之间的空间相关性的信息，（ii）它使用了一系列重叠的网格，因此在寻找罕见的大质量晕方面要好得多，（iii）它不限于质量比为2的幂的晕，以及（iv）它基于密度场的实际实现，因此可以针对N体模拟进行测试。主要缺点是（i）最小晕质量是晶胞的八倍，相应的动态范围损失，以及（ii）偶尔晕在树中的相对位置不能反映它们的塌陷时间的正确顺序，如从平均晕密度计算的。我们表明，我们的模型表现出所需的缩放行为时，测试幂律谱密度扰动，但它预测更多的大规模晕比平面谱的Press-Schechter形式主义。我们提出了为什么会这样的理由。
1995-11-14 astro-ph
The Evolution of the Dark Halo Spin Parameters lambda and lambda' in a LCDM Universe: The Role of Minor and Major Mergers
在一组无耗散宇宙学LCDM模拟中，研究了暗晕自旋参数的演化及其对暗晕合并历史的依赖性。特别关注的是两种常用的自旋参数版本的差异，即lambda=J*E^1/2/（G*M^5/2）（Peebles 80）和lambda '= J/（sqrt（2）*M_vir*R_vir*V_vir）（Bullock et al. 01）。虽然自旋转移率的分布定义为合并前后自旋参数的比值，但对于lambda和lambda '，我们发现在时间演化上有相当大的差异：虽然lambda'大致与红移无关，但lambda随着红移的减小而显着增加。这种独特的行为产生于吸积过程中自旋转移的微小差异。自旋参数的演化与暗晕的维里比eta：=2*E_kin/ |E_pot|强耦合。主要合并扰动晕和增加他们的维里比和自旋参数为1-2 Gyrs。在高红移（z=2-3），许多晕被平均位力比eta = 1.3的扰动，直到z=0才接近1。我们发现，自旋参数的红移演化是由大量的次要合并，而不是罕见的主要合并事件。
2005-05-12 astro-ph
Reliability of merger tree realizations of dark halos in the Monte-Carlo modeling of galaxy formation
我们研究的可靠性的合并树产生的蒙特卡罗模拟的星系形成。特别是，我们专注于冷气馏分预测的合并树与不同的假设上的祖分布函数，时间步长，和质量分辨率。我们发现，冷气体分数是敏感的合并树的准确性在小质量尺度的祖先在高红移。通过采用相当大数量的红移仓（N_{step} ~ 1000）来生成合并树，可以在合理的程度上再现Press-Schechter预测，这比以前文献中使用的规范值大10倍。
2002-08-15 astro-ph
Do Mergers Spin up Dark Matter Halos?
我们使用一个大的宇宙学N体模拟来研究冷暗物质晕的合并历史和自旋之间可能的相关性的起源。特别是，我们研究声称，残余的主要合并往往有高于平均水平的自旋，并发现这种效果主要是由非放松系统驱动：平衡暗物质晕显示没有显着的相关性之间的自旋和合并的历史。平均而言，非平衡晕具有比松弛系统更高的自旋，这表明维里化过程导致自旋参数值的净减少。我们发现，这种减少是由维里化过程中发生的质量和角动量的内部重新分配驱动的，这是一个在重大合并过程中特别有效的过程，当高角动量物质被推到残骸的维里半径之外时。由于这种重新分配可能会不均匀地影响重子和暗物质的角动量，我们的研究结果质疑了将晕的特定角动量含量与其嵌入的发光成分的角动量含量进行识别的常见做法。需要进一步的工作来阐明分层聚集的星系系统中重子和暗物质角动量含量之间的真实关系。
2007-06-07 astro-ph
The Effect of Spatial Correlations on Merger Trees of Dark Matter Haloes
本文分析了密度涨落的空间相关性对暗物质晕合并历史（所谓的“{ \it合并树}”）的影响。我们比较了暗晕的质量函数的一种新的方法计算合并树，提出的Rodrigues \& Thomas（RT），与其他方法，如块模型，Press-Schechter公式和我们自己的公式，其中的质量函数的解析表示的方式，考虑到空间的相关性。结果表明，新方法给出的质量函数与我们公式给出的质量函数吻合得很好。我们相信，新的方法（RT）{ \it自然}和正确地考虑到由于计算的，基于网格的实现的密度波动的密度波动的空间相关性，因此是非常有用的估计的合并树准确的方式，考虑到空间相关性。此外，通过应用我们的公式，我们提出了一个解析表达式，再现块模型导出的质量函数。因此，我们清楚地表明，为什么和如何由新方法和块模型给出的质量函数是不同的。此外，我们注意到，合并树的建设是敏感的标准重叠晕的崩溃和合并的情况下，两个或两个以上的晕发生重叠。事实上，它表明，当重叠的标准改变时，质量函数受到很大的影响。
1996-08-13 astro-ph
Evolution of the Phase-Space Density of Dark Matter Halos and Mixing Effects in Merger Events
宇宙学N体模拟被用来研究暗物质晕的相空间密度Q = rho/sigma ^[3]的演化。对于“冷”或“暖”暗物质模型，在标度关系Q ~ sigma^（-2.1）或Q ~ M^（-0.82）上没有显著差异。从z = 10到现在的单个晕的跟踪表明存在两个主要的演化阶段：一个早期和快速的（10 > z > 6.5），其中由于整体运动的随机性和后期和长期运动，Q平均减小40倍（6.5 > z > 0），其中由于合并事件引起的混合，Q减小了20倍。对这些晕的研究还表明，由合并事件引起的速度弥散的快速正变化与相密度Q的快速下降有关。
2005-12-19 astro-ph
Dark halo mergers and the formation of a universal profile
我们认为，一个普遍的密度分布暗物质晕产生的层次结构形成的自然后果。它是一个固定点的过程中反复合并。我们提出了一个特定形式的配置文件的出现分析和数值参数。在小半径处，密度应按$r^{-α}$变化，其中$α$由晕的特征密度与其质量成比例的方式确定。如果小晕是密集的，那么$α$是大的。质量-密度关系可以通过“形成时间”参数与初始涨落的功率谱$P(k)$联系起来。早期构造形成导致陡峭的尖点。对于$P(k)\sim k^n$，我们发现$α\simeq 3(3+n)/(5+n)$。通用轮廓是由小光环与较大物体合并时的潮汐剥离产生的。
1996-11-12 astro-ph
Merger history trees of dark matter haloes in moving barrier models
我们提出了一个算法产生合并历史的暗物质晕。该算法是基于偏移集的方法与移动的障碍，其形状是由椭球崩溃模型的晕形成的动机。与大多数其他合并树算法相比，我们的算法在质量上而不是时间上采取离散步骤。这使我们能够量化数值模拟的输出通常在离散时间箱中的事实所产生的影响。此外，它提出了一套自然的缩放变量来描述晕祖细胞的丰度，这种缩放是不一般的球形崩溃。我们测试我们的算法，通过比较其预测与数值模拟中的测量。祖质量分数和质量函数是在良好的协议，因为是预测的标度律。我们还测试了形成红移分布，质量分布在形成，和最近的主要合并的红移分布，所有的N体模拟数据，在广泛的质量和红移的合理协议。最后，我们研究了离散时间快照中采样的影响。在所有的情况下，改进算法的基础上的球形崩溃的假设是显着的。
2009-01-03 astro-ph
Evolution of Dark Matter Phase-Space Density Distributions in Equal-Mass Halo Mergers
我们使用无耗散N体模拟来研究暗物质（DM）晕之间等质量合并中真实粗粒相空间密度分布f（x，v）的演化。晕模型的构造与各种渐近幂律指数范围从陡峭的尖点到核心状的配置文件，我们采用相空间密度估计''恩比''开发的夏尔马和斯坦梅茨计算f（x，v）。所采用的力分辨率允许在模拟系统的维里半径的内部~1%内进行稳健的相空间密度分布估计。我们确认，合并的结果，在粗粒相空间密度的减少，按照预期的混合定理碰撞系统。我们表明，相同的DM晕之间的二进制合并产生的残余物，保留良好的记忆的内部斜坡和整体形状的相空间密度分布的祖先。相空间密度分布的鲁棒性适用于一系列轨道能量，以及各种遭遇配置，包括几个连续合并事件的序列，旨在模仿分层合并，以及发生在不同宇宙学时期的碰撞。如果祖晕构造有明显不同的渐近幂律指数，我们发现，内部的斜率和整体形状的相空间密度分布的残留物基本上更接近的初始系统与最陡峭的中心密度尖点。这些结果明确地表明，混合是不完全的DM晕之间的等质量合并，因为它不擦除的祖属性的记忆。我们的结果也证实了Dehnen（2005）最近关于合并自引力中心密度尖点的分析预测。
2009-06-04 astro-ph
The angular momentum of dark halos: merger and accretion effects
我们提出了暗物质晕角动量演化的新结果。从N体模拟中得到的晕，根据它们的质量增长历史被分为两类：吸积类包含质量连续平稳变化的晕，而合并类包含质量突然显著变化的晕（每个事件的质量大于初始质量的1/3）。我们观察到角动量的增长，它继续以及进入非线性制度，它与质量增长，它发生在两个阶段：一个快速其次是一个缓慢的阶段。对于吸积目录，自旋参数随时间减小，而对于合并目录，自旋参数随时间略有增加，但当两个目录一起考虑时，自旋参数不发生变化，而且自旋参数不依赖于晕质量或宇宙学模型。我们还开发了一个简单的模型来形成类似于银河系的盘状星系，并得出结论，我们自己的光环必须捕获卫星才能获得所需的角动量并实现z ~ 1.6附近的大部分盘状星系。角动量分布表明，在z ~ 1.6只有22%的晕的角动量的大小相当于在太阳质量的$(0.1-5)*10^{11}$的质量范围内的盘星系，显然不足以解释目前观察到的这些对象的丰度。
2003-11-06 astro-ph
Galaxy formation using halo merger histories taken from N-body simulations
我们发展了一个混合的星系形成模型，它使用N体模拟的输出来跟踪合并的历史（或"合并树“）的暗物质晕，并处理重子过程，如气体冷却晕和随后的恒星形成，使用Cole等人的半分析模型。我们将此混合模型与利用Monte-Carlo算法，并发现，除了有限的质量分辨率所施加的N体粒子质量，模型之间的唯一显着差异是由于扩展的Press Schechter理论预测的晕祖质量的分布之间的差异，发现在N体模拟。我们调查的效果有限的质量分辨率的混合模型相比，一个纯粹的半解析模型，大大提高了质量分辨率。我们发现，我们使用的粒子质量为1.4 × 10^10 Msolar/h的模拟的质量分辨率不足以产生一个合理的光度函数，用于b_J带星等小于-17的星系。
2002-10-07 astro-ph
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
The forest of merger history trees associated with the formation of dark matter halos
我们描述了一个简单有效的算法，允许一个构建蒙特卡罗实现合并历史的暗物质晕。该算法是由偏移集模型（邦德等1991年）的条件和无条件晕质量函数的动机。使用该算法构造的树的森林取决于潜在的功率谱。对于泊松或白噪声初始功率谱，森林具有与Sheth（1996）和Sheth & Pitman（1997）描述的树系综完全相同的性质。在这种情况下，可以解析地计算树分布的许多系综平均高阶统计量。对于高斯初始条件与更一般的功率谱，平均性能的合奏密切类似的平均性能预期的偏移集的方法。与使用我们的算法构建的树相关联的各种统计量与层次引力聚类的数值模拟中测得的结果吻合得很好。
1998-05-26 astro-ph
Are mergers responsible for universal halo properties?
冷暗物质（CDM）的N体模拟结果表明，在这种分级结构形成模型中，暗物质晕的密度分布、相空间密度分布、轴比分布、自旋参数分布和内部比角动量分布等性质遵循“普适”规律或分布。在这里，我们研究热暗物质（HDM）占主导地位的宇宙中的第一代晕的性质，作为一个例子的晕形成通过整体塌缩。我们发现所有这些普遍性在这种情况下也存在。Halo密度分布与Navarro等人（1997）的分布非常吻合，质量超过两个数量级。浓度参数依赖于质量，如$c \propto M^{0.2}$，逆转了在分层CDM宇宙中发现的依赖性。然而，浓度-形成时间关系在两种情况下是相似的：较早形成的晕往往比其较晚形成的对应物更集中。在HDM情况下，晕形成历史也具有两个阶段的特征：快速吸积的早期阶段，随后是较慢的增长。此外，HDM和CDM两种情况下的晕的其他性质的统计数据没有显著差异：相空间密度分布、速度各向异性分布、形状参数分布、自旋参数分布和内部比角动量分布在两种情况下都是相似的。只有子结构内容有很大不同。这些结果表明，合并并没有发挥关键作用，在建立的普遍性，从而矛盾的模型，解释他们合并的后果。
2008-09-08 astro-ph
Dependence of Halo Properties on Interaction History, Environment and Cosmology
我目前的结果，从数值N体模拟的合并事件的角动量分布的星系晕的影响，以及在新闻Schechter与N体方法的晕增长的比较。总共使用了六个模拟跨越3个宇宙学：一个标准的平坦的Omega_0=1模型，一个开放的Omega_0=0.3模型和一个“倾斜”平坦的Omega_0=1模型，光谱指数n=0.8。在每个模型中，一次运行使用空间均匀的颗粒网格，一次运行使用大空隙中的精细网格。在所有三个模型和测试的所有环境中，合并残留物（质量比为3：1或更小的晕相互作用产物）的平均角动量大于非合并残留物。此外，合并剩余角动量分布的色散小于非合并分布的色散。与数据最一致的解释是，相互作用物的轨道角动量在确定合并产物的最终角动量方面很重要。我给角动量分布，描述合并残余人口。我追踪了从红移z=0到z=5的最大质量的L_* 银河质量晕（均匀网格）和10^{11}太阳质量晕（精细空洞）的祖先。蒙特卡罗质量历史匹配模拟相当不错，后者的样品。我发现，对于质量为10^{12}到10^{14}太阳质量的晕，这种方法可以低估20%的祖先的质量，因此产生不正确的形成红移的晕。然而，有了这个警告，晕质量历史和形成时间分布的一般形状被保留下来。
2001-05-18 astro-ph
