Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
Lagrangian Statistics of Dark Halos in a LCDM Cosmology
给出了拉格朗日空间中暗物质晕的新的统计性质。通过对一系列N体模拟中形成束缚晕的暗物质粒子的追踪，定量测量了束缚晕惯性张量与局域潮汐张量的相关性，并研究了相关强度与束缚晕球度、局域密度和滤波尺度的关系.结果表明，大多数的原晕表现出强相关的两个张量提供的潮汐场是平滑的原晕的质量尺度。相关强度被发现增加原晕的球度增加，原晕的质量增加，并作为本地密度变得接近临界值，delta_{ec}。研究还发现，在欧拉空间中，两个张量之间的相关性非常弱的特殊原晕往往会获得更高的比角动量，这与线性潮汐力矩理论是一致的。根据我们的研究结果，这是有趣的推测，低表面亮度星系在目前的时代对应于特殊的原晕具有极端的低球度的惯性张量与本地潮汐张量弱相关的假设。
2009-10-25 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters: Concentration, Spin, and Shape
本文详细研究了LambdaCDM宇宙学中暗物质晕结构参数的红移演化。我们在Nbody模拟中研究了质量从10^{10} Msun/h到10^{15} Msun/h，红移从0到2的浓度，形状和自旋参数对质量和红移的依赖性。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们还研究了暗物质晕形状随红移的演化及其对质量的依赖性。在所研究的红移范围内，晕的形状与质量之间的关系可以很好地用幂律拟合。最后，我们表明，虽然对于z=0的自旋参数实际上是质量无关的，在增加红移，它表现出越来越多的相关性与质量。
2010-09-14 astro-ph.CO
The dark matter halos of dwarf galaxies: a challenge for the LCDM paradigm?
冷暗物质晕质量函数在星系和亚星系尺度上比星系恒星质量函数陡得多。这种差异通常通过假设星系形成的效率随着晕质量的减小而急剧下降来调和，因此实际上没有矮星系形成在质量小于~ 10^10 M_sun的晕中。反过来，这意味着，在任何给定的半径，被星系包围的暗物质必须超过某个最小值。我们使用从文献中编译的矮星系的旋转曲线，以探讨其封闭的质量是否符合这些限制。我们发现，在我们的样本中，恒星质量在10^6-10^7太阳质量之间的矮星几乎有一半不符合这一限制：它们要么生活在质量远低于10^10太阳质量的晕中，要么存在一种机制，能够减少一些最暗的矮星所包围的暗质量。在标准LCDM场景中，这两种可能性都不容易适应。将星系形成扩展到远低于10^10 M_sun的晕，将导致大量的矮星系超过目前的估计;同时，所涉及系统的极低恒星质量使得重子效应不太可能减少它们的暗物质含量。解决这个挑战似乎需要对矮星系形成有新的见解，或者对流行的范式进行彻底的修改。
2012-09-11 astro-ph.CO
The radiation energy component of the Hubble function and a LCDM cosmological simulation
我们在LCDM宇宙学模拟中研究了宇宙中辐射能量分量Omega_r对宇宙大尺度结构的几个感兴趣的量的影响;从一个非常高的红移（z=500）开始。特别是，我们计算的功率谱密度，晕质量函数，晕的浓度质量关系。我们发现Omega_r对宇宙结构的长期非线性演化有重要贡献。例如，与没有辐射项的模拟相比，在所有尺度上获得了约50%的较低物质密度功率。此外，考虑Omega_r后形成的晕比不包括在哈勃函数中时的浓度低约20%。
2016-02-11 astro-ph.CO
Streams and caustics: the fine-grained structure of LCDM haloes
我们提出了第一个也是迄今为止唯一的模拟遵循细粒度的相空间结构的星系晕形成的通用LCDM初始条件。我们整合的测地线偏差方程串联的N体运动方程，表明这可以产生数值收敛的结果细粒度相空间流的属性和相关的焦散线，即使在内部区域的晕。我们对这种结构的有效分辨率是许多数量级优于传统技术，即使是最大的模拟。我们将这些方法应用于六个银河系质量晕的宝瓶座项目。在距晕中心8千秒差距处，一个典型的点与大约10^14个密度范围很广的暗物质流相交;大约10^6个质量最大的暗物质流贡献了当地暗物质密度的一半。因此，暗物质粒子的速度分布应该是非常平滑的，最大质量的细粒流贡献了总信号的0.1%。自宇宙大爆炸以来，这个半径的暗物质粒子通常已经通过了200次焦散。内晕中现今焦散线的峰值密度几乎都远低于平均局部暗物质密度。因此，焦散线对预测的局部暗物质湮灭率的提高可以忽略不计（<0.1%）。有效的提升在外晕中更大，但从未超过约10%。因此，细粒流及其相关的焦散线对暗物质的可探测性没有影响，无论是直接在地球实验室中，还是通过湮灭辐射间接，除了寻找轴子的共振腔实验可能会看到最大质量的局部细粒流，因为它们在能量/动量空间中的极端局部化。（节略）
2011-02-01 astro-ph.CO
A comparison of the R_h=ct and LCDM cosmologies based on the observed halo mass function
结构的增长探测了宇宙中的再电离历史和类星体的丰度，构成了宇宙学预言的一个重要探测。然而，晕是不能直接观测到的，所以它们的质量和演化必须间接推断。基于恒晕恒星质量比M_h/M_*（由z <4外推）假设的研究揭示了LCDM的重要张力--一个被称为"不可能早期星系问题"的失败。但是这个比例是否会在红移4 <z <10的过程中演化或保持不变仍然存在争议。为了消除与LCDM的紧张关系，它必须在这个范围内改变大约0.8 dex，这个问题可能会通过詹姆斯韦伯太空望远镜即将进行的观测来解决。在本文中，我们在另一个Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker（FLRW）模型R_h = ct宇宙的背景下研究这个问题，并使用我们以前从宇宙增长率测量到的σ_8，以及爱因斯坦-玻尔兹曼方程的新解，来解释这些最近的晕测量。结果表明，即使在观测到的红移范围内（4 <z <10）M_h/M_* 为常数，R_h = ct中晕分布对质量和红移的依赖性也与实验数据一致，这与LCDM中的张力形成了鲜明的对比。我们的结论是，如果M_h/M_* 是常数，那么大质量星系及其晕的形成时间一定比LCDM中可能的时间要早。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO V: Too big doesn't fail -- reconciling the conflict between LCDM predictions and the circular velocities of nearby field galaxies
我们比较了本星系群中矮星系的半光圆速度V_{1/2}和NIHAO LCDM模拟中预测的星系圆速度曲线。我们使用了一个由34个模拟组成的子集，其中中央星系的恒星光度范围为0.5 x 10^5 < L_V < 2 x 10^8 L_{sun}。NIHAO星系模拟再现了恒星质量和晕质量之间的关系，以及观测到的半光大小与光度的关系。相应的无耗散模拟过度预测了V_{1/2}，恢复了被称为太大而不能失败（TBTF）的问题。相比之下，NIHAO模拟扩大了暗物质晕，并为L_V > 2 x 10 ^6 L_{sun}的星系提供了与V_{1/2}分布的极好匹配。对于较低的光度，我们的模拟预测非常小的晕响应，并倾向于过度预测所观察到的圆速度。在LCDM的背景下，这可能表明在低于M_{halo} \sim 10^{10} M_{sun}的晕中恒星形成的随机性增加，或者环境效应的作用。因此，“太大而不能失败”的晕不会使LCDM失败，但是“太小而不能通过”的晕（星系形成阈值）提供了LCDM的未来测试。
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Effects of Line-of-Sight Structures on Lensing Flux-ratio Anomalies in a LCDM Universe
在多透镜类星体图像中观察到的通量比异常最有可能解释为叠加在主透镜的底层光滑物质分布上的扰动结构的结果。冷暗物质宇宙学模型预测，大量的子结构应该生存在更大的晕内，但令人惊讶的是，这一人口本身已被证明不足以解释观测到的类星体的多个图像的通量比分布。沿着视线投射到主透镜上的其他光晕（以及它们自己的下光晕）被认为是额外的扰动源。在这项工作中，我们使用射线跟踪通过千年II模拟，调查由于质量m> 1 E8 Msun/h的晕和次晕的投影效应的重要性，并将我们的分析扩展到较低的质量，m> 1 E6 Msun/h，使用蒙特卡罗晕分布。我们发现，违反的大小强烈依赖于密度分布和浓度的干预晕，但集群只起着很小的作用。对于一个典型的透镜几何（透镜在红移0.6，光源在红移2），背景光晕（在主透镜后面）比前景光晕更容易引起破坏。我们的结论是，视线结构可以作为重要的内在子结构在造成磁通比异常。在LCDM宇宙中，透镜内和沿着视线的扰动结构的组合效应导致20- 30%的尖点违反概率。这说明了模型和当前数据之间的差异，但需要更大的观测样本来对理论进行更有力的检验。
2012-02-07 astro-ph.CO
Strongly Coupled Dark Energy Cosmologies: preserving LCDM success and easing low scale problems II - Cosmological simulations
在这第二篇论文中，我们提出了第一个Nbody宇宙学模拟强耦合暗能量模型（SCDEW），一类模型，阐明了理论问题的性质有关的暗能量。SCDEW模型假设暗能量（DE）和辅助冷暗物质（CDM）成分之间存在强耦合，同时存在非耦合的暖暗物质成分。CDM和DE之间的强耦合使我们能够保持小尺度的波动，即使温暖的粒子是相当轻（$\approx 100$ eV）。我们的大规模模拟表明，对于$10^{11}<M/M_\odot<10^{14}$，SCDEW晕表现出类似于标准的Lambda冷暗物质（LCDM）模型的数密度和分布，即使它们具有较低的浓度参数。星系晕（$M\sim 10^{12} M_{\odot} $）的高分辨率模拟显示，$\sim 60\%$的子结构比它的LCDM对应，但相同的尖状密度轮廓。在银河系卫星（$M\sim 10^{9} M_{\odot}$）的尺度上，SCDEW的晕与LCDM有很大的不同。由于WDM组件的高热速度，它们几乎没有任何子结构，并呈现强烈的核心暗物质密度分布。这些密度核心延伸了数百秒差距，与银河系卫星的观测结果非常一致。强耦合模式，由于它们能够匹配大尺度和小尺度上的观测结果，可能是简单LCDM模式的有效替代方案。
2015-10-08 astro-ph.CO
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
Dwarf Galaxies as Cosmological Probes
Lambda冷暗物质（LCDM）范式对暗物质晕的丰度、结构、子结构和聚集做出了具体的预测，暗物质晕是星系形成的场所。这些预测可以直接测试，在低质量晕制度，由暗物质占主导地位的矮星系。当观测到矮星的预期性质时，已经确定了LCDM的一些潜在挑战。我回顾了我们对其中一些问题的理解，包括“失踪的卫星”和“太大而不能倒”的问题，并认为这两个问题都不会对LCDM构成不可逾越的挑战。要解决这些问题，需要大多数矮星系都有类似质量的晕，并且有一个相对尖锐的最小晕质量阈值来形成发光星系。这些预测显然是可以证伪的。特别是，LCDM预测了大量的“暗”低质量晕，其中一些应该保留了足够的原始气体，在21厘米深或H $_α$调查中可以检测到。探测到这种预测的“小晕”数量将是一项重大发现，也是LCDM在小规模上取得的巨大成功。
2018-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Dark Energy Properties Hidden in the Dark Matter Halos and Voids
在本文中，我们分析了基于GR的N体模拟的晕和空洞的性质进行了红移z= 0.0和z= 0.8之间的差异动力学暗能量模型（即PL和CPL）相对于LCDM。分析晕表明，PL和CPL这两个模型的行为都类似于LCDM，尽管晕的速度色散对动力学暗能量模型更敏感。此外，开发了一个空洞探测器，从模拟数据中提取空洞的属性。空隙的进一步统计模型证实，PL模型产生更大的空隙。总之，我们的新模拟表明，在区分暗能量模型方面，空洞属性优于晕属性。因此，研究结果表明，在未来的研究中，更多地利用空洞的性质来区分动力学暗能量模型。
2020-11-08 astro-ph.CO
Halo Gas and Galaxy Disk Kinematics Derived from Observations and LCDM Simulations of MgII Absorption Selected Galaxies at Intermediate Redshift
我们获得了10个MgII吸收选择星系（0.3 < z < 1.0）的ESI/Keck旋转曲线，并获得了它们的WFPC-2/HST图像和高分辨率的HIRES/Keck和UVES/VLT类星体谱。我们执行这些星系和它们相关的晕MgII吸收的运动学比较。对于所有10个星系，大多数的吸收速度位于观测到的星系旋转速度的范围内。在7/10的情况下，吸收速度完全位于星系系统速度的一侧，通常与旋转曲线的一条臂对齐。在所有情况下，一个恒定的旋转厚盘模型很难再现所观察到的MgII吸收速度的充分传播时，采用合理的现实参数。在2/10的情况下，星系的运动学，恒星形成面密度，和吸收运动学有相似的高红移星系表现出强烈的外流。我们发现，MgII吸收速度扩展和光学厚度分布可能依赖于星系倾角。为了进一步帮助的数据的空间运动学关系，我们应用类星体吸收线技术嵌入在LCDM模拟的星系（v_c=180公里/秒）。在模拟中，MgII吸收选择富含金属的“晕”气体，从星系，潮汐流，细丝和小卫星星系中大约100千秒差距。在模拟的局限性内，模拟的MgII吸收主要发生在暗条和潮汐流中，并以-200 < v_r < -180 km/s的速度向星系下落。MgII吸收速度偏移分布（相对于模拟星系）跨越~200 km/s，在星系系统速度下检测MgII的频率最低。
2009-12-14 astro-ph.CO
The nature of assembly bias - I. Clues from a LCDM cosmology
我们提出了一个新的代理的过密度峰值高度的大规模集群的晕的一个给定的质量不随大会的历史显着变化。峰高通常用维里质量来表示，但也可以用不同半径的球体内部的质量来近似，在某些情况下，球体内部的质量可以大于维里半径，因此包括单个宿主晕外部的质量。球半径被定义为r = $a$ delta_t + $b$ log_10（M_vir/M_nl），其中delta_t是相对于由维里质量M_vir的晕所承载的星系的典型年龄的年龄，M_nl是非线性质量，$a$ = 0.2和$b$ =-0.02是被调整以追踪组装偏差效应的自由参数。注意，$r$取决于晕圈质量和年龄。在这种新方法中，一些最初被认为是低质量峰的物体属于具有较高过密度的区域。在大尺度上，即在两个晕制度，该模型正确地恢复简单的处方，其中的偏差响应于单独的质量峰的高度，在通常的定义（维里质量），显示出强烈的依赖于额外的晕属性，如形成时间。单晕项对年龄的依赖性也显著降低。根据这个新定义，其"峰高"发生变化的星系群主要由老的恒星星族组成，并且优先由位于更大质量物体附近的低质量晕所承载。后者是在最近的结果表明，旧的，低质量的晕将遭受截断质量吸积附近较大的晕或仅仅是由于其周围的高密度，从而显示出组装偏置效应。质量的变化足够小，使得Sheth等人（2001）的质量函数仍然很好地拟合新质量的分布。
2010-11-05 astro-ph.CO
An improved fitting formula for the dark matter bispectrum
本文在Scoccimarro & Couchman（2001）唯象方法的基础上，提出了一个改进的暗物质双谱拟合公式。我们使用一组LCDM模拟来校准k范围为0.03 h/Mpc<k<0.4 h/Mpc和红移范围为0<z<1.5的拟合参数。这种新提出的拟合很好地描述了BAO功能，尽管它不是设计来的。模拟输出和我们的分析预测之间的偏差通常小于5%，在最坏的情况下永远不会超过10%。我们设想，这个新的解析拟合公式将是非常有用的LCDM模型的非线性暗物质双谱提供可靠的预测。
2012-03-07 astro-ph.CO
Dynamical signatures of a LCDM-halo and the distribution of the baryons in M33
我们使用高分辨率的VLA和GBT观测绘制了M33的中性原子气体含量，并拟合了倾斜环模型来确定扩展气体盘的方向及其旋转曲线。M33的圆盘从8 kpc向外翘曲，但相对于视线的倾斜度没有实质性变化。在内盘中，旋转速度随着半径的增加而急剧上升，在4 kpc时达到100 km/s，然后旋转曲线变得更加扰动和平坦，速度高达120-130 km/s到23 kpc。我们推导出恒星质量表面密度图M33的光盘，通过像素-SED拟合方法的基础上人口合成模型，突出了质量-光比的变化。更远的恒星质量表面是从外盘场的深层图像中估计的。恒星和气体的地图，然后在动力学分析的旋转曲线，以约束暗物质分布，这是相关的所有半径。在LCDM宇宙学中，具有Navarro-Frenk-White密度分布的暗物质晕提供了与暗晕浓度C=10和总晕质量为4.3 × 10^{11}Msun的旋转曲线的最佳拟合。这意味着重子分数为0.02阶，这个星系的演化历史应该解释其原始重子含量的大部分损失。
2014-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. I. Present-day properties
我们使用千禧年I和II宇宙学模拟重温合并的影响在LCDM方案中的中央星系的膨胀的增长。我们的种子星系内的CDM晕使用半经验关系分配恒星和气体的质量，和分析处理估计转移恒星质量的星系合并后的残留物的凸起。我们发现，这个模型大致再现了观测到的膨胀总质量比（B/T）和恒星质量之间的相关性，在今天的中央星系，以及他们的观察到的人口统计，虽然低质量B/T<0.1（无膨胀）星系可能是稀缺的相对于观测到的丰度。在我们的合并驱动的情况下，隆起有一个复合人口组成（i）恒星从坠落的卫星，（ii）恒星转移从主盘由于合并引起的扰动，和（iii）新形成的恒星在合并引发的星爆。我们发现，（i）和（ii）是质量组装的主要渠道，与第一个是占主导地位的大质量星系，创造不同的恒星星族的大隆起比那些内部盘，而第二个是占主导地位的中/低质量星系创造小隆起相似的恒星星族的内部盘。我们将第一（第二）通道的统治权与经典（伪）凸起相关联，并将预测分数与观测结果进行比较。我们注意到，我们的治疗不包括其他机制的隆起增长，如内在的长期光盘不稳定性或错位气体吸积。我们发现，卫星的恒星和气体的内容，因为它向中央星系的演变是一个关键因素，在设置的形态的残余物，和一个很好的匹配观察到的隆起人口发生时，这种演变的过程接近中央星系。
2012-09-07 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
LCDM halo substructure properties revealed with high resolution and large volume cosmological simulations
我们使用Phi-4096和Uchuu的N体宇宙学模拟研究了LCDM暗物质亚晕的结构性质、分布和丰度。由于它们的大体积，高质量分辨率和出色的统计数据相结合，我们能够量化-第一次在超过七十年的时间里始终保持subhalo-to-host-halo质量的比例-subhalo属性与质量，最大圆周速度，Vmax，主机晕质量和距离主机晕中心的依赖关系。我们还剖析了这些依赖关系随宇宙时间的演变。我们提供了准确的拟合subhalo的质量和速度函数，都表现出减少的幂律斜率在预期范围内的值，并没有显着的依赖红移。我们还发现subhalo丰度弱地依赖于主机晕质量。我们探讨了其主机内的subhaloes的分布和它的演变在宇宙时间的subhaloes位于深为0.1%的主机维里半径。次晕结构特性通过浓度参数cV进行编码，cV不依赖于任何特定的预定义密度分布，仅依赖于Vmax。我们推导出了7-1500 km/s范围内的cV-Vmax关系，并发现了对次晕到主晕中心距离的重要依赖性，如Moliné等人（2017）所述。有趣的是，我们还发现相同质量的次晕明显更集中于更大质量的宿主。最后，我们调查的红移演化的cV，并提供准确的配合，考虑到所有提到的依赖关系。我们的研究结果提供了一个前所未有的详细描述subhalo人口，在广泛的subhalo和主机晕群众，以及宇宙时间一致。我们的工作使精确的工作在任何未来的研究涉及暗物质…
2023-02-17 astro-ph.CO hep-ph
Baryon effects on the internal structure of LCDM halos in the EAGLE simulations
我们调查的内部结构和密度分布的质量$10^{10}-10^{14}~M_\odot$晕星系及其环境的演化和组装（EAGLE）模拟。这些遵循星系在$Λ$ CDM宇宙中的形成，并包括被认为是相关的重子物理学的治疗。EAGLE模拟再现了观测到的现今星系恒星质量函数，以及星系人口作为时间函数的许多其他属性。我们发现在EAGLE模拟和模拟，只遵循暗物质组件的晕质量之间的显着差异。尽管如此，在半径大于维里半径的5%时，可以用Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面很好地描述晕，但在更靠近中心的地方，恒星的存在会产生尖形剖面。在总质量分布的中央增强是最重要的质量$10^{12}-10^{13}M_\odot$，恒星分数峰值晕。在径向范围内，他们很好地解决，由此产生的星系旋转曲线与恒星质量$M_*<5\times10^{10}M_\odot$的星系的观测数据非常吻合。我们提出了一个经验拟合函数，描述了总质量的配置文件，并表明其参数与晕质量强相关。
2015-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models II: Galaxy clusters
我们使用一系列绝热SPH模拟，在相互作用和非相互作用的经典宇宙学模型的背景下研究星系团（和大星系团）的$z=0$性质。首先，我们研究了群体和集群的平均属性，量化它们在LCDM，非耦合暗能量（\ude）和耦合暗能量（\cde）宇宙学的差异。特别是，我们专注于径向分布的气体密度，温度和压力，我们还研究了如何标准的流体动力学平衡假设在精髓宇宙学。虽然我们能够确认以前的结果重子的分布，我们也发现，主要的差异（与差异高达$20\%$）可以看到在集群的压力分布。然后，我们将注意力转移到单个结构上，将精粹宇宙学中的每个光环映射到它的对应物\LCDM。我们能够确定一系列小的相关性之间的耦合在黑暗的部门和晕自旋，三轴性和维里化比。当看暗物质晕的自旋和维里化时，我们发现第五力场景与\LCDM有一个微弱的（$5\%$）但系统的偏差。
2014-01-21 astro-ph.CO
Baryonic solutions and challenges for cosmological models of dwarf galaxies
星系和它们的暗物质晕对暗能量加冷暗物质（LCDM）宇宙学模型提出了几个挑战。观测和理论之间的这些差异在质量最低的（“矮”）星系中加剧。LCDM对低质量暗物质晕的数量、空间分布和内部结构的预测在历史上一直与观测到的矮星系不一致，但这是部分预期的，因为许多预测只模拟了暗物质成分。任何强有力的LCDM预测都必须包括一个星系形成的模型，以了解重子物质如何填充和影响暗物质晕。在这篇文章中，我们回顾了LCDM关于矮星系的最显着的挑战，我们讨论了最近的宇宙学数值模拟如何精确定位重子解决方案，这些挑战。我们确定剩余的紧张局势，包括内部暗物质含量的多样性，卫星，恒星形态，和恒星形成淬火的飞机。它们的解决方案，或作为LCDM的实际问题的验证，可能需要改进星系形成模型和提高模拟中的数值精度。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The strongest gravitational lenses: II. Is the large Einstein radius of MACS J0717.5+3745 in conflict with LCDM?
标准的宇宙学模型是否可以根据单个观测到的极端星系团而受到质疑？通常，“极端”一词直接指的是星团质量，这不是一个直接可观测的，因此受到很大的不确定性。因此，希望将极端星系团的研究扩展到直接观测，如爱因斯坦半径（ER）。我们的目标是评估在标准LCDM宇宙学中MACS J0717.5的大观测ER的发生概率。特别是，我们想在一个给定的宇宙学体积的分布函数的单个最大的ER模型，并研究的基本假设和效果有最强的影响的结果。我们得到这个分布的Monte Carlo方法，基于过去的光锥上的晕人口的半解析建模。在对分布进行采样后，我们将结果与我们用于后续分析的一般极值（GEV）分布进行拟合。我们发现，最大ER的分布是特别敏感的晕质量函数的精确选择，透镜三轴度，内斜率的晕密度分布和质量浓度关系。利用得到的分布，我们研究了MACS J0717.5的大ER的发生概率，发现该系统与LCDM没有张力。我们还发现，GEV分布可以用来拟合非常准确的抽样分布，所有这些都可以描述的弗雷歇分布。由于大量的效应强烈地影响着单个最大ER的分布，标准的LCDM宇宙学是否能在单个观测的基础上被排除是值得怀疑的。尽管基本假设存在很大的不确定性，但如果想要这样做，则必须观测到比MACS J0717.5大得多的ER（> 100 arcsec）。
2012-08-20 astro-ph.CO
The abundance of Bullet-groups in LCDM
我们估计了质量大于$10^{13}$ Msun/h的暗物质晕中两个主要暗物质峰之间的位移（DM-DM位移）和DM与气态重子峰之间的位移（DM-gas位移）的预期分布。我们使用SL 2 S J 08544 -0121的观测作为基准，SL 2 S J 08544 -0121是迄今为止观测到的最低质量系统（$1.0\times 10^{14}$ Msun/h），其特征在于具有错位气体成分的双峰暗物质分布。我们发现，$(50 \pm 10)$ %的暗物质晕的圆速度在300公里/秒至700公里/秒（组）显示DM-DM位移等于或大于$186 \pm 30$ kpc/h，如SL 2 S J 08544 -0121中所观察到的。对于圆速度大于700 km/s的暗物质晕（星团），这一比例上升到70 $\pm$ 10%。使用相同的模拟，我们估计的DM气体位移，并发现0.1%至1.0%的集团应目前的分离等于或大于$87\pm 14$ kpc/h对应于我们的观测基准;对于集群这一比例上升到（7 $\pm$ 3）%，与以前的研究一致的暗物质重子分离。考虑到对DM-DM和DM-气体置换的约束，我们发现类似于SL 2 S J 08544 -0121的基团的数密度为$\sim 6.0\times 10^{-7}$ Mpc $^{-3}$，是团簇估计值的三倍。这些结果开辟了一个新的统计测试LCDM的可能性，寻找DM…
2014-06-02 astro-ph.CO
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Shapes From Weak Lensing: The Impact of Galaxy--Halo Misalignment
我们分析的影响星系晕错位弱透镜研究的能力，约束暗物质晕的形状，使用千年暗物质N体模拟和不同的半解析星系形成模型，以及更简单的蒙特卡罗测试相结合。由于分布的星系晕排列是不知道的细节，我们测试各种排列模型，连同不同的方法来确定晕的形状。除了对齐，我们研究晕质量和形状，星系的颜色和形态与由此产生的堆叠投影晕形状的相互作用。我们发现，只有在大量的星系和晕短轴平行的情况下，堆叠，投影晕轴比低于0.95。当使用更广泛的错位分布时，例如最近在星系形成的模拟中发现的那些，晕圈椭圆率信号被洗掉，并且将非常难以观测测量。重要的是要注意，由于理论未知数（半解析模型之间的差异，以及对齐模型之间的差异）导致的堆叠晕轴比的分布比任何统计不确定性都要大得多：假设仅仅因为LCDM预测非球面晕，堆叠投影形状将是椭圆形是天真的。事实上，还没有强大的LCDM预测这个程序，任何这样的椭圆晕信号的解释从透镜的物理晕属性方面将是非常困难的。
2011-11-28 astro-ph.CO
Bending the web: exploring the impact of modified gravity on the density field and halo properties within the cosmic web
本文利用 f(R) 与 nDGP 的 N 体模拟，按宇宙网环境分析密度场、聚类及暗晕质量和自旋，揭示修改引力的高阶统计特征。
2024-10-25 astro-ph.CO
Galaxy and halo angular clustering in LCDM and Modified Gravity cosmologies
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
本文通过N体模拟研究了LCDM和修正引力模型中星系、暗物质和暗物质晕的角聚类，发现0.15 < z < 0.3的红移范围能最大化修正引力信号，并发现第三阶统计量对不同结构形成场景的探测最为敏感。
2026-05-21 astro-ph.CO
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Forming Realistic Late-Type Spirals in a LCDM Universe: The Eris Simulation
在冷的暗物质LCDM宇宙中形成晚型螺旋星系的模拟传统上未能产生现实的候选者。在这里，我们报告了一个新的宇宙学N体/SPH模拟极端动态范围中，一个密切的类似银河系盘星系自然产生。这个被称为厄里斯的模拟是在最终维里半径范围内由质量为Mvir= 7.9 × 10^11 Msun的星系晕和总共N= 1860万个粒子（气体+暗物质+恒星）组成的，力分辨率为120 pc。它包括辐射冷却、来自宇宙紫外线场和超新星爆炸的加热、基于高气体密度阈值（nSF=5个原子cm^-3，而不是典型的nSF=0.1个原子cm^-3）的恒星形成配方，并忽略活动星系核反馈。在目前的时代，模拟的星系有一个扩展的旋转支持的磁盘与径向尺度长度Rd=2.5 kpc，一个缓慢下降的旋转曲线与圆速度在2.2盘尺度的长度为V2.2=214 km/s，一个膨胀盘比B/D=0.35，和重子质量分数是30%低于宇宙值。该盘很薄，在螺旋星系占据的Sigma_SFR - Sigma_HI平面区域形成恒星，并符合光度Tully-Fisher和恒星质量-晕维里质量关系。炽热（T>3x10^5 K）的X射线发光晕气体只占普适重子部分的26%，并且在r=100 kpc的范围内遵循与r^-1.13成正比的平坦密度分布。厄里斯似乎是第一个宇宙学的流体动力学模拟，其中星系的结构特性，在各个组成部分的质量预算，以及质量和光度之间的标度关系都是符合主机的观测…
2011-08-25 astro-ph.CO
Physics of galactic colliders: high speed satellites in LCDM vs MONDian cosmology
在最近的文献中报道的高速卫星星系的统计数据，可以是一个强有力的诊断的深度的潜在的主机晕，从而区分竞争的引力理论。人们天真地认为，高速卫星在修正牛顿动力学（MOND）中比在冷暗物质（CDM）中更常见，因为孤立的MONDian系统具有无限的势阱，而CDM晕具有有限的势阱。在这\textit{Letter}，我们报告的第一代宇宙学模拟的背景下，利用严格的MONDian泊松求解器的初步测试这一假设。我们发现，这种高速遭遇在MOND中比在宇宙结构形成的和谐$Λ$ CDM模型中大约多4倍。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Galactic Satellites in the LCDM Cosmology
我们调查的空间分布的银河系卫星在高分辨率模拟的结构形成的LCDM模型：宝瓶座暗物质模拟个人晕和千年II模拟一个大的宇宙学体积。为了将模拟与银河系的观测相关联，我们使用两种替代模型来填充具有“可见”星系的暗晕：星系形成的半解析模型和丰度匹配技术。我们发现，大质量卫星的径向密度分布大致遵循的暗物质晕（不像分布的暗物质subhalos）。此外，我们的两个星系形成模型给出的结果与观测到的银河系11个经典卫星的轮廓一致。我们的模拟预测，更大，更暗的卫星样本应该仍然保持这种配置文件至少高达100颗卫星的样本。银河系经典卫星的角分布是高度各向异性的。根据扁平化的精确测量，在我们的模拟中，5- 10%的卫星系统与银河系一样平坦，当我们校正银河系盘可能对卫星的遮蔽时，这一比例不会改变。卫星系统的适度扁平是LCDM的一般性质，最好理解为沿着宇宙网细丝的优先吸积的结果。由于这种各向异性的吸积作用，一个单一的丰富的卫星群的吸积可以增强扁率。我们验证了一个典型的银河系质量的CDM晕不收购其11个最大的卫星从少数富裕的群体。质量较小的卫星更可能发生单群吸积。我们的模型预测应该可以通过即将进行的其他星系卫星系统的研究和银河系中较暗卫星的调查来检验。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Function Predictions Beyond LCDM
晕的质量分布，由晕质量函数指定，是几个宇宙学探测器的关键输入。$N$ -体模拟的规模现在是这样的，在大多数情况下，结果不再需要受到几何学的限制，但仍然受到各种系统不确定性的影响。我们调查和讨论这些差异的原因。量化误差源，并适当补偿他们，我们进行了高统计研究暗物质晕67 $N$体模拟调查的质量函数及其演变的参考$Λ$ CDM宇宙学和一组$w$ CDM宇宙学。对于参考$Λ$ CDM宇宙学（接近WMAP 5），我们量化了作为红移函数的质量函数形式的普适性的破坏，发现红移$z=0$和$z=2$之间的普适性形式的演化高达10%。对于宇宙学非常接近这个参考，我们提供了一个拟合公式，我们的结果（不断发展）$Λ$ CDM质量函数的质量范围为$6\cdot 10^{11}-3\cdot 10^{15}$ M $_{\odot}$的估计精度约为2%。$w$ CDM宇宙学的集合取自Coyote宇宙模拟套件。该套件的质量函数（包括$Λ$ CDM宇宙学和其他具有$w\simeq-1$的宇宙学）由参考$Λ$ CDM情况的拟合公式描述，精确度为10%，但具有明显的系统偏差。我们认为，作为一个结果，拟合公式的基础上的普遍形式的质量函数可能有有限的效用，在高精度的宇宙学应用。
2011-03-18 astro-ph.CO
A matter of measurement: rotation velocities and the velocity function of dwarf galaxies
通过将观测到的星系自转速度Vrot与暗物质（DM）晕的最大圆速度Vmax相匹配，可以将大尺度巡天观测得到的速度函数与LCDM宇宙学的预言进行比较。当Vrot<50 km/s时，观测速度函数和LCDM速度函数之间出现较大差异。然而，在矮星系中，Vrot的不同观测测量与Vmax相关的方式并不直接。相反，我们与星系DM晕使用经验重子质量晕质量关系，并表明，不同的观测措施Vrot的结果在非常不同的速度函数。我们展示了如何W50速度函数，即使用HI轮廓线宽度在50%的峰值HI通量来测量Vrot，可以调和与LCDM宇宙学。我们的半经验的方法使我们能够确定的区域的旋转曲线，探测HI测量（RHI），并表明，Vrot的矮星一般测量的一小部分Rmax，解释他们的倾向，有上升的旋转曲线。我们提供的拟合公式与RHI和Reff（有效半径）DM晕的维里半径。为了继续使用速度函数作为LCDM宇宙学的探测器，有必要精确地了解旋转速度的不同测量如何探测DM晕的质量，放弃任何旋转速度的测量都可以平等地用作Vmax的代理的假设。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of the Magellanic Clouds in a LCDM Universe
我们研究银河系麦哲伦云系统选择千禧年-II模拟，以放置在宇宙学背景下的麦哲伦云的轨道。我们的分析表明，卫星质量足够大的LMC类似物通常是在后期吸积。此外，那些在早期吸积并存活到现在的轨道特性与大麦哲伦星系观测到的轨道特性不一致。大麦哲伦星系的高速度，加上模拟中看到的未束缚轨道的缺乏，表明MW的晕的质量不太可能小于2 x 10^12 Msun。这一结论进一步支持统计的晕托管卫星的质量，速度和分离的LMC。我们进一步表明：（1）在MW质量晕中，LMC和SMC质量的天体并不特别罕见;（2）LMC明显的高角动量在宇宙学上并不罕见;（3）在z=0时，MW晕中很少有LMC-SMC双星系统，但在较晚的时候，高速双星对是可能的。基于这些结果，我们得出结论，LMC吸积在过去的四个Gyr，目前正在进行其第一次pericentric通过MW。
2011-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical properties underlying observed kinematics of satellite galaxies
我们研究的运动学卫星周围孤立的星系从斯隆数字巡天（SDSS）光谱目录中选择。使用相空间密度的模型先前测量的晕LCDM暗物质宇宙学模拟，我们确定的晕质量分布和轨道各向异性的卫星作为一个函数的颜色为基础的形态类型和恒星质量的中央宿主星系的属性。我们对晕质量和暗物质浓度参数以及卫星数密度分布进行了约束。我们得到的银河系暗物质晕的浓度-质量关系是一致的标准LCDM宇宙学模型的预测。在给定的晕或恒星质量下，红色星系比蓝色星系有更集中的晕。当11.25<log M_star<11.5时，在几个有效半径内的暗物质的比例最小。卫星的数量密度分布似乎比暗物质的要浅，其尺度半径通常比暗物质大60%。围绕红色主机的轨道各向异性表现出轻微的过量的径向运动，在宇宙学模拟中发现的典型的各向异性配置文件，而蓝色星系被发现是一致的各向同性的速度分布。我们的新的限制星系的晕质量提供分析近似的晕恒星质量关系的红色和蓝色星系。
2013-01-04 astro-ph.CO
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Mergers on the Survival and Abundance of Disk-Dominated Galaxies
我们研究了LCDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对LCDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量输运，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，星系合并的特点，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕控制。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LCDM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。我们讨论了这一标准的物理起源，并表明，磁盘占主导地位的部分对星系质量的依赖提供了合并假说的进一步检验。[For更多详情，见Koda等人（2009年）。]
2009-02-10 astro-ph.CO
The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas Rich Galaxies as a Test of LCDM and MOND
重子塔利-费雪关系（英语：Baryonic Tully-Fisher Relation，BTFR）是盘状星系中重子质量与自转速度之间的经验关系。它提供了LCDM中的星系形成模型和MOND等替代理论的测试。对富含气体的星系的观测提供了一个比恒星主导的螺旋星系更精确（如果不那么精确的话）的BTFR的斜率和归一化的测量，因为它们的质量对恒星星族建模的细节不敏感。这些星系的最新独立数据与Mb = AVf ^4和A = 47+/-6 Msun（km/s）^-4相一致。这相当于MOND，其中$a_0 = 1.3 +/- 0.3 A/s/s。数据中的分散性与完全由观测不确定性造成的一致。目前还不清楚为什么LCDM中的星系形成物理学恰好挑选出MOND预测的关系。我们引入了一个反馈功效参数E晕的性质，他们的主机的星系。E与恒星形成率和气体分数相关，因为经历了最少恒星形成的星系受到反馈的影响最大。
2011-12-07 astro-ph.CO
Computation of the Halo Mass Function Using Physical Collapse Parameters: Application to Non-Standard Cosmologies
在这篇文章中，我们比较了晕质量函数的漂移集理论预测的漂移扩散势垒对N体模拟几个宇宙学模型的结果。这包括大范围晕质量的标准LCDM情况，具有不同类型原始非高斯性的模型，以及暗能量的Ratra-Peebles精髓模型。我们表明，在所有这些宇宙学的情况下，丰富的暗物质晕可以描述一个漂移的扩散障碍，其中两个参数描述的障碍有物理内容。在高斯LCDM的情况下，统计足够精确，可以实际预测这些参数在不同的红移从初始条件。此外，我们发现，在障碍的随机性是不可忽略的，使简单的确定性的球形塌陷模型一个坏的近似，即使在非常高的晕质量。我们还表明，使用标准的偏移集的方法与障碍启发峰补丁导致不一致的预测晕质量函数。
2014-11-11 astro-ph.CO gr-qc
Imprints of non-standard Dark Energy and Dark Matter Models on the 21cm Intensity Map Power Spectrum
研究了非标准暗能量（DE）和暗物质（DM）模型对高红移中性氢（HI）气体21 cm强度谱图功率谱的影响。为此，我们使用晕目录从N体模拟的动态DE模型和DM的情况下，统计上无法区分的标准冷暗物质模型与宇宙学常数（LCDM），使用目前可用的宇宙学观测。我们限制我们的分析晕目录在红移z = 1和2.3，这是共同的所有模拟。对于每个目录，我们使用一个简单的处方相关联的HI气体质量N体晕的HI分布模型。我们发现，DE模型留下一个独特的签名在HI光谱在很宽的范围内的尺度，这与晕质量函数和非线性制度的聚类发病的差异。在非标准DM模型的情况下，HI谱相对于LCDM模型的显着差异只产生于低质量晕的抑制丰度。这些宇宙学模型相关的特征也出现在21厘米光谱中。特别是，我们发现，未来的SKA测量可以区分DE和DM模型的印记在高统计显著性。
2017-06-28 astro-ph.CO
Effects of Coupled Dark Energy on the Milky Way and its Satellites
我们提出了第一个数值模拟耦合暗能量宇宙学与足够高的分辨率，以调查银河系和亚银河系尺度上的耦合的影响。我们选择了两个常数耦合和一个随时间变化的耦合函数，我们运行三个银河大小的晕（$\sim$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$），一个较低质量的晕（6 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）和一个矮星系晕（5 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$）的模拟。我们用数百万个暗物质粒子来分辨每个晕。在所有尺度上的耦合导致较低的晕浓度和相对于LCDM的子结构的数量减少。我们发现，减少的浓度是由于不同的形成时间，但它们与额外的条款，出现在方程描述的引力动力学。在银河系卫星的尺度上，我们表明，较低的浓度可以帮助调和观测和模拟的旋转曲线，但耦合值必须有一个显着的差异，从LCDM是目前的观测限制之外。另一方面，如果考虑对标准模型的其他修改，允许更高的耦合（例如大质量中微子），耦合的暗能量可以成为一个有趣的场景，以减轻LCDM模型的小尺度问题。
2015-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking X-ray AGN with dark matter halos: a model compatible with AGN luminosity function and large-scale clustering properties
我们的目标是在协调LCDM模型的一般框架下找到一个描述X射线选择活动星系核的光度函数和大尺度成团偏差的最小模型。我们假设活动星系核X射线光度L_X与宿主暗物质晕质量M_h之间存在简单的总体平均标度关系。利用这种关系，活动星系核X射线光度函数可以由晕质量函数计算出来。利用后者的协调LCDM晕质量函数，我们得到了匹配由X射线观测得到的红移相关活动星系核X射线光度函数所需的M_h-L_X关系。我们发现，通过简单的幂律标度M_PDMATHABMM L_X^Γ（z），我们的模型可以成功地再现观测到的X射线光度函数。此外，我们自动获得预测的大规模活动星系核集群的振幅和它们的依赖光度和红移，这似乎是兼容的活动星系核集群测量。我们的模型还包括红移相关的活动星系核占空比，其峰值在红移z ~ 1处，其峰值与1一致，表明平均每个暗物质晕不超过一个活动星系核。对于一个典型的z ~ 1的X射线选择活动星系核，我们的最佳拟合M_h-L_X标度表示低的埃丁顿比L_X/L_Edd ~ 10^{-4}-10 ^{-3}（2-10 keV波段，不应用测辐射热校正）和相应的大质量增长e折叠时间，表明典型的X射线选择活动星系核主要通过相对低效的“热晕”吸积模式提供燃料。
2013-11-13 astro-ph.CO
On a novel approach using massive clusters at high redshifts as cosmological probe
在这项工作中，我们提出了一种新的方法来测试的有效性的基准LCDM宇宙学的测量最大质量的晕在一个样本中的子体积相同的大小平铺在天空中的一个固定的红移的累积分布函数。事实上，最大质量的集群探测的质量函数，LCDM和替代宇宙学模型之间的差异是最强的高质量的尾巴，使我们的方法特别有趣的宇宙学探测。我们利用一般极值统计（GEV），以获得在给定的体积中最大质量的对象的累积分布函数。我们抽样这个分布函数，根据所覆盖的调查区域的一系列不同的“测试宇宙学”和不同的准确质量估计的晕补丁的数量。通过用GEV分布函数拟合这个样本，我们可以研究哪些参数对测试宇宙学最敏感。我们发现，一旦我们能够在红移大于z=1（z=1.5）时建立一个足够完整的大面积观测，M_lim=10^14.5 M_sun/h（M_lim=10^14 M_sun/h），最大质量晕的概率分布函数的峰值非常适合检验基准LCDM模型的有效性。作为累积性的，所提出的措施是强大的，在集群质量的20-30%的准确度将足以测试替代模型。由于只需要在每个角补丁中最大的系统，这种方法将非常适合作为第一个快速一致性检查，然后再进入一个更复杂的统计分析观察到的晕样本。
2011-09-13 astro-ph.CO
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
The inner structure of haloes in Cold+Warm dark matter models
我们分析了冷加暖暗物质宇宙学（CWDM）中暗物质晕的性质。我们研究了它们对热粒子的分数和速度色散的依赖性，保持自由流尺度固定。为此，我们考虑三种具有相同自由流的模型：（1）90% CDM和10% WDM的混合物，质量为1 keV;（2）50% CDM和50% WDM的混合物，质量为5 keV;（3）纯WDM，质量为10 keV。“暖”粒子重新调整了费米-狄拉克原始速度谱（就像非共振产生的无菌中微子一样）。我们比较了这些模型之间的晕的性质，并与LCDM具有相同的宇宙学参数。我们证明，虽然这些模型具有相同的自由流长度和物质谱的抑制是相似的尺度探测莱曼-α森林同动波数k<3-5 h/Mpc），所产生的性质与质量低于1 e11 Msun的晕是不同的，由于不同的行为，在较小的尺度上的物质功率谱。特别是，我们发现，虽然星系的数量保持不变，在LCDM的情况下，他们的密度分布变得不那么集中，因此在更好的协议与目前的观测限制。我们的研究结果意味着，这些模型的一个单一的参数（如自由流长度）的描述是不够的，以充分捕捉他们的结构形成过程中的影响。
2012-10-01 astro-ph.CO
The clustering of galaxies at z~0.5 in the SDSS-III Data Release 9 BOSS-CMASS sample: a test for the LCDM cosmology
本文介绍了282，068个星系在重子振荡光谱巡天（BOSS）样本中的聚类结果，这些星系的红移为0.4<z<0.7，这是斯隆数字巡天III项目的一部分。我们的研究结果涵盖了从~0.5到~90 Mpc/h的大范围尺度。我们将这些估计与平坦LCDM宇宙学模型的预期进行比较，模型参数与WMAP 7数据兼容。我们使用MultiDark宇宙学模拟与一个简单的晕丰度匹配技术，估计星系关联函数，功率谱，丰度的subhaloes和星系的偏见。我们发现LCDM模型对z~ 0. 5处观测到的关联函数给出了合理的描述，考虑到该模型一旦与观测到的BOSS星系丰度相匹配，就没有任何自由参数，这是一个非常好的一致性。然而，我们发现在小于~1 Mpc/h和~10-40 Mpc/h的尺度下，关联函数的偏差（>~10%）。需要一个更现实的丰度匹配模型和来自即将进行的观测的更好的统计数据来澄清这种情况。我们还估计，在丰度匹配的样本中，约有12%的“星系”是质量M>~ 1 e14 Msun/h的卫星星系。使用MultiDark模拟，我们还研究了匹配目录的真实空间晕偏差b（r），发现在大尺度下b=2.00+/-0.07，与使用测量的BOSS投影关联函数获得的结果一致。此外，线性大尺度偏差取决于丰度匹配样本的数密度n，公式为b=-0.048-（0.594+/-0.02）*log（n/（h/Mpc）^[3]）。将这些结果外推到…
2013-04-22 astro-ph.CO
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spin Alignments in Galaxy Pairs as a Test of Bouncing Coupled Dark Energy
利用流体动力学耦合暗能量（cDE）模拟的公开数据，研究了耦合暗能量对孤立星系晕自旋排列的影响（H-CoDEC），用于各种cDE模型，如EXP 001、EXP 002、EXP 003（具有指数势和常数耦合），EXP008e3（具有指数势和指数耦合）和SUGRA 003（具有超引力势和负常数耦合）以及标准LCDM宇宙学（具有WMAP 7参数）。通过测量每个模型中孤立的星系晕对自旋轴夹角的余弦，并确定其概率密度分布，我们发现，对于具有弹跳cDE的SUGRA 003模型，在99.999%的置信水平下，星系晕对不存在自旋对齐的零假设被拒绝。与此相反，LCDM宇宙学没有产生明显的自旋对齐信号，其他四个cDE模型也只表现出微弱的自旋对齐信号。自旋校准信号的强度被发现是几乎独立的总晕质量和星系对的分离距离。还表明，没有信号被检测到从斯隆数字巡天DR 7，我们得出结论，星系对的自旋排列原则上是一个独特的测试弹跳cDE模型。
2012-04-02 astro-ph.CO
Measurement of the halo bias from stacked shear profiles of galaxy clusters
我们提出的观测证据的2-halo项的堆叠剪切剖面的约1200个光学选择的星系团的基础上成像数据和公共剪切目录从CFHTLenS。我们发现晕偏置是对星系团周围物质相关分布的一种度量，它与星系团质量具有振幅和相关性，这与基于LCDM标准宇宙学模型的预言非常吻合.质量浓度关系是平坦的，但高于理论预测。我们还证实了星系团的光学丰度与其质量之间密切的标度关系。
2014-02-19 astro-ph.CO
