Spin and structural halo properties at high redshift in a LCDM Universe
在这篇论文中，我们详细研究了高红移暗物质晕的关键结构特性随自旋参数的变化。我们执行和分析的LCDM宇宙中的结构的形成的高分辨率宇宙学模拟。我们研究了z = 15 - 6的大样本暗物质晕的质量函数、椭圆率、形状、密度分布、旋转曲线和维里化。我们还提出了详细的收敛测试个人晕。我们发现，高自旋晕有更强的集群强度（高达25%），在所有的质量和红移范围内，在这些早期的时代。高红移的球形晕也比非球形晕多50%的聚集。在这些红移的高自旋晕也优先在高密度环境中发现，并且比它们的低自旋对应物有更多的邻居。我们报告了一个系统的偏移量的峰值的圆速度曲线的高，低自旋晕相同的质量。因此，在没有自旋知识的情况下，仅使用圆速度估计晕质量会产生高达40%的误差。我们在这里报告的关键结构特性对自旋的强烈依赖可能对研究这些星系的恒星形成和反馈具有重要意义。
2010-05-06 astro-ph.CO
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
Fitting functions for a disk-galaxy model with different LCDM-halo profiles
我们提出了一个适应的标准场景的磁盘星系形成的和谐LCDM宇宙学的目的是推导出解析表达式的尺度长度和旋转速度的现今磁盘内形成四个不同的，宇宙学动机原星系暗物质晕密度配置文件。我们调用一个标准的星系形成模型，其中包括维里平衡的球形暗晕，气体冷却过程中的特定角动量守恒，和绝热晕响应的气体流入。中心星盘的平均质量分数和质光比被视为自由参数，其值被调谐到与观测到的星系的大小-光度和圆速度-光度关系的零点相匹配。我们提供了在Einasto r^{1/6}、Hernquist、Burkert和Navarro-Frenk-White暗物质晕中形成的圆盘的特征尺寸和旋转速度的解析公式。这些表达式同时匹配所观察到的零点和斜率的不同的相关性，可以建立在RVL空间的盘星系的星系和恒星形成效率的合理值。
2010-05-05 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 Local Void: for or against LCDM?
局部空洞的空洞性是对当前LCDM结构形成的标准范式的严重挑战。我们使用一个高分辨率的宇宙学N体模拟，千年II运行，结合一个复杂的半解析星系形成模型，探索统计是否允许在我们目前的知识星系形成在LCDM的本地空白。我们发现，在我们的模拟中，大约15%的本地群模拟系统（77个中的11个）与附近的低密度区域有关，这些区域的大小和“空虚”与观察到的本地空洞相似。这表明，与其说局部空洞是LCDM的危机，不如说局部空洞的空虚是标准LCDM理论的成功。在这样的空隙中的微弱星系的缺乏是由两个因素的组合导致的：一个较低的振幅的晕质量功能的空隙比在现场，和较低的星系形成效率的空隙晕由于晕组装偏置效应。虽然前者是主导因素，但后者也起着相当大的作用。晕组件的偏差效应的结果在恒星质量分数低25%的空星系相比，具有相同的晕质量的场星系。
2014-03-14 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters
我们研究的质量和红移的浓度参数的Nbody模拟跨越质量从$10^{10} \hMsun$到$10^{15} \hMsun$和红移从0到2。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。我们提出了实施该模型的预测的浓度参数的值为不同的质量和红移的初步结果。
2011-02-11 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 PN.S Elliptical Galaxy Survey: a standard LCDM halo around NGC 4374?
作为我们目前的计划，以测试LCDM预测的暗物质（DM）晕使用扩展的运动学观测的早期型星系的一部分，我们提出了一个明亮的椭圆星系NGC 4374（M84）的动力学分析的基础上~450行星状星云（PNe）的速度从PN.光谱仪，随着扩展的长缝恒星运动学。这是第一个这样的分析星系从我们的调查与径向恒定速度色散曲线。我们发现，在重叠区域，PNe的空间和运动学分布与场星一致。速度峰度在几乎所有半径处都为零。我们构建了一系列的牛仔裤模型，拟合速度色散和峰度，以帮助打破质量各向异性简并。我们的质量模型包括DM晕无论是浅的核心或中央尖点的宇宙学模拟预测-随着新的介绍，在这种情况下，绝热晕收缩重子下落。这两类模型都证实了NGC 4374周围有一个非常巨大的暗晕，表明PN运动学数据能够很好地检测到这种晕。考虑到默认的宇宙学质量模型，我们证实了早期的建议，明亮的星系往往有晕浓度高于LCDM预测，但这被发现解决，如果一个萨尔彼得IMF或绝热收缩与Kroupa IMF的假设。因此，第一次发现的情况下，PN动力学很可能是符合标准的暗物质晕。一个核心晕也可以适合的数据，并喜欢一个恒星质量与萨尔彼得IMF一致。在光度较低的"普通"椭圆星系中发现的不那么引人注目的暗物质含量表明，晕的性质可能是由重子的发散效应在它们的组装历史中产生的双峰性。
2010-10-11 astro-ph.CO
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
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
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
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
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 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 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
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
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
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 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
Relation between halo spin and cosmic web filaments at z=3
我们研究了暗物质晕的自旋演化及其对高红移宇宙网中连接细丝数量的依赖性（下文称为自旋-细丝关系）。为此，我们在宇宙学N体模拟中模拟了质量范围为$5\times10^{9}h^{-1}M_{\odot}$到$5\times10^{11}h^{-1}M_{\odot}$的$5000$晕，其质量范围为$z=3$。我们证实了Prieto等人在2015年发现的关系，其中具有较少细丝的晕具有较大的自旋。我们还发现，这种关系是更重要的晕质量较高，和晕与被动（没有重大合并）的组装历史。另一个发现是，具有较大自旋或较少细丝的晕具有与自旋矢量更垂直对齐的细丝。我们的研究结果指向一个图片中的初始自旋的晕是很好地描述了潮汐扭矩理论，然后得到随后的修改，在一个可预测的方式，因为拓扑结构的宇宙网络，这反过来又是由目前青睐的LCDM模型。我们的自旋-细丝关系是LCDM的一个预测，可以用观测来检验。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Effects of Line-of-Sight Structures on Lensing Flux-ratio Anomalies in a LCDM Universe
在多透镜类星体图像中观察到的通量比异常最有可能解释为叠加在主透镜的底层光滑物质分布上的扰动结构的结果。冷暗物质宇宙学模型预测，大量的子结构应该生存在更大的晕内，但令人惊讶的是，这一人口本身已被证明不足以解释观测到的类星体的多个图像的通量比分布。沿着视线投射到主透镜上的其他光晕（以及它们自己的下光晕）被认为是额外的扰动源。在这项工作中，我们使用射线跟踪通过千年II模拟，调查由于质量m> 1 E8 Msun/h的晕和次晕的投影效应的重要性，并将我们的分析扩展到较低的质量，m> 1 E6 Msun/h，使用蒙特卡罗晕分布。我们发现，违反的大小强烈依赖于密度分布和浓度的干预晕，但集群只起着很小的作用。对于一个典型的透镜几何（透镜在红移0.6，光源在红移2），背景光晕（在主透镜后面）比前景光晕更容易引起破坏。我们的结论是，视线结构可以作为重要的内在子结构在造成磁通比异常。在LCDM宇宙中，透镜内和沿着视线的扰动结构的组合效应导致20- 30%的尖点违反概率。这说明了模型和当前数据之间的差异，但需要更大的观测样本来对理论进行更有力的检验。
2012-02-07 astro-ph.CO
Strongly Coupled Dark Energy Cosmologies: preserving LCDM success and easing low scale problems II - Cosmological simulations
在这第二篇论文中，我们提出了第一个Nbody宇宙学模拟强耦合暗能量模型（SCDEW），一类模型，阐明了理论问题的性质有关的暗能量。SCDEW模型假设暗能量（DE）和辅助冷暗物质（CDM）成分之间存在强耦合，同时存在非耦合的暖暗物质成分。CDM和DE之间的强耦合使我们能够保持小尺度的波动，即使温暖的粒子是相当轻（$\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
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
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
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher Relation predicted by cold dark matter cosmogony
在LCDM范式中，为重子塔利-费舍尔关系（BTFR;螺旋星系中的重子质量与旋转速度）提供理论基础已被证明是有问题的。简单的计算表明斜率太低，散射太高，最近的半解析模型和数值星系模拟通常无法再现这种关系的某些方面。此外，一种模式的假设往往与另一种模式的假设不一致。本文的目的是开发一个严格的预测BTFR的上下文中LCDM，只使用先验预期的效果和关系，最小的理论假设，没有自由参数。将探讨这种关系对银河系关键参数变化的稳健性。我采用模块化的方法，采取每一个独立的星系的关系，必要的建设BTFR从最新的数值模拟的黑暗晕。这些关系--以及它们的预期散射--被用来描述具有一定质量范围的模型螺旋，从而在BTFR空间中产生一个带，代表LCDM预测的当前最佳猜测。对预期LCDM效应的一致处理在很大程度上有助于使朴素斜率-3 LCDM预测与数据相一致，特别是在10^9 M_sun < M_bar < 10^11 M_sun的范围内。理论上的BTFR在M_bar > 10^11 M_sun时变得明显弯曲，但由于缺乏极高质量的螺旋，这很难在观测上进行测试。低质量的富含气体的星系有系统地低于LCDM预测的旋转速度，虽然用于描述重子质量分数的关系必须在这个制度外推。这里推导出的BTFR斜率明显大于早期的预测，这一事实是重子质量分数对总晕质量的预期敏感性相应增加的直接结果。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's bright satellites as an apparent failure of LCDM
我们使用的宝瓶座模拟表明，最大质量的星系质量的暗物质晕在LCDM的subhalos是严重不一致的最明亮的银河系矮球状星系的动力学。虽然矮椭球体的最佳宿主都有12 <Vmax <25 km/s，但LCDM模拟预测至少有10个Vmax> 25 km/s的subhalo。这些次晕也是早期最大的次晕之一，并且大大超过了z~10的紫外线抑制质量。没有基于LCDM的银河系卫星群模型可以解释这一结果。问题在于卫星的密度：要匹配观测到的银河系光度函数是很简单的，但这样做需要矮椭球体具有比观测到的质量大5倍的暗物质晕。独立的困难，在解释这些密集的，大规模的subhalos的情况下，有一个基本的紧张关系之间的派生属性的明亮的银河系矮椭球体和LCDM的期望。推断出的这些星系的下落质量都是近似相等的，并且远低于LCDM对它们光度系统的标准预测。因此，它们隐含的恒星形成效率跨越了两个数量级，从0.2%到20%的重子转化为恒星，与从更大质量的星系中收集到的预期形成鲜明对比。我们探讨可能的解决方案，这些问题的范围内LCDM，并发现他们是没有说服力的。特别是，我们使用受控模拟来证明，小恒星质量的亮矮星球状体超新星反馈不太可能解释其低推断密度。
2012-03-21 astro-ph.CO
Small-Scale Structure in the SDSS and LCDM: Isolated L* Galaxies with Bright Satellites
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）中的一个体积有限的孤立星系光谱样本，研究了~L* 银河系类似物周围的发光（M_r <~ -18.3）卫星（如大麦云（LMC））的频率和径向分布，并将我们的结果与模拟中基于丰度匹配的LCDM预测进行了逐对象的比较。我们发现，12%的银河系类星系在75 kpc（预计）内拥有LMC类卫星，42%在250 kpc（预计）内。这意味着大约10%的L * 星系在大麦哲伦星系的距离内有一颗卫星，大约40%的L* 星系在其暗物质晕的维里化范围内有一颗明亮的卫星。值得注意的是，该模拟非常好地再现了观测到的秒的频率、径向依赖性、速度分布和光度函数，这表明LCDM在~50 kpc尺度上提供了对观测到的宇宙的精确再现，其星系的亮度可达到L~10^9 Lsun。叠加时，观测到的这些卫星的成对速度色散为sigma~160 km/s，与其宿主晕质量的丰度匹配预期一致。最后，L* 原色周围的明亮卫星在光度范围内比典型星系明显更红，这表明环境淬灭在星系大小的暗物质晕中起作用，这些暗物质晕通常只包含一个明亮的卫星。这种红色趋势与银河系的LMC形成鲜明对比，即使对于场星系来说，LMC也是不寻常的蓝色。我们认为，大麦哲伦星系的不一致的颜色可能是进一步的证据，它正在经历一个触发恒星形成事件后，第一次下降。
2011-05-23 astro-ph.CO
M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Boosting hierarchical structure formation with scalar-interacting dark matter
我们研究了宇宙结构形成的暗物质（DM）模型中长程标量相互作用的影响，特别关注晕的形成时间。利用$N$ -体模拟与$512^3$ DM粒子，我们表明，在我们的模型暗物质晕的形式大大提前：跟踪物体的红移$z\sim6$，我们发现，形成的时间，其特征在于红移$z_{1/2}$的光环已组装其最终质量的一半，逐渐从$z_{1/2}\approx 1.83$在基准LCDM模型的$z_{1/2}\approx 2.54$在最极端的自相互作用模型。这是伴随着红移的转变，标志着合并和稳定的吸积时代之间的过渡，从$z_{*}\approx 4.32$在\lcdm晕到$z_{*}\approx 6.39$在我们的最强相互作用模型。换句话说，在这项工作中采用的标量相互作用模型产生更多的结构在高红移，在同一时间延长了稳定的吸积阶段。这些效应结合在一起可以帮助LCDM模型解释WMAP数据所示的高红移再电离，并可以缓解与薄盘主导星系在低红移下的生存相关的问题。
2010-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Can cosmological simulations capture the diverse satellite populations of observed Milky Way analogues?
最近出现的对当地银河系“类似物”及其卫星群的深入观测调查使我们能够将银河系置于更广泛的宇宙学背景下，并在小尺度上测试星系形成的模型。在本研究中，我们使用基于LCDM的ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件，其中包含45个银河系模拟宿主晕，以比较观测到的卫星光度函数，径向分布函数和丰度标度关系，从最近的本地体积和SAGA观测调查，除了银河系和M31。我们发现，与以前的一些说法相反，基于LCDM的模拟可以成功地同时捕获的平均趋势和多样性，在观测到的光度和径向分布函数的银河系类似物一旦重要的观测选择标准的因素。此外，我们表明，在固定的晕质量，模拟卫星径向分布的浓度部分地由底层的光滑暗物质晕，虽然随机性，由于有限数量的卫星是主要的驱动程序在固定的晕质量的卫星的径向分布的散射。
2021-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
How do galaxies populate Dark Matter halos?
对于任何假设的恒星初始质量函数，斯隆数字巡天（SDSS）给出了10^8 M_sun < M_* < 10^12 M_sun的星系的恒星质量函数的精确测定。在和谐LCDM宇宙学中，千禧年模拟给出了一个精确的晕质量函数，所有星系可以形成的晕。在一个合理的假设下，星系的恒星质量是其晕所达到的最大质量的递增函数，这些结合起来给出了晕质量作为恒星质量的函数。结果与观测估计的平均晕质量作为恒星质量的函数，从叠加分析的引力透镜信号和卫星动力学的SDSS星系。对于银河系通常假设的恒星质量M_* ~ 5.5 x 10^10 M_sun，隐含的晕质量为~ 2 x 10^12 M_sun，这与最近的直接估计和MW/M31计时论证的推论一致。与每个晕相关联的重子在其中心星系中以恒星形式存在的比例在质量略低于银河系的情况下达到最大值20%，并在更高和更低质量时迅速下降。这些转换效率低于几乎所有最近的星系形成的高分辨率模拟，表明这些还不是星系群典型成员形成的可行模型。当插入到千禧年-II模拟，我们推导出的恒星质量和晕质量之间的关系预测恒星质量的自相关函数与直接在SDSS测量的非常一致。Tully-Fisher关系也与观测结果一致，表明星系光度函数和Tully-Fisher关系可以在LCDM宇宙学中同时重现。
2010-01-12 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
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
A statistical investigation of the mass discrepancy-acceleration relation
我们使用质量差-加速度关系（星系中总质量与可见质量之比与加速度之间的相关性; MDAR）来检验星系晕之间的联系。我们使用一组16个统计数据来分析MDAR，这些统计数据量化了它的四个最重要的特征：它的形状，它的散射，“特征加速度尺度”的存在，以及它的残差与其他星系属性的相关性。我们构建了一个经验框架的星系晕连接LCDM产生预测这些统计数据，从传统的相关性（晕丰度匹配; AM），并在需要时介绍更多。通过与实验数据的比较，我们发现：1）MDAR的近似形状很容易被AM模拟再现，并且没有证据表明暗物质变得可以忽略的加速度在数据中的分布比在AM模拟中的分布小; 2）即使在保守的假设下，AM也显著高估了关系中的分散及其在低加速度下的归一化，此外，平均而言，暗物质的位置过于靠近星系的中心; 3）MDAR提供了2 σ证据，证明星系大小和哈勃类型与晕质量或在固定恒星质量下的浓度之间存在正相关关系。我们的分析奠定了基础，自下而上的确定的星系晕连接的关系，如MDAR，提供具体的统计检验特定的星系形成模型，并带来了更清晰的焦点，相对证据符合星系运动学LCDM和修改重力的替代品。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 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
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
Renzo's rule revisited: A statistical study of galaxies' baryon - dark matter coupling
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
本文通过统计分析探讨Renzo规则的有效性，发现其在NGC 1560中存在支持，但整体数据挑战了该规则的普遍性，且指出当前数据缺乏清晰的重子特征限制了其验证。
2026-03-18 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
Halo modelling in chameleon theories
我们分析的大尺度结构形成的标量张量理论的恒定的Brans-Dicke参数的一致性模型的背景扩展历史相匹配的建模技术，并在高密度区域产生的引力修正的变色龙抑制。因此，我们使用的质量和环境依赖的变色龙球形塌陷模型，Sheth Tormen晕质量函数和线性晕偏置，Navarro-Frenk-White晕密度分布，和晕模型。此外，使用球形塌陷模型，我们外推的变色龙质量浓度标度关系从LCDM处方校准N体模拟。我们还提供了对模型参数的约束，以确保在局部尺度上的可行性。我们测试我们的描述晕质量函数和非线性物质功率谱对各自的观测量提取的大容量和高分辨率N体模拟的极限情况下的f（R）重力，对应于消失的Brans-Dicke参数。我们发现两者之间有很好的一致性;晕模型提供了一个很好的定性描述的形状的相对增强的f（R）物质功率谱相对于LCDM所造成的额外的吸引引力，但未能恢复正确的振幅。引入一个有效的线性功率谱的计算中的两个晕项占在我们的方法中的中间尺度的变色龙抑制低估，我们准确地再现测量的N体模拟。
2014-11-13 astro-ph.CO gr-qc
