AGNs as main contributors to the UV ionizing emissivity at high redshifts: predictions from a Lambda-CDM model with linked AGN/galaxy evolution
本文基于一个在CDM宇宙学方案下的星系形成和演化的半解析模型，研究了活动星系核对宇宙电离历史的贡献。该模型将黑洞的生长和随之而来的活动星系核活动与星系间的相互作用联系起来。在该模型中，我们已经包括了一个自洽的物理描述电离紫外光子逃逸，这是基于爆炸波模型的活动星系核反馈，我们在以前的论文中开发的各种红移和光度的活动星系核中的氢柱密度的分布解释，由于吸收的主机星系气体。该模型预测的活动星系核的紫外光度函数与观测结果吻合得很好，特别是在低和中等红移（z=3）。在较高的红移（z>5）下，模型倾向于高估微弱光度下的数据。在数据和模型中的关键偏差进行了讨论，以解释这种明显的差异。预测的氢光电离率作为红移的函数被发现是一致的，从观测得出的。所有这一切都表明，要重新考虑活动星系核作为宇宙电离历史主要驱动力的作用。
2012-06-13 astro-ph.CO
A graph of dark energy significance on different spatial and mass scales
当前的宇宙学范式认为宇宙大尺度结构的形成和演化受暗物质（DM）的引力吸引和暗能量（DE）的排斥的支配。我们的特点的相对重要性，均匀和恒定的暗能量，在标准LCDM宇宙学中的Lambda项，在不同尺度的星系系统，从集团到超星系团。介绍了一个具有指导意义的“λ显著性图”，其中绘制了不同星系系统的物质-DE密度比<rho_M>/rho_Lambda与半径R的关系。这给出了引力和DE主导的区域，并直接显示了零速度半径，零引力半径和任何固定质量值的爱因斯坦-斯特劳斯半径。局部宇宙的星系群和星系团的例子说明了Lambda显著性图的使用。它们通常位于引力主导区域<rho_M}>/rho_Lambda > 2的深处，被维里化。超星系团的扩展星系团和主体可以到达重力主导区和DE主导区之间的边界线<rho_M>/rho_Lambda = 2。来自标准2点关联函数的尺度-质量关系在关联长度附近与该平衡线相交。log<rho_M>/rho_Lambda vs. log R图是描述以Lambda为主的膨胀宇宙中星系系统动力学状态的一种有用和通用的方法。
2015-03-10 astro-ph.CO
Galaxy Formation Efficiency and the Multiverse Explanation of the Cosmological Constant with EAGLE Simulations
极早期宇宙的模型，包括暴胀模型，被认为会产生具有不同基本常数和宇宙参数值的不同宇宙域。利用Eagle合作组的宇宙流体动力学模拟程序，我们研究了宇宙学常数对星系和恒星形成的影响。我们模拟的宇宙的宇宙学常数的值范围从Lambda = 0到Lambda_0 = 300，其中Lambda_0是我们宇宙中的宇宙学常数的值。由于我们宇宙中的恒星形成速率在t = 3.5 Gyr时达到峰值，在加速膨胀开始之前，即使λ增加一个数量级，对恒星形成历史和宇宙效率的影响也很小。我们使用我们的模拟来预测观测值的宇宙学常数，给定的措施的多重宇宙。宇宙学常数能否被成功预测，关键取决于测量。宇宙学常数对宇宙结构形成的影响似乎并不是一个足够尖锐的λ函数来单独解释它的观测值。
2018-04-09 astro-ph.CO
The other side of Bulge Formation in a Lambda-CDM cosmology: Bulgeless Galaxies in the Local Universe
我们研究的物理性质，形成的历史，和环境的星系没有一个显着的“经典”的球状组成部分，预测的半解析模型的星系形成和演化。这项工作是对De Lucia等人的分析的补充，（2011），在那里我们专注于在Lambda-CDM宇宙学中负责凸起组装的各种物理机制的相对贡献。我们发现，无球星系的比例是恒星质量的一个强递减函数：它们在M* > 10^12 Msun的星系中所占比例可以忽略不计，但在M* < 10^10 Msun时占主导地位。我们发现一个明确的二分法，在这个星系的人口，低质量的暗物质晕，和卫星星系的大规模集团/集群的中心星系之间。我们发现，无球星系是相对年轻的系统，它们的大部分质量聚集在低红移，但它们也可以容纳非常古老的恒星星族。由于星系星系合并被认为会导致形成一个球状组成部分，在我们的模型中，这些星系形成优先在低质量的晕，主机的卫星星系的数量很少。我们表明，所采用的星系合并模型是确定无凸星系的实际数量的一个关键因素。我们的结果表明，这些星系在理论模型中并不罕见：在z~0处，没有经典凸起的星系（但通常包括具有等效伪凸起的星系）占10^11 < M*/Msun < 10^12的星系的14%。
2011-05-11 astro-ph.CO
Dark Matter and Galaxy Formation
2008年10月，我在里约巴西国家天文台的第十三届Ciclo de Cursos Especiais上做了四个讲座：（1）Lambda CDM宇宙中暗物质和结构形成的简史;（2）Lambda CDM在小尺度上的挑战：卫星、尖点和盘;（3）星系演化和聚类的数据与模拟的比较;（4）半解析模型。这些讲座本身就是许多人的许多工作的总结，在这里简要地总结一下。
2009-09-10 astro-ph.CO
Challenges for Lambda-CDM and MOND
Lambda-CDM宇宙学模型很好地描述了大尺度下的宇宙。然而，在我们的全球理解中仍然存在一些沉重的云，特别是在星系尺度上，我们在这里回顾。虽然其中一些云可能会通过对模型进行小的补偿性调整而消失，例如改变暗物质粒子的质量或更好地解释重子物理学，但其他云应该被视为强有力的迹象，表明暗区的物理学至少比目前假设的要丰富和复杂得多，而且我们对引力和动力学的理解也可能起作用。例如，经验上经过充分检验的星系MOND现象学，无论其最终解释如何，都应该在任何星系形成和动力学模型中得到理解。然而，目前Lambda-CDM的替代方案带来了许多未解决的问题和挑战。
2013-01-20 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Galaxy Properties from the Ultra-violet to the Far-Infrared: Lambda-CDM models confront observations
我们结合一个半解析模型的星系形成简单的分析配方描述的吸收和再发射的星光的尘埃在星际介质的星系。我们使用由此产生的模型来预测星系计数和光度函数从远紫外到亚毫米，从红移5到现在，并与广泛的汇编观测比较。我们发现，为了重现在高红移的休息紫外和光学光度函数，我们必须假设一个不断发展的归一化的尘埃-金属比，这意味着一个给定的热光度（或金属柱密度）的星系必须比他们当地的同行少熄灭。在我们的最佳拟合模型中，我们发现从静止框架1500埃到250微米的观测结果非常吻合。在较长的波长，最引人注目的是在亚毫米，我们的模型低估了一个很大的因素，明亮的星系的数量。该模型再现观察到的总红外光度函数相当不错。我们展示了不同的模型成分的结果，包括尘埃衰减配方，尘埃排放模板和宇宙学的各个方面。我们使用我们的模型来预测集成的河外背景光（EBL），并与观测动机的EBL模型和其他可用的观测约束进行比较。
2012-03-05 astro-ph.CO
The Origin of the Hubble Sequence in Lambda-CDM Cosmology
Galform半解析星系形成模型被用来探索机制主要负责在本地宇宙中看到的三种类型的星系：凸起，凸起+磁盘和磁盘，确定与视觉形态类型E，S 0/a-Sbc，和Sc-Scd，分别。通过选择适当的参数，Galform模型可以精确地再现观测到的按视觉形态分裂的星系的局部K_s带光度函数（LF）。成功的一组模型参数被用来填充千年模拟与940万个星系和它们的暗物质晕。由此产生的目录，然后用来探索星系的演变，通过宇宙历史。该模型的预测与最近的观测结果，包括星系合并率，恒星形成率和椭圆星系的看似反层次的演变。然而，该模型还预测了椭圆星系LF的显着演化，但没有观察到。这种差异提出了一种可能性，即使用颜色和形态标准选择的z~1星系样本可能被实际上不是椭圆星系的星系所污染。
2009-12-02 astro-ph.CO
Bullet Clusters in the MareNostrum Universe
我们估计预期的分布之间的暗物质和气体核心模拟集群的位移。我们使用MareNostrum宇宙，最大的非辐射，SPH Lambda CDM宇宙学模拟之一。我们发现，在质量大于10^{14} Msun的星系团中，预计有1%到2%的星系团会出现暗物质和气体之间的投影二维位移，等于或大于子弹星系团中观察到的位移。当乘以因子（1+z）^{-1/2}时，红移0<z<0.5之间的二维位移分布大致相同。我们的结论是，暗物质和气体之间的分离观察到的子弹状集群可以很容易地发现在一个Lambda CDM宇宙。此外，我们发现，位移分布是不是很敏感的功率谱的归一化。即将进行的调查可能会将这些暗物质和气体之间的位移测量扩展到数百个集群的大样本中，为Lambda CDM提供潜在的测试。
2010-10-04 astro-ph.CO
The MOND phenomenology
Lambda-CDM宇宙学模型成功地再现了关于大尺度宇宙的各种独立观测集。然而，这个模型目前，实际上在原则上，无法预测的引力场的星系，从它观察到的重子单独。事实上，引力场应该取决于粒子暗物质分布对重子物质分布的相对贡献，而它本身又取决于星系的个体组装历史和环境，包括许多复杂的反馈机制。然而，在过去的30年里，米尔格罗姆的公式，在MOND范式的核心，一直成功地预测单独从重子的旋转曲线，并已恢复到各种星系尺度上的观测测试。我们发现，少数个别星系的旋转曲线，已被声称是高度有问题的Milgrom的公式，如Holmberg II或NGC 3109的预测，实际上是假警报。我们认为，事实上，它实际上是可以预测的引力场的星系单独从重子提出了一个挑战，目前的Lambda CDM模型，并可能表明我们的引力和动力学的理解崩溃，和/或实际的拉格朗日暗扇区是非常不同的，比目前假设的更丰富。另一方面，很明显，任何替代方案也必须在大规模上复制Lambda-CDM模式的成功，该模式经过了充分的测试，其本身对任何此类替代方案提出了挑战。
2013-10-15 astro-ph.CO gr-qc
Shapes of Gas, Gravitational Potential and Dark Matter in Lambda-CDM Clusters
我们提出了分析的三维形状的星团内的气体在宇宙学模拟中形成的Lambda CDM宇宙学和比较它的形状的暗物质分布和形状的整体等势面。我们发现，在模拟辐射冷却，恒星形成和恒星反馈（CSF），星团核心外的气体是更球形相比，非辐射（NR）模拟，而在核心的气体在CSF运行是更三轴，并具有明显的扁圆形。后者反映了气体的持续冷却，当它失去热能时，它会沉降成一个厚的扁椭圆体。因此，团簇内部区域的气体形状可以是气体冷却的有用诊断。我们发现，气体跟踪的形状的潜在的核心以外，而预期的流体静力平衡。然而，在较小的半径，气体和潜在的形状显着不同。在CSF运行中，差异反映了气体部分旋转支撑的事实。有趣的是，我们发现，在NR模拟气体和潜在的形状之间的差异，在小半径是由于随机气体运动，这使得气体分布比等势面更球形。最后，我们使用模拟钱德拉X射线地图表明，在三维气体分布中观察到的形状差异是可辨别的椭圆度的X射线等照度线。因此，将模拟星团中测得的椭圆度与观测结果进行对比，可以限制星团内介质的冷却量和星团核心中随机气体运动的存在。
2011-04-20 astro-ph.CO
Constraints on f(R) theory and Galileons from the latest data of galaxy redshift surveys
物质密度扰动的增长率已经从星系功率谱中的红移空间畸变（RSD）中测量出来。利用WiggleZ、SDSS LRG、BOSS和6dFGRS在红移z = 0.06--0.8时的fm（z）sigma_8（z）数据，对代表性的修正引力模型的模型参数空间进行了约束，以解释暗能量问题.我们首先测试了Hu-Sawicki的f（R）暗能量模型，发现只有接近标准Lambda冷暗物质（Lambda CDM）模型的参数区域是允许的（在95%CL下，n = 1.5和2时，λ分别> 12和5）。然后，我们研究协变Galileon模型，并表明，与背景扩张历史一致的参数空间被排除在RSD数据超过10西格玛，因为理论预测的增长率太大。最后，我们考虑扩展Galileon的情况下，我们发现，在对比的协变Galileon，有一个模型参数空间的跟踪器的解决方案，是一致的RSD数据在2西格玛水平。
2013-05-10 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Abundances, masses, and weak-lensing mass profiles of galaxy clusters as a function of richness and luminosity in LambdaCDM cosmologies
我们测试的一致性LCDM宇宙学比较预测的平均性能的星系团的观测。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙结构的形成和星系形成的半解析模型来计算的丰度，平均密度分布，和质量的星系团的丰富度和光度的函数，我们比较这些预测的观察斯隆数字巡天（SDSS）maxBCG目录中的集群。讨论了质量丰度关系中的散射、由质量丰度关系重建星系团质量函数以及对弱透镜星系团质量分布的拟合。宇宙学参数的预测的影响进行了研究，通过比较结果从银河系模型的基础上千年模拟（MS）和另一个WMAP 1模拟从WMAP 3模拟。我们发现模拟的弱透镜质量分布和观测到的SDSS maxBCG团簇的分布在形状和振幅上吻合得很好。模拟中的质量-丰度关系与观测关系接近，相差不超过30%。MS和WMAP 1模拟产生的星团丰度与观察到的相似，而WMAP 3模拟中的丰度要低2-3倍。模拟和观测之间的星系团丰度、质量和密度振幅的差异可以归因于基础宇宙学参数的差异，特别是功率谱归一化σ_8。预测和观测之间的更好的一致性应该通过归一化$0.722<sigma_8<0.9$（可能更接近上限值）来实现，即在两个模拟集的基础值之间。
2009-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
CMB-Galaxy correlation in Unified Dark Matter Scalar Field Cosmologies
本文分析了统一暗物质（UDM）标量场宇宙学中CMB与宇宙大尺度结构（LSS）之间的互相关。我们计算了UDM模型中预测的交叉关联函数，它依赖于统一分量的声速，并将其与六个星系表（NVSS，HEAO，2 MASS，SDSS主星系，亮红星系和类星体）的观测结果进行了比较。我们采样的声速值，并进行似然分析，发现UDM模型是一样可能的LambdaCDM，并与观测值的范围内的c_ \infinity（在后期的声速值）的结构形成依赖。特别地，我们在95%的置信水平下获得c_ \infinity^2 \leq 0.009的上限，这意味着Lambda CDM模型，其中c_ \infinity^2 = 0，是对数据的良好拟合，而后验概率分布在值c_ \infinity^2 =10^（-4）处达到峰值。最后，我们研究的时间依赖性的偏离LambdaCDM通过层析分析使用模拟红移分布，我们发现，最大的偏差是低红移源，这表明未来的低z调查将最适合约束UDM模型。
2011-03-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The environmental history of group and cluster galaxies in a LambdaCDM Universe
我们使用公开可用的星系合并树，获得应用半解析技术的大型高分辨率宇宙学模拟，研究组和星系团的环境历史。我们的研究结果突出了一个内在的历史偏见的存在，这使得先天与后天（以及质量与环境）的辩论本质上是病态的。特别是，我们表明：（i）幸存的大质量卫星比质量较小的卫星更晚地从更大质量的晕中吸积;（ii）在晕组装过程中，星系人口的混合是不完全的，这使得星系成为卫星的时间与其目前距离母晕中心之间存在相关性。最弱的趋势被发现的最大的卫星，由于有效的动力摩擦和大规模的晕晚形成时间。大部分质量最大的星系团/星系团成员作为中央星系被吸积到最终晕的主要祖先上，而大约一半的低质量和中等质量的星系被吸积为卫星星系。因此，大部分星系团和星系团（特别是那些低恒星质量的星系）都被“预处理”成质量约为10^13 Msun的星系团的卫星星系。为了量化层次结构增长对所观察到的环境趋势的相关性，我们考虑了被动星系分数的观测估计，以及它们作为晕质量和星团中心距离的函数的变化。与我们的理论预测相比，需要相对较长的时间（~5-7 Gyr）来抑制集团和集群卫星中的恒星形成。[删节]
2012-03-23 astro-ph.CO
First detection of the Sunyaev Zel'dovich effect increment at lambda < 650 um
Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应是通过星系团中的热等离子体观测到的宇宙微波背景的光谱畸变。这种失真是在波长> 1.3 mm时CMB强度的减小，在较短波长时的增加，并且在λ ~250 μ m时再次变小。作为Herschel Lensing Survey（HLS）的一部分，我们已经用SPIRE绘制了1 E0657 -56（子弹星系团），其波段集中在250，350和500 μ m，并在两个最长波长处检测到SZ效应。测得的SZ效应增量中心强度在350 μ m处为Δ I_{0} = 0.097 +- 0.019 MJy sr^{-1}，在500 μ m处为Δ I_{0} = 0.268 +- 0.031 MJy sr^{-1}，与先前在2 mm处测量得出的SZ效应光谱一致。未检测到其他扩散发射。有限温度SZ效应校正的存在是优选的SPIRE数据在2.1西格玛的意义，打开的可能性，相对论SZ效应校正可以被约束的SPIRE在一个样本的集群。这里提出的结果有重要的影响，无论是亚毫米测量的星系团和空白领域的调查与SPIRE。
2010-05-20 astro-ph.CO
Scaling Relations in Dissipationless Spiral-like Galaxy Mergers
我们确定了类旋涡星系合并后的N体残余物的基本平面[Re Sig^a Ie^b和Re（Sig^2/Ie）^lambda]和光度-有效相空间密度[Lfe ^（-gamma）]的标度关系。合并模拟的主要集合涉及的质量比的祖先在约1：1至1：5的范围内，窝藏或不隆起状组件，并使用宇宙学动机模型构建。大规模兼并也被考虑在内。剩余部分导致标度指数的平均值为<a>~1.6、<b>~0.6、<lambda>~0.7和<gamma>~0.65。这些值与K波段观测的椭圆星系的值（Mobasher等，1999）一致：<a>~1.5，<b>~0.8，<lambda>~0.7和<gamma>~0.60。然而，b指数并没有得到很好的复制。这项研究并不允许我们建立一个决定性的偏好模型与或没有隆起的祖细胞。我们的研究结果表明，L-铁和FP标度可能在很大程度上由无耗散过程，这一结果似乎是在矛盾的其他无耗散的结果。
2009-05-15 astro-ph.CO
The size evolution of galaxy discs formed within Lambda Cold Dark Matter haloes
通过星系演化模型，我们探索的直接后果的LCDM宇宙演化的星系盘的大小演化，有意避免中间（不确定的）天体物理过程的介绍。基于旋转曲线的形状和简单性准则的指导下，我们采用平均星系质量重子分数为0.03。为了研究一般行为，只分析具有平均初始条件的模型。恒星和B波段的有效半径，R* 和RB，个别星系的增长显着与时间（由内而外盘形成）的法律，是弱依赖于质量，M*，或光度，LB。然而，在固定M* 时，R* 随z的变化是缓慢的;对于z<2.5，R*（M*=const）~（1+z）^-0.4。另一方面，在固定LB下，RB随z的变化很强，类似于单个模型的RB递减规律;当z<0.75时，RB（LB=const）~（1+z）^-0.85，当z> 0.75时，RB（LB =const）~（1+z）^-1.1。我们还发现，在z=0时，R* ~ M*^0.38，RB ~ LB ^0.40，这些关系的斜率在z ~ 3时几乎保持不变。我们的预测是在合理的协议与观测推论的典型半径变化与z的晚型星系更明亮（质量）比高值所施加的选择效应。该模型似乎也是一致的，在大的散射，RB和LB值从非完整的样本的子L * 晚型星系与可用的休息帧光度信息在不同的Z的。LCDM晕的性质和演化似乎是星系盘大小演化的主要驱动力。然而，模型揭示了一个潜在的困难，在解释所观察到的陡峭的RB-LB的关系相对于R*-M* 的一个，一个效果有关的良好…
2009-04-22 astro-ph.CO
The galaxy cluster concentration-mass relation in dark energy cosmologies
我们利用数值模拟不同的暗能量宇宙学来研究星系团中的浓度-质量关系。特别是，我们考虑一个参考λ冷暗物质（LambdaCDM）模型，两个具有动态暗能量的模型，被视为一个精粹标量场[使用Ratra和Peebles（RP）和超重力（SUGRA）势形式]，以及两个扩展的精粹模型，一个具有正耦合，一个具有负耦合（分别为EQp和EQn），其中精粹标量场与引力非最小地相互作用（标量张量理论）。所有的模型进行归一化，以匹配微波微波各向异性探针3（WMAP 3）的CMB数据。[摘要]我们既考虑了完整的集群和组的目录，也考虑了松弛对象的子样本。我们的参考LambdaCDM模型的c-M关系与文献中的结果符合得很好，并且弛豫对象相对于完整样本具有更高的归一化和更小的斜率。对于不同的暗能量模型，我们发现，对于LambdaCDM，RP和SUGRA的c-M关系的归一化与增长因子D+和功率谱归一化σ 8有关，具有较高σ 8 D+值的模型也具有较高的归一化。这个简单的方案不再适用于EQp和EQn，因为在这些模型中，它是一个依赖于时间的有效引力相互作用，其红移的演变取决于耦合的符号。这导致EQp（EQn）模型中预期归一化的降低（增加）。这一结果显示了重力与表征EQ模型的精髓标量场之间的耦合的直接表现，所述EQ模型在背景水平下不可见，但可以在非线性状态下进行研究。
2013-02-10 astro-ph.CO
Quantifying the rareness of extreme galaxy clusters
我表明，最常见的方法量化的可能性，一个极端的星系团可能存在的是有偏见的，并可能导致虚假的索赔与LambdaCDM的紧张局势。这种常见的方法使用的概率是，至少有一个星系团可能存在于观测到的星系团的质量和红移之上。我证明了存在的偏见使用样本集群人口，描述其起源，并解释如何删除it.Then我建议潜在的更合适的和公正的措施，个别集群的稀有性。每一种不同的测量将对不同类型的新物理学最敏感。我将展示如何概括这些措施来量化一组集群的总“稀有”。可以看出，当质量的不确定性被边缘化时，标准的LambdaCDM宇宙学模型和任何观测到的星团集合之间没有紧张关系。作为一个案例研究，我应用这些稀有措施，使用原始密度扰动与非高斯谱产生的样本集群人口。
2011-05-18 astro-ph.CO
Grand unification of AGN activity in the LambdaCDM cosmology
我们跟踪了超大质量黑洞和它们的宿主星系的共同演化。该计算嵌入在GALFORM半解析模型中，该模型模拟了冷暗物质（CDM）宇宙中星系的形成和演化。在宿主星系的演化过程中，热的和冷的气体被添加到SMBH的流动所触发的晕气体冷却，盘不稳定性和星系合并。这就增加了黑洞的质量和自旋，而由此产生的吸积力则控制了气体冷却和随后的恒星形成。当吸积率超过0.01 \dot{M}_E dd时，吸积流形成一个几何上薄的冷盘，当吸积率低于这个值时，吸积流形成一个几何上厚的、辐射效率低的热流。由此产生的类星体光学光度函数与观测结果非常吻合，SMBH的质量与观测到的星系凸起的质量相关。BH自旋分布强烈地依赖于气体在任何给定的吸积事件中是否保持在同一平面（延长的吸积），或者是否由于自引力，它分裂成多个随机排列的吸积事件（混沌吸积）。在混沌吸积模型中，自旋与SMBH质量之间存在着明显的关联。大质量黑洞（M>5 \times 10 ^8 \Msun）存在于巨大的椭圆星系中，并且快速旋转，而质量较低的黑洞存在于旋涡星系中，并且旋转要低得多。利用Blandford-Znajek机制计算喷流功率，我们的模型能够再现射电星系、LINERS和Seyferts的射电响度。这是第一次证实CDM星系形成模型可以再现活动星系核的观测现象。
2010-08-31 astro-ph.CO
Mergers in Lambda-CDM: Uncertainties in Theoretical Predictions and Interpretations of the Merger Rate
不同的方法导致预测星系合并率的数量级变化。我们研究并量化了主要的不确定性。不同的晕合并率和subhalo的“破坏”率同意在一个因素~2给予适当的照顾的定义。然而，如果（子）晕质量没有被适当地定义或分辨率不足，主要的合并率可以显着抑制。星系合并率的主要差异是由于重子物理学。没有反馈的流体动力学模拟和与观测到的星系质量函数不一致的旧模型在合并率中传播了5倍的偏差。然而，如果模型匹配的星系质量函数，中央星系的属性是足够收敛，合并率的差异很小。但是卫星重子物理的变化也有戏剧性的影响。在大多数半解析模型（SAM）中，卫星“过度淬火”的已知问题，即SAM卫星过于有效地剥离气体，可能导致低质量，富含气体的星系合并率的数量级低估。将卫星属性固定到观测值往往会预测更高的合并率，但具有因子2的经验不确定性。质量比定义的选择很重要：在低质量时，大多数真正的主要合并（在重子/动力学星系质量中）在恒星或光度质量比中看起来都是次要的合并。使用这些标准的观察和模型可能会低估主要的合并率的因素~5。轨道参数和气体分数也引入因子3的合并形成的隆起量的差异，即使是固定的质量比遇到。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy-Scale Strong Lensing Tests of Gravity and Geometric Cosmology: Constraints and Systematic Limitations
银河系尺度的强引力透镜与测量恒星速度色散允许测试的弱场度量的千秒差距尺度和宇宙学距离红移关系的几何测量，提供了透镜星系的质量动力学结构可以独立约束到一个足够的程度。我们将斯隆透镜ACS巡天中53个星系尺度强透镜的数据与一组动机良好的透镜-星系参数基准相结合，发现（1）后牛顿参数γ = 1.01 +/- 0.05的约束条件和（2）在平坦宇宙假设下确定Omega_Lambda = 0.75 +/- 0.17。这些约束条件假设基础观测和先验不含系统误差。我们评估了这些结果对系统不确定性的敏感性：（1）总质量剖面形状，（2）速度各向异性，（3）光剖面形状，和（4）恒星速度色散。基于这些敏感性，我们的结论是，虽然这样的强透镜样品在原则上可以提供一个重要的工具，用于测试广义相对论和宇宙学，他们不太可能产生精确的测量伽玛和欧米茄_λ，除非透镜星系的属性是独立的约束，大大高于目前的精度。
2009-12-01 astro-ph.CO
AGN host galaxy mass function in COSMOS: is AGN feedback responsible for the mass-quenching of galaxies?
我们通过测量宿主星系的恒星质量函数（HGMF）和特定的吸积率，即，λ_SAR，分布函数（SARDF），z~2.5与~1000 X射线从XMM-COSMOS选择AGN。利用极大似然方法，我们联合拟合恒星质量函数和比吸积率分布函数，并以X射线光度函数作为附加约束。我们的最佳拟合模型将SARDF描述为具有质量依赖但与红移无关的双幂律破缺，其低Lambda_SAR斜率随着红移的增加而增加，同时归一化增加。这意味着，对于一个给定的恒星质量，较高的lambda_SAR对象有一个峰值，在其空间密度在较早的时代相比，较低的lambda_SAR的，以下和模仿众所周知的AGN宇宙缩小AGN光度函数中观察到的。活动星系的质量函数用Schechter函数来描述，它具有几乎恒定的Mstar* 和低的质量斜率α，α随红移而变化。与恒星质量函数相比，HGMF具有相似的形状，并且在log（（Mstar/Msun）~11.5范围内，活动星系核宿主星系与恒星形成星系的比例基本保持不变（~10%）。最后，不同光度和比吸积率子类的活动星系核HGMF与Peng等人（2010）对“瞬态”群体（即处于质量猝灭过程中的星系）的唯象模型预测的比较表明，低光度活动星系核似乎不能对猝灭做出显着贡献，至少在高质量时，即Mstar>10^（10.7）Msun，来自活动星系核的反馈（log（Lbol）>~46 [erg/s]）可能是导致宿主…
2016-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario
星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phenomenological footprints of Lambda varying gravity theories inspired from quantum gravity models in the multi-messenger era
本文研究了受量子引力模型启发的Lambda变化引力理论，提出具有尺度变化宇宙学常数Lambda的有效引力作用量，会导致星系团等天体物理对象的可观测量产生修正，并重点分析了SNIa光度距离现象。
2023-09-12 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Downsizing of galaxies vs upsizing of dark-halos in a Lambda-CDM cosmology
利用$Λ$ -CDM宇宙学中的流体动力学模拟研究了整个亚银河系星系群的质量聚集。我们的研究结果表明，虽然黑暗的晕组装层次，在恒星质量的这种趋势是颠倒的意义上说，越小的星系，后者是它的平均恒星质量大会。我们在多相星际介质中的恒星形成和超新星反馈实施似乎在这个过程中发挥了关键作用。然而，所获得的缩编趋势并不像观察所显示的那样强劲。
2013-09-04 astro-ph.CO
Morphology of galaxies with quiescent recent assembly history in a Lambda-CDM universe
标准的星盘形成假设是气体冷却并流入暗物质晕的中心，保持特定的角动量。重大的合并已被证明能够破坏或高度扰动盘组件。最近，被吸积形成星系的物质的排列被指出是决定星系形态的关键因素。然而，在一个分层的情况下，星系形成是一个复杂的过程，结合这些过程和其他非线性的方式，使星系形态的起源仍然是完全理解。我们的目标是探索不同形态的星系形成历史的差异，但最近的合并历史，以确定哪些机制发挥了重要作用。我们分析了当小合并可以被认为是相关的，以确定星系形态。我们还分别研究了圆盘和中心球分量的比角动量含量。我们使用了宇宙学流体动力学模拟，其中包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，能够调节不同质量的晕中的恒星形成。我们分析了宇宙学模拟的15个星系样本的形态和形成历史。我们对选定的星系和它们的祖先系统进行了椭球盘分解。合并系统的角动量方向以及它们的相对质量进行了估计，以分析所发挥的作用的方向和次要的合并在确定的形态。我们发现，光盘形成的特定的角动量守恒按照经典的光盘形成模型。恒星中心椭球体的比角动量与暗物质晕角动量相关，并决定幂律。删节
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of Milky Way Satellites in a Lambda Cold Dark Matter Universe
我们调查的subhalos的Lambda CDM星系晕是否有潜力与银河系卫星，特别是那些高质量的光度和运动学数据：天炉座，狮子座I，雕刻家，六分仪，船底座的观测属性一致。我们比较了球形模型与各向同性速度色散张量的观测，圆形平均星计数，视线速度色散曲线和视线速度分布。我们确定内的六个高分辨率的暗物质晕的宝瓶座项目的球平均电位结果非常适合每个五个星系的subhalos。特别是，我们简单的一个积分模型再现了内部区域的观测结果，证明这些数据与Lambda-CDM的预期完全一致，并且不需要核心暗物质分布。对于五颗卫星中的四颗，拟合需要适度尖化的{ \it恒星}密度剖面。然而，狮子座I的恒星计数数据确实需要恒星计数的核心分布。目前的数据表明，这五颗卫星可能由Lambda CDM subhalos承载，最大圆周速度在10至30公里/秒之间。
2010-03-22 astro-ph.CO
The GALEX Ultraviolet Virgo Cluster Survey (GUViCS). I: The UV luminosity function of the central 12 sq.deg
GALEX紫外线室女星系团巡天（GUViCS）是对室女星系团的一次完全盲测，覆盖面积约为40平方米。°的在远UV（FUV，λ_eff = 1539 A，Δ-λ = 442 A）和约120 sq.°的在近紫外（NUV，λ_eff = 2316 A，Δ-λ = 1060 A）。调查的目标是研究星系在丰富的星系团环境中的紫外线（UV）特性，涵盖从巨星到矮星的广泛光度范围，而不管其恒星形成活动的先验知识。紫外线数据将与其他波段（光学：NGVS;远红外-submm：HeViCS; HI：ALOFA）中的数据相结合，并与我们的星系演化的多区化学分光光度模型相结合，以完整和详尽地研究环境对高密度区域星系演化的影响。我们在这里提出的调查的科学目标，描述的观测策略，并简要讨论不同的数据处理技术。使用紫外线数据已经在手的中央12平方米。°的我们确定了室女星系团核心所有成员的FUV和NUV光度函数，并分别对早型和晚型星系进行了测定，并将其与外场和其他邻近星系团（Coma，A1367）的结果进行了比较。分析表明，室女星系团核心的FUV和NUV光度函数比后发座和A1367的光度函数更平坦（α约为-1.1）。我们讨论了这种差异的可能来源
2011-02-07 astro-ph.CO
Simulating Galaxy Clusters
这篇星系团模拟的教学评论是基于2008年恩里科费米暑期学校题为“星系团的天体物理学“的三个讲座。内容包括标准宇宙学框架、线性区域中微扰的增长、非线性微扰增长的分析模型、星系团人口统计、维里标度关系、数值方法概述、星系团中气体的模拟、绝热星系团的基本结果（圣巴巴拉星系团比较项目），附加物理的影响，星系团建模的最新进展（Galcons，湍流，AGN喷流，集群范围的B场），模拟统计样本和光锥，和模拟SZE调查。
2010-05-06 astro-ph.CO
The Blanco Cosmology Survey: An Optically-Selected Galaxy Cluster Catalog and a Public Release of Optical Data Products
布兰科宇宙学巡天是4波段（格利兹）光学成像巡天，覆盖南部天空约80平方度。巡天由两个区域组成，大致以（RA，DEC）=（23 h，-55 d）和（5 h 30 m，-53 d）为中心，成像设计为达到足以探测红移为1的L* 星系的深度。本文介绍了巡天数据的处理、定标源星表的建立和恒星与星系分离的新方法。我们通过识别红序星系的空间过密度来搜索z< 0.75的星系团。我们报告的坐标，红移，光学丰富度，λ，为764个检测到的星系团在z < 0.75。这个样本，其中>85%是新发现的，具有0.52的中值红移和16.4的中值丰度λ（0.4L*）。随着本文的发布，我们还发布了数据产品，包括缩小的图像和校准的源目录。这些产品可在http://data.rcc.uchicago.edu/dataset/blanco-cosmology-survey上获得。
2014-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical models for the Sculptor dwarf spheroidal in a Lambda CDM universe
玉夫座矮球状星系包含两个不同的恒星星族：一个富含金属，另一个缺乏金属。几位作者认为，为了使这两个群体处于相同的引力势中，暗物质晕必须有一个类似于恒星计数剖面中观察到的核心。这就排除了仅由暗物质模拟的Lambda冷暗物质（Lambda-CDM）宇宙学模型预测的晕和次晕的尖状Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布。我们提出了一个新的理论框架，以自洽的方式分析恒星计数和速度观测，该框架基于平衡球形系统分布函数的可分离模型f（E，J）=g（J）h（E）。我们使用这种机器来分析现有的光度和运动学数据的两个恒星星族在雕塑。我们发现，与以前的一些索赔，数据是一致的人口在NFW暗物质潜力与结构参数的范围内预期在λ-CDM的平衡。我们的解决方案给出了一个最大的圆速度为20和35公里/秒之间的雕塑。我们讨论了为什么以前的一些作者得出了不同的结论。
2016-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
