The impact of Early Dark Energy on non-linear structure formation
我们研究了早期暗能量（EDE）宇宙学的高分辨率模拟中的非线性结构形成，并将其演化与标准LCDM模型进行了比较。扩展的球形礼帽坍缩模型预测，维里的超密度和线性阈值密度的崩溃应修改EDE模型，产生显着的修改预期的晕质量函数。在这里，我们提出了直接测试这些期望的数值模拟。有趣的是，我们发现，Sheth和Tormen的形式主义估计的丰富的暗物质晕继续工作在其标准形式的早期暗能量宇宙学非常好，相反的分析预测。残差甚至略小于LCDM。我们还研究了不同暗能量宇宙学中质量和暗物质速度色散之间的维里关系，发现与Evrard等人校准的λ归一化非常一致。（2008年）。相对于LCDM，EDE模型中结构的早期增长在高红移处产生了很大的质量函数差异。这可以直接通过计算视速度弥散函数的组数来测量，避开了给晕分配质量的模糊问题。使用暗物质子结构作为成员星系的代理，我们证明，即使有3-5个成员足够精确的测量的晕速度色散函数是可能的。最后，我们确定了我们的EDE宇宙学的浓度-质量关系。与较早的形成时间相一致，在给定的晕质量下，EDE晕显示出较高的浓度。我们发现，浓度差异的大小很好地描述了Eke等人的处方。（2001）用于估计晕圈浓度。
2008-09-19 astro-ph
2MASS Constraints on the Local Large-Scale Structure: A Challenge to LCDM?
我们利用最近完成的2微米全天巡天（2 MASS）研究了局部星系分布的大尺度结构。首先，我们确定在4000平方度上的K波段数计数。APM勘测区，在该区域以前曾探测到大规模“局部空洞”的证据，并将其与均匀预测进行比较。考虑LCDM形式的2点角关联函数，所观察到的不足表示在星系分布的5西格玛波动。我们使用从文献中汇编的微弱K波段数据检查模型归一化;本文中使用的归一化非常一致，并且在APM调查区域观察到的计数将需要模型降低3.8西格玛。然而，由于b>20和b<-20 2 MASS计数低于最佳拟合模型归一化，问题变得复杂。第二，由于在APM调查区的K波段计数继续表明可能存在的过度集群的LCDM预测，我们接下来探测的功率在大尺度上通过比较2 MASS和LCDM模拟星系角功率谱。我们发现在大尺度下（l<30），2 MASS目录中的LCDM预测超过了3 σ。然而，这一超出不足以解释APM调查区的低计数。最后，我们应用细胞分析的2 MASS数据和模拟目录的计数，假设在|b| >20的2 MASS目录是有代表性的，我们发现有偏见的LCDM模拟和2 MASS目录之间有很好的协议，以30度。解释这些结果的关键似乎是2 MASS的体积是否足够大，足以构成宇宙的公平样本。（节略）
2004-11-08 astro-ph
Evolution of the Cluster Mass and Correlation Functions in LCDM Cosmology
用当前最佳拟合LCDM宇宙学（Ω_m = 0.27，σ_8 = 0.84，h = 0.7）的高分辨率模拟得到的10^6个团簇，确定了团簇质量函数和团簇关联函数从z = 0到z = 3的演化.结果提供了预测与未来的观测高红移星系团的比较。将低红移星团的质量函数预测值与早期Sloan数字巡天观测值以及远距离大质量星团的丰度预测值与观测值进行比较，发现质量涨落幅度（σ 8 = 0.9）略大，密度参数（Ω m = 0.2）略低，这些值与当前观测和模型的不确定度在1-σ范围内是一致的。对于给定的质量极限，星系团的关联函数强度随着红移的增加而增加;过去星系团的关联性更强，这是因为它们随着红移而增加的偏差--当M > 5 x 10^13 h^-1 M_sun时，偏差在z = 2时达到b = 100。丰度相关的集群关联函数，表示为相关尺度与集群平均分离关系，R 0-d，一般是与观测一致。这个关系可以近似为：当d = 20 ~ 60 h ^-1 Mpc时，R_0 = 1.7 d^0.6 h^-1 Mpc。令人惊讶的是，当z < 2时，R 0-d关系随红移的变化很小;这可以为当前的LCDM模型提供一个新的测试，当与未来对高红移星系团的观测进行比较时。
2005-01-13 astro-ph
The redshift dependence of the structure of massive LCDM halos
我们使用两个非常大的宇宙学模拟来研究松弛的LCDM暗晕的密度分布如何依赖于红移和晕质量。我们确认，这些配置文件略有偏离，但系统的NFW形式，更好地近似的经验公式，$d\log ρ/d\log r \propto r^α$，首先使用Einasto适合在银河系中的恒星计数。附加形状参数$α$的最佳拟合值随着质量的增加而逐渐增加，从现在星系晕的α ~ 0.16到最稀有和最大质量星系团的α ~ 0.3。在z=0时，晕圈浓度对质量的依赖性很弱，而且这种依赖性在更早的时候会进一步减弱。在z ~3处，弛豫晕的平均浓度在我们模拟的质量范围内（M >= 3e 11 Msun）没有明显变化。此外，在我们最大的模拟中，质量最大的弛豫晕的平均浓度恒定在c 200 ~3.5到4，0<=z<= 3。这些结果有重要的影响，目前计划的调查遥远的集群。
2008-04-02 astro-ph
Structure Formation in Dynamical Dark Energy Models
我们进行N体模拟模型与DE组件。除了考虑具有常数负态参数w的DE外，我们还考虑了通过RP势或SUGRA势自相互作用的标量场的DE。根据我们的后线性分析，在z=0，DM功率谱和晕质量函数不依赖于DE性质。这是值得欢迎的，因为LCDM符合观察结果。相反，光环轮廓比LCDM更致密。例如，M=10^13的DE晕在15 kpc处的密度比LCDM高出约45%。因此，差异很小，但DE并不能缓解尖点DM轮廓的问题。我们也研究subhalos，并发现，在$z=0$，卫星的数量在所有DE模型一致。在更高的z，DE模型显示出与LCDM和它们之间的差异越来越大（即在质量函数演化中）;这是区分不同DE状态方程的明显模式。
2003-09-16 astro-ph
Angular momentum-Large-scale structure alignments in LCDM models and the SDSS
我们研究了在宇宙学数值模拟和斯隆数字巡天数据发布6中的真实数据中单个物体的角动量和大尺度结构之间的对齐。为此，我们测量模拟晕和观测星系周围的两点交叉关联函数的各向异性，分别研究1-和2-晕制度。在LCDM模拟暗物质晕的角动量的对齐被发现是依赖于规模和晕质量。在大的距离（2-晕制度），高质量晕的自旋优先取向的方向垂直于物质的分布;较低的质量系统显示出较弱的趋势，甚至可能逆转，以显示在平面上的物质分布的角动量。在1-halo项制度，角动量是在垂直于物质分布的方向对齐，效果是强于1-halo项和增加更高的质量系统。在观测方面，我们专注于我们的研究在斯隆数字巡天，数据发布6（SDSS-DR 6）与拉长的明显形状的星系，并研究相对于长半轴的对齐。我们发现在所有样品的长半轴方向上都有过量的结构;红色样品显示出最高的排列（2.7+-0.08%），并表明扁平球体的角动量倾向于垂直于大尺度结构。（节录）
2008-06-27 astro-ph
Evolution of the Pancaking Effect in a LCDM Cosmology
我们探讨了在LCDM宇宙假设的引力煎饼效应所造成的速度场的大尺度各向异性的演变。分析了4个不同红移z=0，0.5，1和z=2的Millennium Run晕星表，发现在红移z=2处，当特征饼尺度约为3 Mpc/h时，饼效应开始干预等级结构的形成.它也清楚地显示了如何程度和规模的煎饼效应随时间的变化。基于Zel'dovich近似，提出了一个解析模型，定量地解释了速度-饼状排列的演化。讨论了这一发现的宇宙学意义和在真实宇宙中探测信号的可能性。
2007-06-04 astro-ph
Small-Scale Structure, Missing Galaxies and Gravitational Lensing
讨论了LCDM质量函数小质量端的引力透镜约束。这里采取保守的方法，只强调最难以解释的强类星体透镜中的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。研究发现，尖焦散透镜的反常现象以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何子结构的情况下得到解释。质量小于10^9 Msun的河外LCDM晕足以自然地解释这些异常。这并不意味着宿主晶状体内的子结构没有贡献。事实上，它可以支配透镜效应，这取决于星系晕中心有多少子结构幸存下来。光谱引力透镜提供了更多关于这些亚结构的信息。到目前为止，使用这种技术的一个相关案例，Q2237+0305的观测，显示出比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun$）的证据。
2004-08-23 astro-ph
Cluster Alignments and Ellipticities in LCDM Cosmology
星系团的椭圆度和排列，以及它们的红移演化，在一个以λ为主导的冷暗物质宇宙学的背景下进行检查。我们使用大尺度、高分辨率的N体模拟来模拟光锥中的物质分布，光锥包含~10^6个红移为z=3的团簇。星系团的椭圆度是由星系团的质量、半径和红移决定的，无论是在3D空间还是在投影中。我们发现强大的集群椭圆：平均椭圆率增加红移从0.3在z=0到0.5在z=3，为3D和2D椭圆的演化是很好的拟合e=0.33+0.05z。椭圆度随星系团质量和半径的增大而增大，星系团主体比核心更椭圆，但椭圆度随红移的增大而增大的现象得以保留。使用拟合的集群椭球，我们确定集群的排列作为其分离的函数。我们发现，当距离小于100 Mpc/h时，团簇的排列很强;排列随距离的减小和红移的增加而增加。团簇从早期的高度排列和伸长的系统到现在的低排列和伸长的系统的演化反映了结构形成的等级性和连续性。与即将到来的星团巡天相比，这些星团椭圆率和排列的测量将为当前的宇宙学模型提供新的测试。
2004-10-01 astro-ph
The first generation of stars in LCDM cosmology
我们已经进行了大量的高分辨率的宇宙学模拟使用平滑粒子流体动力学研究的第一个发光物体在LCDM宇宙学的形成。我们跟随着原始气体云在八个早期结构中的坍缩，并记录了第一批恒星形成云的性质的分散。我们的第一个对象跨越形成红移从z~10到z~50和覆盖晕质量的数量级。我们发现，中央恒星形成云的物理性质是非常相似的，在所有的模拟对象，尽管显着差异的形成红移和环境。云的物理性质与主晕的自旋、质量或组装历史几乎没有相关性。在较高的红移下，原恒星的坍缩由于较高的密度而进展得更快，这加速了分子氢的形成，增强了初始冷却并缩短了动力学时间尺度。恒星形成云的质量范围很广，从几百到几千个太阳质量，并表现出各种形态：有些具有几乎旋转支撑的盘状结构;其他的形成扁平的球体;还有一些形成酒吧。所有这些都发展出一个单一的原恒星“种子”，它不会分裂成多个物体，直到中心气体变得光学厚到H2冷却线。此时，中心的瞬时质量吸积率在不同的物体之间有很大的差异，盘状结构的质量吸积率最小。恒星形成云的形成时代和性质对宇宙学参数的值很敏感。
2007-04-04 astro-ph
Cosmic Mimicry: Is LCDM a Braneworld in Disguise ?
对于一个广泛的参数值范围，膜世界模型显示出一个显着的属性，我们称之为宇宙拟态。宇宙拟态的特征是，在低红移时，膜世界模型中的哈勃参数与LCDM宇宙学中的哈勃参数几乎没有区别。值得注意的一点是，膜世界模型和LCDM宇宙学中的Ω_m参数可能完全不同。因此，在高红移（早期），膜世界像一个物质主导的宇宙一样渐近膨胀，其Ω_m的值由局域物质密度的观测推断。在低红移（晚期），膜世界模型的行为几乎完全类似于LCDM模型，但宇宙学密度参数Ω_m^{LCDM}具有重整化值。表征宇宙拟态的红移与高维膜世界拉格朗日量中的参数有关。宇宙拟态是膜世界模型中引力尺度依赖性的自然结果。宇宙学密度参数值的变化与膜世界理论中有效引力常量的空间依赖性有关。拟态模型的一个子类导致宇宙的年龄更大，并且还预测了比LCDM宇宙学中的z_{reion} \simeq 17更低的再电离红移。因此，这些模型可能会提供一个背景宇宙学，这是在更好的协议都与观测到的类星体丰度在z \gsim 4和大光学深度的威尔金森微波各向异性探测器测量的再电离。
2005-11-26 astro-ph gr-qc hep-ph
The Future of the Local Large Scale Structure: the roles of Dark Matter and Dark Energy
我们使用约束N体模拟研究了暗物质和暗能量对附近大尺度结构未来演化的不同影响。我们对比了冷暗物质和宇宙学常数（LCDM）模型与开放CDM（OCDM）模型，其中物质密度Omega_m =0.3，哈勃常数h=0.7。当比例因子增加到6倍时（LCDM中从现在起为29 Gyr; OCDM中从现在起为78 Gyr），本星系团的共动位置已经被冻结。在那个纪元之前，本星系群中两个最大的成员，银河系和仙女座星系，将合并。然而，由于两个模型中比例因子的膨胀率不同，在LCDM模型中，本星系群将以指数方式从室女座的物理坐标中后退，而在OCDM模型中，本星系群将以大致恒定的速度后退。更一般地说，在同向运动坐标系中，未来的大尺度结构看起来将像是当前结构的一个锐化图像：宇宙网的骨架将保持不变，但星系团将更加“孤立”，细丝将变得更薄。这意味着在同动坐标系中看到的大尺度结构的长期命运主要由物质密度决定。我们的结论是，虽然LCDM模型由于其暗能量成分的存在，目前是加速的，而OCDM模型是非加速的，但它们未来的大尺度结构在共动坐标下看起来非常相似。
2007-10-10 astro-ph
Gravitational Lensing Effects on High Redshift Type II Supernova Studies with NGST
我们推导出SCDM和LCDM宇宙学模型的预期II型SN微分计数，N（m）和哈勃图，考虑到干预宇宙质量产生的引力透镜（GL）的影响。通过应用于Press-Schechter质量函数的Monte Carlo方法，获得了暗物质晕（即透镜）的质量分布。晕被假定有一个NFW密度分布，在最近的模拟层次宇宙学模型。在z=15之前，（SCDM，LCDM）模型预测在下一代空间望远镜的100个4'× 4'视场中，SNII的总数为（857，3656）/年。NGST将能够达到N（m）曲线的峰值，位于J和K波段SCDM（LCDM）的AB约30（31）处，并检测（75%，51%）上述SN事件。这将允许详细研究早期宇宙恒星形成的历史，正如SNIIe所追踪的那样。N（m）仅受到包含透镜效应的非常轻微的影响。此外，GL在确定哈勃图中的宇宙学参数时引入了适度的不确定性，当这些参数被推到更高的$z$时。例如，对于具有（Omega_M= 0.4，Omega_Lambda=0.6）的"真“LCDM，如果没有适当地考虑GL，则可以得到（PDMATHAMN =0.36^{+0.15}_{-0.12}，Omega_{Lambda} =0.60^{+0.12}_{-0.24}）。我们简要地比较我们的结果与以前类似的工作，并讨论了该模型的局限性。
2000-01-26 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
The Race Between Stars and Quasars in Reionizing Cosmic Hydrogen
一旦宇宙年龄达到20亿年，电离辐射的宇宙学背景就被类星体所控制。在早期（红移z>3），观测到的明亮类星体的丰度急剧下降，这意味着宇宙氢被恒星重新电离。在这里，我们解释的恒星和类星体之间的主导地位的过渡作为一个通用的结构形成的和谐LCDM宇宙学的特征的物理起源。在早期，星系中重子比例的增长速度比类星体可能的最大（Eddington限制）增长率要快。因此，类星体无法赶上宿主星系中恒星质量的快速早期增长。
2009-02-26 astro-ph
Giant Arc Statistics In Concordance With A Concordance LCDM Universe
巨弧的频率-高度扭曲和强烈的引力透镜背景星系-是宇宙学模型的一个强有力的测试。以前比较目前流行的和谐宇宙学模型（一个平坦的宇宙主导宇宙）的弧统计与观测结果显示出明显的巨大差异。在这里，我们提出了新的射线拍摄的结果，基于高分辨率（1024^3粒子在320 Mpc/h的盒子）大尺度结构模拟归一化的WMAP观测。我们遵循光线通过一个伪3D物质分布近似由多达38个透镜平面，并评估各种源红移弧的发生。我们发现强透镜背景源的频率是源红移的陡峭函数：当背景源从z_s = 1.0移动到z_s = 1.5时，巨弧的光学深度增加了5倍。这是一个结果的临界表面质量密度的透镜，结合非常陡峭的集群质量函数在高质量端的适度减少。我们的结果与Bartelmann等人（1998）的结果一致，如果我们像他们那样将所有源严格限制在z_s = 1。但是如果我们考虑到源红移的分布更真实，扩展到z_s > 1.5或更大，那么明显的差异就消失了：弧的频率比以前的估计增加了大约10倍，并且在天空中大约每20平方度就有一个弧。这种预测的LCDM模型，然后在很好的协议与观察到的频率的电弧。因此，我们认为“失踪弧”的问题，一个和谐的LCDM宇宙学解决。
2003-06-04 astro-ph
Formation and early evolution of massive black holes
导致第一个种子黑洞形成和它们成长为超大质量黑洞的天体物理过程，为红移6的明亮类星体提供动力，人们对此知之甚少。在标准的LCDM分级宇宙学中，最早的大质量黑洞（MBH）可能在红移z~15处形成于低质量（M> 5e 5太阳质量）暗物质“迷你晕”的中心，并通过吸积产生硬辐射。来自这种“迷你类星体”的FUV/X射线光子可能比EUV辐射更均匀地渗透到宇宙中，减少了气体聚集，并改变了原始气体的化学性质。吸积种子黑洞在确定星系际介质的热和电离状态方面的作用取决于在第一批恒星形成后形成并保留在原星系中的冷而致密的气体的数量。迄今为止对银河系子结构的最高分辨率N体模拟表明，低于原子冷却质量的subhalo在形成恒星方面非常低效。
2007-01-12 astro-ph
The structure of halos in Self-Interacting Cold Dark Matter models
利用高分辨率数值模拟研究了具有自相互作用暗粒子的LCDM宇宙学中银河系和星系团大小的晕的结构和亚结构，其中粒子截面+AFw-sig假设为常数或与相对速度成反比.我们的结论是，在LCDM宇宙演化的星系尺度的尖晕问题可以解决在后一种情况下。在这种情况下，星系团晕的内部密度只受到SI的轻微影响，从而与观测限制相一致。与此同时，星系和星系团SI-CDM晕中的次晕人口仍然大致类似于无碰撞CDM晕。
2003-06-17 astro-ph
The star formation histories of early-type galaxies: insights from the rest-frame ultra-violet
我们目前的理解的早期型星系的恒星形成历史的审查，在最近的观测研究的背景下，其紫外（UV）的属性。紫外线和光学分光光度数据的结合表明，早期型星群中的大部分恒星质量是在高红移（z > 2）下形成的，通常在短时间尺度（< 1 Gyr）内形成。然而，所有光度的早期类型在宇宙的一生中形成恒星，大多数明亮的系统（-23 < M（V）< -21）在z = 1后形成其恒星质量的10-15%（散射到更高的值），而它们的亮度较低的系统（M（V）> -21）在相同的红移范围内形成其质量的30-60%。在红移范围0 < z < 0.7的（静止坐标系）紫外线颜色中的大散射表明在过去的80亿年中，早期类型的恒星群体中广泛存在低水平恒星形成。在明亮的早型星系中，年轻（小于1 Gyr）恒星的质量分数在z~0时在1%-6%之间变化，在z~0.7时在5-13%之间变化。最近恒星形成的强度和大部分的紫外线颜色分布与LCDM宇宙学中小合并（质量比< 1：6）的预期一致。
2007-10-05 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
The Inner Structure of LCDM Halos II: Halo Mass Profiles and LSB Rotation Curves
利用一组高分辨率的宇宙学N体模拟研究了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的内部质量分布。这些模拟扩展了本系列论文I（Power et al. 2003）中提出的全面数值收敛研究，并证明了在我们最高分辨率的运行中，CDM晕的质量分布可以在r_conv ~ 1 kpc/h的最小收敛半径之外得到鲁棒的估计。模拟晕的密度分布从维里半径向内逐渐变浅，并且没有显示出接近中心附近的明确的幂律行为的迹象。在r_conv处，密度分布的对数斜率比Navarro、Frenk和White（1996）提出的公式所期望的渐近ρ \propto r^-1更陡，但比Moore等人（1999）提出的急剧发散的ρ \propto r^-1.5尖点要浅得多。我们直接比较了de Blok等人（2001），de Blok and Bosma（2002）和Swaters等人（2003）的低表面亮度（LSB）星系的球平均暗物质圆速度（V_c）剖面和自转曲线。大部分（约三分之二）LSB星系的V_c轮廓与CDM晕的V_c轮廓基本一致。然而，在这些样品中，大约三分之一的LSB具有在旋转曲线的上升部分和平坦部分之间的急剧过渡，这在CDM晕的V_c轮廓中是看不到的。这种差异已被解释为排除尖点的存在，但我们认为，它可能只是反映了圆速度和气体旋转速度之间的差异可能会出现在气体磁盘嵌入现实，三轴CDM晕。
2003-10-20 astro-ph
Cosmological Origin of the Stellar Velocity Dispersions in Massive Early-Type Galaxies
我们证明，在两个主要假设下，早期型星系中恒星视线速度色散的观测上限（sigma<400 km/s）可能在LCDM宇宙学模型中有一个简单的动力学起源。第一个是，现在大部分的恒星都在一个巨大的椭圆形的发光部分，形成在红移z>6。随后，恒星的动态行为就像暗物质的一个额外组成部分。第二个假设是，新形成的暗物质晕的质量分布特征忘记了初始条件的细节，如恒星的“无碰撞物质”，它被添加到前几代晕的致密部分。我们还假设恒星速度色散在z<6时不会发生太大的变化，因为大质量的主晕主要是通过远离星系恒星核心的大半径物质的增加而增长的。这些假设导致预测的椭圆星系的数量密度作为恒星速度色散的函数，这是有希望的协议与斯隆数字巡天数据。
2003-01-27 astro-ph
LCDM predictions for galaxy protoclusters I: the relation between galaxies, protoclusters and quasars at z~6
受最近对z~6类星体环境的观测研究的启发，我们利用Millennium Run（MR）模拟构建了一个非常大的（~20 deg^2）z~6恒星形成星系的模拟红移巡天。我们使用这个模拟调查，以研究密度增强的i-辍学和Lya-发射体的分布之间的关系，以及它们与z~6处的最大质量晕和原星系团区域的关系。我们的模拟预测了整个天空中表面密度的显着变化，其中一些空洞和细丝延伸到1度的尺度上，比目前的调查大得多。大约三分之一的z~6晕中的i-dropout比z=26.5等（z=6时~M*）亮，成为z=0星系团的一部分。与原星系团区域有关的i-脱落现象出现在表面密度在天空中从几角分到几十角分的尺度上增强的区域。我们分析了斯巴鲁望远镜观测到的两种i-dropouts和Lya-emitter结构，并表明这些结构必须是大质量星系团形成的种子。与此形成鲜明对比的是，用HST观测到的6个z~6类星体场的i-dropout数没有明显的增加。根据目前的数据，我们不能排除类星体由最大质量的晕所承载。然而，我们也不能证实这一广泛使用的假设。最后，我们给出了详细的建议，解释和规划的意见，目前和未来的地面和空间为基础的仪器，将揭示新的光在z~6的大尺度结构相关的问题。
2008-12-05 astro-ph
Early Structure Formation and Reionization in a Warm Dark Matter Cosmology
我们研究的第一个结构的形成，在拉姆达占主导地位的宇宙使用大宇宙学N体/SPH模拟。我们考虑了标准LCDM模型和暗物质粒子质量取mX =10 keV的LWDM模型。LWDM模型的线性功率谱在波数k=200 /Mpc处有一个特征截止，抑制了早期低质量（< 10^6 Msun）非线性天体的形成。WDM模型中没有低质量晕，使得在高红移下含氢分子的原始气体云的形成非常低效。在WDM模型中，第一个恒星形成的气体云在z~21处形成，比CDM模型中的要晚得多，并且这些气体云的丰度在两个模型之间相差一个数量级。我们通过在气体云中嵌入大质量的第三星族恒星来进行辐射转移计算。我们表明，电离气体的体积分数上升到接近100%的z=18的CDM的情况下，而WDM模型仍然非常小，在几个百分点的水平。因此，mX =10 keV的WDM模型与WMAP卫星观测到的高光学厚度是不一致的。
2003-05-12 astro-ph
The history of star formation in a LCDM universe
利用LCDM宇宙学中结构形成的流体动力学模拟，我们研究了从红移z~20的“暗时代”到现在的宇宙恒星形成历史。除了重力和普通的流体动力学，我们的模型还包括气体的辐射加热和冷却，恒星形成，超新星反馈和银河风。通过利用一组关于连锁尺度和时期的全面模拟，我们证明了我们的结果在所有相关晕质量尺度（范围从10^8到10^15兆太阳/小时）上的数值收敛性。考虑到观测的不确定性，宇宙恒星形成的预测密度与测量结果大致一致。从现在开始，它逐渐上升了约10倍，在z~5-6处达到峰值，这超出了观测估计的红移范围。50%的恒星被预测是在红移z~2.1时形成的，因此年龄大于10.4 Gyr，而只有25%的恒星在红移z~1时形成。目前所有恒星的平均年龄约为9 Gyr。我们的模型预测在z=0的总恒星密度为Omega_*=0.004，相当于所有重子的10%被锁定在长寿命恒星中，与最近测定的宇宙光度密度一致。我们确定了“宇宙恒星形成的多重性函数”作为红移的函数，即恒星形成相对于晕质量的分布。我们还简要地研究了我们预测的恒星形成历史对宇宙中氢再电离的可能影响。我们发现，模拟预测的恒星形成率足以解释氢再电离的z~6，但只有当一个高的逃逸分数接近统一的假设。（节略）
2003-10-09 astro-ph
Probing Beyond the Epoch of Hydrogen Reionization with 21 Centimeter Radiation
我们使用数值模拟的氢再电离恒星源的背景下，LCDM宇宙学研究的21（1+z）厘米的无线电信号预计从弥漫星系际介质（IGM）的再电离突破的时代之前，在红移z_ion。详细分析了两种再电离情况：一种是z_ion~13的“早期再电离”情况，与最近WMAP卫星发现的大光学厚度汤姆逊散射相一致，另一种是z_ion~8的“晚期再电离”情况。这些模型的一个一般性预测是，早期产生的恒星产生的Lyalpha光子的背景将足够强烈，足以使星系间的中性氢在“灰色时代”（即z_ion<z<20）的宇宙微波背景下可见。根据再电离突破的红移，用下一代射电望远镜在频率<150 MHz（“早期再电离”情况下低于100 MHz）进行宽波束观测，应能揭示天空亮度温度在5-20 mK（1 sigma）范围内的角度波动，尺度低于5弧分。
2003-08-01 astro-ph
Limits on the evolution of galaxies from the statistics of gravitational lenses
我们使用宇宙透镜全天巡天（CLASS）的引力透镜来约束当前$\LCDM$宇宙学中自红移$z \sim 1$以来星系的演化。这种限制是独一无二的，因为它是基于星系的质量选择透镜样本。我们的统计分析方法与Chae（2003）相同。我们用$(1+z)^{ν_n}$来描述早期型的数密度演化，用$(1+z)^{ν_v}$来描述速度弥散。如果我们假设$ν_v =0$，我们发现$ν_n=-0.11^{+0.82}_{-0.89}$（$1σ$），这意味着早型星系的数密度在红移$z=1$的50%到164%的今天的值。允许速度分散的发展，我们发现，$ν_v=-0.4^{+0.5}_{-0.4}$（$1σ$），表明速度分散必须在57%和107%的现今值在$z=1$。这些结果与早型星系的早期形成和被动演化是一致的。更严格的透镜限制可以从未来的大透镜巡天和使用非常高红移类星体（$z \ga 5$），如斯隆数字巡天发现的。
2003-11-10 astro-ph
Galactic Halos in MONDian Cosmological Simulations
在本文中，一系列高分辨率的n体模拟中的运动方程已被改变，以考虑修改后的牛顿动力学（MOND）。结果表明，一个低Ω 0 MONDian模型与适当的选择的标准化sigma8可以导致类似的聚类性质在红移z=0的普遍接受的（标准）LCDM模型。然而，这样的模型在高红移下没有显示出明显的结构，只有极少数的物体存在于z>3以上，这可以很容易地归因于所采用的低Omega0值。在红移z=0处与LCDM的一致性是由MOND中更快的结构演化驱动的。此外，星系形成似乎更强烈地偏向MONDian宇宙学。在目前的实施MOND密度轮廓的引力约束对象在z=0仍然可以拟合的通用NFW配置文件，但MOND晕是不那么clusified。
2003-09-29 astro-ph
Early Formation and Late Merging of the Giant Galaxies
目前宇宙中最明亮的星系是在最大质量的暗物质晕的中心发现的，这些暗物质晕是丰富的星系团。在LCDM宇宙学中，这样的大质量晕核存在于红移z=6处，其同动数密度（作为内部质量的函数，约为10 kpc）与今天的值相当。然而，随着恒星和暗物质从最初分离良好的子单元聚集在一起，这些中心区域的物质的身份预计会发生变化。我们使用N-体模拟来研究这些合并如何将占主导地位的星系中预先存在的物质向外推，同时保留无碰撞物质的内部密度分布。看来，大型星系的中心区域最终被形成于许多致密核心中的恒星所主导，这发生在最后一次大合并之前。这些中心区域的无碰撞物质（恒星和暗物质的组合）的密度分布似乎是稳定的，并在合并过程中具有吸引子的行为。这表明，与耗散收缩和恒星形成相关的重子负载可能会被擦除，因为随后的合并会将质量分布推回到普适分布。这种对重子负载效应的抑制，以及早期的质量浓度组装，可能有助于解决CDM模型在结构形成方面的一些明显挑战。
2004-06-20 astro-ph
Large scale structure and the generalised Chaplygin gas as dark energy
研究了在同时含有冷暗物质（CDM）和广义查伯金气体（GCg）的宇宙中大尺度结构的生长。假设GCg只对宇宙的背景演化有贡献，而CDM组分则坍缩并形成结构。我们提出了一些新的分析以及数值结果的线性和非线性增长在这样的模型。该模型通过了标准的宇宙学距离检验，而不需要宇宙学常数（LCDM）。但我们发现，该方案是严重限制了目前的观测大尺度结构。GCg参数偏离标准λ主导宇宙学（LCDM）的任何微小偏差都会对结构的生长产生实质性的抑制。
2003-10-31 astro-ph gr-qc hep-ph
How rapidly do supermassive black hole "seeds" grow at early times?
我们调查的物理条件的中间质量的种子黑洞的增长假定已形成的残余物的第一代大质量的恒星。在标准LCDM模型中，我们使用宇宙学的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟跟踪Tvir > 1 e4 K的高σ晕的崩溃。在母晕崩溃的过程中，种子洞通过合并合并成更大的系统，并从周围的气体中吸积质量。我们包括恒星形成，黑洞吸积和相关的反馈过程的自洽处理。即使在种子黑洞质量和有效合并率的乐观假设下，我们发现晕M<1 e10 Msun中的种子洞永远不会达到临界爱丁顿增长的条件。该区域中的大部分黑洞生长取决于初始质量和合并率。对于M~ 1 e ~（11）Msun的3-4 σ晕，在坍缩时达到临界吸积率（z~7），虽然只是经过一个显著的延迟。我们的结果表明，坍缩时的M_BH = 5e 6 Msun（M_halo/1 e11 Msun）^0.78。因此，z>6的斯隆类星体所暗示的解释超大质量黑洞（~ 1 e9 Msun）形成的爱丁顿增长的必要条件，在这样的情况下很难满足。如果没有“跳跃启动”，这些条件可能只在极罕见的晕中实现，其中M_halo > 1 e13 Msun，在z~6之前崩溃。黑洞在早期吸积的亚爱丁顿区意味着小类星体对再电离的贡献很小，但仍然足以在z<15-18时引起IGM的明显加热。
2007-03-29 astro-ph
Did the Universe loiter at high redshifts ?
我们发现，游荡在高红移（$z \gsim 6$）可以很容易地出现在膜世界模型的暗能量，除了空间平坦，也加速在后期。游荡的特征是哈勃参数的值在一个狭窄的红移范围内下降，我们称之为“游荡时期”。在游荡期间，密度扰动预计将迅速增长。此外，由于宇宙的膨胀速度减慢，它的年龄附近徘徊显着增加。一个早期的游荡期预计会促进高红移引力束缚系统的形成，例如$z \sim 6$的$10^9 M_\odot$黑洞和$z > 10$的低质量黑洞和/或第三族恒星，它们的存在在LCDM情景中可能是有问题的。游荡模型也有助于降低再电离的红移，从目前LCDM宇宙学中的（高）值$z_{\rm reion} \simeq 17$，从而缓解了高红移宇宙的观测和理论模型建立之间的紧张关系。目前，一个游荡的宇宙加速与有效的状态方程$w < -1$，从而模仿幻影暗能量。然而，与幻影不同的是，我们模型中宇宙的晚期膨胀是无奇点的，一个在过去徘徊的宇宙将在遥远的未来渐近地接近LCDM模型。
2005-04-25 astro-ph gr-qc hep-ph
Structure formation in the DGP cosmological model
DGP膜世界模型提供了一个标准LCDM宇宙学的替代方案，在LCDM宇宙学中，晚期宇宙的加速是由于引力的改变而不是真空能量。LCDM中的宇宙学常数$Λ$被DGP中的一个参数--交叉尺度$r_c$所取代。超新星红移观测值可以用$Λ\sim H_0^2$和$r_c \sim H_0^{-1}$两种模型拟合。这种简并被结构形成打破，这在两个模型中以不同的方式被抑制。在文献中关于DGP中标准线性生长因子是如何修改的存在一些混乱。虽然亮度距离可以纯粹从修改后的4维弗里德曼方程计算，但密度扰动的演化需要对5维引力场进行分析。我们表明，如果5维的影响被不适当地忽略，那么4维Bianchi身份被违反和计算的增长因子是不正确的。通过使用5维方程，我们推导出正确的增长因子。
2005-11-22 astro-ph gr-qc hep-th
