论文部分内容阅读
本文探讨了对Lyman Break星系的对速度弥散（PVD）进行测量以及用该量来约束理论模型的可行性。我们发现当宇宙学模型给定后，不同的星系形成图象将导致PVD的巨大差异。首先，我们提出了一个简单唯象模型来联系宇宙学N体数值模拟和Lyman Break星系，该模型由两个参量（形成时间间隔Δz和暗晕质量下限Mh）唯一确定。通过适当选择这两个参量，模型预言的暗晕中星系的分布函数和半解析模型的结果符合得非常好。而通过调节这两个参量，我们同时考虑了一系列的星系形成模型。进而发现：（1）即使宇宙学和星系形成模型均不同，模型Lyman Break星系在可观测的尺度上也可以表现出一样的两点相关函数（TPCF）；（2）另外，不同的宇宙学模型可以预言相同的TPCF和PVD；（3）然而，不同的星系形成模型即使保持TPCF一样，也将预言截然不同的PVD。接着，我们采用实际观测中的天区大小和红移选择效应，构造了大量的Lyman Break星系模拟样本，然后根据其红移畸变效应来测量PVD。结果表明：（1）若用现有的观测样本(特征误差为80kms-1)我们已经可以限制星系形成模型，而如果样本容量增长到4倍，误差将减半；（2）错误地假设宇宙几何和星系平均内落对结果只有微弱的影响。因此，PVD将会成为运用Lyman Break星系红移巡天来约束星系形成模型的强有力的统计工具。 上面探讨的星系成团性和速度分布特征是与星系自身的物理性质紧密联系的，而这二者在很大程度上都依赖于星系的摇篮-暗物质晕。为研究星系自身及其成团性的演化，首先需要研究暗晕的演化。本文利用高分辨率的N体数值模拟仔细分析了暗晕的质量吸积历史和内部结构演化历史。我们运用NFW轮廓来拟合暗晕的密度分布，进而发现：内部特征半径rs和其内质量Ms的演化非常密切地相关。我们建立了模型，利用该相关关系和暗晕质量吸积历史来预言其内部结构的演化，该方法无论从统计上还是对单个暗晕均达到了很高的精度。而且不同的数值模拟进一步证实了该相关关系不依赖于暗晕的定义，观测时间的早晚，宇宙学模型，密度扰动功率谱和吸积的快慢，是真正内禀的。这说明暗晕的内部结构演化历史和其质量增长历史是紧密联系的，而且由后者可推演出前者，这弥补了Press-Schechter扩展理论对非线性问题无能为力，而宇宙学数值模拟又受到动态范围的限制等不足。另外我们发现：暗晕汇聚因子c的增长并不是简单地正比于宇宙膨胀因子α，而与质量吸积速率反相关。我们同时发现：（1）冷暗物质模型（CDM）中暗晕的成长均包括一个早期的快速吸积阶段[暗晕质量Mh随时间的增长远快于宇宙的膨胀速率」和一个晚期的缓慢吸积阶段!肠‘随时间的增长和宇宙的膨胀速率基本一致:（2）在这两个阶段的分界点处暗晕的汇聚因子。4，其束缚能和具有相同圆周速度的等温球大致相等;（s）在这两个阶段，暗晕的行为特征迥异（例如，圆周速度均‘在快速吸积阶段增长迅速且略大于内部圆周速度:、，而在缓慢吸积阶段基本恒定甚至降低，且小于、、.:、和呱在快速吸积阶段增长迅猛，而在缓慢吸积阶段增长滞缓）:（l）一个暗晕的内部结构和引力势阱主要是在早期的快速吸积阶段成长起来的，虽然在缓慢增长阶段可以吸积大量的质量（超过10倍），但这并不显著地改变其内部特征和引力势阱.这些结果对我们解释暗晕的普适密度轮廓，高红移盘星系的瓜111卜F讨ler关系和理解星系核球及盘的形成都有很大帮助.