暗物质子结构和矮星系卫星

文摘

十年前宇宙越来越高分辨率的模拟被用来证明virialized地区冷暗物质(CDM)晕充满了大量的密集,引力的团。这些暗物质subhalos是晕的中部地区,幸存下来的强大引力潮汐力和动力摩擦在合并的等级序列,通过CDM晕形成吸积。比较观察显示,有一个明显的差异丰富subhalos和明亮的卫星的银河系和仙女座质量作为他们的圆周速度的函数或绑定在一个固定的孔径。大的差异,这被称为“底座”或“失踪的卫星”的问题,乞求一个解释。在本文中,作者回顾了进展在过去几年在量化问题和探索可能的场景,它可以容纳和解释在星系形成的背景下,在CDM范式的框架结构的形成。特别是,他表明,观察到的光度函数,径向分布,显著的相似性的内部密度资料发光卫星可以理解层次清洁发展机制框架内使用一个简单的模型中,恒星的形成效率单调降低与减少维里质量卫星之前吸积没有任何实际的锋利的星系形成的阈值。

1。介绍

在星系形成的分层情况1理论上,根植于冷暗物质(CDM)结构形成模型(2),星系形成通过冷却和冷凝的气体在暗物质晕,长通过合并和吸积的等级序列。这些模型的密度扰动振幅增加与减少缩小1 comoving秒差距或以下(3),与波动最小的规模由粒子的特定属性定义假定构成大多数清洁发展机制。小扰动因此崩溃,然后成长和合并形成越来越大的对象,与进化的细节取决于宇宙的膨胀历史(即。,通过参数描述背景宇宙模型)和功率谱密度波动的形状(4]。

这样的进化在平坦的一个例子CDM模型如图1,它显示了崩溃的对象。进化的图中显示,在早期阶段的问题纳入最后的光环崩溃成大量的相对较小的团单纤维的,网状的空间分布。进一步进化,由重力之间的竞争和扩张的空间,是一个逐步的吸积和并购序列构建的对象更大的质量,直到形成单一的系统在过去数十亿年的进化。图也显示核心的小块合并,合并到更大的对象存活到后来时代,存在的形式光环子结构或subhalos密度:小团virialized区域内更大的光环。(subhalos的生存并不是一个微不足道的结果,是由于相对紧凑的CDM晕的质量分布。确保他们的生存需要一个相当大的动态范围在空间和质量分辨率,而没有实现,直到1990年代末(5- - - - - -9]。)

结构形成的CDM模型非常成功地解释各种观测温度波动的宇宙微波背景(10]星系集群及其进化11定性和,在许多情况下,定量。然而,许多关键的细节模型仍被开发(12,13)及其测试绝不是完整的。

活跃的一个领域调查测试的预测CDM模型尺度从几kpc的电脑(即。,最小的尺度上探索星系的观测)。特别是,还有之间的紧张关系的预测星系的中心质量分布(14,15)和银河磁盘的大小和角度动量和观察结果16,17]。值得注意的是,这种紧张关系并没有消失在过去的10 - 15年,尽管这两种理论模型和观察有了明显提高。

CDM的预测和观察之间的紧张关系的另一个例子,过去十年期间一直积极探索星系是卫星系统在不同的光度有很大的不同,尽管他们的暗物质晕预计将大约彼此按比例缩小的版本(18),与他们的总质量尺度参数。微弱的矮星系通常没有发光的卫星,银河系和仙女座有几十个,但星系团周围经常有成千上万的卫星集群最亮的星系。

引力的卫星subhalos固定数量的质量相对于宿主CDM光环的质量,另一方面,预计将大约相同的(8,19,20.]。这是见图2,显示出了暗物质的分布约两维里周围半径两个CDM晕的中心质量不同的由两个数量级。很明显,它并不容易告诉光环只需检查的质量整体质量分布或通过计算subhalos的数量。这是一个近似的视觉表现(但不准确,看,例如,(21,22)自相似性的不同质量的CDM晕。如果我们比较相似的图像分布的发光物质在星系和星团,区别是惊人的。

明显不同的观测卫星星系周围人群不同的光度和预期大约自相似数量的卫星subhalos晕周围不同的质量是被称为子结构的问题(8,23,24]。最好的研究卫星系统的银河系和仙女座星系,预测之间的差异丰富的小暗物质团和观察到明亮的卫星轨道速度的函数(见部分2)也被称为“失踪的卫星问题。”(这个名字来源于“失踪的卫星星系在哪里?”其中一篇论文的最初指出差异(24]。)本文的主要目的是评估理论和观测进展量化和理解问题在过去的十年里。

2。量化的子结构和明亮的卫星数量

为了连接理论预测和观察在一个定量的层面上,我们需要描述性统计描述人口理论暗物质subhalos和观察到明亮的卫星。理想情况下,我们应该理论模型能够预测性能的恒星数量由暗物质晕和subhalos使用涉及直接观测量的统计数据进行比较,如星系光度。然而在实践中,这仍然是困难的预测需要建模的,而不确定的过程形成星系在其形成的性质。此外,模拟可以达到最高的分辨率政权当复杂和计算代价高昂的星系形成过程不包括和宇宙中所有的物质被建模为一个统一的无碰撞的和dissipationless组件(即。的组件不能消散它获得的动能在引力坍缩和引力作用和弛豫过程陪同)。这种模拟从而给出最精确的知识的暗物质subhalo人口,但只能预测动态subhalo属性如势阱的深度或受引力束缚物质的总质量。因此,在比较理论预测和观察到目前为止,最常见的策略是找到一个妥协的数量,可以估计在dissipationless模拟和观测。

2.1。量化Subhalo人群

从第一个研究做比较使用数值模拟的结果(8,24数量的选择最大圆周速度,定义为 在哪里球平均总质量概要文件是关于对象的中心。是一个衡量潜在的深度(自引力系统的势能呢),可以轻松计算在宇宙模拟一旦subhalo中心确定。(详细描述过程的识别中心subhalos超出了本文的范围,但仍然是相关的。虽然许多使用不同的算法在文献[6,9,25- - - - - -29日),所有算法归结为自动搜索密度峰值(通常在配置空间,但有时在相空间)场平滑规模类似于或小于最小的subhalos模拟的大小。一旦确认了山顶,周围的引力的材料通常是由迭代消除游离粒子发现的。)的吸引力的特性是定义良好的物理边界,不需要估计subhalos,这通常是很难确定的。决议要求得到的价格正确的subhalo较高,比较,例如,总subhalo质量,因为正在调查晕的内侧区域的质量分布。

subhalo总引力质量,不太敏感的决议,但需要仔细分离真实subhalo粒子和不受约束的粒子扩散晕的主机暗物质晕。这可以非常困难在主机系统的内部区域的密度背景散射光环与内部密度subhalo或当两个subhalos大幅重叠。

另一个选项是定义的质量subhalo固定物理半径之内。选择适当的半径值,可以测量质量明确在模拟和观测。我们将讨论封闭质量的测量和比较模拟和观察下面部分3和43(见图8和12)。

图3显示了累积循环速度和质量功能(CVF和CMF)内的subhalos维里(定义为半径,在那里是宇宙中物质密度,意味着什么相应的,维里overdensity建议的球形模型崩溃CDM宇宙学(30.])的模拟银河系大小的光环,形成如图1。累积函数可以用权力法律范围的近似圆周速度和单位和维里的主持人:和的山坡上和,分别。在大型循环速度偏离幂律由于少量subhalos有重要的影响。

最高分辨率模拟(到目前为止)的个人MW-sized DM晕形成的一致性CDM宇宙学(31日- - - - - -33)表明,斜坡的权力的法律范围内上述描述CVF和CMF和。但是请注意,在更广泛的群众subhalo幂律可以预期缓慢变化反映了均方根斜率的变化波动的函数,控制着大量的光环质量的函数(34,35]。

质量和速度的振幅函数的归一化功率谱敏感在小尺度(31日,36,37),因此敏感的宇宙学参数控制标准化(如倾斜和规范化)。

对于给定的宇宙学,CVF和CMF尺度近似线性的规范化与宿主光环质量(19]:。正常化的halo-to-halo散射CVF和MCF固定主机的光环维里所描述的质量是泊松分布(19]:。因此,部分散射是很小很小和(大)。

质量和圆周速度函数在给定半径描述的总体丰富subhalos不同的质量,而不是他们的径向分布。后者,而敏感取决于subhalo样本选择(38]。这是因为subhalos在不同距离主人光环中心平均经验不同的潮汐质量损失,影响不同subhalo属性不同的金额。Subhalo质量是受影响最严重的数量大的光环质量当它存在相对松散,通常很快失去了。尽管圆周速度是由内部质量分布在subhalos的内在质量,还受潮汐影响较小程度(虽然和低于总质量(39])。

经历的平均质量损失subhalos距离增加而减少的中心主机光环(38]。因此,选择subhalos根据其当前绑定的质量或圆周速度偏差的样本在小半径和结果对subhalos径向分布更集中的主机光环的整体质量分布(6,26,38- - - - - -42]。相反,一个可以预期,如果选择subhalos使用数量不受剥离,偏差应较小,甚至完全消失。

图4(一)显示了subhalos的径向分布(如图一样的人口3)选择使用当前绑定的质量或圆周速度和密度剖面MW-sized主机中的暗物质晕。subhalo分布的图中显示更少的径向集中相比总体密度轮廓,因为选择使用当前subhalo属性受潮汐影响进化偏见样本区域内部的反对。图4 (b)显示了同一主机subhalos径向分布的光环现在subhalos选择使用循环速度和质量在吸积(当然不是受到潮汐的影响)。在这种情况下,径向剖面非常接近暗物质的分布。这种依赖的径向剖面属性用于subhalo选择时应牢记观察和预测的径向分布进行了比较。选择后者是基于光度(即。,the stellar mass), which may be affected by tides much less than either the total bound mass or circular velocity [38,43]。

最后,卫星的空间分布不是完全球对称,但三轴,这反映了他们的吸积细丝和随后的进化在主人的三轴潜力晕44- - - - - -46]。

2.2。量化发光星系的数量卫星

虽然我们目前知道附近只有少数几十个卫星绕着银河系和仙女座星系,这些星系跨度巨大的恒星的密度和光度范围。两个聪明的银河系的卫星,大、小麦哲伦星云(LMC和SMC),很容易被肉眼可见在南半球和,因此,被数百年来,虽然微弱的卫星被发现只有最近使用复杂的搜索算法和恒星光度学的巨大的数据集在斯隆数字巡天和只包含几百明星(47,48]。直到1990年代末,只有十二个矮星系是已知存在于300 kpc的银河系,与仙女座星系(类似数量的49]。这些星系光度大概和形态的三种类型:)矮不规则星系(dIrrs,例如,LMC和SMC)低表面亮度星系的不规则的外观有大量的气体,因此表现出持续的恒星形成,()矮球状星系(dSphs,例如,德拉科或天炉星座)低表面亮度恒星的星系和球状分布,没有(或很少)恒星形成,和()矮椭圆星系(dEs,例如,两个同伴M32)高表面亮度,low-luminosity椭圆星系没有气体,目前没有恒星的形成。dSph和德星系位于200 kpc的宿主星系,而dIrr星系分布更均匀。这种倾向被称为“形态隔离”[49),似乎存在于其他附近的星系群50]。这些“经典”的性质综述了矮星系广泛(49)(见也矮星系的缩放关系最近的研究(51])。

尽管广泛的观察到的属性,所有附近的小矮人分享一些共同的特征在他们的恒星形成历史(sfh)。所有经典的sfh小矮人的特点是一个相当混乱的不同恒星形成率。最明亮的小矮人形成恒星在他们的进化,虽然大部分的恒星可能形成的几个主要集分布在10个或更多的几十亿年(52- - - - - -55,至少有一部分的恒星形成在第一个二十亿年的宇宙的进化。的sfh,矮不规则和矮球状星系之间的主要区别是在恒星形成的存在与否在过去的二十亿年里54]。

古典的径向分布卫星绕着银河系相当紧凑。矮星系在250 kpc的银河,中间距离星系的中心70 kpc [39,57),预测的平均距离subhalos120 - 140年kpc [39)(见图13)。仙女座星系周围的卫星的分布是一致的,银河系的卫星,但不太准确的决定将在距离更大的错误。卫星的空间分布对银河系和仙女座也明显nonisotropic大多数卫星发现扁平结构近垂直于磁盘(58- - - - - -62年]。

1994年,一个新发现了微弱的星系方向星系的中心(射手座的星座63年])。银河系类似于其他附近的矮球状星系在其属性,但非常接近太阳系(的距离28 kpc),在这个过程中被撕裂的潮汐作用与银河系。这种交互产生的潮汐尾,多次包装沿着轨道的人马矮64年]。

发现这个新的卫星提醒研究者在该领域其他卫星的可能性可能潜伏在我们的宇宙附近未发现的。广角光度调查的出现,如斯隆数字巡天和仙女座星系周围的目标区域的调查,和新的搜索技术导致了几十个新卫星星系,发现在过去的十年里(47,48,65年- - - - - -71年)预计在不久的将来更多的发现(56,72年]。新发现的星系是微弱的多数比“经典小矮人”1998年之前。由于其极低的光度(低1000年对于Segue 1 (48]),他们共同被称为“忽略”相形见绌。如此低的光度(和隐含的恒星质量)表明星系形成的一个极端的模式,在总人口的过程中产生的恒星的星系演化小于星团形成于一个更发光星系的恒星形成活动。(另外,极低光度的忽略小矮人也可以解释为一个高度剥夺了残余的更明亮的小矮人43]。虽然这种可能性不是排除在外,这是不好的,忽略小矮人似乎躺在延续luminosity-metallicity关系的更明亮的矮星系(73年]。)

实际上,多数人的极端模糊的矮卫星意味着我们有或多或少地完成人口普查只在的体积30 - 50 kpc的银河系56,74年]。图5显示了给定的距离小矮人的光度SDSS调查完成,在新小矮人发现了这一点。图显示,我们有一个良好的人口普查的本地组的体积只相当于相对明亮的“古典”卫星。忽略小矮人相当于微弱的,另一方面,我们可以期待发现更多系统在未来更大的半径深大范围调查。确切的数字我们可以期待被发现取决于他们不确定的径向分布,但鉴于已发现小矮人的数量和我们目前的知识更明亮的径向分布卫星(预计subhalos径向分布),我们也有理由期待,至少有一百微弱卫星在400 kpc银河系的存在。这是见图6,这显示了银河系的卫星的光度函数修正的体积没有调查不同假设下径向分布的卫星56]。

考虑这些极其微弱的恒星系统的基础是善意的星系与星团的事实,他们是暗物质主导:也就是说,在他们的总质量恒星程度远远大于老恒星的恒星质量的预期数量(48]。这些星系的总动力群众使用运动学推导的星星。(这些微弱的矮球状星系没有冷气体,因此它们的质量档案无法衡量使用气体旋转曲线,作为更大规模dIrr星系通常做。)高分辨率光谱的红巨星附近的每个星系提供了这些恒星的径向速度。模型使用径向速度可以用牛仔裤平衡方程推导出总质量资料(75年- - - - - -80年]。这个建模需要某些假设未知恒星的恒星分布和速度分布的形状,以及假设的形状和径向剖面暗物质的分布。由此产生的质量档案,因此,有一些不确定性与这些假设[75年,78年,80年]。

此外,忽略小矮人遵循比例关系等亮古典卫星luminosity-metallicity关系(73年),因此,似乎家庭内的低光度的弟兄dSph星系。

3所示。定义子结构的问题

正如我上面所提到的,比较理论和观测的光度等直接观测到的数量是只能使用一个星系形成模型。这些模型,尽管积极探索(39,81年- - - - - -87年(参见部分4.3)是更多比dissipationless模拟的预测不确定暗物质subhalos的属性。鉴于观察矮卫星非常暗物质主导,恒星的形成耗散过程导致组件预计将影响有限的分布动态暗物质占主导地位。富有成果的对比仿真预测和观察,因此,如果一个量与总质量相关的概要文件可以用后者。

第一次尝试这样的比较(8,9]假定各向同性的恒星轨道和转换的视线速度色散恒星dSph卫星,估计他们的最大循环速度。诚然简单转换采用简单的由于缺乏有效度量速度资料的质量分布和相应的限制时间。图7显示了这样一个比较经典的银河系的卫星和subhalo人口乳白色Way-sized晕形成的一致性CDM宇宙学。(I did not include the new ultra-faint satellites in the comparison both because their值更不确定,因为他们的总数在维里半径确定目前观察值的修正要求探针只有最近的几十个kpc。速度忽略的小矮人非常相似(因此,5公里/秒)和他们正式有相似的值根据这个简单的转换方法(因此,他们都被“捆绑”差不多km / s值)。这些星系的光环的最大圆周速度有望达到半径远远超出了恒星分散程度及其估计从观测到的速度需要实质性的推断和假设半径外的密度轮廓探测恒星。派生的错误的价值观因此,可以相当可观(75年,88年]。我将比较明亮的卫星的预测光度函数使用一个简单的星系形成模型部分4.3(见图11)。)

观察到的速度函数与暗物质的预测VF subhalos半径286 kpc内的乳白色Way-sized主机晕。在文学中,术语“乳Way-sized”常被用来暗示总维里的质量和最大循环的速度公里/秒。然而,这些数字有一些不确定性。因此,图中显示主机的VFs晕公里/秒,公里/秒。前者是直接测量模拟的光环环绕速度,而后者VF是新,在模拟中使用扩展测量统计19]。

简单的转换来公正被批评为过于简单(89年]。事实上,转换因子需要一个良好的知识的质量文件小半径半径。质量档案来源于牛仔裤方程有错误与不确定性有关恒星轨道的各向异性,以及不确定性的恒星系统的空间分布和/或其动力状态(76年,90年]。最重要的是,质量档案只有直接约束在恒星速度测量的半径,。如果这个半径小于,转换因子取决于密度剖面的形式假设推断。派生在恒星质量资料的不确定性程度当然也会放大日益增加比(90年]。

因此,例如,Stoehr et al。89年)认为,转换因子可以相当大(4)如果密度轮廓浅在探测区域内部的星星。如此大的转换因子将低点在图7向右靠近subhalo VF [78年,89年,91年),可能意味着有一个急剧下降的光度函数卫星低于某个阈值循环速度(公里/秒)。高分辨率模拟单个卫星,另一方面,表明CDM卫星保持他们cuspy内部密度资料,即使他们接受重要的潮汐剥离(92年]。(配置文件可以甚至比预测的陡峭dissipationless模拟由于绝热收缩的影响在气体冷凝对矮的中心祖细胞(93年]。虽然在小矮人重子凝结的影响是不确定的,可以认为他们可以合理地预期温和,给大mass-to-light微弱的小矮人的比率(48]。)这意味着可能不如所倡导的大型Stoehr等。其实际价值的主要不确定性为特定卫星然后由于密度轮廓的不确定性和比率。

最近,Penarrubia et al。78年恒星表面密度的测量和配置文件来估计价值观对个人观察MW卫星假设他们的恒星系统是嵌入NFW暗物质潜力。这样的过程本身不会产生一个可靠的估计,因为NFW广泛的潜力可以观察到的配置文件。简并度,Penarrubia等人使用之间的关系和预期的一致性CDM宇宙学。他们表明,这导致的估计这意味着3 (43,图4)。这个估计没有考虑潮汐剥离的演化的影响- - - - - -关系。通常,subhalos位于内部区域的光环将失去了60% - -90%的初始质量由于潮汐剥离22,38,39]。这样的质量损失只有通过改变20% - -30% (39,78年),但应该改变的一个因素2 - 3 (43,92年]。

在随后的研究中,Penarrubia et al。43)使用控制模拟subhalo进化认为潮汐剥离不显著影响其推断转换因子(43,图9)。然而,这一结论是基于系统的恒星系统和DM光环都显著地剥夺了。在这样的系统中,接近恒星的半径和和发展同步。系统更现实的质量损失和明星深深嵌入然而,恒星系统(和)可能不会受到影响,而可以显著发展。对于这样的系统,方法的78年)将导致显著高估。事实上,系统(43高估了,图9)的方法(通过的一个因素1.4)最温和的系统总质量损失和影响最小的恒星系统。请注意,即使这些系统可能经历更多的潮汐损失比大多数真正的dSph卫星。

估计的另一个因素是各向异性的恒星速度dSph(例如,92年])。例如,最近的分析观察到的速度色散的“古典”dSph [79年),恒星的轨道被当作自由参数的各向异性,导致的估计的主机subhalos范围十到二十五公里/秒,小于将建议如果校正因子3所示。

不管实际的转换因子值,但是,很明显,它不能改变观察和预测之间的主要区别VFs-the slope-unless大差异强烈依赖于(没有观测证据到目前为止)。

另一个有前途的方法是放弃尝试推导完全和测量半径内的观测质量的不确定性测量质量形象是最小的。这样半径接近观测星系的恒星程度(78年,80年,88年,90年]。图8通过从[90年),显示质量的比较函数的subhalos通过Lactea我模拟(94年)和观测卫星的银河,质量测量在一个固定的物理半径600 pc(参见讨论部分4.3和图12)。图显示了模拟和观测质量函数不同,结论类似于来自圆周速度的比较函数。

因此,差异比较明显的圆周速度的功能,测量与观察,更多的不确定性依然存在,如果比较是通过使用一个更好的测量量。不幸的是,新发现的恒星分布在大多数忽略矮星系不延伸到600 pc半径和因此,不能可靠地测量这些模糊系统的古典相形见绌。类似的比较必须使用质量较小的半径之内。这使得严格要求的分辨率模拟,他们需要可靠地预测质量分布中的subhalos几百秒差距半径。现在可以使用这样的高分辨率模拟(31日- - - - - -33]。

我们可以得出两个主要结论的比较循环速度函数和更可靠subhalos和观测卫星的质量功能提出了在前面的部分中,即使考虑到现有的不确定性在推导圆周速度和总质量动态观测卫星。首先,预测的最明亮的卫星是在合理的协议与数据,尽管统计很小。大多数MW-sized晕模拟的一致性CDM宇宙学有1 SMC / LMC大小(-70公里/秒)内subhalos维里半径。

这不是一个简单的事实,因为大量的最大规模卫星是由吸积率之间的微妙的相互作用系统相应的循环速度和破坏的联合效应动力摩擦和潮汐剥离(95年]。动力摩擦导致卫星沉到中心速度取决于质量和卫星轨道的轨道参数。轨道参数,反过来,取决于增生主机光环的宇宙环境,由潮汐剥离从而降低卫星质量下沉,从而呈现动态摩擦效率较低(96年- - - - - -99年]。这一事实的一致性CDM模型进行了从头开始预测的数量巨大的卫星可以托管发光小矮人与观察因此可以被视为一个成功的模型。

第二,山坡上和圆周速度的函数在模拟和观测质量函数是不同的。这意味着我们不能简单地匹配所有的发光卫星subhalos最大和有时,提倡(89年,91年]。的尤其是质量函数的比较,表明应该有一些subhalos不举办明亮的星系,和一些。我讨论的部分4.2,这有一个强烈的暗示的物理解释不同星系形成的场景。

总之,子结构的问题可以表示为圆周速度的差异在山坡上 银河系的质量函数推断观测卫星和山坡上的这些功能预测的暗物质subhalos兆瓦份主机晕形成的一致性 清洁发展机制宇宙学。

我相信这样问题是定义良好的。定义问题的实际数量的不同的卫星和subhalos充其量是混乱,作为数字是相当强劲的功能subhalo质量或恒星光度。因此,例如,即使忽略小矮人的发现暗示了可能存在的数百名在银河系的光环49,75年](这一事实已被用于认为子结构问题已经“缓解”),最近的模拟显示,超过100 000 subhalos质量应该存在在银河系31日,32]。(事实上,这不是明显的先天subhalos的质量- - - - - -太小了,主机发光恒星质量的恒星系统- - - - - -(One hundred.)——恒星质量对应的最近发现的光度相形见绌。毕竟,这个质量的光环将举办第一个恒星的形成(101年]。)子结构的问题在实际的数字卫星是活得很好,因此没有缓解。

我想关闭本节简要讨论的空间分布的比较观察卫星和subhalos。正如我上面所提到的,径向分布的观测银河系的卫星比径向分布更加紧凑的subhalos选择使用他们今天质量或圆周速度(39,57,102年]。此外,观察到的卫星分布相当扁平结构的飞机几乎垂直于银河系的磁盘58- - - - - -62年]。尽管的空间分布所有subhalos预计将各向异性,反映出各向异性的吸积的方向沿着丝(44,45),可能的一些卫星可能是累积的同一组星系(103年),预计各向异性强不如观测银河系的卫星。

因此,径向分布和各向异性的观测卫星的总体分布不匹配subhalos CDM晕。这可能是另一个相同的硬币子结构问题和整体空间分布的观测卫星需要解释与圆周速度函数的差异。(尽管卫星分布在其他星系不像准确地映射在银河系,有证据表明类似的平面各向异性M31 (60]。这种各向异性在其他盘星系的证据是微弱的104年),虽然测量遥远星系更困难,因为他们需要非常小心的处理投影效果(105年]。)我将回顾一些可能的解释为子结构的空间分布问题和差异在接下来的部分。

4所示。可能的解决方案

4.1。修改CDM模型

占了一个可能的方法预测的差异,观察循环速度和质量功能是假设CDM模型是不正确的在小尺度上探索的矮星系卫星。事实上,大量的卫星敏感尺度上的功率谱的振幅对应于宿主晕的总质量。光环的质量comoving规模波动,种子的形成 在哪里现在的总物质密度的单位现在的临界密度,和是当前哈勃常数km / s / Mpc的单位。

如果密度波动的振幅等尺度相当压抑而和谐CDM模型用于大多数模拟、丰富的subhalos也可以被抑制。这种抑制可以通过适当改变参数实现控制内的小型功率谱的幅值CDM模型本身(36等)的整体归一化功率谱或其大规模的倾斜,或切换到模型振幅在小尺度上的抑制,如温暖的暗物质(WDM)结构形成的场景36,106年- - - - - -109年]。在这些模型丰富的卫星是抑制因为少晕矮质量的形式在第一时间(由于较小的初始振幅波动),因为晕形成有内部质量分布更分散,这使得他们更容易受到潮汐中断后他们依附到主机光环。模型在暗物质被认为是自动调节,一个属性,可以导致DM蒸发,也被提出和讨论110年,111年),但这些模型都陷入一个矛盾与其他观测星系和星团的属性(112年- - - - - -115年),现在强烈冷宫观测证据表明暗物质self-interaction较弱(116年]。

然而,问题不仅仅是微妙地抑制卫星的数量。正如上面所讨论的,观察和预测之间存在分歧的循环速度和质量。斜率是由原始的斜率控制波动频谱的尺度对应于群众卫星形成晕的晕和结构属性。它尚未令人信服地是否证明这两个循环速度和质量功能可以复制在任何替代清洁发展机制的模型。事实上,最近的测量质量分布在中部地区的观测卫星将严格限制相空间密度和暗物质的“温暖”75年]。与此同时,小规模的功率谱密度的测量莱曼森林表明,波动的幅度预期CDM模型的尺度控制大量的矮质量晕确实是存在于原始光谱(117年,118年]。

内部密度分布在观察卫星可能仍然受到暗物质温暖在参数空间的允许范围77年然而,)(见[79年]),模型的参数不会大幅抑制卫星的总体丰富。事实上,观察流量比率的多个图像广播镜头出现需要子结构的数量甚至比通常是发现在CDM晕119年- - - - - -121年),不赞成subhalos模型与强烈抑制大量的小。

因此没有令人信服的理由认为银河卫星数量的观察特性更自然地再现这些模型。在随后的讨论中,我将使用奥卡姆剃刀和关注差异的可能的解释观察到的卫星和subhalos在模拟中CDM模型。产生这种差异的主要嫌疑犯是星系形成的物理仍然很不确定。毕竟,对象的类似的问题存在较大的质量和光度如果我们比较亮度函数的斜率和光环质量函数(122年- - - - - -125年]或预测和观察到的大量星系附近的低密度”字段“区域(126年]。

4.2。星系形成的物理

一些似是而非的物理过程可以抑制气体吸积和恒星形成矮暗物质晕。宇宙紫外线的背景,reionized宇宙,加热星际气体和建立一个特征时间最小质量的光环可以依附气体(127年- - - - - -134年]。低质量的气体晕可能photoevaporated游离后(135年- - - - - -137年第一代)或被风吹走的超新星(138年- - - - - -141年](见[142年])。同时,电离辐射可能迅速分离氢分子,唯一有效的冷却剂low-metallicity气体在这样的光环,并阻止恒星形成气体完全删除之前(143年]。即使没有分离氢分子,冷却速率与维里晕温度K是远远低于在更大规模的光环144年),因此我们可以期待的形成致密气体磁盘和恒星形成压制在这样的光环。(维里维里的温度维里有关质量,等温温度曲线假设为简单起见。维里质量和半径定义是相关的。假设适合不管,这给/)。另一个潜在的星系形成的气提作用冲击抑制机制从银河外流和宇宙吸积145年,146年]。最后,即使小晕的累积和气体冷却,不能保证它会形成恒星气不到金属丰度和表面密度足以有效分子气体的形成和随后的恒星形成39,147年- - - - - -150年]。

这些过程的综合效应是可能让大多数群众的暗物质晕黑暗,可以印上一个独特的签名属性的矮星系形成恒星再游离。事实上,如果所有这些抑制效应是像通常认为的那样有效,很了不起的星系,如最近发现忽略小矮人存在。广泛讨论文学一个可能性就是,他们设法合生一定量的气体,形成恒星在宇宙reionized [81年- - - - - -84年,87年,151年- - - - - -153年]。直接宇宙模拟表明,矮星系形成熊与微弱的矮球状星系环绕银河系(154年- - - - - -156年)和他们的预测在银河系内丰富的估计是一致的大量的卫星(151年]。另外,一些作者认为(78年,89年,91年,157年]观察矮卫星星系可能在更大规模subhalos比表示通过简单的估计动态质量恒星速度和圆周速度使用分散体。在这种情况下,质量相对较大的光环可以允许一个对象抵制紫外线背景的抑制效应。

subhalos发现宇宙模拟也清楚地表明,在维里半径较大的光环平均损失了大量的质量和更大规模的过去(22,38,39]。质量发生的戏剧性的损失由于潮汐力subhalos体验轨道在主持人的潜力。发光的矮的一个重要部分卫星因此可以关联到那些subhalos过去大大更大,因此更有弹性与星系形成抑制过程。这种subhalos可能有机会形成恒星系统即使subhalos嵌入在今天有相对较小的质量(39]。

4.3。人口模型明亮的卫星

考虑到星系形成抑制机制和进化场景上面列出的,模型旨在解释子结构的问题可以分为以下四类:()“星系形成的阈值模型”发光的卫星是嵌入在最大规模subhalos CDM晕及其相对较少的表明抑制subhalos星系形成的圆周速度小于某个阈值(78年,89年,157年)和()“选择性星系形成模型”只有小subhalos给定的一小部分当前的 和大规模主机发光卫星其余保持黑暗。

在第二个类的模型过程决定subhalo主机可以再游离[发光星系81年,87年,152年- - - - - -154年,158年]:subhalos之前组装星系际介质是由电离辐射加热成为发光。观察到微弱的小矮人可以pre-reionization时代的“化石”(154年,155年]。Subhalo也可能形成一个恒星系统,如果它的质量大会历史有利于星系形成(39]:即发光subhalos是那些有足够大的质量期间他们的进化让他们克服恒星形成的抑制过程。

几款使用上述流程和场景的组合已经被证明复制观察卫星人口的总属性相当不错(39,84年,85年,87年]。我们如何测试不同类型的模型和区分具体的吗?

首先,我认为的事实质量函数观察卫星相比有不同的斜率(图模拟预测8)倾向于选择性星系形成的二级模型,至少在光明的“古典”卫星。事实上,因为我们知道subhalos的平均质量损失,更自然的把观察到的系统与质量最大的光环在吸积(39)而不是subhalos当前最大的质量。第二,弱的预测数量发展pre-reionization对象(84年,151年,153年),扩展的恒星形成历史的最矮的观察卫星(53- - - - - -55,159年](事实上,在恒星形成dIrr之间的主要区别和dSph星系似乎存在或缺乏恒星形成在过去的20亿年里(54]),和金属丰度的重要传播和某些同位素比值(160年]表明,多数的“古典”小矮人并没有形成大部分星星再游离而形成他们的明星,而长时间(10 Gyr)。它仍然是可能的,然而,数量可观的忽略小矮人是“pre-reionization化石”[151年,155年,161年,162年这些对象),如果恒星形成的效率大大抑制(84年亮的小矮人相比)。

在星系形成有趣的额外的线索和约束模型用于矮银河系的卫星测量的总动力在其恒星质量程度。观测表明,总质量在一个固定的孔径观测卫星非常相似,尽管几个数量级相当于跨在矮卫星(49,78年,88年,163年,164年]。例如,大众的范围内kpc如图8只是一个数量级。此外,总动力质量之间存在紧密的关联在暗光半径,,和相应的半径(79年]明亮星系dSph意味着一个非常相似的内在暗物质密度轮廓的光环。最近,Strigari et al。88年)表明,质量估计在300年中央电脑,,所有小矮人的运动变化的数据最多四倍,而星系的亮度变化四个数量级以上。

这些观察测量的范围限制民众的CDM subhalos主机观测卫星。估计这个范围内,我们应该首先注意的CDM晕NFW所描述的配置文件(18与浓度)(的规模范围半径密度剖面斜率对数的)质量的依赖在一个固定的小半径维里总质量 和很弱pc:,如图9。事实上,即使是与银河系晕弥撒我们预计,不太值不同于那些测量附近的矮球状。身体上,弱者依赖中央质量总质量的光环光环形式的反映了这样一个事实:中部地区早期小晕的合并。鉴于在小范围的均方根振幅密度扰动的弱函数规模,不同质量的中部地区的光环在相似的红移,从而形成中央密度反映了宇宙的密度也有类似的内部区域时组装。在早期时代的依赖性更强,因为300是一个更大的分数维里半径的晕。

请注意,绘制在图的关系9是孤立的光环受潮汐影响剥离。考虑潮汐的影响甚至剥离导致奉承的关系(86年]:也有较低的正常化(小对于一个给定的。这可能是由于组合两个效果:()更大的光环质量浓度较低,因此可以更有效地剥夺了,()更大的质量可以的晕沉到较小的半径后依附和经验相对更多的潮汐剥离。总的来说,潮汐剥离和加热的效果似乎是实质性的,不能被忽视。

最后,图9显示相对应的维里质量范围给定的范围晕,形式完全不同的吗相比那些形式在以后由于快速发展的时代NFW浓度浓度固定光环质量(165年]。质量因此只能解释模型的上下文中subhalo进化的历史。

最近的一些研究利用这样的模型表明,近常数中央卫星晕是他们的自然结果的质量(84年- - - - - -86年]。这个结果可以被理解为一个组合的弱点相关性和星系光度在星系形成模型必须是一个非线性的函数为了产生一个faint-end星系光度函数的斜率比小尾巴的斜率较浅的光环质量函数。

例如,如果faint-end光度函数的斜率(例如,)和光环质量函数的斜率小质量结束(),我们假设为简单起见星系之间的一对一匹配单调和光环(见[166年- - - - - -168年)等的详细理由假设),隐含的斜率关系是的置信值和给了。在semianalytic模型中,这样一个陡峭的非线性关系通常被认为是集通过抑制气体吸积由于气体防紫外线加热或由于SN反馈,例如,(83年])。如果我不是假设的faint-end斜率-1.6最近提出的测量的125年),是有些粗糙,但仍然是非线性的关系:。

无论特定生产过程的非线性luminosity-mass关系,关系的形式我们有,在那里,使用上面关系考虑潮汐剥离的影响。占一个小于四倍中部传播大众大约四个数量级在光度传播一个需求8或4,不太值不同于上面的估计。因此,的弱相关 和光度将任何的自然结果清洁发展机制的星系形成模型,再现了微弱的斜率的星系光度函数。

我刚刚描述的框架内,的斜率的相关性取决于的斜率相关。模型发布到目前为止(84年- - - - - -86年),以及与斜率上面的简单模型3、预测的斜率关系是肤浅的,但却不为零。约束斜率与未来将加强限制观测星系形成模型和会告诉我们更多有关如果这样的存在相关性。

说明的问题只会让图10显示了关系的观察到附近的小矮人(88年]和subhalos中找到kpc周围三个不同MW-sized晕中形成和谐宇宙模型(见[39,151年]仿真细节)。(simulations used here do not reliably resolve the mass within 300 pc. Therefore, in order to calculate the mass I have used the mass and concentration of each subhalo at the epoch when it was accreted and computed evolution of their density profile given the mass loss they experienced by the present epoch, as measured in cosmological simulations, and using results of controlled high-resolution simulations of tidal evolution [43),预测的进化NFW晕的浓度作为潮汐质量损失函数。质量然后从进化计算密度轮廓)。分配光度给定subhalo我遵循的逻辑模型提出了39],它认为最亮的观测卫星对应的subhalos应该最大的质量之前他们累积。在这个模型中恒星的光度系统应该积极与它的宿主subhalo的质量之前累积到兆瓦祖,: 的幂律形式关系是出于的近似幂律形式星系光度和光环质量功能微弱的光度和小质量。实际的参数选择,这样相当于最大规模subhalos大致匹配的最大规模的光度卫星,如SMC和LMC ()。(图10没有显示最大规模subhalos将对应系统,如大麦哲伦云,光度大概图中所示的范围之外。这是合理的,因为观测点所示图只包括微弱矮球状星系)。毕竟,业务的所有模型的一阶卫星人口繁殖的丰度和光度最大规模的(公里/秒)卫星。关系的斜率(4)将复制的范围观察卫星的光度和平坦关系。注意,这个模型不承担任何门槛星系的形成。它只是意味着重子的效率是转换成明星,与减少,稳步减少的速度(4)。的斜率假定在上面的方程中是低端的斜坡建议年底匹配的微弱的星系光度函数和小光环年底质量功能上面所讨论的,但在目前的不确定性在前的斜率125年]。假设这样的关系场晕也因此再现观察到微弱的星系光度函数在当前的不确定性。

图10表明,该模型的参数(4)同意观察测量关系。结果不会改变大大如果有点陡(3 - 3.5)斜率。(模型(4)类似于模型1 b的最近的研究Koposov et al。84年),假设恒星质量尺度,这些作者发现模型再现了卫星的光度函数,,,这使,非常相似的关系(4)。Koposov等人调整参数与观察到的光度函数然后显示关系是复制,而我这里采用相反的路线。模型之间的关键区别在于,他们的模型假定的值上限,而我认为没有这样的天花板。没有上限的恒星形成效率实际上是重要的明亮的卫星(见图14)。)

有固定的参数关系,我们可以问的问题的光度函数卫星是否会被这样一个自我一贯地复制模型。我们可以用观察到的光度函数修正为完整性的小矮人从[56(如图6为了测试这个。图11显示使用subhalos subhalo光度函数构造识别417 kpc(此句中使用的外半径内观察到的光度函数的建设(56])的模拟和简单的光度分配方案(4)。点(泊松)误差和阴影区域显示为经典的卫星和观察到的光度函数忽略小矮人,作为编制的56]。如我之前所提到的,当前样本忽略卫星只存在在天空的一小部分,有理由认为他们不完整的距离大于50 kpc。因此,阴影区域代表可能的支架的可能性。较低的边缘地区的光度函数的情况下观察到的光度函数忽略只是纠正的部分天空覆盖。阴影区域的上边缘显示了一个结合修正的天空覆盖和径向分布假设忽略有相同的径向分布mass-selected subhalos通过Lactea我模拟(56]。

图11表明,尽管模型和观察到的光度函数完全不匹配,他们在合理的协议。每个人都应该记住光度函数的不确定性模型。首先,大量的主机光环可以两倍左右,比银河系的质量和宇宙学的模拟可能并不完全正确。第二,关系模型中假设可以从图中假定有些不同:例如,斜率可以有点陡,标准化较低,这将使这两个关系奉承和光度函数更接近观测。基准的关系(4)被选为最浅的斜率()仍然相当与观测一致。

图12显示的比较质量功能观察到的“古典”矮球状银河系的卫星(90年)和预测质量函数对整个subhalo MW-sized晕人口在270 kpc(包括观测卫星的最大距离比较)和subhalos(包括最小dSph光度在观察到的样本)与光度分配使用(4)。我已经排除了从这个比较的人马矮质量有很大的错误90年]。预测明亮的卫星的数量降低了三个占排斥的射手座,SMC, LMC的比较。图显示了模型预测的范围非常类似于观察发光dSphs测量。质量函数的形状也在相当良好的协议与数据。虽然有更预测卫星在小质量,这可能是由于更大的维里模拟晕的质量()相对于银河系的质量()。我们预计的数量规模subhalos大约线性与主机质量和银河系的维里质量的差异和模拟的光环可以占与观测图的区别12。有一些差异最大值,但目前尚不清楚是多么重要的差异给出典型的错误对这些星系的测量20% - -40%。

最后,图13比较累积径向分布的观测银河系“古典”类似的光度和卫星在280 kpc和卫星在同一距离他们的主机光环的模型(4)。图中还显示了所有的累积分布subhalos使用当前的选择。明亮的发光的预测分布卫星有点比分布的径向集中二十三subhalos和与观察到的是在合理的协议分布在它的中位数和整体形状。

因此,观察到的光度函数关系,质量函数,径向分布的观测卫星都可以同时复制这样一个简单的矮星系形成的场景。这些统计数据的观测不确定性仍然很大,这让重要的自由参数的(4),在它的函数形式。(很可能光度与质量之间的关系要复杂得多(4)。例如,标准化的关系可以用红移发展因为光度可能决定通过光环的质量吸积时代和吸积前的一段时间,期间这是足够大能够承受恒星形成抑制过程。这样的红移的依赖将是一个额外的参数将产生散射关系。)也有可能所有的这些数据可以复制在一个截然不同的场景。不过,这样的简单的模型的成功是令人鼓舞的,有趣的是讨论它的潜在影响。

首先,(4)意味着所有的观测银河系dSph卫星群众维里当他们累积这些群众可能跨度范围(实际范围敏感依赖的斜率关系)。这表明观测卫星的祖细胞可能有广泛的群众维里,尽管他们的范围和群众是狭窄的。

一个有趣的暗示的价值最低的质量上面的质量范围,无论气体小晕()能够依附,它应该为恒星的形成在很大程度上仍未使用的,当然不会被风吹走超新星(考虑到模型意味着这样的对象应该没有明星或超新星)。如果这些气体是中性的,它可以导致嗨吸收线在类星体的光谱和遥远的星系。如果这个气体纯度,它也可以产生更重的元素的吸收线。较低的红移,否则中性的气体在没有星光的或非常微弱的光环可以体现在高速云的形式(hvc)丰富的本地组169年- - - - - -172年)和其他星系。

其次,正如我上面提到的斜率需要解释的弱依赖关系在亮度并不令人惊讶,因为我们知道faint-end星系光度函数的斜率和我们期望的质量函数的斜率主机晕在CDM的场景173年]。隐含归一化的然而,关系,很有趣。例如,它表明的光环应该有亮度的。将它转换为恒星质量假设(适合人群,例如,174年)给。宇宙模拟结果与紫外线加热的气体显示晕的应该已经能够合生的几乎所有的重子的普遍分享,(假设建议的威尔金森微波各向异性探测器测量(10),即使在现实的紫外线加热的存在(133年,134年]。派生的恒星质量只意味着(例如,)预期的重子质量是这样的对象转换成恒星。这么小的效率为系统添加到这不是抑制紫外线加热暗示恒星的形成是显著抑制由其他机制。

事实上,重子的隐含效率转换成星星,这个模型是一个悬崖,幂律函数的质量和圆周速度(),如图14。图中还显示了函数形式期望如果依赖的效率循环速度是由气晕的分数可以依附在紫外线辐射的存在。这个函数形式是几乎相同的基准模型3 b Koposov et al。84年)(我略大的值用于临界速度,因为我使用而不是这些作者所使用的维里圆周速度)。两个模型有类似的行为km / s,但紫外线加热模型得到一个固定的值更大规模的系统。相当于这个模型会因此低估了最大规模的卫星MW-sized光环,这是注意到Koposov等人在其未能重现明亮的卫星的光度函数。此外,估计的效率更明亮的星系,银河系等范围0.05 - -0.2 (175年- - - - - -178年),大约躺在关系图的延续14较大的循环速度的符号。(关系是可以谈在大压平像预期的那样,从星系的光环建模人口,例如,(173年]。)

这些因素表明一个非常有趣的可能性,而紫外线加热可以调解吸积气体成非常小的质量晕,累积气体的效率转化为已知的明亮的星系中恒星是由其他显著抑制mass-dependent机制。这强烈抑制作用不仅晕气体吸积是抑制但晕更大的质量。注意,这种抑制机制不太可能是由于防气体的超新星,预计(例如,(140年]),浅得多比的关系图的缩放14。

而这种抑制机制的本质的讨论超出了本文的范围,迅速改善观测卫星数据的人口应该揭示可能的机制。

行使在本节说明了多么强大的光度函数的组合和径向分布的卫星,高质量的解决运动学数据和推断的动力学约束的总质量,测量恒星形成历史和浓缩的历史可以了解矮星系的形成。迅速提高限制质量档案dSph星系到的最小的光度(79年,88年)应进一步限制的范围subhalo群众举办观测卫星,通过推理,在这么小的恒星形成晕的效率。暗示恒星形成效率实际上是一个单调函数的光环质量星系如银河系的星系,如Segue 1,表明物理学从近场宇宙学研究的最近的小矮人可以给我们重要的见解更大规模的星系的形成。

确认

作者要感谢黑雁Robertson Anatoly Klypin,尼克•Gnedin Jorge Penarrubia Erik Tollerud,詹姆斯·布洛克有用的评论手稿和刺激讨论主题相关的主题。这部分工作是由NSF资助拨款ast - 0507666,和ast - 0708154。研究也支持的部分在芝加哥大学的Kavli宇宙物理研究所通过授予NSF phy - 0551142和一个Kavli基金会的捐赠。他也要感谢Kavli理论物理研究所(KITP)在2008年圣芭芭拉和组织者的KITP车间“回星系II”,这里介绍的一些工作,为酒店和美妙的氛围。他大量使用美国宇航局天体物理学数据系统和arXiv.org预印本服务器在写这篇文章。

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