晕的性质对相互作用历史、环境和宇宙学的依赖性

我展示了来自数值N体模拟的结果，涉及并合事件对星系晕角动量分布的影响，以及晕增长在Press-Schechter方法与N体方法之间的比较。总共使用了六个模拟，跨越三种宇宙学：一个标准的平坦Omega_0=1模型，一个开放的Omega_0=0.3模型，以及一个谱指数n=0.8的“倾斜”平坦Omega_0=1模型。在每个模型中，使用空间均匀的粒子网格进行一次运行，并在一个大空洞中使用细化网格进行一次运行。在所有三个模型和所有测试的环境中，并合残余物（质量比为3:1或更小的晕相互作用产物）的平均角动量大于非并合残余物。此外，并合残余物角动量分布的弥散小于非并合分布的弥散。与数据最一致的解释是，相互作用体的轨道角动量在确定并合产物的最终角动量中很重要。我给出了描述并合残余物群体的角动量分布。我追踪了L_*星系质量晕（均匀网格）和10^11太阳质量晕（细化空洞）的最大质量前身，从红移z=0回溯到z=5。对于后一个样本，蒙特卡洛质量历史与模拟吻合得相当好。我发现，对于质量为10^12到10^14太阳质量的晕，这种方法可能低估前身质量达20%，从而得出不正确的晕形成红移。然而，考虑到这一注意事项，晕质量历史和形成时间分布的一般形状得以保留。