剖析星系形成：II. 纯暗物质模型与重子模型中次结构的比较

我们比较了纯暗物质 (DM) 晕与存在重子 (PDM 和 BDM) 情况下的次结构演化。主晕已由 Romano-Diaz 等人 (2009) 分析过。模型使用约束实现从相同的初始条件演化，包括恒星形成和反馈。我们编制了全面的次晕星表，并分析了质量范围在 $10^8 M_\odot$ 到 $10^{11} M_\odot$ 的次晕性质。我们发现次晕质量函数与单一幂律 $M_{\text{sbh}}^{\alpha}$ 一致，但检测到这些函数之间存在不可忽略的偏移：PDM 的 $\alpha \approx -0.86$，BDM 的 $\alpha \approx -0.98$。总体而言，$\alpha$ 随时间恒定，变化幅度为 $\pm15\%$。其次，我们发现次晕的径向质量分布可近似为幂律 $R^{\gamma}$，在主晕的最大圆速度半径 $R_{\text{vmax}}$ 附近变陡。在 $R_{\text{vmax}}$ 内部，PDM 的 $\gamma \approx -1.5$，BDM 的 $\gamma \approx -1$，外部则更陡。我们检测到次晕群与主晕暗物质之间的空间偏差很小。与主晕同步，重子存在下次晕群的三轴性显著降低。最后，我们发现，反直觉的是，在主晕中心 30 kpc 内，BDM 群比 PDM 群消耗得更快。尽管重子为次晕提供了显著的粘合作用，但主晕也表现出相同的趋势。这确保了 BDM 次晕更有效的潮汐瓦解。对于来自恒星演化和超大质量黑洞的更有效反馈，这种效应可能会逆转，这将把重子从中心排出并降低主晕的集中度。我们将我们的结果与 Via Lactea 和 Aquarius 模拟以及其他已发表的结果进行了比较。