X-ray constraints on the dark matter profile of a very relaxed cluster of galaxies
我们分析了星系团Abell 2589的XMM-牛顿观测。除了在中心区域的低水平的不对称性，集群似乎非常轻松，并没有显示出存在一个中央活动星系核。我们推导出约束的径向温度，密度，假设流体静力平衡，质量分布。我们发现，最适合的暗物质的轮廓是由纳瓦罗等人（2004年）提出的类塞耳西克轮廓。NFW模型不提供良好的拟合。我们还通过绝热收缩模型测试了中央恒星成分是否会影响轮廓，但无法将其与简单的“暗物质+恒星”模型区分开来。
2005-10-21 astro-ph
The dark matter halos of massive, relaxed galaxy clusters observed with Chandra
我们使用钱德拉X射线天文台研究了34个大质量的暗物质晕，动态弛豫的星系团，跨越红移范围0.06<z<0.7。观测到的暗物质和总质量（暗加亮物质）分布可以近似为冷暗物质（CDM）晕的Navarro Frenk & White（以下简称NFW）模型;对于约80%的星系团，NFW模型提供了统计上可接受的拟合。相反，奇异等温球模型几乎在任何情况下都可以完全排除。我们观察到一个定义良好的质量浓度关系的集群与一个内在的散射很好的协议，从模拟的预测。质量-浓度关系的斜率c \propto M_vir^a/（1+z）^b，其中a=-0.45 \pm 0.12，置信度为95%，比CDM模拟为低质量晕预测的a~-0.1的值更陡。将斜率a作为自由拟合参数，浓度参数的红移演化，b=0.71 \pm 0.52，置信度为95%，与相同的模拟（b~1）一致。固定a~-0.1导致明显较慢的进化，b=0.30 \pm 0.49，尽管这种情况下的拟合优度明显更差。使用广义NFW模型，我们发现内部的暗物质密度斜率，α，是一致的团结在95%的置信度为大多数集群。结合所有集群的结果，广义NFW模型提供了一个很好的描述的数据，我们测量α =0.88 \pm 0.29在95%的置信度，与CDM模型预测一致。
2007-05-09 astro-ph
A universal density slope - velocity anisotropy relation for relaxed structures
我们确定了平衡结构的径向密度斜率α（r）和速度各向异性β（r）之间的普遍关系。这种关系适用于各种系统，包括盘状星系合并、球形坍缩、冷暗物质（CDM）晕（有冷却和无冷却）。我们认为，当暗物质或恒星被假定服从Tsallis统计时，从基本原理来看，这种关系的形状是合理的，在这种情况下，我们只用一个自由参数来拟合α- β关系。人们可以用这个结果来关闭金斯方程，例如从观测数据构建椭圆星系的质量模型或调整暗物质直接探测实验。我们还预测了CDM晕的渐近中心斜率和各向异性分别约为-1和0。
2005-09-27 astro-ph
The Dark Matter Radial Profile in the Core of the Relaxed Cluster A2589
本文分析了Chandra-ACIS对星系团A2589的观测结果，以限制星系团核心的总引力物质和暗物质的径向分布。A2589特别适合这种分析，因为其核心区域的热气（r < ~0.1 Rvir）不受与中心射电源相互作用的干扰。从探测到的最大半径（r=0.07 Rvir）到r ~0.02 Rvir，暗物质主导着引力质量。在这一区域，引力和暗物质的径向分布与CDM预测的NFW和Hernquist分布拟合得很好。密度分布也可以用幂律rho ~r^{-alpha}很好地描述，其中引力物质的alpha=1.37 +/- 0.14，暗物质的alpha=1.35 +/- 0.21。这些值是一致的CDM晕的配置文件，但显着大于α ~0.5发现LSB星系和预期的自相互作用的暗物质模型。
2004-01-29 astro-ph
Evolution of dark-matter haloes in a variety of dark-energy cosmologies
高分辨率，数值模拟的17个集群大小的暗物质晕在8个不同的宇宙学与动力学暗能量确认的图片，核心晕密度的印记早期在其形成的平均宇宙学密度。与宇宙学完全无关，晕浓度具有对数正态分布，平均值的离散度约为0.2。我们提出了一个简单的暗能量宇宙学晕浓度的标度关系。
2004-04-26 astro-ph
Constraints on the Baryonic Compression and Implications for the Fraction of Dark Halo Lenses
我们预测的分数暗晕透镜，即透镜系统的分数产生的引力势的暗晕，重子压缩的一个简单的参数模型的基础上。暗晕透镜的分数主要包含重子压缩效应和暗晕密度分布的信息，并且预计对宇宙学参数和源布居不敏感。我们所采用的模型包括描述重子压缩的整体效率的星系形成概率p_g（M）和表示重子压缩如何改变暗晕内部结构的星系圆周速度与暗晕维里速度之比γ_v=v_c/ v_{vir}。模型参数由星系的速度函数和引力透镜的像距分布约束，但模型参数之间的简并性仍然存在。我们发现，暗晕透镜的分数强烈依赖于γ_v和暗晕的密度分布，如内斜率α。这意味着，如果暗晕透镜的密度分布完全稳定，则暗晕分数的观测可以打破模型参数之间的简并性。另一方面，通过将gamma_v限制在物理上合理的范围内，我们可以根据我们的模型预测暗晕透镜的分数的下限。我们的结果表明，暗晕（α>~ 1.5）或过于集中的暗晕的陡峭的内尖与观测中缺乏暗晕透镜不一致。
2002-07-24 astro-ph
Environmental Effects of Dark Matter Haloes: The Clustering-Substructure relation of Group-size Haloes
我们估计了质量大于10^{13} h^{-1} Mo的暗物质晕的两点关联函数，这些暗物质晕具有或不具有显著的子结构。在两个红移快拍下（z=0和1），用一个朋友的朋友算法在大型LCDM模拟中识别晕，而晕子结构则用观测驱动的方法确定。我们发现，在这两个时代的一个明确的和显着的信号，子结构的晕比那些没有子结构的更集群。这对于所有考虑的晕质量范围都是正确的，尽管对于最高的晕质量，信号是有噪声的，并且仅存在于~20 h^{-1} Mpc。晕相关长度随晕子结构振幅的增加而平滑增加。我们还发现，亚结构晕通常位于高密度的大规模环境中，而相反的是真实的非亚结构晕。如果在高密度区域发现的晕有一个相对较早的形成时间，如最近的工作所建议的，那么它们确实有更多的时间比晕，类似的质量，形成后，在低密度区域的集群。在这种情况下，人们会天真地期望前者（较早形成）的光环通常会比后者（较晚形成）动态地更松弛。然而，较高的合并和相互作用率，预计在高密度区域，可能会破坏其相对宽松的动力学状态，从而导致较高比例的晕与子结构在这些地区发现。
2007-07-17 astro-ph
Constraints on the radial mass distribution of dark matter halos from rotation curves
恒星有质量，晕没有尖。
2001-07-25 astro-ph
Density Fluctuations in the Galactic Halo and Experimental Searches for Dark Matter
星系晕中基本暗物质的聚集可能是不可避免的。如果是这样的话，某些暗物质候选者的未检测可能仅仅意味着局部晕密度很低。相反，间接探测湮灭产物可能会更容易，也许会达到令人尴尬的程度。
1996-08-02 astro-ph
The structure of dark matter halos. Observation versus theory
分析了以暗物质为主的矮星系的自转曲线。观测结果表明，暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。整体晕参数，如总质量和尺度长度耦合简单的标度关系。内晕区域类似于具有恒定密度核心的非奇异等温球体。观测结果与宇宙学冷暗物质模拟产生的暗物质晕进行了比较。理论模型预测，暗物质晕代表一个单参数的家庭与观察一致。然而，在矛盾的观察，计算导致暗物质晕与$r^{-1}$密度尖点的中心和非等温的速度色散剖面。可能会影响内晕结构的过程，导致等温，恒定密度的核心进行了讨论。
1997-03-10 astro-ph
Constraints on dark energy from Chandra observations of the largest relaxed galaxy clusters
基于Chandra测量的26个X射线发光的动态弛豫星系团的X射线气体质量分数，给出了平均暗能量密度Omega_X和暗能量状态方程参数w_X的约束条件，红移范围为0.07<z<0.9.假设在r_2500内测量的X射线气体质量分数随红移是恒定的，并且仅使用哈勃常数和宇宙平均重子密度的弱先验，我们获得了暗能量对到星系团距离的影响的清晰探测，证实了（在可比意义上）以前的Ia型超新星研究结果。对于一个标准的LambdaCDM宇宙学，曲率Omega_K作为一个自由参数，我们发现Omega_Lambda=0.94^{+0.21}_{-0.23}（68%的置信限）。我们还研究了扩展的XCDM暗能量模型。结合Chandra数据和来自宇宙微波背景实验的独立约束，我们发现Omega_X=0.75 \pm 0.04，Omega_m=0.26^{+0.06}_{-0.04}和w_X=-1.26 \pm 0.24。如果预先规定w_X>-1，则在95%置信度下，同样的数据要求w_X<-0.7。用哈勃常数和平均重子密度的标准先验代替CMB数据，并假设几何是平坦的，得到了关于平均物质密度和暗能量状态方程参数的类似结果：Omega_m=0.24 \pm 0.04和w_X=-1.20 ^{+0.24}-0.28}.
2004-05-18 astro-ph
THE SHAPES OF DARK HALOS
暗晕的形状（如球形、扁圆形或三轴形）为暗晕的形成历史、暗晕的重子含量和暗物质的性质提供了重要的线索。光环的形状也影响着它们所在星系的动力学。这篇评论讨论了目前的理论预测（晕形成的宇宙学背景下，有和没有耗散组件）和晕形状的观测约束的状态。晕既没有被预测也没有被观察到是球形的。
1995-01-19 astro-ph
Constraining dark halos with tidal tails
在星系碰撞中，大规模和扩展的暗晕可以抑制长潮汐尾的形成。我们研究了这种影响，使用不同的暗晕潜力的模拟约束相互作用星系的晕属性进行了广泛的调查。这些限制相比，其他观测限制和理论预测的晕结构。像CDM这样的$Ω=1$宇宙学模型预测的暗晕质量太大，而且延伸得太长，不可能产生在附近星系碰撞中看到的长潮汐尾。这也与从卫星运动学推断的晕势相冲突;这样的晕同样会抑制星系碰撞中的尾形成。
1997-12-08 astro-ph
On the structure and nature of dark matter halos
讨论了宇宙学模型预测的暗物质晕结构，并与观测到的以暗物质为主的矮星系自转曲线进行了比较。理论模型预测，暗物质晕代表一个单参数家庭与普遍的密度分布。对暗物质主导的自转曲线的观测确实证实了暗晕的普遍结构。它们甚至与目前流行的宇宙学模型（标准冷暗物质，Ω 0 =0.25，Omega_{Lambda} =0.75）的质量-半径标度关系非常吻合。然而，旋转轮廓与预测的暗物质密度分布不一致。长期的过程，可能会影响内晕结构似乎并没有提供一个很好的解决这个问题。我们讨论，作为一种替代方案，暗晕由两个单独的组件，一个黑暗的重子和黑暗的非重子组件的可能性。
1999-04-13 astro-ph
The Effect of Dissipation on the Shapes of Dark halos
星系形成过程中气体的消散会改变暗晕的密度分布和形状。气体以辐射方式耗散能量，并下沉到暗晕的中心，形成星系的发光部分。由此产生的中心密度增强可以改变晕的轨道分布。我们模拟耗散内的初始三轴N体暗晕的粒子分布的中心缓慢增长的潜力。暗晕从长轴-三轴晕（$T \sim 0.8$）转变为扁圆-三轴晕（$T \sim 0.5$），同时近似保持扁圆化（$c/a \sim 0.5$）。主要的含义是，黑暗的晕更圆，更扁圆比以前的预测纯粹的无碰撞模拟与新的约束，$b/a \gapp 0.7$。同时，暗晕的内禀密度（$\langle c/a \rangle = 0.5$，$\langle (c/a)^2 \rangle ^{1/2} = 0.15$）的分布在重子坍缩期间得以保留。因此，盘状星系的椭圆形扭曲应该比最初从无碰撞暗晕预测的要小一些。从宇宙学N体模拟的暗晕的形状的预测分布是在更好的协议与椭圆星系的椭圆分布，如果我们假设所有的晕和星系成为扁率三轴重子耗散。观察到的运动失准角的分布也与该形状分布一致，如果
1993-08-31 astro-ph
On the Origin of the Inner Structure of Halos
我们通过Press-Schechter公式计算了暗物质晕在吸积过程中形成的密度分布，即，小块的连续聚集。我们发现，预测的轮廓的形状是类似的高分辨率宇宙学模拟中的晕所示。此外，质量浓度的关系是正确的复制在任何红移在所有的层次宇宙学分析，除了非常大的晕质量。主要的合并，这可能会导致重排的晕结构，通过激烈的松弛的作用，也进行了研究。我们表明，作为一个结果的边界条件所施加的物质不断落入晕在激烈的弛豫过程中，从主要的合并出现的密度分布的形状基本上是相同的形状的晕会通过纯吸积。这一结果解释了为什么根据高分辨率宇宙学模拟，给定质量的弛豫晕具有相同的密度分布，而不管它们最近是否合并过，以及为什么球形坠落和分级组装都会导致非常相似的密度分布。最后，我们证明了密度分布的放松晕是不受影响的中间质量块的捕获。
2003-05-16 astro-ph
Probing the Dark Matter and Gas Fraction in Relaxed Galaxy Groups with X-ray observations from Chandra and XMM
我们提出了径向质量配置文件在0.3 r_vir的16个放松星系群贫集群（kT范围1-3千电子伏）选择的最佳质量约束的钱德拉和XMM数据档案。在考虑了热气体的质量后，所得到的质量分布可以用由NFW模型表示的暗物质（DM）和来自中央星系的恒星组成的双组分模型很好地描述。在Kroupa IMF的假设下，仅对8个系统需要恒星分量，并得到了合理的恒星质光比（M/L_K）。通过绝热收缩来修正NFW暗物质晕并不能改善拟合，而是系统地降低了M/L_K。在以前的结果相比，大规模集群，我们发现，NFW浓度参数（c_vir）的组随着M_vir的增加而减少，是不一致的，在3西格玛水平上没有变化。c_vir-M_vir关系的归一化和斜率与标准的λ CDM宇宙学模型一致，σ_8 = 0.9。关于c_vir-M_vir关系测量的小的固有散射意味着基团代表优先松弛的早期形成系统。在过密度Delta=2500范围内测量的星系团的平均气体分数（f =0.05 +/- 0.01）低于热的大质量星系团，但星系团的分数分散度（sigma_f/f=0.2）更大，这意味着反馈过程对星系团的影响更大，正如预期的那样。
2007-07-11 astro-ph
The Structure of Dark Matter Haloes in Dwarf Galaxies
最近的观测表明，暗物质晕具有平坦的中心密度分布。然而，用非重子暗物质进行的宇宙学模拟预测了具有中心密度尖点的自相似晕。这种矛盾导致了暗物质必须是重子物质的结论。结果表明，矮旋涡星系的暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。观测到的全球晕参数通过简单的标度关系相互耦合，如果假设所有的晕都是由具有相同原始振幅的密度涨落形成的，则可以用标准的冷暗物质模型来解释。我们发现，有限中心晕密度与其他全球参数。这一结果排除了平坦晕核随后通过重子分量中的剧烈动力学过程形成的情况。相反，这些核心提供了关于矮星系中暗物质的起源和性质的重要信息。
1995-04-12 astro-ph
Disk Contamination in a sample of proper motion selected halo stars: A Comment on "Direct Detection of Galactic Halo Dark Matter", B.A. Oppenheimer et al., Science
根据自行调查，奥本海默等人声称检测到了光环中暗物质的白矮星成分。我表明，大多数的白矮星在他们的样本可能是磁盘白矮星已被发现，并代表没有新的人口。
2001-07-12 astro-ph
The Third Stromlo Symposium - The Galactic Halo: Bright Stars and Dark Matter
本摘要描述了第三次斯特罗姆洛研讨会的亮点，对恒星的性质，气体，和黑暗的组成部分的星系晕。
1999-01-29 astro-ph
Dark energy parameterizations and their effect on dark halos
有太多的暗能量参数化可以适合当前的Ia超新星数据。然而，这些数据只对一阶的红移敏感。事实上，许多这些参数化在红移较高时就会失效。本文研究了暗能量模型对暗晕形成的影响。我们选择了一对夫妇的暗能量参数化，这是明智的在高红移和计算它们的密度扰动的演化在线性和非线性制度的影响。使用Press-Schechter的形式主义，我们表明，他们产生可区分的签名在黑暗的晕的数量计数。因此，未来对星系团的观测可以对暗能量的行为提供补充约束。
2006-04-19 astro-ph
The Phase-Space Parameters of Brightest Halo Galaxies
在暗物质晕中最亮的星系预计会静止在晕的中心。在本文中，我们测试这个“中央星系范式”使用组目录提取的2dFGRS和SDSS。对于每个星系群，我们计算一个参数R，定义为最亮星系群的速度与其他星系群成员（以下称为卫星星系）的平均速度之差，通过卫星星系速度色散的无偏估计进行归一化。使用详细的模拟星系红移调查，我们表明，中央星系的范例是不一致的数据在高置信度，而不是最明亮的晕星系有一个特定的动能，这是约25%的卫星。这表明要么中央星系处于暗物质势的最小值，但晕本身还没有完全弛豫，要么晕是弛豫的，但中央星系在其势阱中振荡。前者是一致的事实，我们发现一个微弱的暗示，最明亮的晕星系的速度偏差是更大的质量晕，而后者可能是核心的指示，而不是尖，暗物质晕。我们讨论了这些发现的几个影响，包括卫星运动学，强引力透镜，晕占领模型的基础上估计的质量，并在磁盘星系的不平衡的频率和寿命。
2005-03-01 astro-ph
Merging Rate of Dark Matter Halos: Evolution and Dependence on Environment
我们讨论了宇宙学环境的影响，暗物质晕的演化，使用高分辨率的模拟空间平坦的LCDM宇宙学。
1999-09-01 astro-ph
Scale Radii and Aggregation Histories of Dark Haloes
松弛的暗物质晕被发现表现出相同的普遍密度分布，无论它们是否形成在分层宇宙学或通过球形坍缩。同样，形成的晕的形状参数等级似乎不依赖于时代的最后一次重大合并发生。这两项研究结果表明，晕的密度分布并不依赖于他们的聚集历史。然而，这种可能性显然与数值模拟中发现的涉及尺度半径r_s的一些相关性不一致。在这里，我们证明了放松，非旋转，球对称晕赋予普遍的密度分布的尺度半径是完全由四个独立的，但相关的，数量：质量，能量和各自的瞬时吸积率的当前值。在此前提下，考虑到晕在主要合并之间的吸积阶段由内而外的生长，我们建立了一个简单的物理模型，描述了r_s沿晕合并树主干的演化，再现了N体模拟中该参数所显示的所有经验趋势。这证实了r_s的经验关联式并不意味着该参数依赖于晕聚集历史的结论。这些结果有力地支持了Manrique等人（2003）在最近的一篇论文中对晕普遍密度剖面起源的解释。
2005-01-21 astro-ph
Observing molecular hydrogen clouds and dark massive objects in galactic halos
分子氢云对星系晕<暗物质有重要贡献，并可能导致通过微透镜间接观测到的大质量晕天体（MHO）的诞生。我们提出了一种利用多普勒频移效应探测M31晕中这些分子云的方法。我们还考虑了通过红外辐射直接观测M31晕中MHO的可能性。
1995-01-20 astro-ph
Substructure and halo density profiles in a Warm Dark Matter scenario
利用高分辨率宇宙学N体模拟研究了暖暗物质背景下类银河系星系晕的结构和密度分布。相对于冷的暗物质，结果支持这种情况。
2000-09-20 astro-ph
The effect of early dark matter halos on reionization
暗物质粒子的湮灭释放出能量，电离了宇宙中的一些气体。我们研究了暗物质晕对再电离的影响。我们表明，该效果取决于假设的密度分布，粒子质量，和假设的最小晕质量。对于NFW晕和典型的WIMP，我们发现效果相当小。然而，光暗物质候选人在兆电子伏范围内可以显着地促进再电离，并可以作出重要的贡献，测量的光学深度。这种效应可以用来约束轻暗物质模型。我们还研究了改变晕密度分布对再电离的影响。
2008-11-21 astro-ph
Wakes in Dark Matter Halos
我讨论了星系盘与周围的暗物质晕的动力学相互作用。特别是它表明，如果自引力剪切片，一个模型的一个补丁的星系盘，是嵌入在一个活的黑暗晕，这有很强的影响，密度波的动态表。我描述了密度波和晕如何通过晕粒子相互作用，无论是在与波共振的轨道上，还是在非共振轨道上。与预期相反，晕的存在导致剪切片中密度波振幅的显著增强。这种效果似乎是相当于最近报道的增强增长的酒吧在数值模拟恒星盘嵌入在活的黑暗晕。最后讨论了暗晕中圆盘扰动的对应形式。
2005-01-04 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering: II. Universality and Self-Similarity in Cluster-Sized Halos
我们研究了在三种不同的冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们进行了N体模拟的形成13个集群大小的晕。在所有运行中，与$r^{-1.5}$成比例的密度尖点在中心处形成。这个结果与我们模拟的宇宙学模型无关。我们无法重现比$r^{-1.5}$更浅的瓣尖，这在以前的一些研究中获得。我们还发现，在所有运行中，密度结构都以自相似的方式演化，即使在$Ω\ne 1$宇宙中也是如此。这些结果表明，结构形式的形成是一个与背景宇宙学脱钩的过程。
2001-08-01 astro-ph
Interaction between a galactic disk and a live dark halo with an anisotropic velocity distribution
通过引入相空间中暗晕粒子的各向异性分布函数，我们扩展了以往对暗晕与银盘相互作用的分析研究。为此目的，我们采用了剪切片模型的一个补丁的银盘嵌入均匀的晕。我们发现，速度各向异性大大增加了磁盘中的扰动的最大增长因子。
2005-09-30 astro-ph
Low mass dark matter halos in voids
利用数值模拟和Sheth-Tormen近似，我们研究了空洞中暗物质晕的质量函数。我们发现，空的质量函数是显着较低的，它的形状是不同于场晕。我们预测，在标准LCDM模型中，半径为10 h^-1 Mpc的空洞应该有50个圆速度v_c > 50 km/s的晕和600个v_c > 20 km/s的晕。
2002-07-23 astro-ph
Maximum Galactic Disks vs. Hot Dark Halos
提出了一系列的论点，不仅在光学区域的重星系盘，而且在暗物质占主导地位的地区的螺旋。我们正在测试这种可能性与极端最大磁盘N体模型没有任何传统的球状暗晕。
2000-09-04 astro-ph
Halo dark clusters of brown dwarfs and molecular clouds
对大麦云中微透镜事件的观测表明，相当大一部分（\sim 50%）的星系晕是以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式存在的，平均质量为$\sim 0.27 M_{\odot}$，假设是标准的球形晕模型。我们描述了一个在银河系中心距离大于10-20 kpc的晕中自然形成MACHO暗星团和冷分子云（主要是H_2）的情况。
1997-01-28 astro-ph
The Mass of Virialized Dark Matter Haloes
维里质量被用来估计暗物质晕的质量。然而，通常使用的恒定过密度判据并不能反映晕的动力学结构。在这里，我们分析了暗物质宇宙学模拟，以获得不同质量的晕的性质集中在零平均径向速度的区域的大小。这个区域内的暗物质是静止的，因此这个区域的质量是维里质量的一个更好的近似。
2008-03-31 astro-ph
Evolution of density profiles of dark matter halos
我应用修正的球坠模型来检验暗物质晕的密度轮廓形状对红移的依赖性。该模型预测，给定质量的晕的密度轮廓随时间而变陡，其浓度参数的变化类似于c~1/（1+z_0）^2。
1999-10-11 astro-ph
Baryons in Dark Matter Halos
本文介绍了2004年10月5-9日在奇塔诺瓦/诺维格勒（HR）举行的“暗物质晕中的重子”会议论文集的前言和目录，并由PoS（http：//www.example.com）在线出版，PoS是由的里雅斯特SISSA推出的一种新的多功能在线论文集和讲义出版服务。pos.sissa.it
2005-02-10 astro-ph
Clustering of dark matter halos on the light-cone: scale-, time- and mass-dependence of the halo biasing in the Hubble volume simulations
结合现有的几种理论模型，我们发展了一个唯象模型来预测光锥上的暗物质晕的成簇。假设在大尺度上的晕的速度场近似的线性理论，我们提出了一个经验处方的规模，质量和时间依赖性的晕偏置。我们测试我们的模型对哈勃体积$N$体模拟，并检查其有效性和局限性。我们发现，在两点关联函数的暗物质晕之间的唯象模型的预测和测量从模拟$R>5h^{-1}$ Mpc在实空间和红移空间。虽然该模型是在星系团和星系团的质量尺度上进行校准的，并且对于红移可达$z\sim2$，但它具有相当的通用性，如果能明确暗晕和可见天体之间的关系，则可适用于更广泛的天体物理学天体，如星系和类星体。
2001-10-05 astro-ph
Density profiles and clustering of dark halos and clusters of galaxies
最近，宇宙维力化系统或暗晕的密度分布引起了人们的广泛关注。我首先提出了一个简短的历史回顾的数值模拟，以量化晕密度分布。然后，我描述了最新的结果，普遍的密度轮廓和他们的观测对抗。最后，我讨论了这些晕的集群模型，特别强调宇宙学的光锥效应。
2002-07-09 astro-ph
Earth-mass dark halos are torn into dark mini-streams by stars
有希望的中性伴子暗物质粒子一般凝聚成许多地球质量的暗晕与较小的子结构抑制自由流\cite{berezinsky}。最近的{ \it Letter to Nature} \cite{moore}声称，这些在红移60- 26处出现的0.01pc大小的致密晕在星系内很少被破坏，因此距离地球约0.1pc的最近晕在湮灭动力的伽马射线中是明亮的，但无法直接探测到。然而，大多数到达太阳附近的迷你晕应该经历银河系盘和凸起中单个恒星的强烈脉冲，并且在哈勃时间内被撕裂成pc长的潮汐流，只有适度的过密度，减少了间接湮灭信号。每一个世纪，迷你流都会横扫整个太阳系，留下方向和时间的特征，以便直接搜索中性伴子。
2005-02-09 astro-ph
Scaling behaviour of a scalar field model of dark matter halos
银河系暗物质是由一个标量场模拟的。特别是，它示出了一个解析可解的玩具模型与非线性自相互作用势U（Φ）导致暗晕模型具有准等温球的形式。我们认为，这些更适合观察到的旋转曲线的星系比中央尖晕的标准冷暗物质。标量场模型预测暗晕的中心密度与其核心半径的倒数成正比。我们成功地测试了这一预测对一组低表面亮度星系和附近的明亮星系的旋转曲线。
2004-01-27 astro-ph
EROS and MACHO Combined Limits on Planetary Mass Dark Matter in the Galactic Halo
EROS和EARO的合作各自公布了从引力微透镜搜索中获得的星系晕中行星质量暗物质数量的上限。在本文中，这两个限制相结合，给低质量MACHO的丰度更强的约束。
1998-03-08 astro-ph
Weak-Lensing Halo Numbers and Dark-Matter Profiles
积分措施弱引力透镜的暗物质晕，像光圈质量，是敏感的晕质量密度分布依赖于不同的物理性质。对于等温配置文件，孔径质量和维里质量之间的关系是陡峭的比具有普遍NFW配置文件的晕。因此，光圈质量探测的晕质量范围是更广泛的NFW比等温晕。我们使用最近的修改，在清洁发展机制模型中的Press-Schechter质量函数归一化的本地丰富的集群，预测的光环样品的属性，预计将访问与孔径质量技术。如果晕具有NFW剖面，则每平方度应检测到~10个晕，如果它们具有等温剖面，则它们的数量密度低大约一个数量级。这些结果只非常轻微地依赖于宇宙学背景模型。我们的结论是一个显着的弱透镜信号的晕计数是一个强大的不同的暗物质配置文件之间的差异。
2001-03-28 astro-ph
Hobby-Eberly Telescope Observations of the Dark Halo in NGC 821
我们目前的视线恒星速度分布的椭圆星系NGC 821获得约100弧秒（超过2个有效半径）的长缝光谱从霍比-埃伯利望远镜。我们测量的恒星视线的速度分布大于行星状星云在类似的半径测量。我们适合轴对称轨道叠加模型与一系列的黑暗晕密度分布，包括二维运动学在较小的半径从SAURON数据。在我们的假设范围内，最佳拟合模型在100弧秒内给出的总封闭质量为2.0 × 10^11 M_sun，精度为2%;该质量在晕和恒星之间平分。在1R_e处，最适合的暗物质晕占星系总质量的13%。这个暗晕与之前通过行星状星云测量得出的星系中几乎没有暗物质晕的说法不一致。我们发现，幂律暗晕与斜率0.1是最好的拟合模型，没有暗晕和NFW模型是更差的拟合在大于99%的置信水平。NGC 821似乎没有预期的暗晕密度分布。恒星速度分布的内部矩表明，没有暗晕的模型是径向各向异性在小半径和切向各向同性在大半径，而最佳拟合晕模型是轻微的径向各向异性在所有半径。我们测试了模型平滑的潜在影响，发现在误差范围内对我们的结果没有影响。最后，我们运行模型使用行星状星云的运动学，并假设我们的最佳拟合晕，并发现行星状星云需要径向轨道在整个星系。
2010-04-27 astro-ph
Microlensing implications for halo dark matter
对大麦云中微透镜事件的观测表明，相当大一部分（$\sim$ 50%）的星系晕是以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式存在的，平均质量为$\sim 0.27 M_{\odot}$，假设是标准的球形晕模型。我们描述了一个场景中，黑暗的集群的MACHO和冷分子云（主要是$H_2$）自然形成的晕在银河系中心的距离大于10- 20千秒差距。
1997-08-26 astro-ph
Halo Concentrations and Weak-Lensing Number Counts in Dark Energy Cosmologies
本文研究了状态方程为p=w ρ，常数w >= -1的暗能量组分对冷暗物质（CDM）晕形成的影响。我们发现两个主要的影响：首先，随着w的增加，晕形成得更早，其次，为了保持与大尺度宇宙微波背景（CMB）各向异性的相容性，暗物质功率谱的幅度减小。这些影响相互抵消。使用配方来自数值模拟，我们表明，晕预计将高达50%以上的集中在CDM模型的精髓相比，λ-CDM模型，最大的增加达到w ~-0.6。当w较大时，功率谱的幅值迅速减小，使期望的晕浓度下降。通过弱引力透镜进行的晕探测对晕的浓度具有很高的灵敏度。我们发现，弱透镜晕计数与孔径质量技术可以增加约2倍，作为w从-1增加到-0.6，提供了一种新的方法来约束的性质的暗能量。
2002-06-28 astro-ph
A New Method for Estimating Dark Matter Halo Masses using Globular Cluster Systems
所有的星系都被认为存在于巨大的暗物质晕中，暗物质的性质只能通过间接观测来确定。星系的形成和聚集取决于这些暗物质晕和它们所承载的重子物质之间的相互作用。虽然统计关系可以用来估计星系晕的质量，但很少有个别星系直接测量它们的晕质量。我们提出了一种方法来直接估计总质量的星系的暗晕使用其系统的球状星团。球状星团系统和晕质量之间的联系与星系的类型和环境无关，这与星系晕和恒星质量之间的关系相反。这种趋势在模型中是可以预期的，其中球状星团形成于早期，在冷暗物质密度场中的罕见密度峰值，并且再电离的时代在整个宇宙中大致相同。我们通过证明星系的超大质量黑洞质量和全球X射线光度与其宿主暗晕质量成正比来说明这种关系的一般效用，正如我们的新方法所推断的那样。
2008-09-29 astro-ph
Angular momentum and clustering properties of early dark matter halos
在这篇论文中，我们研究了模拟的高红移暗物质晕的角动量性质，这些晕可能是宇宙中第一批恒星的宿主。计算了这些$10^6 - 10^7 \Msun$晕在$z = 15 - 6$的红移切片中的自旋分布，发现它们与早期工作中发现的较低红移和较大质量晕的自旋分布符合对数正态分布。我们发现，无论是平均值的自旋和色散在很大程度上不随红移的所有晕。我们的关键结果是低自旋和高自旋$10^6 \Msun$和$10^7 \Msun$晕子样品在聚集强度上表现出差异。在这两个质量箱中，更高的自旋晕更强烈地聚集在一致的潮汐扭矩图片的角动量的增长在暗物质晕在CDM范例。
2008-11-19 astro-ph
Jeans instability of a galactic disk embedded in a live dark halo
我们研究了嵌入在动态响应暗晕中的星系盘的金斯不稳定性。结果表明，磁盘晕系统名义上成为金斯不稳定。在小尺度上，如果Toomre稳定性指数Q_T大于某一阈值，则不稳定性被抑制，但在大尺度上，Jeans不稳定性总是发生。然而，使用一个简单的自洽盘晕模型，它表明，这是发生在尺度上，这是远远大于系统，使这确实只是一个名义上的效果。从实际的观点来看，星系盘的金斯不稳定性不受活的暗晕的影响。
2007-04-13 astro-ph
Modeling Intra-Cluster Gas in Triaxial Dark Halos : An Analytical Approach
本文首次提出了三轴暗物质晕在重力作用下流体静力平衡时非球形团簇内气体分布的物理模型。采用Jing & Suto（2002）提出的等轴比暗晕的同心三轴密度剖面，基于微扰理论推导了三轴晕势的解析表达式，并在等温和多方状态方程下求出了气体密度和温度剖面的流体静力学解.由此产生的等势面很好地近似三轴椭球的偏心率依赖于径向距离。我们还发现了一个公式的偏心率之间的星系团内的气体和下面的暗晕。我们的研究结果允许一个确定的形状从观察到的团内气体通过X射线和/或Sunyaev-Zel'dovich效应集群的基础暗晕。
2002-11-01 astro-ph
An excursion set model for the distribution of dark matter and dark matter haloes
发展了欧拉空间中引力演化的暗物质分布模型。这是一个简单的扩展的漂移集模型，通常用于估计坍缩的暗物质晕的质量函数。除了描述暗物质本身的演化外，该模型还可以描述晕的欧拉空间分布的演化。它也可以用来描述密度分布，在尺度大于维里半径，这些晕，并量化的方式，物质流入和流出欧拉细胞。当初始拉格朗日空间分布是白噪声高斯分布时，该模型表明逆高斯分布应该提供对演化的欧拉密度场的合理的良好近似，与数值模拟一致。最后讨论了该模型在更一般的高斯初始条件下的聚类问题中的应用。
1998-05-26 astro-ph
Modelling Kinematics and Dark Matter: The Halos of Elliptical Galaxies
这篇评论的重点是椭圆星系的外晕。它的重点是：（一）行星状星云作为测试粒子，追踪大半径恒星运动学;（二）椭圆星系晕中观测到的角动量及其理论相关性;（三）恒星运动学数据的动力学模型;（四）从广泛的测量结果中讨论椭圆星系中暗物质晕的证据。
2005-02-02 astro-ph
Angular Momentum Profiles of Warm Dark Matter Halos
利用高分辨率无耗散模拟方法比较了冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型中维力化暗晕的角动量分布。使用相同的模式集初始化模拟，除了在小尺度上，其中功率在WDM中被抑制在滤波长度以下。值得注意的是，WDM以及CDM晕是很好地描述了布洛克等人（2001年）的双参数角动量分布，即使晕质量低于WDM的过滤尺度。虽然最适合的形状参数变化定量为个人晕在两个模拟，我们没有发现系统的变化轮廓形状的函数的暗物质类型。WDM晕的形状参数的分散是显着较小的，这表明子结构和/或合并的历史发挥了作用，产生分散的平均角动量分布，但平均角动量分布的晕起源于大规模的现象或与维里化过程相关的机制。暗晕和盘星系的角动量分布之间已知的不匹配，因此存在于WDM以及CDM模型。我们的WDM晕往往有一个较低的相干（更多的错位）角动量结构和较小的自旋参数比CDM同行，虽然我们警告说，这一结果是基于少量的晕。
2001-09-25 astro-ph
Dark matter halo response to the disk growth
我们考虑了在$Λ$ CDM范式下，圆轨道绝热收缩近似对重子凝聚率和暗物质晕轨道结构的敏感性。利用一维流体动力学模拟，包括暗物质晕质量吸积的历史和气体冷却，我们证明了绝热近似是近似有效的，即使晕和磁盘可能同时组装。我们进一步证明了简单近似的有效性$Λ$ CDM晕各向同性的速度分布，使用三维N体模拟。这个结果很容易理解：在尖点晕中各向同性的速度分布需要比径向轨道更多的圆形轨道。相反，在径向轨道晕的极端情况下，近似值很差。它高估了径向轨道分数较大的核心暗物质晕的响应。由于没有天文学相关的模型是占主导地位的低角动量轨道附近的磁盘和增长的时间尺度是从来没有短于动力学时间，我们得出结论，绝热收缩近似是有用的模拟的暗物质晕的磁盘的增长的响应。
2006-10-16 astro-ph
Collisional dark matter and the structure of dark halos
我们研究如何影响暗晕的内部结构，如果冷暗物质粒子被假定为具有大的横截面的弹性碰撞。我们确定了一个集群晕在一个大的宇宙学N体模拟和resimulate其形成逐步增加的分辨率。我们比较的结构中发现的两种情况下，暗物质被视为碰撞或作为一种流体。对于无碰撞情形，我们的结果与其他工作者的结果一致。碰撞的暗物质形成一个更接近球形的星团，并且具有更奇异的中心密度分布。相对于无碰撞的情况，簇内的子结构仅被弱抑制。矮星系的观测结构反对自相互作用的暗物质，如果中间横截面产生的结构位于我们模拟的极端之间，这似乎是可能的。
2000-05-29 astro-ph
