Dark Matter Halo Profiles in Scale-Free Cosmologies
我们探索的中心对数斜率的暗物质晕密度剖面$α$的线性物质功率谱$P(k)$的光谱指数$n$的依赖关系，使用宇宙学$N$体模拟的无标度模型（即$P(k) \propto k^n$）。对于我们的每一个模拟，我们确定样本的动态平衡以及解决晕，我们分析他们的质量档案。通过参数化的质量配置文件使用"广义“纳瓦罗，弗伦克和白色的配置文件，其中的中心对数斜率$α$允许变化，同时保持$r^{-3}$渐近形式在大半径，我们获得首选的中心斜率晕在我们的每个模型。在$α$和$n$之间存在强相关性，使得当$n$变得更陡时，$α$变得更浅。然而，如果我们用$r_{-2}$（密度曲线的对数斜率为-2的半径）对质量曲线进行归一化，我们发现这些差异不再存在。我们的结论是，没有证据表明收敛到一个独特的中央渐近斜率，至少在规模，我们可以解决。
2008-01-11 astro-ph
Empirical Models for Dark Matter Halos. II. Inner profile slopes, dynamical profiles, and rho/sigma^3
我们最近表明，Prugniel-Simien模型和Sersic的功能（以下简称为Einasto模型时，适用于内部密度分布）描述模拟的暗物质晕比NFW的模型具有相同数量的参数。在这里，我们提供了这些模型的对数斜率的解析表达式，并将它们与来自真实星系的数据进行比较。根据暗物质晕的Einasto参数，可以预期外推的内（0.01--1 kpc）对数剖面斜率范围为-0.2至-1.5，在0.1 kpc处的典型值约为-0.7。因此，这个（更好的拟合）模型的应用澄清了过去对这个问题的观察的一些分歧。此外，我们还提供了浓度和各种尺度半径的有用表达式：r_s，r_{-2}，r_e，R_e，r_virial和r_max --圆速度分布具有最大值的半径。我们还给出了Einasto模型和Prugniel-Simien模型的圆周速度分布和rho（r）/sigma（r）^3的径向行为。我们发现这种表示的相空间密度分布是很好的近似幂律的斜率略小于-2附近的r= r_{-2}。
2006-08-29 astro-ph
The haloes of merger remnants
我们进行碰撞N体模拟的1：1星系合并，使用模型，其中包括星系晕，光盘和隆起，专注于晕组件的行为。星系模型的构建没有求助于麦克斯韦近似。我们调查的影响，不同的星系的方向，它们的相互轨道，和初始速度各向异性或尖点强度的晕后的剩余晕密度分布和形状，以及运动学。我们观察到，晕密度分布（确定为一个球形平均值，近似，我们认为适当的）是非常强大的合并，我们的残余晕的速度各向异性几乎是独立的轨道或初始各向异性的晕。残留物在晕的内部遵循Hansen & Moore（2006）提出的晕各向异性-局部密度斜率（β-γ）关系，但在晕的外部，β系统地低于该关系预测的值。剩余晕轴比强烈依赖于晕的初始参数和它们的轨道。我们还发现，残余晕是显着的球形比那些在模拟研究，其中包括气体冷却。
2007-03-23 astro-ph
Dark Matter Halos Simulated with Million Particles
我们报告了一系列高分辨率的N体模拟，旨在研究内部的物理性质的暗物质晕。总共有15个晕，每个代表的$\sim 1$百万粒子的维里半径内，已被模拟覆盖的质量范围$2\times10^{12}\sim 5\times10^{14} h^{-1}{\rm M_\odot}$。作为这些模拟的第一个应用，我们已经检查了晕的密度分布。我们发现了一个明确的系统之间的相关性晕的质量和密度分布的斜率在百分之一的维里半径，除了相似的质量晕之间的斜率的变化。更具体地说，星系、星系群和星系团质量晕的斜率分别为$\sim - 1.5$、-1.3和-1.1。因此，我们得出结论，暗物质密度分布，特别是在内部区域，是不普遍的。
2000-01-17 astro-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
Two-component galaxy models: the effect of density profile at large radii on the phase-space consistency
众所周知，具有正相空间分布函数的恒星系统内部区域的密度和各向异性分布并不是完全独立的。在这里，我们研究在物理上允许的（一致的）恒星系统的密度分布和轨道各向异性之间的相互作用在大半径。分析是用两分量（n-gamma，gamma_1）球形自洽星系模型进行的，其中一个密度分布服从外对数斜率为n的广义gamma分布，另一个服从标准gamma_1分布（外对数斜率为4）。在有质量中心黑洞存在的情况下，给出了相空间一致性的充分必要条件，并在γ = 0，1，2时，导出了（n-gamma，1）模型和有质量中心黑洞的n-gamma模型的解析相空间分布函数.据发现，在恒星系统的外部区域的密度斜率可以发挥重要的作用，在确定允许的各向异性的量：特别是，对于固定的密度斜率在中心区域，系统与陡峭的外部密度分布可以支持更多的径向各向异性比外部平坦的模型。这通过形式上与“尖点斜率-中心各向异性”定理（An & Evans 2006）相同的不等式来量化，在所有半径处（而不仅仅是在中心处），所有Osipkov-Merritt系统中的密度对数斜率和各向异性指标[摘要]。
2008-11-03 astro-ph
UHECR Anisotropy and the Galactic Halo
对于超高能宇宙射线（UHECR）的存在，有几种解释认为它们起源于暴胀后再加热过程中产生的大质量粒子的衰变。有人建议，衰变产物可以解释所观察到的各向同性通量的UHECR。我们已经计算了暗物质分布的各种模型所预期的各向异性，发现目前的数据在4 × 10^19 eV以上过于稀疏，无法区分不同的模型。然而，在皮埃尔·俄歇天文台南部运行三年之后，预计在测试这些建议方面将取得重大进展。
1999-05-19 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering
我们使用$N$体模拟研究了冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们模拟了12个质量为$6.6\times 10^{11}M_{\odot}$到$8.0\times 10^{14}M_{\odot}$的晕。在几乎所有的运行中，晕有密度尖点成正比的$r^{-1.5}$开发的中心，这是符合最近的高分辨率计算的结果。密度结构是以自相似的方式演化的，并且是普适的，因为它不依赖于晕质量和密度涨落的初始随机实现。密度分布与Moore等人（1999）提出的分布非常一致，其中心斜率与$r^{-1.5}$成比例，外斜率与$r^{-3}$成比例。晕是通过扩散的小晕的反复吸积而增长的。我们认为，尖点被理解为一个收敛斜坡的吸积潮汐中断的问题。
2001-04-21 astro-ph
The Inner Structure of LambdaCDM Halos III: Universality and Asymptotic Slopes
我们使用一套跨越五十年晕质量的数值模拟来研究LambdaCDM晕的质量分布，从矮星系到富星系团。我们的分析证实了Navarro，Frenk和White（NFW）的建议，即LambdaCDM晕质量分布的形状与幂律有很大的不同，并且几乎不依赖于质量。球形平均密度分布的对数斜率，如通过β =-dln（rho）/dln（r）测量的，朝向中心单调减小，并且在特征半径r_{-2}内变得比等温的（β <2）更浅。虽然NFW提出的拟合公式提供了一个相当好的近似的密度和圆速度个人晕的轮廓，最好的NFW拟合的系统偏差也是值得注意的。在r_{-2}内部，模拟晕的轮廓随着半径的变化比预测的要平缓，因此，NFW拟合往往会低估这些区域的暗物质密度。这种差异被解释为表明一个急剧发散的尖点，但我们的结果表明一个不同的解释。我们使用密度和最内层解析半径处的封闭质量对beta_{0}施加强约束：密度尖点如r^{-1.5}那样陡峭与我们的大多数模拟不一致，尽管beta_{0} =1仍然与我们的数据一致。我们的密度分布没有显示出收敛到一个定义良好的渐近内幂律的迹象。我们提出了一个简单的公式，再现的径向依赖的斜率比NFW的配置文件，因此可以尽量减少错误时，我们的结果向内外推到半径还没有可靠的数值模拟探测。
2004-01-06 astro-ph
Dark matter halos and the anisotropy of ultra-high energy cosmic rays
对于超高能宇宙射线的存在，有几种解释认为它们起源于暴胀后再加热产生的大质量粒子的衰变。有人认为衰变产物可以解释观测到的宇宙射线各向同性通量。我们已经计算了预期的各向异性的暗物质分布的各种模型，并发现，目前的数据过于稀疏以上$4 \times 10^{19}$ eV的不同模型之间的区别。然而，我们表明，从三年的皮埃尔俄歇天文台南部部分的操作数据在测试的建议将取得重大进展。
1999-03-11 astro-ph
The origin and implications of dark matter anisotropic cosmic infall on ~L* haloes
我们测量的暗物质流的各向异性在小尺度上在附近的环境中的晕使用一个大的模拟集。我们依赖于两种不同的方法来量化的各向异性的宇宙陷落：我们测量的流量在晕的维里半径，同时描述通过通量通过一个球壳下落的物质;我们测量的空间和运动学分布的卫星和子结构周围的子块探测器ADAPTAHOP探测晕首先在附录中描述。通过一点统计和两点统计，发现这两种方法在定性和定量上都是一致的，即落入优先发生在垂直于晕自旋方向的平面内。我们计算了赤道吸积的过剩通过环，并通过一个谐波膨胀的下降。下落物质的各向异性水平被发现是~ 15%。子结构的自旋垂直于它们在晕的静止坐标系中的速度矢量，约为5%，这表明沿着对流结构的流动图像为测量的各向异性提供了解释。我们的结论是，晕不认为它的环境作为一个各向同性的扰动，调查如何使用微扰理论的各向异性向内传播，并简要讨论了影响弱透镜，翘曲和星系盘的厚度。
2004-02-17 astro-ph
Effects of halo triaxiality, anisotropy and small scale clumping on WIMP direct detection exclusion limits
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测实验正在接近中性伴子可能构成星系晕暗物质的参数空间区域。星系晕的数值模拟和观测表明，标准麦克斯韦晕模型可能是一个贫穷的近似的暗物质分布。我们研究如何晕模型与三轴性和/或速度各向异性影响排斥限制，然后讨论小规模团块的可能生存的后果。
2002-09-27 astro-ph hep-ph
Schechter vs. Schechter: Sub-Arcsecond Gravitational Lensing and Inner Halo Profiles
亚弧秒透镜统计敏感地依赖于低质量物体的内部质量轮廓和Schechter光度函数和Press-Schechter质量函数的弱端斜率。通过要求亮度和质量函数对低于1“的图像分离分布给出一致的预测，我们表明质量低于10^12 M_sun的暗物质晕不可能具有单一类型的轮廓，无论是奇异等温球（SIS）还是较浅的”普适“暗物质轮廓。相反，如果我们允许一部分给定质量的晕在SIS轮廓下发光，而其余的晕在内部对数斜率小于-1.5的情况下变暗，以补偿质量函数与亮度函数相比更陡峭的暗端斜率，则可以获得一致的结果。我们量化SIS分数必须如何迅速减少晕质量的下降，从而提供了一个统计措施的有效性反馈过程中的重子含量低质量晕。
2003-01-08 astro-ph
The Inner Structure of Cold Dark Matter Halos
我报告最近的进展，我们了解的CDM晕的结构，特别是星系大小的系统的内部质量配置文件。数值模拟结果一致表明，CDM晕的密度分布从中心向外单调变陡，中心附近的斜率比等温线浅，维里半径附近的斜率比等温线陡。持续的争论集中在对数斜率的精确径向依赖性，以及它是否接近一个定义良好的渐近中心值。最新的高分辨率模拟结果表明，Navarro，Frenk和White（NFW）提出的模型很好地近似了圆周速度分布。另一方面，密度分布的斜率的径向依赖性略有不同，但显着，从NFW提出的模型。因此，NFW拟合往往会低估尺度半径内半径处的密度。而不是意味着一个非常陡峭的（-1.5）内部发散斜率，我认为，数据实际上是最好的模型，密度分布变得越来越浅的半径，几乎没有迹象的方法，一个明确的渐近值。其中{ \it相空间密度分布}为幂律的模型很好地解释了这些结果，并表明最内部的斜率可能为-0.75。这些结论是支持一个彻底的数值收敛的研究，阐明了数值参数，如时间步长，引力软化，粒子数，模拟暗物质晕的质量分布的效果。
2001-10-30 astro-ph
Multiwavelength Rotation Curves to Test Dark Halo Central Shapes
我们使用Fabry-Perot Halalpha光谱，辅以已发表的HI射电合成观测，获得高分辨率的旋转曲线的旋涡星系。我们精确地调查他们的内部质量分布，并将其与CDM模拟预测进行比较。在验证了所谓核尖点问题的存在后，我们发现暗晕密度内斜率与星系质量有关。V_max < 100 km/s的矮星系，晕密度内斜率0 < γ < 0.7 while galaxies with V_max >100 km/s，用γ>= 1拟合最好。
2002-03-09 astro-ph
Numerical Simulations in Cosmology III: Dark Matter Halos
综述了暗物质晕的性质。从不同的出版物，我们目前的结果（1）质量和速度的功能，（2）密度和速度的轮廓，（3）浓度的晕。在半径r=（0.005-1）rvir的范围内，安静孤立晕的密度分布可以用Moore等人（1997）提出的拟合公式非常精确地近似：rho=1/x^1.5（1+x^1.5），其中x=r/rs，rs是特征半径。纳瓦罗等人（1995）提出的拟合公式rho= 1/x（1+x）^[2]也给出了一个非常令人满意的近似值，当半径不小于维里半径的1%时，其相对误差约为10%。质量低于10^{13}Msun/h的z=0晕的质量函数近似于斜率α =-1.85的幂律。斜率随着红移而增加。Vmax<500 km/s的晕的速度函数也是幂律的，斜率β = -3.8-4。幂律扩展到晕至少下降到10公里/秒。它也适用于较大的男性化晕内的晕。晕的浓度取决于质量（质量越大的晕浓度越低）和环境，孤立的晕浓度低于星团内相同质量的晕浓度。晕具有浓度的内在分散性：在1 sigma水平下，具有相同质量的晕具有Delta（log{c_vir}）=0.18或等效地，DeltaVmax/Vmax =0.12。暗晕和暗物质的速度各向异性可近似为beta（r）=0.15+2x/[x^2+4]，其中x是以维里半径为单位的半径。
2000-05-25 astro-ph
Distribution Function of Dark Matter with Constant Anisotropy
对暗物质晕的N体模拟表明，密度在晕的中心附近是尖点。密度分布在内部表现为$r^{-γ}$，其中NFW模型表现为$γ\simeq 1$，Moore模型表现为$γ\simeq 1.5$，但在外部，两种模型在密度分布的渐近行为上是一致的。模拟还显示了速度分布的各向异性参数$β(r)$的信息。$β\approx 0$在内部和$β\approx 0.5$（径向各向异性）在晕的外部。本文给出了两种球形暗物质晕模型：一种新的广义NFW模型和一种广义Moore模型的各向异性参数为常数的分布函数$β$。对于这两个广义模型，有两个参数$α$和$ε$来确定密度分布的渐近行为。在本文中，我们集中在$β(r)=1/2$的情况下，从模拟的角度。
2008-08-01 astro-ph
Clustering of Lyman Break Galaxies at z=4 and 5 in The Subaru Deep Field: Luminosity Dependence of The Correlation Function Slope
利用Subaru深场资料，采用角两点关联函数，研究了z=4和5时Lyman Break Galeries（LBG）的聚类特性。我们发现了一个明显的依赖性的关联函数斜率在z=4和5的LBG的UV光度。更明亮的LBG具有更陡的关联函数。为了比较这些观测结果，我们构建了数值模拟LBG目录的基础上结合高分辨率N体模拟的半解析模型的层次聚类，仔细模仿观测的选择效果。模拟星表预测的LBG的光度函数与观测结果基本一致。此外，LBG的整体关联函数被合理地再现。所观察到的依赖UV光度的集群没有再现的模型，除非考虑不同的晕质量的子样品。也就是说，属于更大质量暗晕的LBG具有更陡和更大幅度的关联函数。利用这个模型，我们发现在大质量暗晕中的LBG多重性放大了小尺度下的聚集强度，从而使关联函数的斜率变陡。因此，层次聚类模型可以与所观察到的角度关联函数的光度依赖性，如果有一个紧密的相关性之间的UV光度和晕质量。我们发现，关联函数的斜率取决于光度，这可能是一个指示，大量的黑暗晕托管多个明亮的LBG（删节）。
2006-01-13 astro-ph
Is the Concentration of Dark Matter Halos at Virialization Universal ?
最近的几项研究表明，暗物质晕质量和密度分布的形状之间存在相关性。我们重新分析了Ricotti（2003）提出的这种相关性的模拟。我们使用的晕密度分布的标准分析，并比较旧的模拟与新的Gadget 2，包括更高的分辨率运行。我们证实Ricotti的结果，在维里化，在维里半径的5%-10%的中心对数斜率α与晕质量和晕浓度是一个普适常数。我们的研究结果与大多数已发表的论文并不矛盾：当使用分裂幂律拟合密度分布时，由于α浓度简并性，拟合与具有α =1或1.5的通用形状的晕相一致，并且浓度取决于质量，与其他地方发表的结果一致。最近，几个研究小组没有发现内晕轮廓收敛于常幂律的证据。在这封信中使用的分裂幂律参数化的选择是出于需要比较我们的结果与以前的，是正式有效的，因为我们不能解决的拟合函数的斜率达到其渐近常数值的区域。利用非参数化技术，我们还表明，矮星系在z ~ 10处的密度剖面在维里半径的5%以内具有小于0.5的对数斜率。
2007-06-06 astro-ph
The Power Spectrum of Microwave Background Temperature Anisotropies Measured by the Tenerife Experiment
我们确定从宇宙背景辐射温度各向异性的特内里费观测的物质扰动的功率谱的斜率。我们计算了本实验测得的投影辐射各向异性功率谱，并研究了它与天空温度各向异性谱斜率的关系。我们表明，特内里费岛意味着$m \le 3$的谱指数的上限。由于数据集较小，无法得出更有力的结论。该方法适用于任何小规模实验。用不同的窗函数对天空中同一区域进行采样，可以探测不同尺度下辐射各向异性功率谱的斜率，并确认多普勒峰的存在。
1996-12-19 astro-ph
Velocity and Mass Functions of Galactic Halos: Evolution and Environmental Dependence
我们研究了$Λ$ CDM宇宙学N体模拟中暗物质晕的质量和圆速度分布函数，讨论了红移和环境依赖性。动力学范围使我们能够解决subhalos和区分他们从“不同”的晕。质量函数的解析模型相比，并用于推导出更多的观测相关的圆速度函数。在100- 500公里/秒的速度范围内的分布函数很好地符合幂律与两个参数，斜率和振幅。给出了参数对红移的依赖关系，并给出了有用的拟合公式。质量函数的振幅随着z的增加而减小，但是，与天真的预期相反，固定速度~200 km/s的晕的共动密度实际上增加到z=5。这是因为高z晕的密度更大，所以固定的速度对应的质量更小。在z=0时速度函数的斜率为~-4，不同晕的质量和速度函数随z的增加而变陡，而晕下的函数不随$z$而变陡，在z>2时甚至变得更平坦。一个简单的观测预测是，孤立星系的速度函数的斜率比成组星系的速度函数的斜率陡一个单位，反映了高速晕的密度偏差。我们证实，Press-Schechter近似通常高估晕质量函数的一个因素~2，而修改后的近似提供了改进的预测。
2000-05-16 astro-ph
Dark Matter Halos in a Secondary Infall Model
我们计算了在Ω =1的宇宙中从具有功率谱$P(k)\propto k^n$的无标度高斯δ场分层演化的结构中维力化晕的密度轮廓;我们假设局部最大值周围的初始密度对比度轮廓由Barthel等人（1986，以下简称BBKS）引入的平均峰轮廓给出。我们证明了密度分布不是幂律的，而是有一个对数斜率，从内晕到外晕逐渐增加，对于n \geq -1，Navarro等人（1995，1996，1997）的分布和半径a很好地近似，在半径a处斜率α =-2，是晕质量和光谱指数n的函数。
2004-01-29 astro-ph
Anisotropy in the Distribution of Satellite Galaxy Orbits
像室女座星系团和后发座星系团这样的邻近星系团，其星系分布倾向于与星系团本身的主轴对齐。这一点也被最近对大约300个阿贝尔星系团的统计分析所证实，其中该效应与星系团的动力学状态有关。此外，像我们银河系这样的星系系统中的卫星星系的轨道也表现出高度的各向异性-所谓的Holmberg效应，其起源已经争论了30多年。本研究主要针对暗物质晕中卫星星系的轨道进行宇宙学模拟分析。这些卫星轨道的远心点优先发现在一个锥的开度角约40周围的主晕的主轴，根据观察到的各向异性发现在星系团。然而，我们确实注意到，与星团动力学年龄的联系并没有很好地建立起来，因为我们最古老的暗物质晕确实显示出明显的各向异性信号。进一步的分析将这种分布与卫星沿着暗条的坠落模式联系起来：轨道是由宿主晕的环境决定的，而不是由宿主维里半径内的“动态选择”决定的。
2003-11-10 astro-ph
Dark Matter Halos and Disk Rotation Curves
宇宙学的N体模拟揭示了在等级聚集宇宙中形成的暗物质晕结构的显著相似性。无论晕质量、宇宙学参数和初始密度涨落的功率谱如何，暗物质晕的球平均密度剖面都具有普遍的形状。该剖面的对数斜率在中心附近比等温线浅，向外逐渐变陡，在晕维里半径附近比等温线陡。这个轮廓可以很好地近似于一个简单的公式，只有两个自由参数：晕质量和"特征“密度，例如，对数斜率等于等温值的半径处的密度。这个特征密度与每个系统坍缩时宇宙的平均密度成正比，并随着晕质量的增加而系统性地降低，反映了更大质量晕的后期坍缩。我用这些结果来研究什么样的约束条件可以从盘状星系的旋转曲线推导出冷暗物质模型。
1998-01-09 astro-ph
Dearth of dark matter or massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379
行星状星云摄谱仪（PN.S）最近的巡天结果显示，在附近的椭圆星系NGC 3379中，速度色散分布迅速下降，这让人怀疑这个中等光度的星系是否具有Lambda CDM宇宙学中预期的那种暗物质晕。结合长缝光谱、SAURON积分场数据和PN.S速度，我们对该星系进行了详细的动力学研究，有效半径（R_e）超过7。我们构建球形和轴对称的动力学模型，这些数据与灵活的测量NMAGIC代码，在一个序列的引力势与不同的暗晕质量。我们发现，数据是一致的近各向同性的球形系统占主导地位的恒星质量，并与模型中的大质量晕具有强径向各向异性的外部部分（β>~ 0.8在7R_e）。正式的似然极限将排除（在1 sigma）只有恒星的模型，以及v_circ（7R_e）>~ 250 km/s的晕模型。一系列更现实的不同倾角的轴对称模型和少量的三轴试验证实了球形的结果。拟合所有数据的所有有效模型在陀螺仪上是动态稳定的，包括最各向异性的。NGC 3379很可能有一个暗物质晕，正如最近在LambdaCDM宇宙学中的合并模型所预测的那样，只要它的外层是强烈的径向各向异性。（节略）
2008-04-21 astro-ph
How reliable is the kinematical evidence for dark matter: the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions
利用宇宙学$N$ -体模拟的暗物质晕，我们研究了非球性，亚结构和流动运动的影响，在再现星系团的结构和内部运动学的运动学测量。拟合NFW模型的三维密度分布，我们确定的维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕，然后计算的投影速度矩的配置文件，因为它们将被测量的一个遥远的观察者。使用这些模拟数据，我们适用于球形物体的Jeans分析再现视线速度色散和峰度，并拟合三个参数。我们发现，一个给定的光环的视线速度色散和峰度配置文件可以有很大的变化与观察者的视角。我们表明，维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕可以令人满意地再现独立的晕形状，虽然维里质量往往被低估，浓度参数高估，而恢复的各向异性通常是更切向比真实的。当晕的平均速度剖面接近零时，可以较好地恢复晕的质量、浓度和速度各向异性。
2003-10-19 astro-ph
Microlensing, structure of the galactic halo and determination of dark objects' mass function
我们研究了从观测到的LMC微透镜事件推断大质量晕天体（MHO或“Macho”）质量函数的准确性。假设物体的空间分布和运动学是已知的，如果斜率α在[-2.5，-0.5]的范围内，则可以从100-1000个检测到的事件中确定MHO质量函数的斜率和范围（在这里通过简单的幂律建模），其中统计误差在α=-1.5时达到最小值。在此范围之外，误差迅速增长，使得即使在非常大量的事件（N \approx 10000）下也难以进行推断。另一方面，对于任何斜率，MHO的平均质量将从N \approx 100个事件确定为优于约30%的准确度。我们发现，在固定的N推断的准确性将不会受到强烈影响，目前可用的检测效率，如果典型的MHO群众的范围内所指示的事件检测到目前为止。我们还估计了MHO的空间分布和运动学的不确定性对确定其质量函数的影响。考虑的晕模型都是球形的，但我们允许各种密度分布和半径依赖的各向异性速度色散。我们发现，虽然质量函数的斜率和范围的影响很弱，-2 < α< 0，平均质量的误差，由于晕的不确定性可以减少到小于50%，只有通过检测约1000个或更多的事件。对晕结构本身[密度分布和速度色散分布]的可靠估计只能从非常大的探测次数（N ~ 10000）开始。
1996-12-13 astro-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Halos with Non-universal Density Profiles
引力透镜的统计数据可以为我们提供一个非常强大的探测宇宙中物质质量分布的工具。通过将预测的强透镜几率与观测结果进行比较，我们可以测试暗物质晕的质量分布，特别是内部密度的斜率。在这封信中，不同于以前的工作，直接模拟的密度分布的暗物质晕半解析，我们概括的密度分布的暗物质晕从高分辨率N体模拟的广义Navarro-Frenk-White（GNFW）模型的斜率，$α$，约-1.5，-1.3和-1.1星系，集团和集群，分别。这种方法是一种独立的检验晕质量密度剖面斜率的方法。我们提出了使用这些GNFW配置文件在不同的空间平坦的宇宙学模型与宇宙学常数$Λ$的三个种群的透镜概率的计算。结果表明，复合模型的密度分布不匹配以及与观测到的透镜概率来自Jodrell银行VLA天体测量数据结合宇宙透镜全天巡天数据。与以前的工作透镜概率，我们的研究结果表明，一个奇异的等温球质量模型小于约$10^{13}h^{-1}M_{\sun}$可以预测强透镜概率是一致的小分裂角的观察。
2004-01-06 astro-ph
Theory of pixel lensing towards M31 -- II. The velocity anisotropy and flattening of the MACHO distribution
POINT-AGAPE合作目前正在寻找仙女座星系（M31）的大质量致密晕天体（MACHO）。这项调查的目的是利用M31盘的高倾角，这导致M31 MACHO空间分布的不对称。在这里，我们调查的晕速度各向异性和平坦化的不对称信号，使用简单的晕模型的影响。对于球对称和各向同性晕，我们发现，在远盘M31 MACHO的潜在像素透镜率是近盘事件的速率的5倍以上。我们发现，不对称性进一步增加约30%，如果MACHO占据径向轨道，而不是切向轨道，但大大减少，如果MACHO躺在一个扁平的晕。然而，即使对于短轴与长轴比q = 0.3的晕，远侧的M31 MACHO数量也比近侧的多2倍。我们表明，如果位置信息被利用除了数量计数，那么候选事件的数量需要确认不对称的范围内的扁平和各向异性的晕模型是可以实现的，即使有显着的污染由变星和前景微透镜事件。对于探测M31盘的代表性部分的像素透镜测量，约50个候选者的样本可能足以检测球形晕内的不对称性，即使一半的样本被污染，或者检测如q = 0.3的平坦晕中的不对称性，只要样本的三分之一包含污染物。我们还认为，只要它的质光比小于100，最近观察到的恒星流围绕M31是不成问题的检测不对称。（摘要略有删节。）
2003-07-15 astro-ph
Dark Halo and Disk Galaxy Scaling Laws in Hierarchical Universes
我们使用宇宙学的N体/气体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈检查的建议，总光度，旋转速度和角动量的盘星系之间的标度律反映了类似的结构参数之间的相关性，其周围的暗物质晕。数值实验遵循两个冷暗物质主导的宇宙中星系大小的晕的形成：标准的欧米茄=1 CDM方案和目前流行的LCDM模型。我们发现，I-波段塔利-费舍尔关系的斜率和散射很好地再现在模拟中，虽然不是，在最近的工作中提出的，作为一个结果的晕质量和圆速度之间的宇宙学等价性：大系统的变化，在我们的数值实验中观察到的比例重子坍缩形成星系和晕和磁盘的圆速度之间的比率。Tully-Fisher斜率和散射恢复在这个模型中作为一个直接的结果的动态响应的晕的星系的发光组件的组装。我们的结论是，模型忽略了磁盘的自重及其对晕的详细结构的影响，不能用来获得有意义的估计的塔利-费舍尔关系的散射或斜率。然而，我们的模型无法与塔利-费希尔关系的零点相匹配，也无法与连接圆盘旋转速度和角动量的关系的零点相匹配。这些失败可以分别追溯到我们所探索的冷暗物质宇宙起源中形成的暗晕的过度集中，以及作为一系列合并事件的最终结果的星系盘的形成。（节略）
2000-01-04 astro-ph
Constraints on the Structure of Dark Matter Halos from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
在充分考虑光束拖尾效应的情况下，重新研究了Vmax> 80 km/s的低表面亮度（LSB）星系自转曲线的盘晕分解。我们发现，这些LSB星系的旋转曲线，与以前的说法相反，在其密度分布与陡峭的中央尖点暗晕一致。事实上，数据的空间分辨率不足以对它们的暗晕的密度分布或宇宙学参数施加任何有意义的约束。这对许多文献中关于LSB星系晕的说法有重要的影响，例如它们旋转曲线的自相似性，以及它们与某些宇宙学模型或冷暗物质的不一致性。只有在一种情况下是足够的空间分辨率的数据，以获得可靠的约束的暗物质晕的中心密度分布的斜率。对于这一单一情况，我们发现在99.73%的置信水平下，中心密度尖点的斜率为0.55 < alpha < 1.26。这与我们分析的两个矮星系（V_max < 70 km/s）的结果形成强烈对比，后者在相同的置信水平下产生α < 0.5。这可能表明，具有恒定密度核心的晕仅限于低质量系统。我们表明，暴力流出的重子物质超新星反馈可以重现这种质量依赖的晕尖斜率。
1999-11-19 astro-ph
Core creation in galaxies and haloes via sinking massive objects
我们进行了详细的调查，通过从下沉的大质量物体的能量转移到中央尖点的中断。等密度的内部区域形成在半径处，在该半径处，封闭的质量与下落体的质量近似匹配。我们探索参数空间，使用数值模拟，并给出一个经验关系的结构内所产生的核心的大小，具有不同的初始尖点斜率。我们发现，下落的物体总是在这些新形成的核心的边缘失速，经历了许多动力学时间没有动力学摩擦。作为应用，我们认为，在暗物质湮灭通量减少，由于中央破坏尖点，我们提出了一个新的理论形成的密切的二元核-“停滞二元”模型。我们专注于一个特别有趣的二元核系统，矮球状星系VCC 128这是暗物质占主导地位的所有半径。我们发现，如果它的中心暗物质尖点斜率大于r^{-1}，那么它的原子核将在几百万年内迅速聚合。然而，如果它的初始暗物质尖点在维里半径的0.1%处比-0.75的对数斜率略浅，那么下沉的核自然会产生一个等于它们观察到的分离和失速的核心。这接近最近十亿粒子CDM晕模拟测量的对数斜率。
2010-10-13 astro-ph
Anisotropic Locations of Satellite Galaxies: Clues to the Orientations of Galaxies within their Dark Matter Halos
我们调查的位置相对孤立的宿主星系的卫星在斯隆数字巡天和千年运行模拟。假设我们使用两种不同的方法将明亮的星系嵌入模拟的暗物质晕中（椭圆星系与它们的晕形状相同，而盘状星系的角动量与它们的晕的净角动量一致），我们发现观测和理论之间有一个公平的协议。在r_p \le 500 kpc的尺度上平均，红色的、高质量的、低恒星形成率的宿主的卫星优先出现在其宿主的主轴附近。相比之下，当在相同尺度上平均时，具有低恒星形成率的蓝色低质量宿主的卫星几乎没有各向异性。红色和蓝色主机的卫星位置之间的差异不能用数据中的闯入者的影响来解释。相反，它主要是由显着差异的依赖性的平均卫星的位置，<p>，在该卫星被发现的投影距离。我们还发现，红色，低恒星形成率的高质量卫星的位置显示出相当多的各向异性比蓝色，低质量卫星的位置，高恒星形成率。这一结果有两个因素。首先，蓝色卫星只是最近才到达其宿主的光环中，而红色卫星则是在遥远的过去到达的。第二，蓝色卫星的样品被严重污染的闯入者，这抑制了测量的各向异性相比，固有的各向异性。
2009-12-03 astro-ph
The non-linear correlation function and the shapes of virialized halos
在非线性区域中，物质的关联函数xi（r）由密度分布ρ（r）和维里化晕的质量分布n（M）决定。使用Press-Schechter方法计算n（M），并使用稳定聚类假设确定这些Press-Schechter晕的密度分布。因此，小尺度上xi（r）的形状和振幅与密度涨落的初始功率谱有关。无标度初始条件下的聚类的情况下进行了详细的处理。如果n是密度波动的初始功率谱的斜率，则稳定聚类要求xi（r）\propto r^{-gamma}，其中gamma是n的已知函数。如果可以忽略晕-晕相关，则ρ（r）\propto r^{-n}，其中n =（gamma+3）/2 = 3（4+n）/（5+n）。对于当前感兴趣的所有n值，这个斜率比霍夫曼和沙汉在处理塌陷晕外部区域形状时获得的值3（3+n）/（4+n）更陡。我们的主要结果是预测的幅度的非线性关联函数。预测的振幅和它对n的依赖性是在良好的定量协议与N体模拟的自相似聚类。如果稳定的集群是一个很好的近似，只有在半质量半径的新闻-Schechter晕，然后所需的密度对比度的发病稳定的集群可以估计。这种密度对比度在~300-600的范围内，并且随着初始斜率n而增加，与N体模拟的估计一致。
1996-02-20 astro-ph
Non-Gaussian Tails of Cosmological Density Distribution Function from Dark Halo Approach
我们提出了一个简单的模型的基础上的暗晕的方法，它提供了一个有用的方法来了解关键点确定的形状的非高斯尾巴的暗物质一点概率分布函数（PDF）。特别地，利用幂律分布的暗晕无标度模型，我们导出了一点PDF的简单解析表达式。发现PDF的形状在$δ_*$的特征值处发生变化，该特征值由具有该时期特征质量$M_*$的晕的平滑密度定义。在带有礼帽平滑滤波器的冷暗物质模型中，当前的特征平滑密度对于小的平滑尺度$\rth\sim 1$ Mpc $/h$通常取$δ_*\gg 1$，而对于大的平滑尺度$\rth > 10$ Mpc $/h$则取$δ_*\ll 1$。在$δ/δ_*<1$范围内，PDF的形状几乎完全由晕和尺度的外斜率决定，符合幂律。由此产生的非高斯尾部的PDF，然后类似于对数正态PDF在该范围内，并显示出良好的协议与N体模拟，这可以归因于晕轮廓的外斜率的普遍性。相比之下，在范围$δ/δ_*>1$的单点PDF的尾部基本上遵循晕质量函数的陡峭指数尾部，其对晕轮廓的外斜率和初始功率谱都表现出很强的敏感性。在此基础上，讨论了星系分布的概率密度函数及其在弱透镜统计中的应用。
2002-10-23 astro-ph
Faint galaxy population in clusters: X-ray emission, cD halos and projection effects
我们分析了从Abell星表和亮星系团的X射线样本中选取的邻近星系团的样本（De Grandi等1999），包括宽范围的X射线光度。我们发现，星系团中的星系通过它们的X射线发射选择，显示出平坦的光度函数（暗端斜率$α\simeq -1.1$）与场和星系群中的星系一致。相比之下，没有对应的X射线的阿贝尔星系团的样本显示了一个带有陡峭的暗端（$α\simeq -1.6$）的星系光度函数。我们研究了cD晕形成的可能性，丰富的松弛的星系团，显示出一个明显平坦的暗端星系光度函数（洛佩兹克鲁兹等1997）的星系分裂。我们发现，由中央cD星系（Bautz-Morgan类I和II）占主导地位的集群显示出相同的系统趋势：X射线选择集群有平坦的暗弱端斜率比那些没有检测到X射线发射的集群。因此，这可能是X射线选择，而不是由中央星系的集群统治是什么与背景净化估计的星系光度函数。此外，X射线光度和星系LF暗端斜率之间没有明显的相关性，这些结果不支持暗端斜率平坦是暗星系分裂形成cD的结果。我们认为，没有X射线发射的集群强烈的投影效应的影响，产生虚假的微弱的结束斜率估计使用背景扣除程序（Valotto等2001年）。
2003-11-05 astro-ph
Dependence of the Inner DM Profile on the Halo Mass
我比较的密度剖面的暗物质（DM）晕在冷暗物质（CDM）N体模拟与1 Mpc，32 Mpc，256 Mpc和1024 Mpc的盒子大小。在无量纲单位的模拟不同的密度扰动的初始功率谱。我比较了当最大质量的晕由大约10^5 DM粒子组成时的剖面。1 Mpc箱中晕的DM密度分布显示，相对于32 Mpc模拟中具有质量M_{dm}的相应晕，系统地较浅的核心，这是银河系的典型特征，并由NFW分布拟合。256 Mpc箱中晕的DM密度分布与具有比32 Mpc模拟中相应晕更陡的核心一致，但需要更高质量分辨率的模拟来加强这一结果。综合起来，这些结果表明，DM晕的密度分布不是普遍的，在矮星系中呈现较浅的核心，在星系团中呈现较陡的核心。物理上的结果支持的假设，吸积卫星的质量函数决定的DM配置文件的内斜率。在同动坐标r下，ρ_{dm} \propto 1/（X^α（1+X）^{3-α}）（其中X=c_Δr/r_Δ，r_Δ为维里半径，α=α（M_{dm}））能很好地拟合从矮星系到星系团的所有DM晕，且具有相同的浓度参数c_Δ~ 7。晕外部的斜率γ似乎取决于宇宙的加速度：当尺度参数a=（1+z）^{-1} < 1时，斜率γ~ 3，就像NFW剖面中一样，但当Ω_Λ~ 1且宇宙正在膨胀时，斜率γ~ 4在a > 1处。[删节]
2003-07-29 astro-ph
A Steep Faint-End Slope of the UV Luminosity Function at z~2-3: Implications for the Global Stellar Mass Density and Star Formation in Low Mass Halos
我们使用莱曼布雷克星系巡天（LBG）的深地光学测光方法，在总面积为3261弧分的31个空间独立的视场中，获得了红移为1.9<z 2000光谱红移和~31000 LBG的紫外LF的弱端斜率（α）的可靠测量结果<3.4. Our sample includes >^[2]。这些数据使我们能够在z~2和z~3分别选择0.07L* 和0.10L* 的星系。极大似然分析表明α（z=2）=-1.73+/-0.07和α（z=3）=-1.73+/-0.13的陡峭值。这一结果对Ly-alpha等效宽度和红化分布中的光度依赖系统学是稳健的，与z>4时的陡峭值相似，并意味着z~2-3时约93%的未遮蔽UV光度密度来自亚L * 星系。在真实的光度相关变红分布下，当积分范围为1.9<z<3.4时，微弱到中等亮度的星系分别占热光度密度和现今恒星质量密度的70%和25%。我们发现在z~6和z~2之间的恒星形成率密度增加了8-9倍，这是由于L* 的增亮和对较低红移的尘埃修正的增加。先前观测到的恒星形成历史积分与z~2处恒星质量密度测量值之间的差异可以通过对恒星形成历史进行光度相关的红化修正并结合考虑UV微弱星系贡献的恒星质量来调和。在z>2处UV LF的陡峭和相对恒定的α与局部推断的较浅的值形成对比，这表明暗端斜率的演变可能只是由能够支持z<2处恒星形成的低质量晕的可用性决定的…
2008-10-15 astro-ph
Simulating Observations of Dark Matter Dominated Galaxies: Towards the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成，因此它们的自转曲线反映了它们的暗物质分布。最近的高分辨率旋转曲线表明，它们的暗物质质量密度分布是由一个恒定密度的核心。这似乎与冷暗物质（CDM）模型的预测不一致，后者产生具有紧凑密度尖点和陡峭质量密度剖面的晕。然而，观测确定的质量分布可能会受到非圆形运动，光学和动力学中心之间的不对称和偏移的影响，所有这些都倾向于降低观测到的斜率。在这里，我们确定这些影响的各种晕模型的影响，并与观察到的质量密度分布的结果进行比较。我们的模拟表明，没有一个单一的系统性影响可以调和的数据与尖锐的CDM晕。数据最好用一个软核模型来描述，该模型的内部幂律质量密度斜率α = -0.2 +/-0.2。然而，没有一个单一的通用晕轮配置文件提供了一个完全充分的描述的数据。
2002-12-05 astro-ph
Halo Profiles and the Nonlinear Two- and Three-Point Correlation Functions of Cosmological Mass Density
本文研究了Fourier空间中宇宙密度场的非线性两点和三点关联函数，并检验了流行的层次聚类模型，即三点振幅Q与尺度无关.在n=-2无标度和冷暗物质模型的高分辨率N体模拟中，我们发现Q在后期不是常数，而是随着波数的增加而增加，直到非线性区域。在n=-2的模拟中，自相似标度对于三点函数也不像对于两点函数那样严格，这可能是有限模拟体积的表现。我们认为，一个更好的理解的两点和三点关联函数在非线性制度在于联系到密度分布的暗物质晕。我们演示和量化的关联函数的斜率是如何影响的晕配置文件使用简单的晕形状和分析聚类模型的斜率。
2000-01-20 astro-ph
Breaking the degeneracy between anisotropy and mass: The dark halo of the E0 galaxy NGC 6703
我们测量了E0星系NGC 6703在2.6Re范围内的视向速度剖面。从这些数据中，我们约束的质量分布和各向异性的恒星轨道在这个星系。我们已经开发了一种非参数技术，直接从运动学数据中确定DF f（E，L^2）。从Monte Carlo测试使用的空间范围，采样，和误差棒的NGC 6703数据，我们发现，平滑的底层DF可以恢复到均方根精度为12%，和各向异性参数β（r）的精度为0.1，在一个给定的潜力。可以确定一个渐近恒定的晕圆速度v_0，其精度为± \lta 50 km/s。对于NGC 6703，在2.6 R_e处的真圆速度为250 ± 40 km/s，在95% c.l.相当于NGC 6703在78“（13.5 h_50^-1 kpc）内的总质量为1.6-2.6 x 10^11 h_50^-1 Msun。没有任何一个没有暗物质的模型能够拟合这些数据;然而，一个最大恒星质量模型却可以，在这个模型中，发光部分提供了中心几乎所有的质量。在这样的模型中，78“内部的总发光质量为9 × 10^10 Msun，积分M/L_B=5.3-10，相当于从中心上升至少1.6倍。NGC 6703中恒星分布函数的各向异性从中心的近各向同性变为轻微的径向各向异性（30“时β =0.3-0.4，60”时β =0.2-0.4），并且在数据的外边缘没有很好的约束。我们的结果表明，椭圆星系也开始由暗物质在半径为\sim…
1997-10-13 astro-ph
Emission Line-Ultraviolet to X-Ray Continuum Correlations: Constraints on the Anisotropy of the Ionizing Continuum in Active Galactic Nuclei
电离连续谱的各向异性辐射是吸积盘模型的普遍预言。本文给出了用ROSAT、IUE和HST观测到的大样本宽发射线活动星系核的紫外发射线和紫外-X射线连续谱的相关分析结果。我们发现CIV/ $Lyα$比，CIV的等效宽度，和软X射线光谱斜率的UV之间的强相关性。计算结果与光电离计算结果吻合较好，表明整个电离连续谱与观测到的紫外-软X射线谱能很好地匹配。这些结果与各向同性电离连续体形状的假设是一致的。我们的分析表明，这个样本中的物体的“大蓝凸”截止能量范围很小，与Laor等人（1997）和Walter & Fink（1993）基于连续特性的类似结果一致。平均UV到X射线光谱斜率与软X射线光谱斜率相似。这种相似性也分别适用于无线电大声和无线电安静的对象。这表明，两者可能来自同一分布。两个光谱斜率仅弱相关。紫外-X射线光谱指数与绝对星等相关。这一结果证实了早先的建议，即电离连续统对于更高光度的物体更柔软。
1998-01-15 astro-ph
A Cusp Slope -- Central Anisotropy Theorem
对于一大类自引力系统，我们证明了如果密度在中心附近是1/r^{gamma}的尖点，那么各向异性参数beta = 1 - <v_T^2>/（2<v_r^2>）在中心的极限值可能不大于（gamma/2）.这里，<v_r^2>和<v_T^2>是径向和切向速度二阶矩。这是由于相空间密度的非负性。我们比较这个定理的尖点斜率和中央各向异性之间的其他建议的关系，以澄清其适用性和基本假设。这个定理的扩展到示踪剂人口在一个外部施加的潜力也来自。特别是，对于在中心黑洞附近运动的恒星，这会减少到gamma >= beta+（1/2），这表明开普勒势中的各向同性系统的尖点至少应该达到1/r^{0.5}。对于特定形式的分布函数，以前也注意到过类似的限制，但在这里我们将其作为一般结果来建立。
2006-03-27 astro-ph math-ph math.MP
Measurement of the dark matter velocity anisotropy profile in galaxy clusters
暗物质粒子形成的光晕贡献了星系团的大部分质量。这些宇宙学结构的形成已经在观测和数值模拟中进行了研究，证实了普遍质量分布的存在。然而，晕中暗物质的动力学行为还没有得到很好的理解。我们已经使用了16个平衡的星系团的观测结果表明，暗物质粒子的随机速度平均沿径向大于沿切向，这种速度各向异性的大小是径向变化的。我们的测量表明，暗物质粒子的集体行为与正常粒子的集体行为有着根本的不同，各向异性速度的径向变化与数值模拟的预测一致。
2008-10-20 astro-ph
Circular velocity profiles of dark matter haloes
我们使用一个高分辨率的模拟银河系大小的暗物质晕，公布的模拟数据，以及四个集群大小的晕从重，河合和牧野研究内晕结构在一个Lambda冷暗物质宇宙学。我们发现Stoehr等人（SWTS）的剖面比Navarro，Frenk & White（NFW）或Moore等人的剖面更好地描述了圆速度曲线。我们的研究结果证实，没有渐近斜率达到和配置文件几乎是普遍的，但不是完美的。在半径的整个收敛范围内，速度剖面以log（r）中的a_constant_ rate曲线，并且相应的外推密度剖面达到有限的最大密度。我们发现，低表面亮度星系（LSB）的密度分布的观测到的内部斜率之间的强烈差异的索赔和他们的模拟目前可用的观测和模拟的理由是没有根据的。此外，如果SWTS轮廓被证明是一个很好的描述晕轮廓的区域，不能用今天的模拟探测，那么即使在这些地区的模拟和观测之间的协议是非常合理的。
2005-12-19 astro-ph
What it takes to measure a fundamental difference between dark matter and baryons: the halo velocity anisotropy
许多正在进行的实验旨在直接通过WIMP-核子相互作用探测来自星系晕的WIMP暗物质粒子。一旦建立了这样的探测，就需要确认信号的银河起源。这需要方向敏感的探测器。我们表明，这样的探测器可以测量速度各向异性β的星系晕。宇宙学N体模拟预测暗物质的各向异性不为零，β值约为0.2。重子物质的β =0，因此检测到非零的β将是暗物质和重子物质之间根本区别的有力证据。我们估计各种探测器配置使用蒙特卡罗方法的灵敏度，我们发现，最强的信号是在相对较少的高反冲能量事件。如果要测量β的精确度达到0.03，则需要探测到10^4个以上的WIMP事件，其中核反冲能量大于100 keV，WIMP质量为100 GeV，目标为32 S。这个数字对应于所有能量下的~10^6个事件。我们讨论了输入参数的变化，我们表明，我们的方法是强大的背景的存在下，并讨论了可能提高灵敏度的能量敏感探测器。
2007-06-11 astro-ph hep-ph
Scalelengths in Dark Matter Halos
我们调查的一个假设，关于在宇宙学N体模拟形成的晕的scalelength的起源。这个假设可以被看作是梅里特和阿吉拉尔提出的早期想法的延伸。我们的研究结果表明，与径向轨道不稳定性的现象是存在于这样的晕，是负责密度分布形状。这种不稳定性设定了速度色散分布从各向同性迅速变化到径向各向异性的scalelength。该标度长度在密度分布中反映为密度分布曲线改变斜率的半径。我们已经测试的想法，径向依赖的速度色散各向异性导致密度分布形状的突破，通过操纵的半解析模型的输入，以模仿径向轨道不稳定性所施加的速度结构。没有这样的操作，形成的晕近似由单一的幂律密度分布和各向同性的速度分布。改变输入形成的晕显示具有类似于宇宙学N体模拟中所见的标度和各向异性轮廓的密度分布。
2005-08-05 astro-ph
Dark-Halo Cusp: Asymptotic Convergence
我们提出了一个模型，说明合并卫星所形成的暗晕如何产生一个特征性的内部尖点，即密度剖面ρ \prop r^-a，a -> a_as > 1，正如在宇宙学N体模拟的层次聚类情景中所看到的那样。Dekel，Devor & Hetzroni（2003）认为，a<1的扁平核心会产生潮汐压缩，阻止卫星物质的局部沉积;卫星会完整地沉入晕中心，从而导致a>1的快速陡化。使用合并N-体模拟，我们了解到，这个尖点是稳定的合并序列下，并得出一个实用的潮汐传质配方的晕剖面的局部斜率为a>1的区域。根据这个公式，在潮汐半径内，晕和初始卫星的平均密度之比等于给定的函数psi（a），它明显小于1（与根据粗略共振标准为1相比），并且是a的递减函数。这种减少使得潮汐质量传递在较大的a下相对更有效，这意味着当a小时变陡，当a大时变平，从而导致收敛到稳定的解。在给出这个质量转移配方的情况下，由玩具模拟支持的线性微扰分析表明，一系列具有同源卫星的宇宙学合并缓慢地导致一个具有渐近斜率a_as>1的定点尖点。斜率仅微弱地依赖于涨落功率谱，与宇宙学模拟一致。在一个长的过渡期内，轮廓具有NFW状形状，尖点为1<a<a_as。因此，如果有足够的致密卫星遗迹使它完整地进入内晕，就会形成一个尖点。为了维持一个扁平的核心，卫星必须在核心之外被破坏，这可能是由于重子反馈引起的适度膨胀的结果。
2003-01-27 astro-ph
Density profiles of dark matter halos in an improved Secondary Infall model
本文利用Hoffman & Shaham（1985）（以下简称HS）模型和Hoffman（1988）模型的改进版本，计算了Ω =1宇宙中无标度高斯δ场（功率谱为P（k）= Ak ^n）的分级演化结构和CDM模型中维力化晕的密度分布。我们假设局部最大值周围的初始密度对比度曲线由Barthel等人（1986）（以下简称BBKS）引入的平均峰值曲线给出，而不仅仅与HS假设的两点关联函数成比例。我们发现，密度分布，无论是无标度宇宙和CDM模型，不是幂律，但有一个对数斜率，从内晕到其外部部分增加。Navarro等人（1995，1996，1997）的分布很好地近似了无标度（n >=-1）和CDM密度分布。半径a是晕质量的函数，在无标度模型中，半径a也是光谱指数n的函数。
1999-06-24 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
Angular Momentum Transfer in Dark Matter Halos: Erasing the Cusp
我们认为，在星系形成的早期阶段，重子向暗物质的角动量转移可以使晕内密度轮廓变平，从而改变晕的动力学性质。我们计算了DM晕的相空间分布函数，它对应于从和谐宇宙学中的N体模拟得到的密度和各向异性分布。然后，我们描述了注入的角动量到晕通过修改的分布函数，并表明，该系统演变成一个新的平衡配置;后者具有恒定的中心密度和切向为主的各向异性分布在内部区域，而结构几乎不变超过10%的维里半径。然后，我们提出了一个玩具模型来解释这样的晕演化，基于角动量交换由于动力学摩擦，在时代的星系形成，这是有效地施加DM到气体云螺旋下降的势阱。晕通过动力学摩擦获得的角动量分布与扰动分布函数提供的角动量分布之间的比较揭示了惊人的相似性，暗示了该过程的可靠性。
2006-06-05 astro-ph
Inner Halo Shapes of Dwarf Galaxies: Resolving the Cusp/Core Problem
通过对高质量长缝光谱旋转曲线的反演，我们获得了200个矮星系样本的内暗物质晕密度剖面斜率。使用模拟来评估长缝观测和数据处理误差对我们测量的影响，我们得出结论，我们的观测结果与CDM范式预测的尖状晕是一致的。
2003-10-20 astro-ph
The dynamical structure of dark matter halos with universal properties
$N$体模拟揭示了暗物质晕的几个明显的普遍性质，包括尖点密度分布，幂律伪相空间密度$ρ/σ_r^3$，以及密度斜率和速度各向异性之间的线性$β-γ$关系。我们提出了一个家庭的自洽相空间分布函数$F(E,L)$，基于Dehnen-McLaughlin牛仔裤模型，将这些普遍的属性非常准确。这些分布函数，使用二次规划技术得到的，是解析的，积极的和平滑的整个相空间，并能够生成四个参数的速度各向异性配置文件$β(r)$与任意渐近值$β_0$和$β_\infty$。我们详细讨论了六个径向各向异性系统的轨道结构，并认为，除了它的使用产生的初始条件$N$体的研究，我们的动力学建模提供了一个有价值的补充方法来了解所涉及的过程中形成的暗物质晕。
2008-09-04 astro-ph
Velocity moments of dark matter haloes
利用宇宙学N体模拟方法研究了暗物质晕的视向速度分布，重点研究了暗物质晕的最低阶偶矩、色散和峰度，以及它们在估算宇宙结构质量分布中的应用.对于从模拟框中选择的十个大质量晕中的每一个，我们确定维里质量、浓度和各向异性参数。为了模拟每个光环的观测结果，我们随机选择了300个粒子，并分别沿着视线和天空表面投影它们的速度和位置。在去除干扰物之后，我们计算视线速度矩的轮廓，并将它们与Jeans方程的解拟合。用这种方法得到的维里质量、浓度参数和速度各向异性的估计值与全三维分析得到的值吻合得很好。
2005-08-30 astro-ph
