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
Dynamics of substructures in warm dark-matter cosmologies
我们在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型的基础上进行了宇宙学模拟。我们调查的重点在于选定的空间和运动学性质的子结构晕（subhalos）内的主机晕，形成在两个暗物质宇宙学轨道。我们的目标是使用的subhalos作为各自的宇宙学探测器的动力学。
2008-11-13 astro-ph
Redshift Evolution of the Merger Fraction of Galaxies in CDM Cosmologies
我们使用半解析建模的星系形成研究红移的星系合并分数和合并率ratesin λ CDM和精粹（QCDM）宇宙学，其依赖于物理参数的环境，合并的时间尺度，主要合并的方式被定义，并考虑到对象的最小质量。我们发现，对于给定的最终晕质量，当红移z <= 1时，合并分数F_mg和合并率随红移的变化关系可以用幂律很好地拟合。归一化F_{mg}（0）和斜率m取决于最终晕圈质量。对于给定的合并时间尺度t_merg和假设的主要合并的最大质量比R_major，F_mg（0）和m相互指数依赖。斜率m在数学上取决于考虑的最终晕质量和最小晕质量的比率。此外，局部归一化F_{mg}（0）对于较大的R_{major}增加，而m减小。我们将预测的合并分数与最近的观测结果进行比较，发现该模型不能同时再现合并指数和归一化。一般而言，该模型将F_{mg}（0）和m低估了2倍。
2001-07-06 astro-ph
The impact of Early Dark Energy on non-linear structure formation
我们研究了早期暗能量（EDE）宇宙学的高分辨率模拟中的非线性结构形成，并将其演化与标准LCDM模型进行了比较。扩展的球形礼帽坍缩模型预测，维里的超密度和线性阈值密度的崩溃应修改EDE模型，产生显着的修改预期的晕质量函数。在这里，我们提出了直接测试这些期望的数值模拟。有趣的是，我们发现，Sheth和Tormen的形式主义估计的丰富的暗物质晕继续工作在其标准形式的早期暗能量宇宙学非常好，相反的分析预测。残差甚至略小于LCDM。我们还研究了不同暗能量宇宙学中质量和暗物质速度色散之间的维里关系，发现与Evrard等人校准的λ归一化非常一致。（2008年）。相对于LCDM，EDE模型中结构的早期增长在高红移处产生了很大的质量函数差异。这可以直接通过计算视速度弥散函数的组数来测量，避开了给晕分配质量的模糊问题。使用暗物质子结构作为成员星系的代理，我们证明，即使有3-5个成员足够精确的测量的晕速度色散函数是可能的。最后，我们确定了我们的EDE宇宙学的浓度-质量关系。与较早的形成时间相一致，在给定的晕质量下，EDE晕显示出较高的浓度。我们发现，浓度差异的大小很好地描述了Eke等人的处方。（2001）用于估计晕圈浓度。
2008-09-19 astro-ph
Phase-Space Density Profiles in Scale-Free Cosmologies
利用一组高分辨率的无标度Einstein-de Sitter宇宙学模拟研究了暗物质晕相空间密度分布$Q(r) = ρ(r)/σ^3(r)$的对数斜率。模拟的初始条件由形式为$P(k) \propto k^n$的幂律功率谱确定。我们使用径向、切向和全速度色散以及速度各向异性参数$β(r)$来计算Q（r）剖面。我们将Q（r）表示为单个幂律$Q(r) \propto r^α$，并在每个模拟和Q的每个定义中导出中值斜率$α$。我们的主要发现是：1.各种Q（r）分布遵循幂律以达到良好的近似。2.斜率取决于DM晕的浓度参数c，其中对于$c \gtrsim 10$，斜率随着浓度的增加而变陡，而对于$c \lesssim 10$，趋势是陡峭的，甚至是扭转的。3.作为$r\to R_{\mathrm{vir}}$的$β$的渐近值随着c的值而增加。4.根据Zait等人（2007），随着维里半径处$β$的渐近值增加，$α_{\mathrm{rad}}$变得更负。5.这引入了$Q(r)$斜率对功率谱斜率的弱依赖性。
2008-09-08 astro-ph
Semi-Analytical Models for Lensing by Dark Halos: I. Splitting Angles
我们使用半解析方法分析了各种冷暗物质（CDM）宇宙学中暗晕对类星体的引力透镜效应，以确定图像分离的预测概率对暗晕和宇宙学输入假设的敏感性。假定暗晕的质量函数由Press-Schechter函数给出。暗晕的质量密度分布可以是奇异等温球（SIS）、Navarro-Frenk-White（NFW）分布或广义NFW分布。宇宙学包括：爱因斯坦-德西特模型（SCDM）、开放模型（OCDM）和平坦Λ模型（LCDM）。正如预期的那样，我们发现透镜几率对暗晕的质量密度分布极其敏感，而对宇宙中的平均质量密度和原始波动的振幅则不那么敏感。NFW光晕在产生多个图像方面比SIS光晕效率低得多。然而，这些模型都不能完全解释目前的观察：SIS模型预测太多的大分裂透镜，而NFW模型预测太少的小分裂透镜。这表明宇宙中至少有两个晕群。如果我们选择从SIS到NFW过渡的质量为~ 10^{13}太阳质量，那么SIS和NFW晕的组合可以合理地再现当前的观测结果。此外，CDM模型在小尺度上有一种倾向，即质量集中度太大;看来，针对CDM的其他明显困难提出的解决方案也会在这里有所帮助，一个例子是温暖的暗物质（WDM）变体，它被证明产生比相应的CDM模型少一个数量级的大分裂透镜。
2001-06-07 astro-ph
On the Origin of the Internal Structure of Haloes
等级宇宙学的高分辨率N体模拟表明，暗物质晕的密度和速度色散分布显示出明确的普遍形式，其起源仍然未知。在本文中，我们计算的内部结构的晕预计将出现在任何这样的宇宙学考虑到晕增长收益通过一个交替的序列离散的主要合并和长期的温和吸积。主要的合并会导致系统的剧烈松弛，这取决于在那一刻开始下降的吸积层所施加的边界条件。吸积使系统按照球形粒子模型由前一个种子由内向外发展。预测的结构是非常好的协议与数值模拟的结果，特别是对于中等和低质量的晕。我们发现强有力的迹象表明，在更大规模的系统中观察到的轻微偏离是由于一个较差的理论预测，但更显着的影响，在模拟中使用的有限分辨率的经验配置文件。这可能对所报道的晕结构的普遍性产生重要影响。
2002-01-08 astro-ph
Simulations of Damped Lyman-Alpha and Lyman Limit Absorbers in Different Cosmologies: Implications for Structure Formation at High Redshift
我们使用流体动力学宇宙学模拟研究阻尼莱曼α（DLA）和莱曼极限（LL）吸收红移z=2-4在五个变种的冷暗物质的情况。我们的标准模拟解决了形成密集浓度的中性气体晕的圆速度v_c约为140公里/秒的欧米茄_m=1和90公里/秒的欧米茄_m=0.4，在z=2;一个额外的LCDM模拟解决晕到v_c约50公里/秒，在z=3。我们发现一个清晰的HI柱密度和投影距离最近的星系的中心之间的关系，DLA吸收通常局限于galactocentric半径小于10-15千秒差距和LL吸收所产生的投影分离30千秒差距或更多。详细的检查提供了证据的非平衡效应的吸收截面。如果我们只考虑我们的标准模拟所解决的晕中的吸收，那么所有五个模型都不能再现在这些红移处观察到的DLA和LL系统的丰度。如果我们外推到较低的晕质量，我们发现所有四个模型是一致的，如果外推的行为扩展到大约50-80 km/s的圆速度DLA系统的观测丰度，和他们可能会产生太多的吸收，如果关系继续到40 km/s。我们的研究结果表明，LL吸收是密切类似于DLA吸收，产生在质量较小的晕或在较大的银河中心半径，但不是由一个根本不同的质量尺度上的过程。
2001-05-18 astro-ph
The Formation of a Realistic Disk Galaxy in Lambda Dominated Cosmologies
我们模拟了一个现实的盘状星系的结构形成的层次方案内的形成，并研究其内部属性到目前的时代。我们比较结果从一个LambdaCDM模拟与LambdaWDM（2keV）模拟，形成显着减少小尺度结构。我们展示了如何在气体和暗物质成分的高质量和力的分辨率发挥了重要作用，在解决角动量灾难声称从以前的模拟星系形成的层次框架内。在LambdaCDM和LambdaWDM模型中，盘中的恒星物质的最终比角动量分别为暗晕的40%和90%。LambdaWDM星系的卫星数量急剧减少，恒星的球状体成分可以忽略不计。与卫星的相遇在干扰磁盘方面只起很小的作用。超新星拥有各种各样的恒星形成历史，这些历史与合并和沿着它们围绕主星系的轨道的近心通道有关。在这两种宇宙学中，星系晕保留了大部分的重子吸积，并建立了一个热的气相与大量的X射线发射。因此，虽然我们已经成功地创建一个现实的恒星盘在一个大规模的星系内的LambdaCDM的情况下，能量注入出现作为必要的成分，以减少在星系晕的重子分数，独立的宇宙学。（节略）
2004-02-05 astro-ph
Mass function of dark matter halos
我们结合了一些N体模拟的数据来预测冷暗物质宇宙中超过4个数量级的暗晕的丰度。不同模拟的比较表明，在我们的结果中占主导地位的不确定性是系统的，是小于10- 30%，在所有的质量，这取决于所使用的晕定义。特别是，我们对\tcdm和\lcdm宇宙学的“哈勃体积”模拟，使我们能够预测大质量星团的丰度，其不确定性远低于目前所有计划的观测调查的预期。我们表明，对于一系列的CDM宇宙学和一个合适的晕定义，模拟的质量函数几乎是独立的时代，宇宙学参数，和初始功率谱时，表示在适当的变量。这种普遍性正是由熟悉的Press-Schechter模型预测的那种，尽管这个模型预测的质量函数形状与我们的数值结果不同，高估了"典型“晕的丰度，低估了大质量系统的丰度。
2000-09-25 astro-ph
Concentration, Spin and Shape of Dark Matter Haloes as a Function of the Cosmological Model: WMAP1, WMAP3 and WMAP5 results
我们调查的宇宙学参数之间的变化的影响WMAP第1，第3和第5年的结果对暗物质晕的结构。我们使用了一组模拟，涵盖了50年的晕质量范围从矮星系（V_c ~30 km/s）的星系团（V_c ~ 1000 km/s）的尺度。我们发现，浓度质量关系是一个幂律在所有三个宇宙学。然而，从WMAP 1到WMAP 5再到WMAP 3，斜率变浅，零点变低。对于质量对数（M_200/Msun）= 10、12和14的晕，WMAP 1和WMAP 3之间的浓度参数差异分别为1.55、1.41和1.29。正如我们所展示的，这使得暗物质晕的中心密度与从它们的旋转曲线推断的矮星系和低表面亮度星系的中心密度非常一致，对于WMAP 3和WMAP 5宇宙学。我们还表明，没有现有的玩具模型的浓度-质量关系可以重现我们的模拟结果在整个范围内的质量探测。特别是，Bullock等人（B 01）的模型在高质量端（M > 1 e13 Msun）失败，而Navarro，Frenk和White（1997）的NFW模型在低质量端（M <1 e12 Msun）明显失败。我们提出了一个新的模型，一个简单的修改的基础上，B 01，再现浓度-质量关系，在我们的模拟在整个范围内的质量探测（1 e10 Msun < M <1 e15 Msun）。在WMAP 3宇宙学中（在固定质量下）的晕与WMAP 1宇宙学相比更加平坦，中长轴比减少了约10%。最后，…
2008-10-01 astro-ph
Low-frequency gravitational radiation from coalescing massive black hole binaries in hierarchical cosmologies
我们计算预期的引力波信号从合并的大质量黑洞（MBH）双星在星系中心的层次结构形成的情况下，中间质量的种子孔形成远在黑暗的晕合并树。DM晕和MBH的合并历史是遵循从z=20到现在的LCDM宇宙学。MBH通过晕合并合并成越来越大的结构，由于与DM背景的动力学摩擦而下沉到中心，在合并残余物中吸积冷物质，形成MBH双星系统。恒星动力学的相互作用导致双星在大距离处的硬化，而引力波辐射在小半径处接管并导致双星对的最终合并。吸入MBH双星的积分辐射产生引力波背景。特征应变谱仅在1 E-9<f<1 E-6 Hz范围内具有标准的h_c（f）\propto f^{-2/3}行为。在较低的频率下，MBH双星的轨道衰变是由背景星的抛射驱动的，h_c（f）\propto f.在较高的频率下，f> 1 E-6 Hz，应变振幅由最后稳定的圆形轨道发射的卷积形成。我们讨论的可观测性的吸入MBH二进制的计划LISA。在3年的观察期内，LISA应将该GWB分解为离散源，检测到约60（约250）个高于S/N=5（S/N=1）置信水平的个体事件。（节录）
2004-04-26 astro-ph
The Asymptotic Form of Cosmic Structure: Small Scale Power and Accretion History
我们探讨了真空能量主导的宇宙中小尺度结构对暗物质晕形成和平衡的影响。我们提出了一套四个N体模拟的结果，两个LCDM初始功率谱和两个WDM类光谱，抑制早期形成的小结构。所有的模拟都是在遥远的未来进行的，那时宇宙的年龄是64 Gyr/h，足够长的时间让晕基本上达到动力学平衡。我们量化了分层合并对晕质量吸积历史、子结构种群和平衡密度分布的重要性。我们通过引入一个控制质量吸积速率的参数γ（dln（M）/ dln（a）~ a^（-γ））来修改Wechsler等人（2002）的质量吸积历史函数，发现这种形式既表征了分层形成，也表征了整体形成。次晕的衰减速率随时间呈指数变化，WDM晕的时间尺度要短得多。在模拟结束时，我们发现截断赫恩奎斯特密度分布的晕在CDM和WDM宇宙学。有一个系统的转变，以较低的浓度WDM晕，但这两个宇宙学位于同一轨迹有关的浓度和形成时代。由于密度分布的形式保持不变，我们的结果表明，平衡晕密度分布的设置独立于晕的形成过程。
2006-11-30 astro-ph
N-body simulations for coupled dark energy: halo mass function and density profiles
我们提出了一系列的N体模拟的结果在宇宙学中的暗物质（DM）耦合到暗能量（DE），从而缓解宇宙符合问题。暗-暗耦合在N体动力学中引入了两个新的效应：（i）DM粒子质量随时间变化;（ii）DM粒子之间的引力由一个常数$G^{*}$决定，这个常数大于牛顿常数$G$，保持了其他2体相互作用。结果，重子和DM粒子分布发展出大尺度的偏差。在这里，我们调查DE模型与Ratra-Peebles（RP）的潜力，暗-暗耦合设置在一个参数范围内与观测兼容，作为关注的背景和线性扰动特性。我们研究了晕质量函数、晕密度分布和非线性偏置的行为。我们发现，非线性动力学提出了额外的约束耦合参数。它们主要来自密度分布，我们发现产生更高的浓度，在耦合RP模型，相对于（非耦合）动态DE宇宙学。这种增强虽然在某些耦合参数范围内是强效应，但对于耦合参数的较小但显著的值来说只是微小的变化。有了这些进一步的限制，耦合DE模型与RP势是一致的非线性观测。
2003-09-25 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
Cluster Lensing of QSOs as a Probe of LCDM and Dark Energy Cosmologies
宽分离透镜类星体测量质量函数和大质量星系团的演化，类似于从X射线选择的样品或Sunyaev-Zeldovich效应的统计测量中推导出的星系团质量函数。我们计算强透镜类星体的星系团在暗能量宇宙学使用半解析模型的概率，并探讨各种输入参数和假设的方法的敏感性。我们强调的重要性，同时考虑晕的质量，红移和宇宙学的性质的变化和晕浓度的宇宙散射的影响。然后，我们调查在何种程度上观测调查宽分离透镜类星体可用于测量宇宙学参数，如分数物质密度Ω_M，均方根线性密度波动的领域8 Mpc/h，sigma_8，和暗能量方程的状态参数w。我们发现，宽分离透镜类星体可以测量sigma_8和Omega_M在一个等效的方式，如集群丰度研究和宇宙剪切测量。在评估透镜统计是否可以区分值的w，我们得出结论，目前的不确定性在校准的sigma_8的精华模型占主导地位的结论。尽管如此，基于目前的类星体巡天（如两度场巡天和斯隆数字巡天，有10^4-10^5个类星体）的透镜搜索应该可以探测到角距大于5“的系统，因此可以为标准宇宙学模型提供一个重要的检验，这是对宇宙微波背景各向异性测量的补充。
2003-12-14 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
Profiles of dark-matter haloes at high redshift
我研究了在SCDM和LCDM宇宙学中作为时间函数的晕密度分布的演化。在Del Popolo等人（1999）的基础上，本文计算了浓度参数c= rv/a，并研究了其随时间的演化。对于给定的晕质量，我们发现在LCDM和SCDM宇宙学中c（z）~1/（1+z），与Bullock等（1999）的解析模型和N体模拟结果一致.在这两个模型中，a（z）大致恒定。与Navarro等人（1997）的模型相比，本模型预测了c（z）的更强演化。最后，我展示了一些结果对星系建模的影响。
2001-03-27 astro-ph
Hydrodynamical N-body simulations of coupled dark energy cosmologies
如果宇宙在当前时期的加速膨胀是由暗能量标量场驱动的，那么在暗能量和冷的暗物质（CDM）流体之间很可能存在非平凡的耦合。这样的相互作用在宇宙结构的增长中产生了新的特征，比如CDM粒子之间的额外的长程吸引力，或者暗物质粒子质量随时间的变化。我们已经在N体代码GADGET-2中实现了这些效应，并呈现了一系列高分辨率N体模拟的结果，其中暗能量分量直接与冷暗物质相互作用。作为新物理学的结果，CDM和重子分布在线性和非线性结构形成区域中的演化是不同的。在大尺度上，这两个分量之间已经形成了线性偏差，非线性演化进一步增强了这种偏差。我们还发现，与以前的工作相比，CDM晕的密度分布是不太集中的耦合暗能量宇宙学相比，LCDM，这一功能并不依赖于初始条件设置，但一个特定的后果，额外的物理耦合。此外，在耦合模型中的晕重子分数显着降低低于通用重子分数。这些特征缓解了观测与小尺度LCDM模型之间的紧张关系。我们的方法非常适合于探索耦合暗能量模型在完全非线性制度，这可以提供强大的约束，这种情况下可行的参数空间的预测。
2010-02-05 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
The density profiles of hot galactic halo gas
星系周围扩展的气体晕是星系形成的普遍预测。然而，这种热晕气体的密度分布实际上是未知的，尽管理论上已经提出了各种分布。为了定量地解决气体的配置文件，我们比较直接的宇宙学模拟与分析解决方案的基本气体方程的星系。我们发现显着的模拟和理论预测之间的协议。我们提出了一个表达式，这种气体的总质量分布与一个非平凡的依赖。这个表达式在为数值实验建立平衡星系模型时很有用。
2006-06-13 astro-ph
Gravitational Lens Statistics and The Density Profile of Dark Halos
考虑到放大率偏差的影响以及晕轮廓的演化和散射，我们研究了透镜体内部轮廓对引力透镜统计的影响。我们把暗晕作为透镜对象，考虑以下三种暗晕密度分布模型：SIS（奇异等温球），NFW（Navarro Frenk White）分布，以及在较小半径处具有不同斜率的广义NFW分布。假定暗晕的质量函数由Press-Schechter函数给出。我们发现，放大偏差的NFW配置文件是一个数量级大于SIS。我们估计了远源透镜几率对透镜内轮廓和宇宙学参数的敏感性。结果表明，透镜几率强烈地依赖于内部密度分布以及宇宙学常数。我们将这些预测与最大的观测样本宇宙透镜全天巡天进行了比较。目前正在进行的大型调查（如2dF和SDSS）中是否存在大型分裂事件可能会对暗晕的内部密度分布造成限制。
2001-08-23 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
Density Profile Asymptotes at the Centre of Dark Matter Halos
对于球对称情形，所有描述弛豫暗物质晕的量都可以表示为引力势$Φ$的函数。在很大和很小的径向距离上分解径向速度弥散$σ_r$相对于$Φ$，可以得到密度和速度分布的可能的渐近行为。如果提出合理的边界条件，如有限的晕质量和无力晕中心的渐近密度分布在中心应远不如在数值模拟中获得的配置文件陡峭。在特定情况下，可以得到类似于Plummer模型的轮廓。与N体模拟的结果似乎不一致的原因进行了讨论。
2003-04-14 astro-ph
How universal are the density profiles of dark halos?
我们使用高分辨率N体模拟研究了由于无碰撞物质的引力坍缩而形成的维里化晕。各种各样的形成方案进行了研究，从层次聚类到单片径向崩溃。这些实验的目的是研究最近发现的宇宙学背景下出现的普遍密度分布的偏离。然而，我们发现，即使是表现出相当不同的形成历史的模型，密度和速度色散曲线的维里化晕是惊人的相似。即使在具有初始幂律分布和没有初始子结构或非径向运动的模型中，也不会产生幂律密度分布。这样的初始条件引起径向轨道不稳定性，导致弯曲的速度色散和密度分布。在我们所有的模型中的密度分布的形状是很好的参数化的轮廓晕形成在一个通用的宇宙学设置。我们的研究结果表明，暗晕密度分布的普遍性并不像最近在文献中所建议的那样主要依赖于分层合并。相反，它的出现是因为明显不同的坍缩历史在晕粒子之间产生了一种近乎普遍的角动量分布。我们的结论是，在膨胀的宇宙中的维力化晕的密度和速度色散剖面是引力坍缩的强大的结果，几乎独立于初始条件和形成历史。
1998-03-10 astro-ph
Scaling Evolution of Universal Dark-Matter Halo Density Profiles
暗物质晕显示出一种普遍的密度分布，这种密度分布具有一定的比例，因此质量较小的系统通常密度更大。这种质量-密度关系可以用晕的特征密度与晕形成时的平均宇宙密度之间的比例关系来描述。最近的研究表明，这种比例可能是以下简单的进化过程的结果。晕在主要的合并中形成，具有基本上相同的、依赖于宇宙演化的、无量纲的轮廓，然后作为吸积的结果从内到外生长。在这里，我们验证了这幅图的一致性，并表明它预测了质量密度关系的正确零点。
1998-10-10 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
Density profiles of dark matter haloes: diversity and dependence on environment
本文研究了在ΛCDM模型的N体宇宙学模拟中观测到的由广义二次落体模型预言的暗物质晕的外密度分布。我们发现大量的系统变化的形状和浓度的晕配置文件，以及与环境的配置文件的强相关性。在N体模拟中，孤立晕的密度剖面的平均外斜率β（ρ \propto r^{-β}）为\approx 2.9;这些晕中有68%的β值在2.5和3.8之间。在密集的星系团环境中，晕更加集中，并表现出比孤立晕更大的β值的广泛分布。与人们所期望的相反，包含在星系团和星系系统中的晕比孤立的晕更不集中，并且具有更平坦的外部密度分布。浓度随M_h的增大而减小，但在一定质量下，浓度的分散性很大。晕的质量和圆速度有很强的相关性：M_h \propto V_m^α，α~ 3.3（孤立的）和~3.5（团簇中的晕）。当M_h=10^12M_sun时，这些关系式的均方根偏差分别为ΔlogM_h=0.12和0.18。大约30%的晕包含在更大的晕中，或者在3维里半径内有大量的同伴（大于当前晕质量的0.3倍）。剩下的70%的光环是孤立的物体。β分布以及孤立晕的浓度-质量和M_h-V_m关系与我们基于二次降落模型的推广和推广的Press-Schechter形式的数值方法的预测非常一致。
1999-07-22 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
Mass growth and density profiles of dark matter halos in hierarchical clustering
我们发展了一个暗物质晕生长的模型，并利用它来研究它们演化的密度分布。在这个模型中，晕是球形的，是由静止的物质聚集而成的，称为卫星。晕质量是红移的函数，由质量最大的祖先的质量给出，并由合并历史树的蒙特卡罗实现确定。卫星在晕圈内受晕圈引力和动力学摩擦阻力的作用而运动。数值求解了相关的运动方程。动力学摩擦损失的能量以动能的形式转移到晕上。当卫星沉入光环时，由于潮汐剥离，它们不断地失去物质。被剥离的物质在没有动力学摩擦的晕内运动。演化的密度剖面比假设一旦它们被吸积到母晕上，卫星保持在距晕中心固定距离的情况下得到的密度剖面更陡。我们发现，最终的密度分布主要取决于对晕上的物质的下落率。这反过来又取决于初始涨落场和宇宙学。对于初始密度场的有效谱指数小于-1的质量尺度，模型预测的剖面只能近似地与Navarro、Frenk和White（1997）提出的单参数曲线族相匹配。对于具有初始斜率$n$的无标度功率谱，在维里半径的约1%内的密度分布是$ρ\propto r^{-β}$，具有$3(3+n)/(5+n)\leβ\le 3(3+n)/(4+n)$。
1998-03-24 astro-ph
The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
我们已经编制了一个新的样本240晕对象的精确距离和径向速度的测量，包括球状星团，卫星星系，现场蓝水平分支星和红巨星从意大利面条调查。新的数据导致银河系中心半径超过50千秒差距的已知物体数量显著增加，这使得可以可靠地确定非常大距离的径向速度分散分布。径向速度色散在30 kpc范围内几乎为120 km/s的恒定值，然后在120 kpc左右持续下降到50 km/s。这种下降对银河系暗物质晕的密度分布和总质量产生了重要的限制。对于恒速各向异性，等温轮廓被排除，而一个黑暗的晕以下的截断平面模型的质量$1.2^{+1.8}_{-0.5}\times 10^{12}$ M_sun和NFW配置文件的质量$0.8^{+1.2}_{-0.2}\times 10^{12}$ M_sun和c=18是一致的数据。与以前的工作相比，示踪剂数量的显着增加加上这些探测区域的大范围，使银河系质量的测定更加精确。我们还展示了速度各向异性的不同假设如何影响质量模型的性能。
2005-07-10 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
Density Profiles of Dark Matter Halo are not Universal
我们进行了一系列高分辨率的N体模拟，旨在研究暗物质晕的密度分布。从12个模拟晕不等的质量$2\times10^{12}\sim 5\times10^{14} h^{-1}{\rm M_\odot}$（由$\sim 1$万粒子维里半径内），我们发现一个明确的系统之间的相关性晕质量和密度分布的斜率在1%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。虽然我们证实了早期的模拟结果，内斜率是陡峭的比{ \it通用}的配置文件最初提出的纳瓦罗，弗伦克和怀特，这种质量的依赖性是不一致的几个分析参数，试图连接内斜率与原始指数的波动谱。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。
1999-12-10 astro-ph
Shapes of dark matter halos
本文分析了LCDM和LWDM宇宙学中暗物质晕的密度形状。主要结果来自于高分辨率LCDM N体模拟得出的星系质量晕的统计样本。晕的形状随质量和红移的变化呈现出明显的趋势：低质量的晕比高质量的晕圆，并且，对于固定的质量，晕在低z时更圆。与之前基于星团质量晕和非COBE标准化模拟的预期相反，z=0的LCDM星系质量晕并不强烈平坦，短轴与长轴之比为s = 0.70 +/- 0.17。我继续研究当从LCDM模拟到用暖暗物质功率谱（LWDM）模拟时，单个晕的形状是如何变化的。比较了四个晕圈，并且平均而言，WDM晕圈比它们的CDM对应物更球形（s =0.77相比于s = 0.71）。将需要更大的物体样本来测试趋势是否显著。
2001-06-21 astro-ph
The density profile of equilibrium and non-equilibrium dark matter halos
我们基于大量的256^3粒子的高分辨率宇宙学模拟研究了暗物质晕密度分布的多样性。宇宙学模型包括四种无标度模型和三种有代表性的冷暗物质模型。模拟结果具有良好的力分辨率，在每个宇宙学模型中，大约有400个大质量的晕，其维里半径内的粒子数超过10^4。我们公正的选择所有大规模的晕，使量化如何以及大量的暗物质晕可以描述的纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的配置文件，这是建立平衡晕。我们发现在Omega_0=1的宇宙中，大约70%的晕可以用NFW轮廓拟合，拟合残差dvi_{max}小于30%.这个百分比在低密度宇宙模型中更高。其余的晕表现出更大的偏离NFW配置文件更显着的内部子结构。即使对于可以用NFW分布拟合的晕，密度分布也有相当大的变化（即dvi_{max} <0.30）。分布参数$c$浓度的分布可以用对数正态函数很好地描述，平均值\bar c略小于（15%）NFW结果，\ln c中的离散度σ_c约为0.25。dvi_{max} <0.15的维里化晕的平均值\bar c与NFW的结果很好地一致，而离差σ c稍小（约0.2）。我们的研究结果可以缓解一些冲突，最近发现的理论NFW配置文件和观测结果之间。对星系形成的理论和观测研究的意义进行了讨论。
2000-01-17 astro-ph
Why are Halo Density Profiles Stable at Formation?
我们分析了萨尔瓦多-索尔等人提出的暗物质晕普遍密度分布随时间演化的物理依据。根据这幅图，晕在形成时有一个稳定的（即与质量和时间无关的）无量纲密度剖面，剖面的特征长度和密度尺度取决于基本的宇宙演化。随后的演化是由质量吸积到晕的外围驱动的，并且可以简单地通过晕半径随时间的增加和宇宙临界密度的相应减小来表征。我们发现这张图是对结构形成分层模型中晕的预期演变的合理良好描述。
1998-10-28 astro-ph
The Inner Structure of LCDM Halos II: Halo Mass Profiles and LSB Rotation Curves
利用一组高分辨率的宇宙学N体模拟研究了星系大小的冷暗物质（CDM）晕的内部质量分布。这些模拟扩展了本系列论文I（Power et al. 2003）中提出的全面数值收敛研究，并证明了在我们最高分辨率的运行中，CDM晕的质量分布可以在r_conv ~ 1 kpc/h的最小收敛半径之外得到鲁棒的估计。模拟晕的密度分布从维里半径向内逐渐变浅，并且没有显示出接近中心附近的明确的幂律行为的迹象。在r_conv处，密度分布的对数斜率比Navarro、Frenk和White（1996）提出的公式所期望的渐近ρ \propto r^-1更陡，但比Moore等人（1999）提出的急剧发散的ρ \propto r^-1.5尖点要浅得多。我们直接比较了de Blok等人（2001），de Blok and Bosma（2002）和Swaters等人（2003）的低表面亮度（LSB）星系的球平均暗物质圆速度（V_c）剖面和自转曲线。大部分（约三分之二）LSB星系的V_c轮廓与CDM晕的V_c轮廓基本一致。然而，在这些样品中，大约三分之一的LSB具有在旋转曲线的上升部分和平坦部分之间的急剧过渡，这在CDM晕的V_c轮廓中是看不到的。这种差异已被解释为排除尖点的存在，但我们认为，它可能只是反映了圆速度和气体旋转速度之间的差异可能会出现在气体磁盘嵌入现实，三轴CDM晕。
2003-10-20 astro-ph
Nonsingular density profiles of dark matter halos and Strong gravitational lensing
我们使用强引力透镜的统计来研究是否支持具有平坦密度核的质量分布。计算了由非奇异截断等温球（NTIS）模拟的图像分离大于一定值（范围从零到十角秒）的晕透镜化的概率。NTIS是Shapiro，Iliev & Raga提出的一个分析模型，用于研究维里化物体的坍缩后平衡结构。这个轮廓有一个软核，与从观测到的旋转曲线推断出的以暗物质为主的矮星系的质量轮廓相当匹配。它也同意以及与NFW（Navarro-Frenk-White）的配置文件在所有半径以外的几个NTIS核心半径。不幸的是，与奇异透镜晕（NFW和SIS+NFW）和强透镜观测的结果相比，NTIS晕透镜的概率太低了。由于这一结果是有效的任何其他非奇异的密度分布（具有大的核心半径），我们得出结论，非奇异的密度分布（具有大的核心半径）的CDM晕排除强引力透镜的统计。
2005-06-28 astro-ph
Gravitational Lensing by CDM Halos: Singular versus Nonsingular Profiles
宇宙晕的引力透镜特性取决于每个晕内的质量分布。描述的晕作为非奇异的，截断的等温球，一个特定的解决方案的等温莱恩-埃姆登方程（适当修改为λ非零），已被证明是一个有用的近似的晕形成从现实的初始条件在CDM宇宙。非奇异TIS模型再现了CDM晕的N体结果的许多定量特征，除了在最中心，CDM N体晕显示密度分布随rho ~ r^（-α）变化，α>1，而不是一个小的扁平核。CDM N体模拟的这些尖状晕预测与矮和LSB盘星系根据其旋转曲线和星团根据强透镜测量的内部质量分布观测之间可能存在的差异导致了对其他诊断的搜索。在这方面，TIS晕透镜的描述将是有用的，作为一个自洽的模型CDM晕在适当的宇宙学背景下，非奇异的，但在其他方面与CDM N体的结果一致。我们在这里得到的基本透镜性质的个人TIS晕。为了比较，我们还考虑了三个奇异的配置文件：Navarro-Frenk-White密度配置文件，奇异的等温球，和史瓦西透镜。对于所有的配置文件，我们计算的临界曲线和焦散线，图像分离，放大率和亮度比，剪切，时间延迟，和潮汐半径内的平均剪切。这为研究TIS和其他透镜在宇宙结构形成理论背景下的透镜效应的统计特性提供了工具。
2003-06-01 astro-ph
On the origin of cold dark matter halo density profiles
N-体模拟预测CDM晕组装发生在两个阶段：1）快速吸积阶段，具有快速加深的势阱;和2）缓慢吸积阶段，其特征在于温和的质量添加到外部晕，内部势阱几乎没有变化。我们证明，使用一维模拟，这两个阶段的吸积导致CDM晕的NFW形式，并提供物理洞察的质量吸积的历史，影响最终的配置文件的属性。假设CDM粒子的速度在快速吸积阶段由于引力势的涨落而有效地各向同性，我们证明了在这个阶段的引力坍缩导致了内部轮廓rho（r）~ r^{-1}.在已建立的势阱上的缓慢吸积导致具有rho（r）~ r^{-3}的外部轮廓。晕的浓度取决于在快速吸积阶段吸积的质量分数。使用真实的质量吸积历史的合奏，我们表明，模型预测的依赖性晕浓度晕形成时间，因此依赖性晕浓度晕质量，和晕浓度的分布都匹配宇宙学N体模拟中发现的。使用一个简单的分析模型，捕捉了许多重要的物理，我们表明，内r^{-1}配置文件的CDM晕是一个自然的结果，分级质量组装与快速吸积的初始阶段。
2006-03-03 astro-ph
Detecting dark matter-dark energy coupling with the halo mass function
我们使用高分辨率模拟的大尺度结构的形成来分析相互作用的暗物质和暗能量的晕质量函数的演化的影响。使用卡方似然分析，我们发现显着差异的质量函数之间的耦合暗物质-暗能量和标准的一致性宇宙学λ CDM红移z=1.5。我们还发现了一个初步的迹象表明，暗能量调查应该能够区分这些模型的质量和红移约束的λ CDM。虽然我们可以区分这些模型的影响与具有不同基本参数的Lambda-CDM宇宙学，DES将需要独立的测量sigma-8来确认这些影响。
2008-10-03 astro-ph
CDM in LSB Galaxies: Toward the Optimal Halo Profile
低表面亮度（LSB）星系主要由暗物质组成。高分辨率的旋转曲线表明，它们的总质量密度分布主要是由恒定密度的核心，而不是陡峭和尖形分布中发现冷暗物质（CDM）的模拟。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充分的描述的数据。观察到的质量分布似乎与λ CDM不一致。
2003-11-05 astro-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
Arcs from a Universal Dark-Matter Halo Profile
Navarro，Frenk，\& White最近在数值上发现，在很宽的晕质量范围内，暗物质晕的密度分布可以用一个普适的双参数函数来描述。轮廓是奇异的，接近具有$ρ\propto r^{-1}$的晕轮中心。以前有人认为，在星系团中，背景源的径向扭曲的引力透镜图像，即所谓的径向弧，需要在星系团密度分布中有一个平坦的核心。到目前为止，在两个星系团中已经发现了这样的径向弧，这显然与奇异的密度分布相矛盾。我在这里表明，纳瓦罗等人提出的配置文件。尽管它的中心奇异性，可以产生径向弧，并描述如何在集群中的径向和切向弧的配置文件的两个参数可以确定。然后，我将此分析应用于检测到径向弧的两个集群。在这两种情况下，径向弧的红移仍然是未知的，因此还不能得出关于轮廓参数的明确结论。数值确定的集群大小的晕的参数值，但是，可以用来预测未知的弧红移的范围，从而提供了一个直接的观测测试建议的密度分布。轮廓的一个潜在困难是切向弧的径向放大率很大，因此切向弧应该很厚，或者它们的源在径向方向上应该很薄。
1996-02-12 astro-ph
Dark halo mergers and the formation of a universal profile
我们认为，一个普遍的密度分布暗物质晕产生的层次结构形成的自然后果。它是一个固定点的过程中反复合并。我们提出了一个特定形式的配置文件的出现分析和数值参数。在小半径处，密度应按$r^{-α}$变化，其中$α$由晕的特征密度与其质量成比例的方式确定。如果小晕是密集的，那么$α$是大的。质量-密度关系可以通过“形成时间”参数与初始涨落的功率谱$P(k)$联系起来。早期构造形成导致陡峭的尖点。对于$P(k)\sim k^n$，我们发现$α\simeq 3(3+n)/(5+n)$。通用轮廓是由小光环与较大物体合并时的潮汐剥离产生的。
1996-11-12 astro-ph
Gas density and X-ray surface brightness profiles of clusters of galaxies from dark matter halo potentials: beyond the isothermal beta model
我们描述了一个理论框架来计算流体静力平衡下嵌入一类球形暗物质晕势中的团簇气体分布。与传统的等温$β$模型不同，本方法提供了一个物理基础，可以直接从星系团的X射线表面亮度和温度分布探测暗物质晕的形状。具体来说，我们研究在何种程度上所产生的气体密度和X射线表面亮度分布是敏感的内部斜率的暗物质晕密度和其他更现实的影响，包括气体的自重和多方状态方程。我们还讨论了一个实用的策略，适用于本方法的实际集群配置文件从未来的X射线观测。
1998-07-11 astro-ph
Extended Press-Schechter theory and the density profiles of dark matter haloes
研究了一种由内而外的层次聚类晕形成模型。该方法结合了图片的球形降落模型和修改的扩展Press-Schechter理论。晕的质量吸积率被定义为由于较小的合并而导致的质量增加率。吸积质量沉积在外壳层，而不改变其当前维里半径内的晕的密度分布。我们将该方法应用于平坦的$ΛCDM$宇宙。将所得的密度分布与文献中提出的分析模型进行了比较，发现了一个非常好的一致性，发现了一个趋势，即内部密度分布随着晕质量的增大而变陡，这也是最近N体模拟的结果。此外，现今的浓度以及它们的时间演化的推导，它表明，他们再现的结果大宇宙学N体模拟。
2003-05-16 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
Gravitational cooling and density profile near caustics in collisionless dark matter haloes
冷暗物质晕是由高密度结构组成的，这些结构具有尖锐的峰值轮廓，称为焦散线，这些焦散线尚未通过三维数值模拟解决。在这里，我们推导出半解析表达式的密度轮廓焦散线附近的晕形成的自相似吸积的暗物质与无穷小的速度色散。一个简单的重新标度表明，类似于绝对冷介质的情况下，这些配置文件是普遍的：他们是有效的所有焦散和无关的物理参数的晕。我们推导出焦散线的最大密度，并表明它取决于速度色散和焦散线的位置。我们发现，无论是绝对和相对厚度的焦散单调减少的中心的晕，而最大密度的增长。这表明热速度的径向分量在内部流中减小，即无碰撞介质在径向方向上冷却，下降到晕的中心。最后，我们证明了焦散线中的暗物质粒子湮灭对发射测量有显著的贡献。
2005-10-18 astro-ph
The differential energy distribution of the universal density profile of dark halo
通过宇宙学N体模拟，研究了暗物质晕的微分能量分布，给出了由数值模拟得到的晕中暗物质微分能量分布的解析公式，由解析公式重建了Navarro，Frenk，& White（NFW）密度分布，NFW密度分布与我们的分数质量分布的解析公式一致.在我们的微分能量分布解析式中发现了一个与暗晕内尖斜率有关的参数，得到了在高结合能处有锐截止的NFW分布函数，并讨论了该解析式形成的物理原因。
2001-02-19 astro-ph cond-mat.stat-mech
