Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux
冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。
2007-04-16 astro-ph
On the Intrinsic Bias in detecting Caustic Crossings between Galactic Halo and Self-lensing Events in the Magellanic Clouds
在本文中，我们研究了在探测星系晕和麦哲伦云自透镜事件之间的焦散渡时的固有偏差。为此，我们确定的物理二进制分离，$\ell$，和总的二元透镜质量，$M$的参数空间中的最佳的焦散线交叉检测的区域，并发现两个群体的事件的最佳区域是彼此相似的。特别是，如果银河系晕是由平均质量为$<M>\sim 0.5 M_\odot$的透镜组成，那么星系晕事件的最佳双星分离范围$3.5 AU\lesssim \ell\lesssim 14 AU$与由总质量为$M\sim 1 M_\odot$的双星透镜引起的麦哲伦云自透镜事件的最佳双星分离范围相匹配;正好在麦哲伦云中最可能的恒星透镜群的质量范围内。因此，我们的计算意味着，如果二进制分数和分布的二进制分离的两个人口的透镜是没有显着不同的彼此，有没有强烈的检测偏差对星系晕苛性交叉事件。
1999-05-12 astro-ph
Dark matter caustics
冷的暗物质在晚期落入像我们这样的孤立星系时，在星系晕的任何物理点上都会产生具有确定速度矢量的流动。它还产生焦散线，这些焦散线是暗物质密度非常大的地方。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。在最近对32个扩展的和测量良好的星系旋转曲线的研究中，我们发现了这一定律的证据。
2000-04-26 astro-ph
Mass Profile of the Infall Region of the Abell 2199 Supercluster
利用对附近星系团Abell 2199中心95平方度区域内1323个星系（1092个新星系或重新测量的星系）的红移观测，我们分析了包含A2199、A2197和X射线群的超星系团。焦散线技术精确地再现了模拟的简单超星系团的真实质量分布（即，超星系团，其中一个星系团的维里质量是超星系团中所有其他星系团的维里质量的2-10倍）。我们计算的两个主要组成部分的A2197（A2197 W和A2197 E）使用档案X射线观测和证明，A2199超星系团是简单的，因此，焦散技术应该产生一个准确的质量分布。质量分布的不确定性在3 Mpc/h内约为30%，在8 Mpc/h内为2倍，是如此大尺度的超星系团中仅有的几个之一。独立的X射线质量估计同意我们的结果在所有半径，它们重叠。质量分布强烈不同意等温球的轮廓，但同意模拟建议的配置文件。我们讨论了超星系团动力学和束缚子星系团动力学的相互作用。下落质量剖面和其他技术之间的协议表明，焦散技术是令人惊讶的简单超星系团（删节）的强大。
2002-06-13 astro-ph
Evidence for Ring Caustics in the Milky Way
冷的暗物质在银河系的晚期下沉，在其晕中产生离散的流动和焦散。最近发现的银河系中心距离20千秒差距附近的恒星环和银河系自转曲线的一系列急剧上升被解释为由于银道面中存在暗物质的焦散环。它们的位置在3%的水平上与自相似模型对焦散环半径的预测一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上暗物质焦散环的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-06-09 astro-ph hep-ph
Caustic rings of dark matter
结果表明，无碰撞的暗物质进入孤立星系后，在晕暗物质分布中产生一系列焦散环。这些焦散线的性质进行了研究。针对特定情况推导出了焦散的密度分布。NGC 3198旋转曲线中的凸起被解释为是由于暗物质的焦散环。
1998-05-19 astro-ph hep-ph
Probing dark matter caustics with weak lensing
焦散是在无碰撞介质中频繁形成的高密度结构。在自引力作用下，冷暗物质流聚焦在焦散线上，这些焦散线在数值模拟和/或现实世界中观察到。如果被探测到，焦散线将为暗物质的存在提供强有力的证据，并将排除其他模型，如那些修改了动力学的模型。在这里，我们展示了如何在弱透镜数据中观察到它们。我们评估的剪切变形，并表明，其径向轮廓是由一个特征的焦散线图案，由于在暗物质晕，形成自相似吸积。我们讨论了观测的并发症，主要是由于知识贫乏的维里半径的晕，并证明了约300集群大小的晕的叠加将得到一个信噪比，这是足够大的检测焦散线与地面观测。对于天基观测，这一数字减少到100个。这些界限可以很容易地实现正在进行的广泛领域的光学调查，如CFHTLS和未来的空间为基础的项目SNAP和DUNE，必须伴随着X射线跟踪选定的集群，以精确确定其维里半径。
2006-03-16 astro-ph
The Caustic Ring Model of the Milky Way Halo
我们提出了一个建议的银河系晕的全相空间分布。该模型是轴对称和反射对称的，其时间演化是自相似的。它将晕描述为一组离散的暗物质流，到处都有既定的密度和速度矢量。我们首先讨论了无碰撞自引力冷流体时间演化自相似的一般条件，并证明了对称性不是自相似的必要条件。当球对称被强加时，这个模型与菲尔莫尔和戈德赖希以及23年前贝辛格所描述的模型是一样的。球对称模型取决于一个无量纲参数$ε$和两个维度参数。我们设定$ε$ = 0.3，这个值与星系尺度上密度扰动功率谱的斜率一致。有量纲的参数由银河系在太阳位置的自转速度（220 km/s）和银河系的年龄（13.7 Gyr）决定。在球对称模型下推导了外焦散线的性质。内晕的结构取决于暗物质粒子的角动量分布。我们假设分布是轴对称和反射对称的，并由净整体旋转。内焦散线是其半径根据单个附加参数$j_{\rm max}$确定的环。我们总结了支持该模型的观测证据。证据与协和宇宙学中的$j_{\rm max}$ = 0. 18相一致，相当于爱因斯坦-德西特宇宙学中的$j_{\rm max,old}$ = 0. 26。我们给出的公式来估计流密度和速度矢量的任何地方的银河系晕。列出了地球位置上前四十个流动的性质。
2008-05-29 astro-ph
A Model For Infall Around Virialized Halos
最近的宇宙学气体的直接探测的启发，我们开发了一个分析模型，用于计算平均密度分布周围的初始过密度，后来形成一个暗物质晕。我们考虑峰内峰的问题，当考虑一个给定质量的晕时，我们确保这个晕不是一个更大的维里化晕的一部分。对于代表高西格玛波动的晕，我们恢复通常的结果，这样的晕优先位于高度过密的区域内，在非常低的西格玛波动的限制，另一方面，我们表明，晕往往位于空隙内。结合球形坍缩，我们的结果产生的气体和暗物质，周围的维里化晕的典型密度和速度分布。
2003-07-24 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
Velocity peaks and caustic rings
冷的暗物质在一个孤立的星系中的晚期下落，在整个星系晕中产生了具有确定的局部速度矢量的流动。它也会产生焦散环，这是光晕中暗物质密度非常大的地方。晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \simeq 1/n$。我认为NGC 3198和我们银河系自转曲线的起伏是由于暗物质的焦散环造成的。在这个模型中，我们的光环的年度调制效应在直接搜索的WIMP有相反的迹象，从等温球模型预测。
1998-10-19 astro-ph hep-ph
Dark matter axions and caustic rings
内容：1.强CP问题2暗物质轴子3.星系晕轴子腔探测器4。冷暗物质晕密度分布中的焦散环
1997-09-26 astro-ph hep-ph
Warps and Cosmic Infall
N-体模拟表明，当坠落使星系晕的外部重新定向时，每Gyr几度，嵌入晕中的自引力盘会产生一个积分符号翘曲，其幅度与观测到的翘曲相当。对角动量获取的研究表明，对于像银河系这样的星系，所需的晕重定向速率是现实的。
1998-07-15 astro-ph
The Compression of Dark Matter Halos by Baryonic Infall
暗物质晕的初始径向密度分布是由分层结构形成情景中的引力坍缩形成的，并且随着重子冷却并沉降到晕中心而受到进一步的压缩。我们在这里描述了一个明确的实现算法，最初开发的杨，计算的密度分布的变化作为结果的绝热降落在一个球形晕模型。具有随机运动的晕比忽略随机运动的晕更能抵抗压缩，这是广泛采用的简单方法的一个关键弱点。杨氏算法的结果与N体模拟的密度分布非常一致。我们展示了如何可以应用该算法来确定真实星系的原始未压缩晕，这一步必须小心计算，以便能够与LCDM等理论的理论预测对抗。
2005-07-26 astro-ph
A potential WIMP signature for the caustic ring halo model
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测事件率的计算通常依赖于相当简单的，本质上是静态的，分析晕模型。这在很大程度上是因为数值模拟的分辨率还不够大，无法对WIMP密度和速度分布进行完整的数值计算。本文研究了焦散环晕模型的直接探测率，特别是它的能量依赖性和年调制。在这个模型中，它使用简单的假设来模拟暗物质落入晕上，在地球位置的冷暗物质粒子的分布在速度空间中有一系列的峰值。我们发现，事件率的年度调制的符号作为反冲能量的函数而变化。这些效应提供了一个潜在的独特的实验信号。
2001-03-09 astro-ph hep-ph
WIMP annihilation in caustics
星系晕中的暗物质从各个方向以低速弥散的方式不断地进入，导致焦散线的形成，焦散线是非常小尺度（$\sim$秒差距）的高密度结构。如果暗物质是由超对称中性伴子组成的，这些粒子的湮灭会产生伽马射线的特征光谱，原则上可以探测到。计算了不同能带的湮没信号，并与预期的伽马射线背景进行了比较。
2007-05-22 astro-ph hep-ph
Neutralino Dark Matter and Caustic Ring Signals
本文研究了星系晕中暗物质焦散环中性伴子湮灭对地球γ射线通量的影响。西基维的焦散环模型被用来假设暗物质粒子相对于银河系中心具有角动量。计算机代码DarkSUSY随后被用来研究通量的超对称性含义。我们的结论是，一个小的信号可能是检测非常乐观的假设下，但只有在这些。
2000-12-11 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
The Big Flow
冷的暗物质在一个孤立的星系（比如我们的星系）上的后期沉降，在它的晕中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的研究中，发现了这一定律的证据。在银河系的情况下，旋转曲线中八个急剧上升的位置在3%的水平上符合自相似模型的预测。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记相一致。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2001-12-04 astro-ph
The Cosmic Ray Signature of Dark Matter Caustics
暗物质的引力坍缩、暗物质晕的合并和卫星的潮汐破裂都是导致形成精细而致密的暗物质壳的过程，也被称为暗物质焦散。可能形成暗物质的假定弱相互作用物质预计将在银河系晕的这些密集区域强烈湮灭，特别是产生反质子和正电子。我们推导出这些罕见的反物质粒子在地球上的流量，并表明它取决于显着的截止半径的暗物质分布在银河系中心。对于高能量反质子和低能量正电子，如果这个截止半径取为300 pc --虽然有点极端，那么对于光滑的NFW剖面，发现助推因子为~30。这产生了一个可检测的反质子信号约数百个Gev的模型，其中湮灭截面今天是增强的非微扰效应，在一般情况下，一个沉重的维诺。然而，暗物质焦散不能提供一个更好的解释超过10 GeV以上的热量过剩比一个光滑的NFW或等温核心分布。
2008-06-23 astro-ph
Terminal Velocity Infall in QSO Absorption Line Halos
我们探讨的假设，云检测到类星体吸收线系统下降的终极速度向高红移气体星系晕的中心。由于电离水平和终极速度的晕云的增加，从中央星系的距离增加，高电离气体的速度分辨轮廓预测有一个更大的宽度比低电离气体。通过气体晕中心的视线（一个理想化的阻尼Ly α系统），在星系的速度下产生低电离吸收，两侧是高电离。合理的晕参数产生的总速度范围为C IV的v_{C IV} =100-200公里/秒，与几个观测系统。其余的系统可以用Prochaska & Wolfe（1998）的旋转圆盘模型更好地描述。最后，提出了验证或证伪这些系统的终极速度假设的观测试验。
1998-11-04 astro-ph
Secondary infall and dark matter haloes
我们测试的二次入水模型（SIM）的N体模拟的结果进行直接比较。在$z=0$上选择了八个星系团大小和六个银河系大小的暗物质晕，并以高分辨率重新模拟。基于它们在初始红移时的密度分布，我们用SIM计算了它们的演化，假设角动量是一个简单的处方。SIM和数值实验在$z=5$，1和0的密度分布的比较表明，对于大多数的晕在大多数时期，SIM再现模拟的物质分布的典型分数偏差小于40%，超过6个数量级的密度。还发现，在SIM框架内，在$z=0$的密度分布的形状的多样性产生的散射在原始的初始条件，而不是在角动量分布的散射。一个粗略的优化表明，一个类似程度的协议，获得星系和集群晕，但前者似乎需要略高的角动量。我们的主要结论是，SIM提供了一个可行的动力学模型预测的暗物质晕密度剖面的结构和演化。
2006-09-26 astro-ph
Caustic Rings and Cold Dark Matter
冷暗物质（CDM）结构形成的分级模型是一个定义明确且可检验的模型。直接探测是证实该模型的最佳技术，但对地球上粒子能量和密度分布的预测仍然不够。无碰撞暗物质的轴对称坍缩可以在相空间中留下可观测的焦散环，这个模型经常被用来进行实验预测（Sikivie 1999）。这种冷坍缩不可避免地会受到径向轨道不稳定性的影响，从而产生不切实际的棒状晕。此外，该模型与CDM星系晕的等级增长无关，CDM星系晕是通过一系列复杂的合并和剧烈弛豫形成的。此过程会破坏任何对称性，并以与第一个塌陷对象相当的比例对现有焦散进行相位包裹。由于轴子可以在微观尺度上聚集，并且中性伴子的自由流动仅擦除小于\sim 100（GeV/ m_{CDM}）A.U.的结构，焦散线在星系晕中的动力学效应可以忽略不计。
2001-03-06 astro-ph hep-ph
The contribution of halo red giant mass loss to the high-velocity gas falling onto the Milky Way disk
从晕向银河系盘下落的气体的起源在很大程度上仍然不清楚。这里估计了（较老的）晕状红巨星释放的气体量。红巨星（RGs）在晕中的分布尚不清楚，但在后RG阶段的恒星子集，水平分支（HB）的sdB恒星的分布是已知的。利用sdB星的中面密度和$z$ -分布、sdB星与所有HB星的比值以及RG星的质量损失，计算了所有晕RG星在$z>1$ kpc处的总质量损失引起的陨坑。对于扩展晕环成分$\dot{M}_{\rm halo RGs} \simeq 1.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，而厚盘成分RG贡献$\dot{M}_{\rm thick disk RGs} \simeq 5.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，每个不确定性因子为4。RG质量损失导致的总入流率为$\dot{M}_{{\rm RGs at\}z>1 {\rm kpc}} \simeq 7 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，这是观测到的同样不确定的物质入流率的相当大的一部分。由于扩展晕中的大多数RG星都很老，它们的质量损失主要是贫金属的，而盘状RG的质量损失则更富金属。银河喷泉流提供了额外的富含金属的下落，而被吸积的小星系也有助于气体的下落。
2004-02-26 astro-ph
Relaxing and Virializing a Dark Matter Halo
Navarro、Frenk和White提出，模拟的暗物质晕的密度分布具有"通用“形状，因此给定的晕可以用固定其质量的单个自由参数来表征。在本文中，我们重新审视了球形下落模型，希望详细认识到任何这样的普遍性的存在和起源。一个质点系从线性微扰开始，经过第一次壳层穿越，然后经过吸积或下落阶段，最后到维里化。在吸积阶段，系统通过相混合、相空间不稳定性和中等剧烈关系的组合而弛豫。通过表面的物质流，它被快速地推向自相似进化。自相似的解决方案发挥其通常的作用，中间吸引子，并可以识别从维里型定理在标度变量和我们的数值模拟。一旦下落停止，向最终平衡态的转变是相对平缓的，这一观察结果导致最终系统的分布函数的近似形式。下落相将晕中间区域的密度分布固定在接近r^{-2}的位置。我们与标准的层次聚类的情况下，并解释如何修改的自相似的下落模型可能会导致密度分布与数值模拟中发现的一致。
1998-05-20 astro-ph
A Model for the Formation and Evolution of Cosmological Halos
采用自适应SPH和N体模拟方法研究了引力不稳定性和宇宙薄煎饼碎裂导致的暗物质晕的坍缩和演化。这种晕类似于CDM宇宙中的层次聚类所形成的晕，并作为研究晕动力学的一个方便的试验台模型。我们的晕是在近似维里平衡和大致等温，在CDM模拟。它们的密度分布与Navarro，Frenk和White（NFW）对CDM晕的N体结果吻合得很好。这个试验台模型使我们能够研究个体晕的演化。我们晕的质量演化分为三个阶段：初始坍缩、持续坍缩和最终阶段，在最后阶段，由于有限的质量供应，坍缩逐渐减少。在连续下落阶段，晕质量以自相似球形下落的预期速率增长，M（a）与比例因子a成正比。在初始坍缩结束后，浓度参数随a线性增长，c（a）~4a/a_0。维里比2 T/ |W|刚维里化后约为1.35，截断等温球模型预测的和预期的值一致的维里化晕中，质量下降有助于有效的表面压力。此后，维里比朝着孤立晕的预期值2 T/ |W| ~1发展。这种质量吸积历史和浓度参数的演化与最近报道的CDM N体模拟结果非常相似。因此，我们的结论是，晕的形成和演化的基本属性是通用的宇宙晕的引力不稳定性的形成，并不限于分级崩溃的情况下，甚至高斯随机噪声的初始条件。
2002-08-29 astro-ph
Evidence for universal structure in galactic halos
暗物质的晚期侵入会在星系晕中产生暗物质分布的结构（如焦散）。我们认为，这种结构是可能发生的一般长度尺度成正比的$l \sim t_0 v_{rot}$，其中$t_0$是宇宙的年龄和$v_{rot}$是星系的旋转速度。分析了一组32条扩展星系自转曲线。对于每条曲线，径向坐标根据$r\to \tilde r \equiv r (v_0 / v_{rot})$重新缩放，其中我们选择$v_0 = 220 km/s$。减去对每个重新缩放的旋转曲线的线性拟合，并对残差进行分箱和平均。样品在$\tilde r = 40 kpc$和$\tilde r = 20 kpc$附近显示出显著特征。这与星系晕的自相似焦散环模型的预言是一致的。
1999-06-02 astro-ph
Universal profile of dark matter halos and the spherical infall model
本文对Hoffman和Shaham提出的Einstein-de Sitter宇宙中具有初始高斯概率分布和无标度功率谱的密度涨落演化的球形下落模型进行了修正。我介绍了一个广义的形式的初始密度分布在一个过密的区域，并切断它在一半的峰间分离会计以这种方式为存在的相邻波动。与Hoffman和Shaham的原始预测相反，维里半径内的密度分布不再具有幂律形状，但其陡度随距离增加而增加。用Navarro、Frenk和White的N体模拟结果得到的变斜率的普遍轮廓公式很好地拟合了星系质量晕的轮廓。对于较小的质量和较高的光谱指数的陡峭的配置文件的趋势也被复制。模型和模拟之间的协议是更好的较小的质量和较低的光谱指数，这表明星系的形成主要通过吸积，而形成的集群涉及合并。
1999-09-13 astro-ph
The phase-space distribution of infalling dark matter subhalos
我们使用高分辨率的数值模拟来研究的物理性质的subhalos时，他们合并到他们的主机晕。提出了一种改进的子晕识别算法。然后，我们研究他们的空间和速度分布在球形和三轴晕模型。我们发现卫星的吸积优先沿着主晕的长轴和垂直于主晕的自转轴发生。此外，大质量的次晕比小质量的次晕更倾向于沿主晕的主轴吸积。给出了晕圈物理性质的近似拟合公式。结合解析和半解析技术，这些经验公式为研究其宿主中的暗晕和卫星星系的后续演化提供了有用的基础。然而，未来的研究应考虑到卫星在其演变过程中可能不会经历第一次坠落。
2005-08-24 astro-ph
Infall Regions of Galaxy Clusters
在等级聚类中，星系团通过较小系统的聚集来增加质量。因此，速度场的集群的下落区域包含显着的随机运动叠加在径向下落。由于纯粹的球形下落模型不能正确地预测速度场的振幅，因此基于该模型估计宇宙学密度参数Omega_0的方法产生不可靠的偏差结果。事实上，速度场的振幅取决于局部动力学，而对宇宙的整体性质的依赖非常微弱。我们使用N体模拟的平坦和开放的宇宙表明，暗物质晕的下落区域的速度场的振幅是这些区域内的逃逸速度的直接测量。我们可以用这个振幅来估计距离晕中心几兆秒差距内的暗物质晕的质量。在这一区域，动力学平衡的假设不成立。该方法产生的质量估计精度优于30%。如果星系能可靠地追踪星系团坠落区域的速度场，那么这种方法就提供了一种简单的方法，可以仅从红移数据来估计富星系团周围的质量。
1997-01-08 astro-ph
Spectral Signature of Cosmological Infall of Gas Around the First Quasars
最近的观测表明，在大爆炸后仅仅10亿年，宇宙就已经被明亮的类星体照亮了，这些类星体是由气体注入超大质量黑洞而产生的。这些早期黑洞的质量根据它们的光度推断为大于10^9个太阳质量，这是一个很难解释的理论挑战。像附近的类星体一样，早期的物体可能形成于大质量宿主星系的中央核心。这些宿主的形成可以解释为，像本地的大星系一样，它们在引力作用下聚集在大质量（> 10^12太阳质量）的暗物质晕中。迄今为止，还没有观测证据表明这些巨大的宿主或其周围的晕的存在。在这里，我们表明，每个光环周围的宇宙气体必须响应其强大的引力，在那里由下落的氢吸收产生一个独特的光谱特征。这一迹象可以从最近的数据中看出。
2003-01-08 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
Axions and their Distribution in Galactic Halos
简要回顾了轴子物理。实验室研究、天体物理学和宇宙学的限制要求轴子质量在$10^{-6} \lesssim m_a < 3\cdot 10^{-3}$ eV范围内。在这个范围的低端附近，轴子是宇宙中冷暗物质的全部或主要成分。轴子和任何其他冷暗物质粒子的晚期坠落，在我们的银河系中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。这一定律的证据已经在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的统计研究中找到，并且在银河系自转曲线的急剧上升的存在和分布中找到。此外，银河平面的IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记一致。它的位置与旋转曲线的上升相吻合，离我们最近。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2002-11-15 astro-ph hep-ph
Gamma-Ray Bursts versus Quasars: Lyman-alpha Signatures of Reionization versus Cosmological Infall
莱曼α吸收是探测高红移的星系晕和星系际介质的重要宇宙学工具。我们考虑了各种来源，可以用作莱曼α发射器为此目的。在这些源中，我们认为类星体是研究大质量晕演化的最佳探针，而伽马射线暴是研究星系际介质再电离的最干净的源。
2003-11-20 astro-ph
Group infall of substructures on to a Milky Way-like dark halo
我们报告的发现，星系大小的晕的子结构/subhaloes往往落在一起在宇宙学模拟组，这可能解释的MW卫星分布的奇怪。即使对于发生在八光年前的事件，在次晕的角动量中仍然可以看出落入时的原始聚集，$z \sim 1$。这种现象似乎相当普遍，因为在我们的模拟中，至少有1/3的现代subhaloes已经成群下降。因此，这可以很好地解释林登-贝尔和林登-贝尔幽灵流。我们还发现，如果MW卫星仅来自一个组，则建立类似于MW卫星的平坦分布的概率高达$\sim 80%$，而当涉及五个组时，则高达$\sim 20%$。因此，我们得出结论，“奇特的”分布的卫星周围的MW可以预期的CDM结构形成理论。这种非随机分配的卫星subhaloes意味着环境依赖于这些低质量的物体是否能够形成恒星，可能与早期宇宙再电离的性质有关。
2008-07-17 astro-ph
Warps and Secondary Infall
星系中的二次坍缩可能导致外晕的角动量改变其方向。使用N体模拟研究了由于这种效应产生的扭曲。
1997-11-17 astro-ph
Infall of substructures onto a Milky Way-like dark halo
我们分析了在$Λ$ CDM宇宙学中高分辨率暗物质模拟银河系晕形成的子结构的动力学性质。我们的目标是阐明银河系卫星的动力学特性。我们的模拟表明，大约1/3的subhalo已经在群体中吸积。我们通过测量一组中的subhalos的角动量的对齐来量化这种聚类。我们发现，这个信号是可见的，即使是吸积到$z \sim 1$，即8 Gyr前的对象，和长期后的空间相干性的群体已经失去了由于主机潮汐场。这群陨石很好地解释了林登-贝尔和林登-贝尔提出的围绕银河系运行的幽灵流。我们的分析还表明，如果大多数卫星起源于少数几个群体，银河系卫星的圆盘状分布几乎是不可避免的。这种非随机分配的卫星subhalos意味着环境依赖于这些低质量的物体是否能够形成恒星，可能与早期宇宙中再电离的性质有关。在这幅图中，“幽灵般的流”和“盘状结构”都是同一现象的表现：结构的分层增长一直到最小的尺度。
2008-03-11 astro-ph
The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes
（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]
2008-01-21 astro-ph
$γ$-ray flux from Dark Matter Annihilation in Galactic Caustics
在间接暗物质搜索的框架下，我们研究了我们银河系内焦散线中暗物质湮灭产生的高能$γ$射线光子的通量，假设大部分暗物质由最轻的超对称粒子组成。不幸的是，用现有仪器检测焦散湮灭信号是相当具有挑战性的。事实上，在粒子物理学和宇宙学的现实假设下，焦散线产生的$γ$射线信号低于$\check {\rm C}$埃伦科夫望远镜和卫星实验的探测阈值。然而，我们发现，如果湮灭只发生在平滑的星系晕中，这个信号比预期的要突出，如果银河系的质量密度分布在银河系中心呈现尖锐的尖点，那么银河系中心周围的$\sim 15^{\circ}$圈可能是个例外。我们表明，如果DM湮灭优先发生在维里化的子晕填充我们的银河系，而不是焦散线的角度分布的$γ$射线通量的变化显着。
2005-05-03 astro-ph hep-ph
Galactic Warps Induced By Cosmic Infall
最近的想法的起源和持久性的翘曲通常观察到的盘星系集中在宇宙的下降。我们提出了一个理想形式的宇宙落入盘星系的N-体模拟，并获得一个翘曲，非常类似于观察到的。内盘倾斜得非常坚硬，表明由于自重而产生的强大凝聚力。在$R_{26.5} ~ 4.5 \Rd$内部的经线的节点线是直的，而在$R_{26.5}$之外的经线通常形成一个松散缠绕的、符合布里格斯规则的引导螺旋。我们专注于翘曲的机制，并表明，领先的螺旋产生的扭矩从错位的内部磁盘和其相关的内部扁圆晕。大多数经线的节点线形成一个引导螺旋的事实可能意味着圆盘质量在中心是重要的。如果在未来的观测中可以追踪到非常大半径的节点线，它可能会揭示外晕质量分布的信息。由于内盘的旋进速率很慢，并且内晕通常保持与内盘对齐，因此翘曲不会被晕强烈地阻尼。因此，即使在消除了所施加的四极摄动之后，翘曲仍会持续几个陀螺，到那时，另一个坠落事件就可以预料到了。
2006-04-25 astro-ph
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
Orbital Parameters of Infalling Dark Matter Substructures
我们目前的暗物质子结构的轨道参数的分布时，合并到他们的主机晕。对暗物质子结构轨道的准确了解是旨在评估星系团环境对星系的影响、星系盘的加热和许多其他主题的研究的关键投入。在大量的N体模拟中测量卫星的轨道。我们专注于径向和切向速度的分布，但也考虑轨道偏心率和半长轴的分布。我们表明，径向和切向速度的分布有一个简单的形式，并提供了一个拟合公式，这种分布。我们还搜索卫星对的下落方向之间可能存在的相关性，发现在小角度分离的正相关性的证据，如预期的那样，如果一些下落沿灯丝发生。我们还发现（弱）的证据之间的相关性的方向和下落速度和旋转的主机晕。
2004-07-20 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
Neutralino Gamma-ray Signals from Accreting Halo Dark Matter
越来越多的证据表明，粒子冷暗物质的自洽模型必须考虑到亚星系尺度上的空间不均匀性，例如，在高分辨率的N体模拟结构形成。同样在更理想化的解析模型中，在晕的某些区域会出现密度增强。我们使用的结果，从最近的N体模拟银河系晕和调查的伽马射线通量时，将产生一个特定的暗物质候选人，中性伴子，湮灭在区域的密度增强。在模拟结果中发现的所有尺度上的团块都产生了非常强的伽马射线信号，这似乎已经排除了超对称参数空间的某些区域，并将通过即将进行的实验（如GLAST伽马射线卫星）进一步探索。作为一个正交模型的结构形成，我们还考虑Sikivie的简单的下落模型的暗物质，它预测应该存在连续的区域增强密度，焦散环，在银河系的暗物质晕。然而，我们发现，从焦散环的伽马射线信号通常是太小，无法检测。
2000-12-15 astro-ph
Robustness of Discrete Flows and Caustics in Cold Dark Matter Cosmology
虽然一个简单的论点意味着星系晕中暗物质的分布具有离散流和焦散的特征，但在讨论星系动力学和暗物质探测策略时，它们的存在往往被忽视。如果流的数量非常大，离散流和焦散实际上可能无关紧要。我们估计的数量的暗物质流作为银河系的距离的函数，并考虑在该数量可以增加的各种方式，特别是通过存在的结构上的小尺度（暗物质团块）和散射的物质分布的不均匀性的流量。我们发现，当所有复杂的因素都考虑在内，离散流和焦散在星系晕仍然是一个强大的预测冷暗物质宇宙学的观测和实验的广泛影响。
2005-08-01 astro-ph hep-ex hep-ph
How far do they go? The outer structure of dark matter halos
我们研究了质量为1 e11 - 5e 12 Msun的坍缩星系大小的暗物质晕的密度分布，主要集中在从形式维里半径Rvir到5- 7 Rvir的晕外区域。我们发现，孤立的晕在这个质量范围内远远超出Rvir表现出的所有性能的维里化对象高达2-3Rvir：相对平滑的密度分布，没有系统的下降速度。在这个质量范围内的暗物质晕并不像人们天真地期望的那样通过稳定的卫星吸积而增长，即，平均而言，没有质量下降。这与质量更大的晕有着惊人的不同，后者在维里半径之外有着很大的下落速度。我们为这些星系大小的晕的密度分布提供了精确的拟合。在（0.01-2）Rvir半径范围内，晕密度分布可用近似rho=rho_s exp（-2n[x^{1/n}-1]）+rho_m拟合，其中x=r/r_s，rho_m是宇宙的平均物质密度，指数n在6-7.5范围内。这些配置文件没有显示出超过维里半径的行为的突然变化。对于较大的半径，我们结合统计的初始波动与球形塌陷模型，以获得预测的平均值和最可能的密度分布晕的几个质量。该模型给出了超过2-3个形式维里半径的优良结果。
2005-06-17 astro-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
有令人信服的理由相信，宇宙的暗物质在很大程度上是由原始速度色散非常小的非重子无碰撞粒子构成的。这种粒子被称为冷暗物质（CDM）。主要的候选者是轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。“无碰撞”这个词表明粒子之间的相互作用非常弱，它们纯粹在引力的影响下运动。星系被CDM包围，因此，由于引力，CDM不断从各个方向落在星系上。CDM入流在星系晕中产生离散的流和焦散。在星系晕中有两种类型的焦散线：内焦散线和外焦散线。外焦散线是一个简单的折叠灾难，位于一个包围星系的拓扑球体上。内焦散线是一个封闭的管，其横截面是椭圆脐突变，有三个尖点。在空间中，焦散是分隔具有不同流量的区域的边界。焦散曲面的一侧比另一侧多两个流。当从具有额外流的一侧接近焦散时，CDM颗粒的密度变得非常大。暗物质焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。本文提出了一种简化相关计算的形式，并将其应用于四种具体情况。
2004-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Dynamical flows through Dark Matter Haloes: Inner perturbative dynamics, secular evolution, and applications
我们调查统计学的动力学后果的宇宙通量的物质和相关的时刻的祖先今天的暗物质晕。它们的动力学通过正则微扰理论来描述，该理论解释了两种类型的扰动：对应于飞越的潮汐场和通过晕外边界的暗物质吸积。动力学方程线性求解，一阶接一阶，在双正交基上投影，以始终满足场方程。由于我们的玻尔兹曼泊松方程的解决方案是明确的，它允许统计预测的系综分布的内部动力学特征的晕。本文研究了开放星系晕的长期演化：导出了由落星引起的暗物质剖面准线性演化的动力学方程及其相应的引力关联。这就产生了一个角平均基本分布函数的类福克-普朗克方程。我们展示了这些对经典理论的扩展如何用于（i）观测上约束下落的统计性质（ii）预测在即将到来的调查中观察到的子结构的分布和相关性，（iii）预测观察到的团块分布的过去演变，最后（iv）衡量内在的相对重要性（通过未扰动的分布函数）和外部（潮汐和/或下降）的环境影响，在确定星系的命运。
2006-01-17 astro-ph
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey II. Environmental Dependence of Infrared Mass-to-Light Ratios
CAIRNS（Cluster And Infall Region Nearby Survey）是一项光谱调查，围绕着9个附近的丰富星系团。在论文I中，我们利用星系团中心$\sim 10\Mpc$内的红移，根据星系的相空间分布确定了星系团的质量分布。在这里，我们使用2 MASS测光和一个额外的\ncziinew红移调查的环境依赖性的近红外质光比。在维里区域，晕占据函数是非线性的;每个晕中明亮星系的数量比晕的质量增加得更慢。在更大的尺度上，星系中包含的光比丰富的星系团中的质量更少。具体地，维里半径内的质光比是比维里半径外的质光比大$1.8\pm0.3$的因子。这种差异可能是由于重子物质占总物质的比例的变化，或者是由于星系形成效率的变化，或者是由于环境的破坏。平均质光比$M/L_K = 53\pm 5 h$意味着使用基于2dFGRS数据的光度密度的$Ω_m = 0.18\pm 0.03$（统计）。这些结果很难与独立方法相一致，独立方法表明$Ω_m$较高。通过调用偏差来验证这些值需要$M/L_K$的典型值在$\lesssim3ρ_c$的密度下显著变化。
2004-06-11 astro-ph
The Chemical Evolution of the Galaxy: the two-infall model
本文提出了一个新的银河系化学演化模型，该模型假设了两个主要的星系晕形成过程：厚盘和薄盘。我们并不试图明确考虑晕的演化，但我们隐含地假设晕形成的时间尺度与厚盘形成的时间尺度是相同的。薄盘的形成时间比厚盘长得多，这意味着形成薄盘的下沉气体不仅来自厚盘，而且主要来自星系际介质。薄盘形成的时间尺度被假定为是银河系中心距离的函数，从而导致了银河系建筑物的由内而外的图像。该模型考虑到最新的核合成处方，并采用了在恒星形成过程中，自然产生的厚盘阶段结束时的恒星形成率的间隙，最近的观察所建议的阈值。模型的结果进行了比较与一组扩展的观测约束。在这些限制中，最严格的一个是G-矮星的金属丰度分布，新的数据现在可用。我们的模型非常适合这些新数据。我们表明，为了重现这些限制的时间尺度$\le 1$陀螺仪（晕）厚盘和8陀螺仪薄盘形成在太阳附近是必需的。我们预测，径向丰度梯度在内部地区的磁盘（$R< R_{\odot}$）是陡峭的比在外部地区，最近的丰度测定证实了这一结果，并在银河系的寿命内陡峭的时间。
1996-09-30 astro-ph
Dynamical flows through Dark Matter Haloes II: one and two points statistics at the virial radius
在一系列的三篇论文中，环境和暗物质晕之间的动力学相互作用进行了研究，而专注于通过其维里球的动力学流。我们的方法依赖于两个宇宙学模拟，以约束环境，并扩展到经典的矩阵方法，以获得晕的响应（见Pichon & Aubert（2006），论文I）。目前的论文集中在统计特性的环境晕周围，使用一套大规模的模拟。我们的描述依赖于一个'流体' halocentric表示的晕和它的环境之间的相互作用进行了调查，在一个依赖于时间的外部潮汐场和一个源项特征的下降。该方法适用于15000个晕，质量在5 x 10^12 Ms和10^14 Ms之间，在z = 1和z = 0之间演化。维里半径处的净吸积随着时间的推移而减少，这是由于流入的绝对减少和流出的贡献越来越大。发现入流主要是径向的，速度约为0.75 V200。流出也被检测到通过维里球，并发生在较低的速度约0.6 V200上更圆的轨道。外部潮汐场是强四极的，并且大部分是稳定的，可能反映了晕附近环境中物质的分布。势场小尺度涨落的相干时间暗示了吸积卫星可能的各向异性分布。维里球上的质量流密度比势流密度更集中，而其角功率谱的形状似乎是平稳的。
2006-10-23 astro-ph
Hierarchical Structure Formation and Chemical Evolution of Galaxies
我们提出了一个分析和唯象模型的金属富集晕层次结构的形成的基础上。这个模型假设正常恒星星族和SNe II的消失已经发生在非常高的红移。对于没有被SN II爆炸破坏的晕，气体和恒星的化学演化明显取决于气体的流入速率，与气体中每个H原子的吸收速率和相应的SN II金属产生速率相比。该模型在红移0.5 < z < 5的宽范围内对阻尼Ly α系统的[Fe/H]数据提供了很好的描述。对于所有没有被SN II爆炸破坏的晕，如果气体停止流入，恒星的金属丰度遵循双峰分布。这种分布的特征是在[Fe/H]值处有一个尖锐的峰值，对应于落入停止的时间，而在[Fe/H]值较高的地方有一个宽峰，对应于随后的停止期，在此期间，大部分剩余的气体形成恒星。这样的分布可以与观测到的星系晕星的分布相比较。如果晕中的气体在下落停止时迅速消失，那么留下的恒星组合[Fe/H]值非常清晰。这个恒星组合可能被一个更大的系统吸积，并成为更大系统的一个球状星团。我们还讨论了该模型中球状星团的质量和金属丰度。（节录）
2004-05-24 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 secondary infall model of galactic halo formation and the spectrum of cold dark matter particles on Earth
地球上的冷暗物质粒子的光谱预计在速度空间中有峰值，这与第一次落在银河系上的粒子和过去只落进和出银河系几次的粒子有关。我们得到的速度大小和局部密度的粒子在这些峰值的估计。为此，我们使用二次降落模型的星系晕形成，我们已经推广到考虑角动量的暗物质粒子。新的模型仍然是球对称的，它承认自相似的解决方案。在角动量的情况下，该模型产生平坦的旋转曲线的一个参数$ε$，这是有关的原始密度扰动的频谱值的大范围内。我们发现，角动量的存在产生了一个有效的核心半径，即它使晕对旋转曲线的贡献在零半径处趋于零。该模型详细描述了星系晕的大尺度性质，包括它们的密度分布、范围和总质量。我们得到的粒子的动能在速度峰值和估计其局部密度的角动量的量的函数，宇宙的年龄和$ε$的预测。
1996-09-03 astro-ph hep-ph
