Dark Energy and Doubly Coupled Bigravity
本文分析了当大质量引力子的质量为当前哈勃速率量级时，在约束Vielbein形式（相当于度规形式）下的晚期宇宙学和双耦合双引力的引力性质。我们专注于背景宇宙学的两个分支之一，其中两个度量的比例因子之间的比率是代数确定的。宇宙从一个物质主导的时代演变到一个暗能量主导的时代，在这个时代，通过适当地调整引力子质量，暗能量的状态方程总是可以接近-1。我们还分析了微扰谱的理论在准静态近似远低于强耦合标度没有不稳定性存在，我们表明，有5个标量自由度，两个矢量和两个引力子。在宇宙学的FRW背景下，这两个度量，四个标量是牛顿的潜力，导致修改的重力在大尺度上。在这个标量扇区中，重力被修改，对结构的生长和透镜势都有影响。特别是，我们发现，$Σ$参数的弱透镜势的泊松方程可以不同于在最近的过去的宇宙。总的来说，在低能量下的重力修正的性质，揭示了自己的结构和透镜势的增长，本质上取决于物质的耦合和vielbeins的势项。我们还发现，牛顿常数在约当标架中的时间变化可以很容易地满足太阳系引力实验的界。最后，我们表明，两个引力子存在于频谱有一个非平凡的质量矩阵，其起源从双引力势项。这种混合导致引力双折射。
2016-11-04 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Cosmic expansion histories in massive bigravity with symmetric matter coupling
我们研究了宇宙膨胀的历史，大规模的双引力与一个可行的物质耦合，平等对待这两个度量。我们推导出有效度规的弗里德曼方程，通过该方程物质耦合到两个度规，并研究其解决方案。对于某些参数的选择，背景宇宙学与LCDM是相同的。更一般的参数产生动态的暗能量，它仍然可以与膨胀历史的观测结果相一致。我们研究感兴趣的具体参数的选择，包括极小模型，最大对称模型，和一个候选的部分无质量理论。
2015-01-10 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Bimetric gravity and dark matter
我们回顾了最近在双度规引力背景下关于暗物质的相对论模型的一些建议。目的是解决银河系尺度下冷暗物质（CDM）的问题，再现修正牛顿动力学（MOND）的现象，同时在大尺度下仍与标准宇宙学模型$Λ$ -CDM保持一致。在这种情况下，一个有希望的替代方案是偶极暗物质（DDM），其中两种不同种类的暗物质粒子分别耦合到两个度量的双引力，并通过内部矢量场连接在一起。MOND的现象学是由引力极化机制产生的。也许最好的公式化的模型是在最近开发的大规模双引力理论的框架内。那么模型的引力部分通过构造是安全的，但是在暗物质部分仍然存在一个在退耦极限中的幽灵般的自由度。未来的工作应分析模型的宇宙学解，并检查太阳系中的后牛顿参数。
2015-07-10 astro-ph.CO gr-qc
Accelerating cosmology in modified gravity: from convenient $F(R)$ or string-inspired theory to bimetric $F(R)$ gravity
我们考虑修正引力，它可以描述宇宙的早期膨胀和/或晚期宇宙加速。特别是，我们讨论了$F(R)$，$F(G)$，弦启发和标量爱因斯坦-高斯-邦纳引力的性质，包括它们的FRW方程和流体或标量张量描述。研究了最简单的加速宇宙学，描述了用暗能量统一描述暴胀的可能性。开发了一个宇宙学重建程序，该程序允许从修正引力得到所要求的宇宙演化。作为推广，我们提出了无鬼理论的质量$F(R)$双引力。它的标量-张量形式被证明是最简单的公式。给出了这种双引力的宇宙学重建方法。证明了在$F(R)$双引力中暗能量暴胀的统一描述是可能的。
2013-06-19 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The local dark matter distribution in self-interacting dark matter halos
在EAGLE流体动力学模拟中，我们研究了类银河系中暗物质自相互作用对局域暗物质分布的影响。这些模拟是用两种不同的自相互作用暗物质模型进行的，一种是恒定的，另一种是速度依赖的自相互作用截面。我们发现，在有暗物质自相互作用和重子的模拟中，类银河晕的局部暗物质速度分布与在有重子的无碰撞暗物质模拟中得到的结果基本相似.在这两种情况下，当地的暗物质的速度分布符合最佳拟合麦克斯韦分布。在有或没有暗物质自相互作用的模拟中包括重子增加了局部暗物质密度，并将暗物质速度分布向更高的速度移动。为了研究直接检测的影响，我们计算直接从模拟得到的暗物质晕积分，并将其与最佳拟合麦克斯韦速度分布得到的积分进行比较。我们发现，麦克斯韦分布提供了一个很好的适合大多数晕的晕积分，没有任何显着的差异，不同的暗物质自相互作用模型的结果。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Detecting the disruption of dark-matter halos with stellar streams
银河系晕中狭窄的恒星流对暗物质晕下非常敏感，但许多暗物质晕下可能会被潮汐破坏。我计算恒星和暗物质流之间的相互作用，使用分析和$N$体计算，显示干扰对象可以检测到低浓度的subhalos。通过这种效应，我们可以限制晕的块状度，以及单个暗物质流的轨道和当前位置。这将对晕的形成以及对暗物质的直接和间接探测搜索产生深远的影响。
2016-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Structure of Dissipative Dark Matter Halos
耗散的暗物质自相互作用可以影响晕的演化并改变其结构。我们进行了一系列的控制N体模拟研究的影响，耗散相互作用的晕属性。引力收缩和碰撞耗散之间的相互作用可以显着加速重力热坍缩的发生，导致陡峭的内部密度分布。对于控制耗散的模型参数的合理选择，坍缩时间尺度可以比在纯弹性自相互作用暗物质中预测的短10-100倍。当每次碰撞的能量损失与晕中暗物质粒子的特征动能相当时，这种效应最大。我们的模拟为用天体物理观测来检验暗物质的耗散性质提供了指导。
2019-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies
本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。
2020-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of galactic surface densities within one dark halo scale-length
最近发现，在一个暗晕尺度长度内的平均暗物质表面密度--在这个半径内，暗物质的体积密度分布保持近似平坦--在很大范围的星系中是恒定的。这种比例关系适用于亮度范围为14等的星系和整个哈勃序列。在这里，我们报告的发光物质的表面密度也是恒定的暗晕的一个尺度长度内。这意味着星系中发光部分产生的引力加速度在这个半径上总是相同的。虽然总的发光物质与暗物质的比例不是恒定的，但在一个晕尺度内，它是恒定的。我们的发现可以解释为星系中发光物质和暗物质的封闭表面密度之间的密切相关性。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Condensate of Massive Graviton and Dark Matter
我们在无重影的双引力理论中研究相干振荡的大质量引力子。这种相干场可以解释为大质量引力子的凝聚。我们首先定义了弯曲时空中相干质量引力子的有效能量动量张量。然后，我们研究了宇宙的背景动力学和宇宙结构的形成，包括相干的大质量引力子的影响。我们发现大质量引力子的凝聚体表现为宇宙中的一种暗物质成分。从几何的观点来看，凝聚体被视为时空各向异性。因此，在我们的假设中，暗物质是由时空的微小变形产生的。我们还讨论了时空各向异性的产生，并发现一个原始起源的河外磁场可以产生足够的暗物质。
2018-02-08 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of quark interactions on dark matter kinetic decoupling and the mass of the smallest dark halos
暗物质（DM）与原始等离子体的动力学解耦决定了第一个和最小的暗物质晕的大小。迄今为止，对DM动力学退耦的研究大多忽略了DM与等离子体中夸克之间的相互作用。在这里，我们说明了他们的重要性，使用两个框架：最小超对称标准模型（MSSM）的版本和有效的DM夸克相互作用算子的有效场论。我们连接粒子物理学和天体物理学获得的最小的暗物质晕尺寸从对撞机数据和直接暗物质搜索实验的界限。在MSSM框架下，在超对称参数空间的大范围内，将DM-夸克相互作用添加到DM-轻子相互作用中，使最小的暗物质晕质量增加一倍以上。
2012-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-Independent Analysis of Direct Dark Matter Detection Through Electron Scattering
亚GeV质量的暗物质粒子与原子核的碰撞不会产生足够的能量来被探测到，而是可以通过它们与电子的相互作用来揭示。对直接探测实验数据的分析通常需要假设局部的暗物质晕速度分布。在晕独立的分析方法中，该分布的性质是从直接的暗物质探测数据中推断的，这允许比较不同的数据，而不对不确定的局部暗晕进行任何假设。这种方法迄今已发展并应用于暗物质从原子核的散射。在这里，我们演示了如何将这种分析应用于散射电子。
2022-03-23 astro-ph.CO hep-ph
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New model of density distribution for fermionic dark matter halos
在本文中，我们制定了一个新的模型的密度分布晕的暖暗物质（WDM）粒子。该模型是由一个单一的微观物理参数描述-质量（或，相当于初始相空间密度分布的最大值）的暗物质粒子。给定WDM粒子质量和在晕外围的暗物质密度分布的参数，该模型预测的内部密度分布。在初始费米-狄拉克分布的情况下，我们成功地再现了核心的暗物质配置文件从N体模拟。此外，我们还计算了粒子质量为$m_\text{FD}=$ 100，200，300和400 eV的矮球状星系的暖暗物质晕的核心半径。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Model of Large Scale Structure for Warm Dark Matter
本文对暖暗物质（WDM）结构形成情景下的宇宙学大尺度到小尺度结构统计的晕模型进行了全面分析。我们包括WDM对线性物质功率谱、晕密度分布、晕浓度关系、晕质量函数、次晕密度分布、次晕质量函数以及光滑暗物质分量的偏置的影响。正如预期的那样，我们发现在最小的物理尺度在WDM和冷暗物质之间的光环模型预测的非线性物质功率谱的差异，即使是合理的高尺度WDM粒子质量。我们发现，显着的影响是由改变晕密度分布和浓度，以及晕质量函数。我们进一步发现，WDM对次晕人口的影响是重要的，但次主导。WDM中平滑分量偏置的聚类效应并不显著。
2011-09-28 astro-ph.CO hep-ph
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Normalization and Slope of the Dark Matter (Sub-)Halo Mass Function on Sub-Galactic Scales
对冷暗物质的模拟对小尺度上的暗物质晕和次晕质量函数的斜率和归一化做出了强有力的预测。最近利用强引力透镜的观测进展表明，这种技术有能力将这些量限制在与$10^6$ -$10^9\mathrm{M}_\odot$的暗物质晕质量相对应的亚星系尺度上。在这些尺度上，重子的物理学，占宇宙物质含量的17%左右，但不包括在纯暗物质N体模拟中，预计会影响结构的生长和暗物质晕的坍缩。在这项工作中，我们发展了一个半解析模型来预测的振幅和斜率的暗物质晕和次晕质量函数在亚星系尺度上的重子的存在。我们发现，晕质量函数被抑制高达25%，和修改的斜率，范围从$-1.916$到$-1.868$在这个质量范围。这些结果与目前的测量结果一致，但与对暗物质唯一宇宙的期望有很大差异，这种期望可能在不久的将来得到验证。
2020-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of galaxy formation in the structure and dynamics of dark matter halos
由层次聚类方案预测的暗物质晕的结构和动力学与从星系尺度的观测中推断的性质不一致。我的论文通过采取进化的方法来解决这个问题。我详细分析了许多不同的观测证据，这些证据表明，预言的晕平衡态与根据盘星系的可测量性质推断的晕之间存在差异，以及亮暗成分的角动量、几何形状和质量分布之间存在的标度关系。我意识到，它们似乎都指向同一个结论：在晕内的重子通过坍缩和聚集形成星系，扰动了晕的平衡结构，使其演化为新的构型。从理论的观点来看，暗物质晕作为无碰撞的粒子系统的行为使得它们的平衡结构和质量分布对它们内部动力学的扰动极其敏感。发生在晕内的星系形成是一个巨大的事件，在原星系坍缩过程中，重子和暗物质之间的动力学耦合代表了晕动力学结构的扰动，大到足以触发晕演化，根据两个组件的相对质量和角动量。我的结论是，暗物质晕的结构和动力学，以及晕和星系性质之间的联系的起源，是要理解的重子和暗成分的联合演化，起源于星系的崩溃和形成的时代。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The insight into the dark side. I. The pitfalls of the dark halo parameters estimation
我们检查的可靠性的伪等温，Burkert和NFW的暗晕参数的方法的基础上的质量模型的旋转curves.To做到这一点，我们构建了$χ^2$地图的网格的暗物质晕参数的14个盘星系的样本与高质量的旋转曲线的东西。我们考虑了两种不同的模型：a）视盘和球丘的质光比为自由参数; b）根据恒星星族模型，将质光比固定在一个很窄的范围内。为了再现真实星系可能的观测特征，我们进行了测试，表明在中心或外围区域缺乏运动学数据的情况下，以及对于不同的空间分辨率，三种晕类型的参数变化很大。我们发现，由于暗晕的中心密度和径向尺度之间的简并，它们的浓度估计存在相当大的不确定性。由于这个原因，即使是高质量的旋转曲线的质量模型，也不可能得出任何关于暗晕柱密度普遍性的确切结论。固定重子物质的密度并不能解决这个问题。相比之下，光学半径内暗晕质量的估计要可靠得多。我们证明，可以成功地评估晕质量使用纯最佳拟合方法没有任何限制的质光比。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-universality of dark-matter halos: cusps, cores, and the central potential
在宇宙学模拟中生长的暗物质晕似乎具有中心NFW样的密度尖点，平均值为$d\logρ/d\log r \approx -1$，以及一些分散，通常由Einasto密度轮廓拟合函数中的变化指数$α$参数化。在观测到的星系团和可能的矮星系中也可以看到轮廓形状的非普遍性。在这里，我们表明，非普遍性，在任何给定的质量尺度，是DARKexp，无碰撞自引力系统的理论推导模型的内在属性。我们证明了DARKexp -它只有一个形状参数，$ϕ_0$ -适合大规模模拟晕以及观察到的集群的轮廓形状的分散非常好。DARKexp还考虑到了核心暗物质的分布，比如矮球状星系的分布。我们提供了DARKexp $ϕ_0$、Einasto $α$或Dehnen-Tremaine分析$γ$模型中的中心对数斜率之间的近似解析关系。晕参数的范围反映了暗物质晕每单位质量的结合能的实质性变化。
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength
利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~< M_vir ~< 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Using atomic clocks to detect local dark matter halos
玻色子暗物质有可能在太阳或地球周围形成晕。我们讨论了探测这种晕与原子钟的可能性。无论是希格斯门户或光子门户之间的暗物质和标准模型的相互作用，我们搜索可能的参数空间，地球上的时钟和空间中的时钟将有一个可辨别的频率差。环绕地球的玻色暗物质晕有可能用目前的光学原子钟探测。
2021-06-10 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Massive gravitons as dark matter and gravitational waves
在双度规引力的背景下，我们考虑了大质量引力子是暗物质的可行候选者的可能性。我们首先导出了大质量引力子的能量动量张量，并证明了它确实表现出暗物质流体的能量动量张量。然后，我们讨论的生产机制和目前丰富的大质量引力子作为暗物质。由于普通物质场所耦合的度规是双引力的两个质量本征态的线性组合，因此大质量引力子（即暗物质粒子）的产生不可避免地伴随着无质量引力子（即引力波）的产生。因此，在这种情况下，我们宇宙中暗物质的一些信息被编码在引力波中。例如，如果LIGO探测到膨胀后预热产生的引力波，那么质量为$\sim 0.01$ GeV的大质量引力子就是暗物质的候选者。
2016-07-18 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Accreting Black Holes in Dark Matter Halos
本文研究暗物质晕中黑洞的薄吸积盘行为，通过计算ISCO并与史瓦西和克尔黑洞对比，利用银河系中心人马座A*的观测数据约束暗物质晕模型。
2024-08-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dark Matter via Massive (bi-)Gravity
在这项工作中，我们调查的相对论模型的存在下，暗物质的背景下，双度规引力，在这里使用的复制修改后的牛顿动力学（MOND）在银河系尺度。为此，我们考虑两种不同种类的暗物质粒子，分别耦合到两个度量的双引力。这两个扇区被链接在一起\textit{via}，一个内部$U(1)$向量场，以及一些由这两个度量构建的有效复合度量。在可能的模型中，只有某些类别的动力学和相互作用项是允许的，而不调用鬼自由度。沿着这些路线，我们探索的理论中允许的动力学项的数量，并指出在以前的模型中的鬼的存在。最后，我们提出了一个有前途的类鬼的候选理论，可以提供MOND现象在银河系尺度，同时再现标准冷暗物质（CDM）模型在宇宙学尺度。
2015-05-06 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Decaying Dark Matter in Halos of Primordial Black Holes
我们研究了原初黑洞晕中一般衰变暗物质粒子的光子特征。我们推导出这些组合的暗物质的情况下的晕轮廓密度和总衰变率。对于类轴子粒子的质量低于$\mathcal{O}( 1 )\,$千电子伏的情况下，我们发现强的衰减常数是几个数量级强于现有的最强的界限，所有晕质量以上$\mathcal{O}( 10^{-5} )$太阳质量的界限。利用未来的X射线测量，将有可能进一步推动这些结合暗物质的情况。
2019-08-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Signatures of Compact Halos of Sterile-Neutrino Dark Matter
我们研究了无菌中微子暗物质的致密晕，并研究了中微子和光子发射的可观测特征。首先，我们考虑两种情况：原始黑洞晕和超紧凑的迷你晕。在这两种情况下，我们发现，存在一个广泛的可能的参数选择，这样的检测在不久的将来与X射线和伽马射线望远镜可能是很有可能的。事实上，当能量超过$10\,{\rm TeV}$时，中微子望远镜IceCube将是探测这种宏观暗物质候选者的绝佳机器。
2017-11-15 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A statistical-mechanical explanation of dark matter halo properties
宇宙学N体模拟揭示了许多暗物质晕的经验关系，但这些晕性质的物理起源仍然不清楚。另一方面，建立自引力系统的统计力学的尝试遇到了许多形式上的困难，近50年来进展甚微。这项工作的目的是加强的有效性，我们已经提出了先前解释的暗物质晕属性的物理力学方法。通过引入有效压力代替径向压力来构造比熵，我们使用熵原理并以与先前类似的方式进行以获得熵定常方程。从这个熵定态方程出发，导出了平衡态暗晕的状态方程，利用它可以得到有限质量的暗晕密度分布。我们还导出了各向异性参数和赝相空间密度分布。所有这些预测都与暗晕外部区域的数值模拟结果吻合得很好。我们的工作提供了进一步的支持的想法，自引力系统的统计力学是一个可行的工具进行调查。
2011-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Explaining the cuspy dark matter halo by Landau-Ginzburg theory
23年前，宇宙学N体模拟揭示了准普遍的NFW暗物质晕，其物理起源仍然不清楚。本文试图用平衡态统计力学中的朗道-金兹伯格（LG）理论来解决这个问题。我们用密度代替LG理论中的序参量，把暗物质晕看作是背景平衡态的涨落。对于暗物质晕，背景可以是暗物质晕的主晕，对于星系团晕，背景可以是均匀各向同性的宇宙。假设亥姆霍兹自由能的涨落主要取决于密度及其梯度，这与团簇尺度附近的功率谱行为是一致的，在没有其他要求的情况下，我们可以很容易地获得平衡暗雾晕的普适$r^{-1}$尖点。这一结果表明，对自引力系统的研究还有待于进一步的统计力学研究。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
On the Stability of Fermionic Non-Isothermal Dark Matter Halos
等温暗物质晕的稳定性以前已被广泛研究。本文研究了非等温费米子暗物质晕的稳定性。我们表明，在温度梯度的存在下，由于压力的力有向内和向外的分量。在晕圈的某些区域，提供稳定性的向内的力是由于压力而不是重力。此外，它表明，较高的温度梯度导致晕具有较低的质量和尺寸。我们证明，如果温度是左作为一个自由的积极的配置文件，可以把没有相空间下限的质量暗物质。对于晕是在低简并经典域，我们推导出其温度的解析表达式，其质量密度和放置上界的暗物质的质量，要求温度不是负的。然后，我们使用银河系的Burkert质量分布表明，如果晕的中心温度是几个开尔文，质量的暗物质不能超过几千电子伏。
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
Correlations of Dark Matter, Gas and Stellar Profiles in Dark Matter Halos
类似质量和红移的晕在它们的微分性质上表现出很大程度的可变性，例如暗物质、热气体和恒星质量密度分布。这种变异性是这些暗物质晕的形成历史的多样性的指标，反映在平均关系的散射耦合。在这项工作中，我们表明，这种耦合的强度取决于测量晕配置文件的规模。通过分析输出的IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟，我们报告的径向和质量依赖的耦合之间的暗物质，热气体，和恒星质量径向密度分布利用人口多样性在暗物质晕。我们发现，对于相同质量的晕，重子和暗物质密度分布的散射在大尺度上是强耦合的（$r>R_{200}$），而气体和暗物质密度分布的耦合在晕核附近逐渐减弱（$r < 0.3 R_{200}$）。然后，我们表明，晕轮廓和积分量之间的相关性诱导半径依赖的添加剂的偏见时，晕的轮廓观测选择的性质，而不是他们的质量。我们讨论了这种效应对星系团丰度和交叉相关宇宙学与多波长宇宙学调查的影响。
2022-05-31 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
Dark matter halo concentrations: a short review
本文综述了近二十年来暗物质晕浓度的研究现状和进展。它首先介绍了文章，使该领域的聚光灯，然后通过与其他研究工作，研究了浓度的暗物质晕的年龄。除了讨论晕的质量浓度关系及其演化外，我们还考察了宇宙学、晕下和环境对晕质量浓度关系的影响。除了理论上的晕浓度，观测到的暗物质晕浓度也被考虑。本文将这一领域的研究进展综合成一篇清晰的文章。
2017-11-14 astro-ph.CO
Unbound Particles in Dark Matter Halos
我们调查未绑定的暗物质粒子晕跟踪粒子轨迹模拟运行到遥远的未来（a = 100）。我们发现，传统的动能和势能的总和是一个非常差的预测暗物质粒子最终将成为从晕中解脱出来。我们还研究了未结合粒子的质量分数，这增加了强烈的边缘晕，并在较高的红移显着降低。我们讨论了暗物质探测实验的影响，晕质量函数的精确校准，使用重子分数来约束暗能量，并寻找星系际超新星。
2013-06-25 astro-ph.CO
Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations
我们提出了模拟DensePak积分场单位（IFU）的速度场，旋转曲线，和晕适合盘星系形成的球形和三轴尖状暗物质晕，球形核心暗物质晕。模拟的星系在各种现实条件下进行“观察”，以确定如何以及底层的暗物质晕可以恢复和测试的假设，尖状晕可以被误认为核心晕。我们发现，速度场的外观是明显不同的基础晕类型。我们还发现，我们可以成功地恢复参数的基础暗物质晕。尖状晕在数据中显示为尖状，带芯晕显示为带芯。我们的研究结果表明，在真正的暗物质占主导地位的星系中使用高分辨率速度场观察到的核心是真实的，不能归因于系统误差，晕三轴，或非圆运动。
2011-03-09 astro-ph.CO
Dark matter haloes in modified gravity and dark energy: interaction rate, small-, and large-scale alignment
我们研究了暗物质晕的性质在广泛的修改后的重力模型，即$f(R)$，DGP，和相互作用的暗能量模型。我们研究了修正引力和暗能量对晕的自旋和结构参数等内部性质的影响。我们发现，$f(R)$引力增强布洛克自旋参数的中值，但不能检测到这样的效果DGP和耦合的暗能量。$f(R)$还产生较低的中值球度和扁率，而耦合的暗能量具有相反的效果。然而，这些影响非常小。然后我们研究了不同引力下晕的相互作用率，发现只有强耦合的暗能量模型才能增强相互作用率。然后，我们量化的增强相互作用的晕对的自旋的调整修改后的重力。最后，我们研究了晕长轴与大尺度结构的排列。DGP和耦合暗能量模型中相互作用的晕对的自旋排列与GR没有差异，而$f(R)$显示出较弱的排列。强耦合的暗能量显示出晕圈形状与大尺度结构更强的一致性。
2017-03-21 astro-ph.CO
