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
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 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
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
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
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）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 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
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
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Galaxies and their Dark Matter Halos
在我们对星系形成的现代理解中，每个星系都是在暗物质晕中形成的。星系随时间的形成和增长与它们形成的晕的增长有关。大星系巡天和高分辨率宇宙学模拟的出现为研究星系和晕之间的统计关系及其演化提供了一个新的窗口。在这里，我们定义这个星系晕连接的星系和晕属性，可以从观测和模拟的多变量分布。这种联系提供了一个关键的测试物理星系形成模型，它也发挥了重要作用，在约束宇宙学模型使用星系调查和阐明暗物质使用星系的属性。我们审查技术推断的星系晕连接和这些方法产生的见解。我们已经了解到，星系形成的效率是晕质量的一个强函数;在10^12兆太阳质量的枢轴晕周围的晕中，到目前为止，只有不到20%的可用重子变成了恒星;星系恒星质量的内在散射很小，在该枢轴质量以上的给定晕质量下，小于0.2德克斯;在这个枢轴质量之下，星系的恒星质量是晕质量的一个很强的函数;在宇宙时间内，大多数恒星都是在这个枢轴质量周围的狭窄区域内形成的。我们还强调了关于星系和晕如何连接的关键开放问题，包括理解与次级属性的相关性以及这些属性与星系团簇的联系。
2018-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The scatter in the galaxy-halo connection: a machine learning analysis
我们应用机器学习，一个强大的方法来揭示复杂的相关性，在高维数据，宇宙学流体动力学模拟的星系晕连接。在没有完美信息的情况下，星系和光环变量之间的映射是随机的，但传统的机器学习模型是确定性的，因此无法捕捉其内在的散射。为了克服这一限制，我们设计了一个具有高斯损失函数的神经网络集成，该函数预测概率分布，使我们能够对星系-晕连接中的统计不确定性及其最佳拟合趋势进行建模。我们从地平线AGN和IllustrisTNG 100 -1模拟中提取了一些星系和晕变量，并量化了一个子集的知识在多大程度上能够预测另一个。这使我们能够识别星系晕连接的关键特征，并调查其在各种投影中的散射起源。我们发现，虽然晕质量以外的属性占50%的散射晕恒星质量的关系，恒星的半质量半径或总气体质量的预测是没有实质性的改善，通过添加进一步的晕属性。我们还使用这些结果调查半解析模型的星系大小在两个模拟，发现假设星系大小晕大小或自旋是不成功的。
2022-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
CFHTLenS: Weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale matter haloes and the galaxy-halo misalignment
我们提出了星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们测量了星系物质晕及其嵌入星系$f_\mathrm{h}$按星系类型分裂的对准投影椭圆率分量的加权平均比。然后，我们将我们的观测结果与千禧年模拟的测量结果进行比较，假设不同的星系晕错位模型。使用千禧年模拟，我们验证了统计估计使用消除污染的宇宙剪切。我们还检测到一个额外的信号在模拟中，我们解释为内在的形状剪切对齐的影响之间的镜头和他们的大尺度结构环境。这些排列很可能导致以前对$f_\mathrm{h}$的一些观测约束偏高。从CFHTLenS我们发现$f_\mathrm{h}=-0.04 \pm 0.25$的早型星系，这是一致的，与当前的模型的星系晕错位预测$f_\mathrm{h}\simeq 0.20$。对于晚型星系，我们从CFHTLenS测量$f_\mathrm{h}=0.69_{-0.36}^{+0.37}$。这可以与产生未对准的晚型模型的$f_\mathrm{h}\simeq 0.02$的模拟结果进行比较。
2015-10-20 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
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The manifestation of secondary halo bias on the galaxy population from IllustrisTNG300
我们使用改进的IllustrisTNG 300磁流体动力学宇宙学模拟重新审视次级晕偏差对中央星系群聚集的影响。与205 $h^{-1}$兆秒差距的边长和显着改进的子网格模型相对于以前的Illustris盒，IllustrisTNG 300允许我们探索的依赖性星系集群在一个大的宇宙学体积和宽晕质量范围。我们表明，在高统计显著性，晕组装偏置信号（即，晕偏差对晕形成红移的次要依赖性）在中央星系群体的聚类上表现出来，当这是由恒星质量，颜色，特定的恒星形成速率和表面密度分裂时。一个显着的检测也获得了星系的大小：在固定的晕质量，较大的中央星系更紧密地聚集在质量M $_{\rm vir} \lesssim 10^{12.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$的晕比较小的中央星系。然而，这种效果似乎是不相关的晕形成时间，不像其他的二级依赖分析。我们还探讨了晕自旋偏置信号的传输，即，晕偏置对晕旋的二次依赖性。虽然星系的自旋保留了很少的信息，总自旋的晕，相关性足以产生一个显着的星系自旋偏置信号。我们讨论了可能的方法来探测自旋偏置效应的观察。
2020-01-06 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
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 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
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 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 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
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
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
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter Halo through Stellar Kinematics II: Dependence on Dark Matter and Gravity Nature
最近的研究表明，银河系的全球潜力可能是非球形的。在这种情况下，银河系的聚集过程可能留下了持久的恒星晕运动学化石，这是由于暗物质晕的形状，可能是由轨道共振产生的。我们进一步研究这种可能性，考虑现在的潜在模型进一步远离$Λ$ CDM晕，像标量场暗物质晕，MOND，并包括其他几个因素，可能模仿的出现和永久性的运动群，如，一个球形和三轴晕与嵌入磁盘的潜力。我们发现，无论密度分布（DM性质），运动组只出现在存在的三轴晕势。对于类似MOND的引力理论，不存在运动学结构。我们的结论是，这些运动恒星群的检测可以证实预测的三轴性暗晕在宇宙学星系形成的情况。
2015-03-19 astro-ph.GA
Effect of dark matter halos on the orbital and escape dynamics of barred galaxies
本研究通过三维引力模型分析暗物质晕对棒旋星系恒星轨道与逃逸的影响，发现扁球状暗晕优于NFW暗晕，能解释巨星系旋臂形成及矮星系弱旋臂现象。
2022-06-16 astro-ph.GA
Galaxy assembly bias of central galaxies in the Illustris simulation
星系组装偏差，星系属性和晕属性之间的相关性在固定的晕质量，可能是一个重要的组成部分，晕为基础的星系聚类建模。通过研究在Illustris流体动力学星系形成模拟中各种星系与星系晕性质之间的关系，我们研究了中心星系组装偏差。发现星系恒星质量$\Mstar$与最大晕圆速度$\Vp$的相关性比与晕质量$\Mh$的相关性更强。一旦考虑到与$\Vp$的相关性，$\Mstar$几乎不依赖于任何其他晕组装变量。与恒星形成历史和晕组装性质有关的星系性质之间的相关性也显示出作为$\Vp$的函数比作为$\Mh$的函数更清晰的形式，主要的相关性与晕形成时间和较小程度的晕浓度有关。基于星系晕的关系，我们提出了一个简单的模型，涉及中央星系样本和相应的晕样本的偏置因子，都选择基于组装相关的属性。结果发现，它们之间通过星系和晕圈性质的相关系数联系在一起，这为模拟中的样本提供了合理的描述，并提出了一个简单的处方，将星系组装偏差纳入晕圈模型。通过将该模型应用于Lin等人（2016）的局部星系团测量，我们推断恒星形成历史或特定恒星形成率与晕形成时间之间的相关性与弱一致。
2020-07-07 astro-ph.GA
DarkMix: Mixture Models for the Detection and Characterization of Dark Matter Halos
暗物质模拟需要统计技术来正确识别和分类它们的晕和结构。非参数解决方案提供了这些结构的目录，但缺乏基于模型的算法的额外学习，并且可能在合并情况下对粒子进行错误分类。通过混合模型，我们可以同时将多个密度分布拟合到在暗物质模拟中发现的晕中。在这项工作中，我们使用Einasto剖面（Einasto 1965，1968，1969）来模拟Bolshoi模拟（Klypin等人，2011）样本中发现的晕，并获得它们的位置，大小，形状和质量。我们的代码在R统计软件环境中实现，可以在https://github.com/LluisHGil/darkmix上访问。
2022-08-08 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion: Linking Quiescent Galaxies to their Dark Matter Halos
我们分析了Illustris-1流体动力学宇宙学模拟，探讨恒星的速度色散的静止星系作为观测探测的暗物质晕速度色散和质量。恒星的速度色散是成正比的暗物质晕速度色散的中心和卫星星系。中心星系的暗物质晕处于维里平衡，因此恒星速度色散也与暗物质晕质量成正比。这种比例性保持即使当一个视线孔径色散计算类似的观察。相反，在给定的恒星速度色散，卫星星系的暗物质晕质量小于维里平衡的预期。这种偏离维里平衡的现象可能是由于外暗物质晕的潮汐剥离。恒星速度色散对潮汐效应不敏感，反映了恒星速度色散与暗物质晕质量之间的相关性。视孔径恒星速度色散与暗物质晕质量之间存在着紧密的关系（<0.2 dex散射），这表明无论是中央星系还是卫星星系，暗物质晕质量都可以通过测量的恒星速度色散来估算。我们评估的影响，如果我们得到的关系是适用于一个统计系综治疗所有对象的中央星系。大部分（>2/3）的大质量静止星系是中心星系，推断的暗物质晕质量的系统不确定性<0.1 dex，从而简化了模拟结果对当前观测的应用。
2018-05-04 astro-ph.GA
The Impact of Galaxy-halo Size Relations on Galaxy Clustering Signals
本研究通过分析星系-晕大小关系对成团信号的影响，发现简单线性模型结合subhalo abundance matching会引入对晕形成历史的隐式依赖，揭示了仅靠成团约束难以确定控制星系大小的特定晕性质。
2025-04-30 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 astro-ph.GA
The segregation of baryons and dark matter during halo assembly
标准的星系形成理论假设，重子和暗物质最初是混合良好的，然后由于辐射冷却而分离。我们使用非辐射流体动力学模拟明确地检查这一假设，并发现重子和暗物质也可以被隔离，因为不同的物理服从气体和暗物质在建立的晕。因此，许多晕中的重子并不像暗物质一样来自同一个拉格朗日区域。当使用初始条件下相应的暗物质和气体粒子的分数（“成对分数”）作为晕的暗物质和气体分离强度的代表时，平均约有$25$ %的最终晕的重子和暗物质在初始条件下分离。这与标准星系形成模型的假设是不一致的。这种效应的一个结果是，同一晕中的重子和暗物质最初会经历不同的潮汐力矩，因此它们的角动量矢量经常不一致。这种错位程度在以后的晕组装过程中基本上保持不变，可以用潮汐扭矩理论来理解。这一结果对利用暗物质晕合并树来推断与暗物质晕相关的气体性质的一些半分析方法的精度提出了挑战。
2017-06-08 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Impact of filaments on galaxy formation in their residing dark matter haloes
我们利用一个高分辨率的放大流体动力学模拟调查的影响，在其居住的暗物质晕的丝星系形成。提出了一种基于密度场和Hoshen-Kopelman算法的细丝识别方法。我们表明，冷和致密的气体预处理的暗物质丝可以进一步吸积到居住的个人低质量晕的方向沿丝。因此，与场晕相比，暗条晕的气体吸积是非常各向异性的。约30%的吸积气体的居住的灯丝晕的预处理，导致两个不同的热历史的气体在灯丝晕。与场晕相比，暗条晕具有更高的重子和恒星分数。不包括恒星的反馈，我们的研究结果表明，灯丝有助于气体冷却和增强恒星形成在其居住的暗物质晕在高红移（即z=4.0和2.5）。
2019-02-14 astro-ph.GA
The Coupling of Galactic Dark Matter Halos with Stellar Bars
共振力矩将恒星棒与暗物质晕耦合在一起。在这里，我们使用高分辨率的数值模拟，以证明长期的角动量之间的恒星酒吧和不同方向的暗物质轨道转移。我们表明，酒吧驱动的反转的暗物质轨道方向可以发挥令人惊讶的大作用的酒吧模式的速度的演变。在主要的共旋晕中，暗物质轨道被困在恒星棒中，形成一个平行的暗物质棒。这个暗物质棒的垂直高度是恒星棒的两倍多。在逆行轨道主导的晕中，形成了一个垂直于恒星棒方向的暗物质尾流。这些暗物质过密度为寻找暗物质湮灭或衰变信号提供了一个新的空间。我们预测银河系中有一个与恒星棒对齐的暗物质棒，以及一个暗物质尾流，其近端应该从银河系中心延伸到银河系经度$l \approx 323^\circ$。
2021-05-10 astro-ph.GA
Puzzling Outer-Density Profile of the Dark Matter Halo in the Andromeda Galaxy
冷暗物质（CDM）宇宙学是宇宙结构形成的标准理论，它预言了暗物质晕的外密度分布随离中心距离的立方而减小。然而，到目前为止，还没有太多的努力来检验这一假设。在仙女座星系晕（M31）中，最近观测到的大尺度恒星结构为研究暗物质晕的质量密度分布提供了一个潜在的窗口。我们利用吸积卫星星系与M31相互作用的N-体模拟研究了M31中暗物质晕的密度结构。为了再现仙女座巨南流和M31东西两侧的恒星壳层，我们找到了暗物质晕外密度分布的幂律指数$α$的充分条件.最佳拟合参数是$α=-3.7$，它比CDM预测更陡。
2014-10-04 astro-ph.GA
Dark matter halo shapes in the Auriga simulations
我们目前的形状测量银河系大小的暗物质晕在红移$z=0$在一套30变焦模拟御夫座项目。我们比较结果在全磁流体力学对暗物质只有模拟和重子在使暗物质晕圆在所有半径相比，他们的暗物质只有同行的强烈影响。在$\lesssim 30$ kpc的距离上，更圆的暗物质分布与大质量恒星盘的扩展和低核心气体密度有关。我们测量的光环和光盘的形状在不同的半径之间的对齐，并找到一个高度的对齐在所有半径的星系。在某些情况下，这种排列会随着半径的变化而显著变化，这意味着光环的形状会扭曲;这种效应与最近形成的凸起有关，并且在仅模拟暗物质的情况下几乎不存在。在对观测约束的比较中，我们发现，在我们的样本中的晕的$20\%$是一致的观测结果来自1995年流，有利于一个几乎球形的形状。包括重子是实现这一水平的协议所必需的元素。相比之下，没有一个模拟（无论是暗物质还是重子）符合人马座流的限制，有利于扁圆的暗物质晕。
2019-10-09 astro-ph.GA
Rotation Curve Decomposition for Size-Mass Relations of Bulge, Disk, and Dark Halo in Spiral Galaxies
从文献中收集了100多个旋涡星系的自转曲线，并利用$χ^2$拟合将其解卷积为球、盘和暗晕，以确定它们的尺度半径和质量。对满足选择和精度标准的星系进行了拟合参数的相关分析。大小-质量关系表明，大小和质量在不同的组成部分之间是正相关的，以这样一种方式，即较大或较大的质量是暗晕，较大或较大的质量是盘和隆起。通过最小二乘拟合得到了球、盘和暗晕的经验尺寸质量关系。盘晕质量比被发现是系统的3倍，比宇宙学模拟结合测光预测。初步得到了暗晕的质量函数，它由Schechter函数和幂律函数表示。
2015-10-20 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
Spectroscopic decomposition of the galaxy and halo of the cD galaxy NGC 3311
cD星系的恒星形成历史和扩展的恒星晕的信息在于它们的光谱。因此，为了确定这些结构是一起进化的还是通过两相形成的，我们需要用光谱法将光从每个成分中分离出来。我们提出了一个试点研究，使用Bracket拟合和提取的光谱的cD星系NGC3311和它的晕在积分场光谱数据管，并进行了一个简单的恒星星族分析，研究其恒星形成的历史。使用MUSE数据，我们能够在整个数据立方体中分离星系及其光环的光，给出纯粹代表每个结构光的光谱。对这两个组成部分的恒星星族分析表明，在这种情况下，晕和中央星系中的大部分恒星都非常古老，但与星系相比，晕更缺乏金属，$α$富集程度更低。这一结果与通过更小的卫星星系的吸积形成的晕一致，这些卫星星系具有更广泛的恒星形成。值得注意的是，整个星系的年龄和金属丰度指标的明显梯度与星系和晕成分的径向变化完全一致，它们各自没有显示梯度。这项研究的成功是有希望的，其应用程序到一个更大的样本的cD星系，目前正在观察的IFU调查。
2018-05-17 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
Axionic dark matter signatures in various halo models
在目前的工作中，我们研究可能的时间签名轴子暗物质搜索采用谐振腔的各种晕模型。我们特别研究的时间依赖性的共振宽度（调制）和可能的不对称性定向实验。
2016-01-19 astro-ph.GA hep-ph
Time Delay of Light in the Gravitational lensing of Supermassive Black Holes in Dark Matter Halos
本研究探讨了暗物质晕对星系中心超大质量黑洞引力透镜光时延的影响，通过数值计算NFW等四种暗物质晕模型，发现暗物质晕能显著增强光时延，且该效应在小尺度、大质量下更显著。
2024-08-11 astro-ph.GA gr-qc
Stellar Bar evolution in the absence of dark matter halo
本文研究了有无暗物质晕的高分辨率数值星系模型中的星棒生长。在所有的模型中，星系盘都是指数的，晕是刚性的或活的普卢默球。更具体地说，当没有暗物质晕时，我们修改了点粒子之间的引力。为此，我们使用文献中称为MOG的另一种暗物质理论的弱场极限。MOG中的星系模型具有与具有暗物质晕的星系模型相同的初始条件。另一方面，初始随机速度和Toomre的局部稳定性参数是相同的所有模型。我们发现，在MOG酒吧的演化和增长是从标准的情况下，包括暗物质晕有很大的不同。更重要的是，我们发现，酒吧的增长率和其最终的幅度是较小的MOG。另一方面，MOG中的杆的最大值小于牛顿模型。结果表明，虽然活的暗物质晕可能支持酒吧的不稳定性，MOG有稳定的效果。此外，我们表明，MOG支持快速模式的速度，不像在暗物质晕模型模式的速度不会随着时间的推移而下降。这些差异，结合相关的观察，可能有助于区分暗物质和银河系尺度的修正引力。
2018-01-25 astro-ph.GA gr-qc
