Amending the halo model to satisfy cosmological conservation laws
大尺度结构的晕模型是理论宇宙学家最有力的工具之一，它提供了对宇宙非线性结构的唯象描述。然而，众所周知，没有简单的方法在晕模型中施加守恒定律。这会严重损害对大尺度观测量的预测，例如弱透镜效应或运动学的Sunyaev-Zel'dovich效应，它们应该分别满足质量和动量守恒。例如，标准光晕模型在尺度$>20$度上通过$> 8\%$过度预测弱透镜功率谱。为了解决这个问题，我们提出了一个$Amended ~ Halo ~ Model$，明确分离线性扰动$compensated$晕配置文件。这保证遵守守恒定律，以及大尺度上的线性理论预测。然后，我们提供了一个简单的补偿晕轮廓的拟合函数，并讨论了1-halo和2-halo项的修正预测，以及其他宇宙学观测，如弱透镜功率谱。此外，我们认为，修正的晕模型提供了一个更准确的框架来捕捉宇宙结构形成过程中发生的物理效应。
2020-05-18 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
Remapping dark matter halo catalogues between cosmological simulations
我们提出并测试了一种方法，用于修改从给定的宇宙学模拟产生的暗物质晕的目录，使其类似于具有完全不同的一组参数的模拟结果。这扩展了Angulo & White（2010）的方法，该方法从模拟中重新缩放完整的粒子分布。直接与晕目录一起工作提供了速度上的优势，并且还允许修改晕的内部结构以解释宇宙学之间的非线性差异。我们的方法可以直接用于晕目录在一个独立的方式，没有任何额外的信息的整体密度场：虽然大规模的位移场所需的方法，这可以推断出单独的晕目录。我们证明了我们的方法的概念，通过重新调整的物质只有模拟没有重子声学振荡（BAO）功能，一个更标准的LCDM模型包含一个宇宙学常数和BAO信号。结合晕占领的方法，这种方法提供了一个基础，跨越广泛的宇宙学参数的模拟星系样本的快速生成。
2014-12-01 astro-ph.CO
The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance
本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。
2024-08-08 astro-ph.CO
Assembly of the outer Galactic stellar halo in the hierarchical model
我们提供了一套数值N体模拟研究外银河系的恒星晕通过吸积事件的形成。在模拟了暗物质晕和逆轨道卫星晕与暗物质主晕的小合并后，我们分析了卫星星在自转速度分布中留下的信号。其目的是探索的轨道条件下，逆行信号的外部部分的晕，为了给一个可能的解释所观察到的银河系恒星晕的旋转特性。结果表明，对于质量大于主晕$\sim 1/40$的逆行卫星，动力学摩擦对不同轨道产生的最终速度分布的组合起着基础性作用，并且在低倾角轨道上运行的逆行卫星在外晕区沉积了更多的恒星，因此可以产生外晕中观察到的反向旋转行为.
2010-05-17 astro-ph.CO
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffhalos: A Generative Model of Cosmological Lightcones of Dark Matter Halos
Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
Diffhalos是一种暗物质晕的宇宙光锥生成模型，通过抽取晕质量函数样本、利用归一化流生成质量聚集历史等方法，能准确生成相关样本，还可计算质量函数梯度，用于星系宇宙学理论预测和生成模拟星系目录。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of galactic disks in the nonaxisymmetric dark halo
本文讨论了淹没在非轴对称暗质量晕中的星系盘动力学的数值模拟结果。利用高分辨率数值流体力学方法（TVD & SPH）和N体模型，对非轴对称暗晕中的星系盘动力学进行了详细的研究.长寿命的双臂螺旋结构产生广泛的参数。螺旋结构是整体的，根据模型参数的不同，螺旋圈数可以是2-3圈。研究了晕和盘参数对螺旋结构形态和运动学的影响。螺旋结构旋转缓慢，角速度呈准周期变化。
2010-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation curves of rotating galactic BEC dark matter halos
我们提出的动力学旋转玻色凝聚星系暗物质晕，由超轻无自旋玻色子。我们限制的情况下，添加轴对称刚性旋转到最初的球对称结构，并显示有三个制度：i）小的角动量，基本上保留了球对称晕的缺点，这些缺点与解释银河系RC的紧凑性和失败有关，ii）角动量值的中间范围，允许存在具有可接受的RC轮廓的长寿命结构，和iii）高角动量，其中该结构通过旋转而分散开。我们还详细介绍了新的代码用于解决的Gross-Pitaevskii泊松方程组在三维空间。
2013-10-15 astro-ph.CO gr-qc
Galactic Warps in Triaxial Halos
我们研究的行为银河磁盘在三轴晕数值和分析，看看是否可以激发和维持翘曲在三轴潜力。我们考虑以下两种情况：1）最初相对于晕的赤道平面倾斜的星系盘（出于教学目的），和2）相对于盘和晕的赤道平面倾斜的暗物质下落。通过对100，000个圆盘粒子在固定的晕势中的数值模拟，我们发现在三轴晕中，扭曲可以像球形或轴对称晕一样被激发和维持，但它们表现出一些振荡行为，如果晕具有类似长轴的三轴性，甚至可以转化为极环系统。晕的非轴对称分量使盘章动，盘内外部分之间的差分章动通常使翘曲的幅度略有减小和波动。我们还发现，在扁圆和扁圆状的三轴晕中，翘曲相对较弱，并且由于这些晕是由宇宙学模拟推断的盘星系的晕配置，我们的结果与大多数观察到的翘曲相当弱的事实是一致的。我们推导出了三轴晕和暗物质环面对盘施加的力矩的近似公式，并利用这些公式成功地描述了盘在模拟中的行为。推导这些公式所使用的技术可应用于具有更复杂结构的真实晕。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Action-based distribution function modelling for constraining the shape of the Galactic dark matter halo
利用来自盖亚DR 2的天琴座RR型晕星的天体测量数据，估算了银河系中心$r \lesssim 30$ kpc范围内银河系暗物质晕的三维密度分布。我们模型的恒星晕分布函数和银河系的潜力，充分考虑到调查的选择功能，观测误差，和缺失的视线速度数据的RR天琴座恒星。用贝叶斯MCMC方法，我们推断的模型参数，包括密度平坦的DM晕$q$，这是假定为常数的半径的函数。我们发现$q$的后验分布的99%位于$q>0.963$，这强烈地不利于平坦的DM晕。我们不能得出任何结论，银河系DM晕在$r \lesssim 30$ kpc是否是扁长的，因为我们限制自己的轴对称扁圆晕模型与$q\leq1$。我们的结果是不一致的宇宙流体动力学模拟的预测，主张更多的扁圆（$\langle{q}\rangle \sim0.8 \pm 0.15$）DM晕内$\sim 15\%$的银河大小的星系维里半径。另一种可能性是，根据我们用宇宙学模拟进行的验证测试，银河系晕的真实值$q$可能与宇宙学模拟一致，但银河系势的不平衡使我们对$q$的测量膨胀了0.1-0.2。作为我们分析的副产品，我们的模型将太阳邻域的DM密度限制为$ρ_{\mathrm{DM},\odot} = (9.01^{+0.18}_{-0.20})\times10^{-3}M_\odot \mathrm{pc}^{-3} = 0.342^{+0.007}_{-0.…
2020-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of Kinematic Substructure in the Galactic Stellar Halo
来自坠落卫星的潮汐碎片可以在星系晕的相空间分布中留下可观测的结构。这样的子结构可以表现在晕中恒星的空间和/或速度分布中。本文重点研究一类子结构，这是纯粹的运动性质，没有伴随的空间特征。为了研究它的性质，我们使用模拟恒星晕动态填充通过Lactea II高分辨率N体模拟与恒星。在拉克蒂亚大道的内晕中，有相当一部分恒星具有共同的速度和金属丰度，尽管它们在空间上是弥散的。我们认为，这种运动学的子结构是一个通用的功能，潮汐碎片从旧的合并，并可能解释检测径向速度子结构的内晕的斯隆扩展银河系的理解和探索。GAIA卫星将提供数量空前的恒星的自行，它将进一步描述内晕中的运动学亚结构。我们对Via Lactea模拟的研究表明，恒星晕可以用来绘制局部暗物质晕的速度分布，这对暗物质直接探测实验具有重要意义。
2015-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galactic Center gamma-ray excess from a generic triaxial halo
City University of Hong Kong（香港城市大学）；Oakland University（奥克兰大学）
研究通过分析伽马射线观测数据，发现银河系中心过剩现象更可能由三轴且倾斜的暗物质晕产生，而非恒星晕。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stability of BEC galactic dark matter halos
在本文中，我们表明，球对称的BEC暗物质晕，与$\sin r/r$密度分布，准确地拟合银河系的旋转曲线，并代表一个潜在的解决方案的尖核问题是不稳定的。我们这样做，通过引入回的密度分布到完全依赖于时间的Gross-Pitaevskii-Poisson方程组。利用数值方法跟踪系统的演化，我们发现这些星系晕在几十万年的时间尺度内以大约其质量一半的速率损失质量。我们认为这个时间尺度足以说明这些晕是不稳定的，不太可能形成。我们提供了一些参数，表明这种行为是一般的，并讨论了一些其他的缺点，限制其可行性的模型。
2013-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter Particles in the Galactic Halo
DAMA/LIBRA-阶段1和之前的DAMA/NaI数据（累积暴露量为1.33吨$\times$/年，对应于14个年度周期）提供了9.3 $σ$ C. L的证据。利用高放纯NaI（Tl）靶，在已开发的与模型无关的暗物质年调制特征的基础上，对星系晕中是否存在暗物质粒子进行了研究。结果和比较将很快得到解决，以及目前正在运行的DAMA/LIBRA-phase 2的前景。最后，在本研讨会的讨论部分中提出的一些论点在附录中提到。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
