Stochastic Model of the Spin Distribution of Dark Matter Halos
我们采用随机的方法来探测的N体模拟晕自旋的对数正态分布的起源。通过分析晕并树中自旋的演化，发现自旋的变化可以用角动量的随机游动来表征。此外，由随机行走产生的自旋分布与直接从N体模拟获得的自旋分布相当一致。我们从一个广泛使用的自旋定义导出了一个随机微分方程，并测量了大量的晕合并树的角动量变化的概率分布。主要的合并和吸积的作用也统计分析在不断发展的自旋分布。几个因素（本地环境，晕质量，合并质量比，和红移）被发现影响角动量的变化。与模拟的自旋分布相比，在平均场或空隙区域中产生的自旋分布倾向于稍微向更高的自旋值偏移，这似乎是由相关的随机行走引起的。我们验证了在N体模拟中观察到的角动量变化的随机性假设，并检测到行走之间的几个相关度，这可能为模拟和生成的自旋分布之间的差异提供线索。然而，在集团和集群区域生成的自旋分布成功地匹配模拟的自旋分布。我们还证明了自旋分布的对数正态性是晕自旋的随机微分方程的自然结果，这是很好地描述了几何布朗运动模型。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Particle ejection during mergers of dark matter halos
暗物质晕是由吸积和合并形成的。在合并过程中，一些暗物质粒子可能会以高于逃逸速度的速度喷射出来。我们使用N体模拟和单粒子光滑场模拟来证明，快速变化的平均场势是负责这样的喷射，特别是动力学摩擦起不到显着的作用it. Studying一系列的小合并，我们发现，通常之间的5-15%的粒子从较小的两个合并结构被弹出。我们还发现，喷出的粒子基本上来自小晕，更具体地说，是小晕中的粒子，后来通过合并发生的区域。
2014-05-26 astro-ph.CO
Cold stream stability during minor mergers
我们使用高分辨率的欧拉模拟来研究红移z=2的星系大小的暗物质晕（10^12 Msun）中冷气体流的稳定性。我们的模拟表明，冷流穿透热气体晕是稳定的热对流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。然后，我们调查的影响，卫星轨道的主要晕在平面上的流。该卫星能够扰动气流，并在0.5 Gyr内抑制冷气体向晕中心的吸积。然而，如果在大距离处冷气体的供应保持恒定，冷流能够在0.3 Gyr之后重新建立。我们的结论是，冷流是非常稳定的，对各种各样的内部和外部扰动。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Frontier Fields Clusters: Chandra and JVLA View of the Pre-Merging Cluster MACS J0416.1-2403
合并的星系团在重子和非重子星系团成分上留下了持久的特征，包括激波锋、冷锋、X射线子结构、射电晕以及暗物质和气体成分之间的偏移。利用Chandra、Jansky甚大阵、巨型米波射电望远镜和哈勃太空望远镜的观测数据，我们对合并的前沿场星系团MACS J0416.1-2403（z=0.396）进行了多波长分析，该星系团由一个NE和一个SW子星系团组成，其核心在天空中相距约250 kpc。我们发现NE子团有一个致密的核，并有一个X射线腔，但它不是一个冷的核。大约450千秒差距西南偏南的西南子集群，我们检测到一个密度的不连续性，对应的压缩因子为~1.5。这种不连续性很可能是由SW子星系团与子星系团中心SW的透镜图中检测到的质量较小的结构相互作用造成的。对于NE和SW两个子星系团，暗物质和气体成分都排列得很好，这表明MACS J0416.1-2403是一个预合并系统。该星团还拥有一个射电晕，这对于合并前的系统来说是不寻常的。晕的1.4 GHz功率为（1.06 +/- 0.09）x 10^{24} W Hz^{-1}，这比基于星团X射线光度的预期略低。我们认为，我们要么正在见证一个射电晕的诞生，要么已经发现了一个罕见的超陡频谱晕。
2015-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Fronts by Merging of Shocks
冷锋（CF）存在于大多数星系团，以及一些星系和星系群中。我们提出，一些CF的遗迹合并在同一方向上传播的两个冲击。这种激波合并通常会导致密度和温度的准球形、因子约1.4-2.7的不连续性。这些CF可能会被发现远维里冲击，不像在其他CF形成模型的预期。作为这种效果的演示，我们使用一维模拟集群，并表明，冲击诱导冷锋的形式时，如爆炸或合并发生在集群的中心附近的扰动。在星系团的核心扰动诱导维里激波和传出的次级激波之间的周期性合并。这些碰撞产生一个独特的，同心的，几何序列的CF跟踪维里冲击的扩张。
2010-06-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Irregular sloshing cold fronts in the nearby merging groups NGC 7618 and UGC 12491: evidence for Kelvin-Helmholtz instabilities
我们目前的结果，从两个\sim 30 KS钱德拉观测的合并星系团的热大气围绕NGC 7618和UGC 12491。我们的图像显示，在两个星系群中，都有弧形晃动冷锋环绕着每个星系群的中心和\sim 100 kpc长的螺旋尾。最有趣的是，两组冷锋都高度扭曲，沿着锋面展示出“翅膀”。这些功能类似于从非粘性流体动力学模拟气体晃动，开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHIs）扭曲冷锋预测的结构。这与许多其他晃动和合并冷锋中看到的结构形成对比，这些冷锋在当前的观测分辨率下是平滑和无特征的。磁场和粘性都被用来解释这些平滑冷锋中没有KHI的原因，但是NGC 7618/UGC 12491对是越来越多的晃动和合并冷锋中的两个。磁场和/或粘性可能能够抑制某些集群和集群中冷锋处KHI的增长，但显然不是全部。我们建议，在冷锋的KHI扭曲的存在或不存在，可以被用来作为一个衡量的有效粘度和/或磁场强度在ICM。
2012-06-11 astro-ph.CO
The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Concentration, Galaxy Red Fraction, and Gas Properties of Optically-defined Merging Clusters
我们提出了多波长的光学定义的合并集群的研究，基于超至尊凸轮斯巴鲁战略计划。明亮的红色星系，跟踪集群质量分布，使识别集群subhalos在不同的合并阶段，从而使一个均匀的样本的集群合并，这是公正的合并促进集群内介质（ICM）。我们定义，使用一个峰值发现的方法，合并集群与多峰和单集群与单峰的CAMIRA集群目录。堆叠弱透镜分析表明，我们的合并集群的样本被归类为主要的合并。合并团簇的平均晕浓度比单峰团簇的平均晕浓度小$\sim70\%$，这与数值模拟的结果吻合较好。次晕的空间分布不如主晕的质量分布集中。合并星系团中红星系的比例并不高于单峰星系团。我们发现了一个签名的合并提升的ICM堆叠普朗克Sunyaev-Zeldovich效应和ROSAT X射线光度，但不是在光学丰富度。堆叠的X射线表面亮度分布，与低红移和大质量星系团的主-次晕对对齐，表明中心气体核心沿合并轴拉长，整体气体分布错位$\sim60$度。均匀，无偏的集群合并和多波长的后续研究的样本提供了一个独特的机会，使合并物理的整个过程的全貌。
2019-05-03 astro-ph.CO
A giant radio halo in the massive and merging cluster Abell 1351
我们报告的X射线发光和大质量的星系团A1351（z=0.322）使用档案甚大阵数据在1.4 GHz的检测弥漫无线电发射。鉴于其中心位置，形态，和百万pc尺度的范围，我们分类的扩散源作为一个巨大的射电晕。X射线和弱透镜研究表明，A1351是一个正在经历重大合并的系统。晕与最大的亚结构有关。假设合并驱动的湍流可能会重新加速高能量粒子的intraclustermedium和集群规模上产生漫射无线电发射解释了这个源的存在。A1351在logP $_{1.4 GHz}$ - logL $_{X}$平面上的位置与迄今为止已知的所有其他射电晕星团的位置一致，支持大质量（$>10^{15} M_{\odot}$）星团的非松弛动力学状态与巨型射电晕的存在之间的因果关系。
2009-09-28 astro-ph.CO
Merging Rates of the First Objects and the Formation of First Mini-Filaments in Models with Massive Neutrinos
我们研究了质量为M~10^{6}M_sun（z~20）的第一个恒星形成晕中的第一个暗条的形成和演化。借助扩展的Press-Schechter形式主义，我们分析评估了第一个恒星形成晕合并为零维更大晕和一维第一个细丝的速率。结果表明，随着中微子质量分数f_v的增大，晕-丝的合并速率增大，而晕-晕的合并速率急剧减小.当f_v <=0.04时，在所有的暗条质量尺度下，晕-暗条合并速率都很低，可以忽略不计;而当f_v>=0.07时，在特征暗条质量尺度~10^{9}M_sun下，晕-暗条合并速率超过0.1。导出了第一暗条最终沿其最长轴坍缩时的红移分布，发现在z~8处有一个尖锐的极大值。我们还研究了第二代暗条的形成和演化，其中包含质量为10^{9}M_sun的z=8的第一代星系作为第一代暗条的母体。发现了类似的趋势：当f_v>= 0.07时，在特征质量标度为~10^{11}M_sun时，第一代星系成团成第二代暗条的速率超过0.3。这些第二代纤维的最长轴坍塌被发现发生在z~3。我们的结果的形成的大质量的高Z星系和早期的金属富集的星系际介质的超新星驱动的外流，和限制的中微子质量的可能性的高Z中心黑洞的质量分布的影响进行了讨论。
2011-05-03 astro-ph.CO
Rise and Fall of Radio Halos in Simulated Merging Galaxy Clusters
本文首次对团簇合并中湍流引起的宇宙线电子再加速进行了高分辨率的MHD模拟。我们使用一个理想化的集群合并模型，结合宇宙射线电子的注入，冷却和再加速的数值模型，研究集群规模的无线电发射在这些对象的演变。与理论预期一致，我们首次在模拟中表明，CRe的再加速有可能重现无线电晕的关键观测值。特别是，我们表明，集群的发展是无线电大声或无线电安静，这取决于他们的进化阶段在合并。因此，我们恢复所观察到的无线电晕的瞬态性质。在模拟中，扩散发射跟踪晕下落注入的湍流的空间分布和种子电子的空间分布之间的复杂的相互作用，以再加速。在晕的形成和演化过程中，同步辐射光谱表现出观察到的变化：从指数为1至1.3的幂律到指数为$> 1.5$的弯曲和超陡光谱。
2012-11-14 astro-ph.CO
An elusive radio halo in the merging cluster Abell 781?
使用325兆赫的巨型米波射电望远镜对星系团Abell 781进行了深层射电观测，并与以前的610兆赫观测和VLA 1.4 GHz档案数据进行了比较。来自星团的射电辐射主要由位于X射线辐射外围的扩散源控制，我们暂时将其归类为射电遗迹。我们在团簇中心检测到S（325 MHz）~15-20 mJy水平的残余漫发射。我们的分析不同意Govoni等人（2011）的观点，基于简单的光谱考虑，我们不支持他们关于在1.4 GHz处通量密度为20-30 mJy的射电晕的说法。Abell 781，一个巨大的合并星团，是一个有趣的例子。假设残留的辐射表明存在一个在我们的灵敏度水平上几乎无法检测到的射电晕，那么它可能是一个非常陡峭的频谱源。
2011-04-04 astro-ph.CO
The Super-NFW model: an analytic dynamical model for cold dark matter haloes and elliptical galaxies
提出了一个小半径$ρ\sim r^{-1}$和大半径$ρ\sim r^{-3.5}$的解析星系模型。渐近密度下降比Hernquist模型慢，但比暗物质晕的Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓快，因此与宇宙学模拟的最新证据一致。该模型在双正交基函数展开式中提供了零阶项，这意味着可以很容易地添加轴对称、三轴和不平衡的扭曲（很像Hernquist模型本身，它是Hernquist-Ostriker展开式的零阶项）。球模型的属性，包括解析分布函数是各向同性，径向各向异性或切向各向异性，进行了详细讨论。提供了宇宙晕的质量浓度关系的模拟。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A spectroscopic survey of Abell 1703: is it a rare relaxed cluster hosting a radio halo or a usual merging system?
我们提出了一个有趣的星系团阿贝尔1703，一个系统托管一个可能的巨大的无线电晕的动力学状态仍然是有争议的内部动力学的研究。我们的分析是基于未发表的光谱数据在意大利国家伽利略望远镜和公开的文献中获得的数据。我们还使用斯隆数字巡天的光度数据。我们选取了147个星系团成员，计算了星系团的红移$\left<z\right>\sim 0.277$和全球视线速度色散$σ_{\rm v}\sim 1300$ km/s。我们推断Abell 1703是一个巨大的星团：$M_{200}\sim 1-2\times 10^{15}$ $M_{\odot}$ .我们的研究结果不同意图片的单峰，松弛的集群所建议的引力透镜分析的基础上，支持最近的作品提出的扰动动力学钱德拉X射线数据的基础上，由以前的研究。动力扰动星系团的第一个强有力的证据来自于BCG速度相对于成员星系速度分布的一阶矩的特殊性。此外，一些统计测试用于研究星系团的运动学发现显着的证据的子结构，是阿贝尔1703由至少两个或三个子块可能被捕获后的核心核心通道。在这个观测方案中，在这个星团中心怀疑存在射电晕并不令人惊讶，并且与描述星团中弥散射电源的理论模型完全一致。
2020-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse radio emission in the complex merging galaxy cluster Abell 2069
具有近期合并迹象的星系团在许多情况下显示出扩展的弥散射电特征。这种发射源自相对论电子，其由于簇内磁场而遭受同步加速器损失。粒子加速的机制和磁场的性质仍然知之甚少。我们在星系团中寻找漫射射电辐射。在这里，我们研究复杂的星系团阿贝尔2069，X射线观测表明最近的合并。我们研究了集群的无线电连续辐射的深韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）在346 MHz的观测和巨米波射电望远镜（GMRT）在322 MHz的观测。我们发现一个扩展的弥漫性无线电功能大致符合集群的主要组成部分。我们将这种发射归类为射电晕，并估计其下限通量密度为25 +/- 9 mJy。此外，我们发现第二个扩展的扩散源位于集群的同伴，估计其通量密度为15 +/- 2 mJy。我们推测这是一个小晕或迷你晕。如果这是真的，那么这个星系团就是第一个在单个星系团中出现双晕的例子。
2014-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the mass-concentration relation of cold dark matter halos with 11 strong gravitational lenses
暗物质晕的质量浓度关系反映了天体在等级结构形成情景中的组装历史，并依赖于宇宙学中的基本量，如原始物质功率谱的斜率。这种关系不受亚星系尺度观测的限制。假设冷暗物质，我们推导出质量浓度关系的第一次测量，使用图像的位置和流量比从11个四重图像强引力透镜（quads）在质量范围$10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$。我们的分析框架包括subhalos和视线晕，边缘化的滋扰参数描述的镜头宏模型，考虑有限的源效应透镜观测，并同时约束的质量浓度关系的归一化和对数斜率，和subhalo质量函数的归一化。在$z=0$处，我们将$10^{8} M_{\odot}$晕的浓度限制在$68 \%$ CI处的$c=12_{-5}^{+6}$，以及将$c=12_{-9}^{+15}$限制在$95 \%$ CI处。对于$10^{7} M_{\odot}$晕轮，我们得到$68 \%$（$95 \%$）约束$c=15_{-8}^{+9}$（$c=15_{-11}^{+18}$），而对于$10^{9} M_{\odot}$晕轮，我们得到$c=10_{-4}^{+7}$（$c=10_{-7}^{+14}$）。这些结果与文献中质量浓度关系的理论预测是一致的，并建立了强透镜星系作为一个强大的探测器的晕浓度在亚星系尺度上跨越宇宙学距离。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface
我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structure and evolution of cold dark matter halos
在标准宇宙学模型中，一种神秘的冷暗物质（CDM）成分主导着结构的形成。CDM晕形成的数值研究已经产生了一些强大的结果，允许独特的测试的层次聚类范式。从矮星系到星系团，晕的普遍性质，包括它们的质量分布和亚结构性质与观测数据大致一致。解析晕的精细结构使我们能够对正在进行的和计划中的直接和间接暗物质探测实验进行预测。虽然纯CDM晕的模拟现在非常准确，并且一致性很好（最近声称的差异在本文中详细讨论），但我们仍然无法对星系形成以及暗物质分布在此过程中的变化做出可靠的定量预测。虽然观测和模拟之间的差异一直是文献中争论不休的主题，但为了充分测试CDM范式，需要更详细地了解星系形成和演化。无论暗物质粒子的真实性质是什么，它的成团性质必须与冷中性伴子粒子没有太大的不同，以保持模型在匹配大尺度结构数据和晕的整体性质方面的所有成功，这些数据大多与观测结果吻合得很好。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Core-Cusp Problem in Cold Dark Matter Halos and Supernova Feedback: Effects of Oscillation
本研究探讨暗物质晕对周期性星暴形成小质量星系的动力学响应，以解决核心尖点问题。气体在星暴后被超新星反馈加热，膨胀，恒星形成终止。这种膨胀的气体通过辐射冷却失去能量，然后落回星系中心。随后，星爆再次增强。星际气体的这种膨胀和收缩的循环导致了气体引力势的重复变化。DM粒子与振荡势激发的密度波之间的共振对理解DM晕尖核跃迁的物理机制起着关键作用。DM晕通过粒子与密度波共振驱动的能量转移，有效地从重子势中获得动能。我们确定了尖核转变的临界条件是气体势的振荡周期与DM晕的局域动力学时间近似相等。利用冷暗物质模型预测的常规质量密度分布，给出了由共振引起的尖核跃迁后DM晕的核半径。此外，我们使用$N$体模拟验证的分析模型，结果验证了共振模型。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The core-cusp problem in cold dark matter halos and supernova feedback: Effects of Mass Loss
冷暗物质（CDM）宇宙学的标准范式所预言的理论和观测之间的矛盾，核心尖点问题仍然是未解决的矛盾之一。为了解决这个问题，我们进行N体模拟研究的非线性响应的CDM晕的变化引起的引力势气体从星系中心的删除。在这项研究中，我们专注于气体喷射的时间尺度，这是强烈相关的恒星活动，并证明它是在决定CDM晕的动力学响应的关键因素之一。模拟结果表明，暗物质晕质量密度分布的幂低指数与质量损失的时间尺度相关，短时间质量损失比长时间质量损失时更平坦.然而，它仍然大于典型的观测值;换句话说，在模拟中，任何质量损失模型的中心尖点仍然存在。此外，对于缓慢的质量损失的情况下，最终的密度分布的暗物质晕恢复普遍的密度分布预测的CDM宇宙学。因此，由恒星反馈驱动的质量损失可能不是一个有效的机制，以扁平的中央尖。
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks and cold fronts in merging and massive galaxy clusters: new detections with Chandra
一些合并的星系团显示出激波和冷锋的存在，即表面亮度和温度的急剧不连续。观测这些特征需要像钱德拉这样具有高空间分辨率的X射线望远镜，并可以研究有关星团内介质物理学的重要方面，如其热传导和粘性，以及提供有关导致宇宙射线加速和星团环境中磁场放大的物理条件的信息。在这项工作中，我们寻找新的不连续性，在15个合并和大规模集群观察钱德拉使用不同的成像和光谱技术的X射线观测。我们的分析导致了22个边缘的发现：6个冲击，8个冷锋和8个不确定的起源。探测到的所有六次冲击都有来自密度和温度跳跃的$\mathcal{M} < 2$。这项工作有助于增加在集群中检测到的不连续性的数量，并显示了结合各种方法，旨在确定边缘的ICM的潜力。对本文所发现的震进行射电跟踪，将有助于研究弱震与射电遗迹之间的联系。
2018-04-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
A giant radio halo in the low luminosity X-ray cluster Abell 523
射电晕是存在于星系团中心的扩展和扩散的非热射电源，与任何单个星系都没有明显的联系。在星系团X射线光度和晕射电功率之间发现了很强的相关性。我们观察和分析了复杂的合并结构Abell 523中存在的漫射射电发射，被归类为低光度X射线集群，讨论其性质的背景下的晕总无线电功率与X射线光度相关。我们减少了1.4 GHz的VLA档案观测结果，以获得漫发射的深度无线电图像，并比较了无线电、光学和X射线数据。低分辨率VLA图像检测到一个巨大的无线电晕与一个复杂的合并区。这个新晕的性质与文献中一般讨论的射电晕的性质一致，但它的射电功率比根据星团X射线光度所预期的高出约10倍。我们对这个巨大射电源的研究表明，射电晕也可以存在于低X射线光度的星系团中。到目前为止只发现了几起类似的案件。这一结果表明，这个源代表了一类新的对象，不能用经典的无线电晕模型来解释。我们认为，粒子再加速合并过程是非常有效的和/或X射线光度是不是一个很好的指标，过去的合并活动的集群。
2011-04-19 astro-ph.CO
Effect of Massive Neutrinos on the Position of Cold Dark Matter Halo: Revealed via Delaunay Triangulation Void
通过对冷暗物质（CDM）和中微子粒子共同演化的宇宙学$N$ -体模拟，我们发现了大质量中微子对CDM晕空间分布的局域效应，反映在Delaunay三角网（DT）空洞的性质上。较小的空洞通常位于中微子丰度较高的区域，因此它们周围的晕受到更强的中微子自由流的影响。这使得空洞更大（周围的光晕被冲到空洞中心之外）。相反，较大的空洞通常位于中微子丰度较低的区域，因此它们周围的晕较少受到中微子自由流的影响，使空洞变小（周围的晕被挤压向空洞中心）。晕的空间分布的这一特征变化抑制了2点关联函数的规模$\sim$ 1兆秒差距$/h$晕和显着倾斜的DT空隙，作为可测量的中微子效应在当前或未来的星系调查的数函数。
2017-11-04 astro-ph.CO
Analyzing Planar Galactic Halo Distributions with Fuzzy/Cold Dark Matter Models
我们进行了模糊暗物质模型和冷暗物质模型之间的数值比较，侧重于大质量星系周围的卫星星系平面的形成。这样的星系动力学与控制的初始subhalo配置使用GADGET 2的冷暗物质和PyUltraLight的模糊暗物质，分别进行了研究。我们证明，卫星星系的模糊暗物质侧有一种倾向，形成更多的扁平和共转的卫星系统比在冷的暗物质侧，主要是由于耗散的引力冷却效应的模糊暗物质。我们的模拟与模糊的暗物质通常显示的卫星星系平面的短轴长轴比$c/a$是$0.21 \sim 0.30$，这很好地匹配目前观测值的银河系。
2022-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Merging Tree Algorithm of Growing Voids in Self Similar and CDM Models
观测研究表明，空洞是当今宇宙大尺度结构的显著特征。尽管它们从原始密度扰动中出现，演化模式与暗物质晕不同，但N体模拟和理论模型表明，空洞也会合并在一起形成大的空洞结构。在这项研究中，继Sheth & van de Weygaert（2004）之后，我们采用Lacey & Cole（1993）给出的晕合并算法，在Einstein de Sitter（EdS）宇宙中建立了生长空洞的层次空洞演化的解析近似描述。要做到这一点，我们考虑到一般的体积分布的空隙，其中包括两个主要的空隙过程：合并和崩溃。我们表明，体积分布函数可以减少到一个简单的形式，通过忽略崩溃的空隙贡献，因为崩溃过程是可以忽略的大尺寸的空隙。因此，空隙体积分数仅对增长的空隙有贡献。该算法成为类似的晕合并算法。基于这种不断增长的空洞分布，我们得到的空洞合并算法中，我们定义和制定空洞合并和吸收率，以及空洞的大小和红移的生存概率和失败率方面的自相似和目前青睐的暗能量主导的冷暗物质模型在EdS宇宙。
2013-09-26 astro-ph.CO
The diffuse radio filament in the merging system ZwCl 2341.1+0000
在一些星系团中，存在着弥散的非热辐射，与任何单个星系都没有明显的联系。这些源已被确定为遗迹，迷你晕，晕根据其性质和相对于集群中心的位置。此外，在少数情况下，已经报告了存在的弥漫性无线电发射不确定的集群，但与大规模的附属区。本工作的目的是观察和讨论存在于星系ZwCl 2341.1+0000的复杂合并结构中的漫射射电辐射。我们已经获得了VLA观测在1.4 GHz的扩散发射的深射电图像。低分辨率VLA图像显示了与最大尺寸= 2.2 Mpc的复杂合并区域相关的弥散无线电发射。除了先前报道的外围射电辐射，被归类为双重遗迹，漫辐射检测沿星系的光学灯丝。这里讨论的巨型射电源表明，磁场和相对论粒子也存在于星系结构中。可能的替代方案有：一个巨大的射电晕在两个对称的遗迹之间，或者两个星团的合并都拥有一个中央射电晕。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Diffuse radio emission in the merging cluster MACS J0717.5+3745: the discovery of the most powerful radio halo
结构形成的层次模型预测，星系团通过较小的星系团和星系群的合并以及气体的不断吸积而成长。MACS J0717.5+3745是一个X射线明亮且复杂的合并星团，红移为0.55。在这里，我们提出了巨型米波射电望远镜（GMRT）在610兆赫的这个集群的无线电观测。观测的主要目的是寻找与正在进行的合并有关的星系团MACS J0717.5+3745内的漫射无线电发射。这些GMRT观测得到了1.4、4.9和8.5 GHz甚大阵列（VLA）档案观测的补充。我们在MACS J0717.5+3745星系团中发现了一个射电晕，其大小约为1.2Mpc。P_1.4 GHz的射电功率为5 × 10^25 W/Hz，这使其成为迄今为止已知的最强大的射电晕。一个700千秒差距的无线电结构，我们归类为无线电遗迹，位于系统的合并子结构之间。这个遗迹的位置大致与钱德拉所显示的温度显著升高的星系团内介质（ICM）区域相吻合。遗迹的长轴也大致垂直于合并轴。这表明遗迹可能是合并相关冲击波的结果，其中粒子通过扩散冲击加速（DSA）机制加速。另一种可能是，遗迹可能是西南方向一个大规模星系细丝的吸积激波。在4.9 GHz和610 MHz之间，发现集群内无线电发射的全球频谱指数为-1.24 +/-0.05。我们推导出无线电晕位置的均分磁场强度值为5.8微高斯。[abridged].
2009-08-11 astro-ph.CO
Origin and Modelling of Cold Dark Matter Halo Properties: IV. Triaxial Ellipticity
由于对先前提交的两份文件进行了重新安排，本文件已被撤回。关于暗物质晕的三轴形状的理论工作的新版本可以在ArXiv astro-ph list（CO）中找到，编号为1104.2905
2012-02-23 astro-ph.CO
Angular Momentum Acquisition in Galaxy Halos
利用高分辨率宇宙流体动力学模拟研究了银河系大小星系周围气体晕的角动量获取。我们发现，冷模吸积气体进入星系晕的比暗物质平均在宇宙时间（虽然有一个非常大的色散）的角动量约70%。事实上，我们发现所有物质在吸积时的自旋参数都比在整个晕寿命内平均时的自旋参数高，吸积时的自旋参数λ~0.1。再加上冷流气体在晕中停留的时间相对较短（1-2个动力学时间），这就很自然地解释了为什么冷流晕气体具有比晕高得多的角动量，并经常形成“冷流盘”。我们证明了冷流气体较高的角动量与它倾向于沿细丝吸积的事实有关。
2013-07-25 astro-ph.CO
A Radio and X-ray Study of the Merging Cluster A2319
A2319是一个巨大的合并中的星系团，它有一个先前探测到的射电晕，大致跟随着发射X射线的气体。本文介绍了Jansky甚大阵（VLA）对A2319在20 cm波段的观测结果，并对XMM-Newton的X射线观测结果进行了重新分析，以研究ICM的热分量和非热分量之间的相互作用。我们证实了以前的报告的X射线冷锋，并报告发现一个独特的核心的射电晕，800千秒差距的范围内，这是惊人的相似的形态X射线发射，并急剧下降的亮度在冷锋。我们探测到从核心处尾随而来的额外的无线电发射，它平滑地融入了绿岸望远镜探测到的2 Mpc晕（GBT; Farnsworth等人，2013年）。我们推测这样的两个组件的无线电晕的可能机制，晃动发挥主导作用的核心。通过直接比较X射线和射电辐射，我们发现，强子起源的宇宙射线电子负责的射电晕将需要一个磁场和/或宇宙射线质子分布，增加径向距离的集群中心，因此是不利的。
2014-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Vortices and Angular Momentum in Bose-Einstein-Condensed Cold Dark Matter Halos
如果冷的暗物质基本粒子形成玻色-爱因斯坦凝聚体，它们的超流性可能将它们与其他形式的冷暗物质区分开来，包括量子涡旋的产生。我们在这里证明，这样的旋涡是有利的强耦合凝聚，而这不是轴子的情况下，这通常被认为是形成一个玻色-爱因斯坦凝聚体，但实际上是非相互作用。
2010-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
A giant radio halo in the cool core cluster CL1821+643
巨型射电晕是在某些正在合并的星系团中发现的百万pc大小的源。同步辐射电子被认为是由两个大质量团簇合并引起的等离子体湍流加速的。冷核星系团有一个低温的核心，这可能表明最近没有发生重大的合并。CL1821+643是迄今为止已知的最强冷核星系团之一。令人惊讶的是，我们发现一个巨大的无线电晕的最大线性尺寸为$\sim$ 1.1兆秒差距。我们讨论了集群的无线电和X射线性质的框架内提出的巨型无线电晕模型。如果一个合并是导致无线电发射，尽管存在一个冷的核心，我们建议它应该离轴，或在早期阶段，或一个小的。
2014-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Phase-space structure of cold dark matter halos inside splashback: multi-stream flows and self-similar solution
利用宇宙学$N$ -体模拟中吸积粒子在晕上的运动，研究了冷暗物质（CDM）晕的径向相空间结构。在CDM宇宙学中，维里化晕的形成通常会产生径向焦散，然后在晕内产生吸积暗物质的多流流动。特别是，称为回溅半径的最外焦散的半径在密度分布的斜率中表现出急剧下降。在这里，我们专注于多流结构的CDM晕内的溅回半径。为了分析这一点，我们使用和扩展的SPARTA算法开发的Diemer。通过跟踪吸积到晕上的粒子轨迹，我们计算出它们的远心通道数，然后用它来揭示暗物质粒子的多流流动。由此产生的径向相空间中的多流结构进行比较，由Fillmore和Goldreich为每个晕的自相似解决方案的预测。我们发现，$\sim30\%$的模拟晕满足我们的标准被视为是很好地拟合的自相似的解决方案。自相似解中的拟合参数表征晕的物理性质，包括质量吸积速率和最外焦散的大小（即，回溅半径）。我们详细讨论了这些拟合参数和直接从$N$ -身体模拟中提取的其他措施的相关性。
2020-02-10 astro-ph.CO
Halo assembly in cold and warm dark matter during the JWST frontier epoch
本文利用CDM与WDM的N体模拟比较高红移晕坍缩时间，发现坍缩延迟与后代晕质量反相关，JWST在无助于透镜观测时难以区分两种宇宙学。
2023-06-01 astro-ph.CO
Observing the End of Cold Flow Accretion using Halo Absorption Systems
我们使用宇宙学SPH模拟来研究两个银河系大小的星系中的冷吸积气体，通过宇宙时间z=0。我们发现，气体合并和冷流吸积的结果在星系晕中的冷气体的显着数量。一旦星系超过临界质量，形成稳定的激波，Mvir = Msh ~ 10^12 Msun，这种冷的环星系成分就会急剧下降。在达到Msh之前，星系经历冷模吸积（T<10^5 K），并在吸积气体中显示出中等程度的高覆盖率：当R为10^16 cm^-2时，f_c ~ 30-50%<50 co-moving kpc and N_HI>。这些值比观测到的覆盖分数要低得多，这表明外流气体（不包括在这里）在模拟具有真实气体晕的星系中很重要。在超过Msh阈值约500 Myr内，每个星系都会转变为热模式气体吸积，f_c下降到约5%。在覆盖分数的急剧转变主要是晕质量的函数，而不是红移。这个签名应该是可检测的吸收系统的研究，目标星系不同的主机质量，并可能提供一个直接的观测示踪剂的过渡，从冷流吸积到热模式吸积的星系。
2011-06-06 astro-ph.CO
Properties of gas in and around galaxy haloes
我们研究了星系晕内部和周围气体的性质作为半径和晕质量的函数，主要集中在z = 2，但也显示了一些结果z = 0。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OverWhelmomentally大型模拟项目。冷模和热模气体的性质，我们根据它在河外时的温度是否高于10^5.5 K来区分，在大质量晕的外部（维里温度>> 10^5 K）是可以清楚区分的。冷态气体和热态气体之间的差异类似于流入气体和流出气体之间的差异。冷模气体主要局限于与扩散的热模气体近似处于压力平衡的凝块细丝。除了更冷和密度更大之外，冷模式气体通常具有更低的金属含量，并且更有可能坠落。然而，即使对于给定的模式和固定的半径和晕质量，气体性质的差异也很大，这使得不可能对单个气体云做出强有力的陈述。金属线冷却在中央星系附近引起强烈的冷却流，这使得很难区分内晕中通过冷模式和热模式吸积的气体。更强的反馈导致更大的流出速度，并将热模气体推向更大的半径。气体性质的演变，如预期的维里参数，这也可以解释许多气体性质的依赖晕质量。我们认为，冷流穿透热晕是可观察到的高柱密度HI莱曼α吸收系统在视线附近的大规模前景星系。
2012-07-18 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
Simulating the complexity of the dark matter sheet II: halo and subhalo mass functions for non-cold dark matter models
我们提出了“片+释放”的模拟，可靠地遵循暗物质结构的演变和以下的暗物质自由流的规模，在传统的N体模拟的不稳定性创造了大量的虚假人工晕。我们的模拟样本的功率谱截止函数，通过半模尺度$k_{\rm{hm}}$和斜率参数$β$参数化的大范围。这个参数空间可以代表许多非冷暗物质模型，包括热遗迹暖暗物质，不育中微子，模糊暗物质，和ETHOS模型的重要部分。结合这些模拟与额外的N体模拟，我们发现以下结果。(1)即使在消除假晕之后，强抑制区（$n_{\rm{X}}/n_{\rm{CDM}} < 5\%$）中的晕质量函数仍然不确定，因为它强烈依赖于晕的定义。在这些质量尺度上，传统的晕发现者主要识别未绑定的，高度拉长的，由潮汐场主导的，或远离维里化的超密度。(2)然而，抑制小于20倍的制度对这些不确定性是相当鲁棒的，并且可以从合适的N体模拟可靠地推断出。(3)参数化的抑制中的晕和subhalo质量函数通过规模的抑制达到$20\%$，$50\%$和$80\%$，我们提供了简单的公式，使许多非冷暗物质模型的预测。(4)在我们的片+释放模拟晕质量浓度关系同意与以前的结果的基础上N体模拟。(5)在一般情况下，我们证实了以前的N体研究的暖暗物质模型的有效性，在很大程度上消除了对人工晕的影响的担忧。
2021-10-19 astro-ph.CO
A test of invariance of halo surface density for FIRE-2 simulations with cold dark matter and self-interacting dark matter
Indian Institute of Technology, Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
本文通过FIRE-2模拟测试了冷暗物质和自相互作用暗物质在不同星系质量下的晕表面密度不变性，并验证了其与观测结果的一致性。
2026-02-27 astro-ph.CO
Universal multi-stream radial structures of cold dark matter halos
该研究通过宇宙学N体模拟追踪粒子轨迹，发现冷暗物质晕的多流径向密度剖面具有普适的双幂律结构，且该结构不依赖于晕质量、浓度或吸积率，并指出需考虑角动量分布或并合等复杂性。
2023-06-21 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold and Warm Dark Matter Halos
我们利用一套宇宙学模拟来研究暗物质晕的质量-浓度-红移关系$c({\rm M},z)$。我们的模拟包括标准的$Λ$ -冷暗物质（CDM）模型，以及与热暖暗物质（WDM）方案一致的截断功率谱的额外运行。我们发现，CDM和WDM晕的质量分布是自相似的，以及近似的Einasto配置文件。CDM晕的$c({\rm M},z)$关系是单调的：在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小;在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小。CDM晕的质量吸积历史（MAH）也是无标度的，可以用来直接推断浓度。这些结果并不适用于WDM晕：他们的MAH不是无标度的，因为功率谱抑制所施加的特征尺度。此外，WDM $c({\rm M},z)$关系是非单调的：浓度在截断尺度决定的质量尺度处达到峰值，并在更高和更低的质量处降低。我们表明，组装历史的晕仍然可以用来推断其浓度，只要被认为是其祖先的总质量（“崩溃的质量历史”; CMH），而不仅仅是它的主要祖先。这利用CMH的无标度性质，导出一个简单的标度，再现质量浓度红移关系的CDM和WDM晕的质量和红移的巨大范围内。因此，我们的模型提供了一个强大的帐户的质量，红移，宇宙学和功率谱依赖的暗物质晕浓度。
2016-05-10 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold Dark Matter Halos
我们使用千禧年模拟系列研究平衡态冷暗物质（CDM）晕的质量和红移浓度的依赖关系。我们扩展了早期关于晕质量分布和组装历史之间关系的工作，以展示后者如何用于预测所有质量和任何红移的晕的浓度。我们的结果澄清了浓度和晕的"坍缩红移“之间的联系，以及为什么浓度仅通过无量纲的"峰高”质量参数$ν(M,z)=δ_{\rm crit}(z)/σ(M,z)$依赖于质量和红移。我们结合这些结果与分析质量吸积的历史外推的$c(M,z)$关系，难以达到通过直接模拟的质量制度。我们的模型预测，在给定的$z$，$c(M)$应系统地偏离一个简单的幂律在高质量，其中浓度接近一个恒定值，并在低质量，其中浓度大大低于预期从外推公布的经验拟合。这种校正可以将子结构的预期自湮灭增强因子降低约一个数量级。该模型还再现了$c(M,z)$依赖于宇宙学参数的早期工作中报道，从而提供了一个简单而强大的帐户之间的关系，宇宙学和质量浓度红移关系的CDM晕。
2013-12-03 astro-ph.CO
Discovery of Megaparsec-Scale, Low Surface Brightness Nonthermal Emission in Merging Galaxy Clusters using the Green Bank Telescope
我们目前的结果在1.4 GHz的绿岸望远镜观测到的12个X射线明亮的集群。在减去点源之后，我们达到0.01（0.006）microJy/sq的中值（最佳）1-sigma噪声水平。arcsec，并发现一个显着过量的扩散，低表面亮度的12个集群中的11个发射。我们目前的初始1.4 GHz的超大型阵列的结果Abell 2319。我们发现：（a）四个新探测到的暂时归类为两个晕（A2065，A2069）和两件遗物（A2067，A2073）;（b）在1.4 GHz首次探测到A2061中的射电晕，使其成为可能的超陡频谱晕（c）在晃动的小合并星系团A2142中有一个~2 Mpc的射电晕，（d）在A2319中有一个大于2倍的巨型射电晕范围和亮度增加;（e）综合射电通量增加约7倍，A1367外围极化射电遗迹的观测范围增加> 4倍，达到约600 kpc;（f）三个星团的性质不明确的显著过量发射。我们的射电晕探测结果与著名的X射线/射电光度相关性一致，但比预期的更大更暗。体平均同步辐射发射率比以前的特征值低1-2个数量级。一些光环状的检测可能代表以前看不见的，非常低的表面亮度发射或混合物的冲击结构和次百万秒差距尺度的湍流区域。五个试验性的晕中有四个包含一个或多个X射线冷锋，表明气体晃动和大尺度粒子加速之间可能存在联系。我们看到了在A2061和A2067之间可能存在星系团间灯丝的证据。对于我们最微弱的探测，…
2013-11-13 astro-ph.CO
