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
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect
我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。
2012-09-25 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
Influence of baryons on the orbital structure of dark matter haloes
我们使用一套最先进的高分辨率宇宙学流体动力学模拟--超大规模模拟（OverWhelmingly Large Simulations，OWLS），研究了在形成过程中由重子在暗物质晕上留下的动力学特征.我们提出了一个详细的研究实施反馈处方的影响，轨道上的暗物质粒子，恒星粒子和subhaloes，分析运行没有反馈，与恒星的反馈和反馈从超大质量黑洞。我们关注的是在z = 0（2）时维里质量约为6 x 10^{13}（~ 7 x 10^{11}）Msun/h的晕的中心区域（0. 25 r_{200}）。我们还研究了这些晕的轨道内容（不同轨道类型的相对分数）如何取决于几个关键参数，如它们的质量，红移和动力学状态。这些模拟的轨道内容的频谱分析的结果进行了比较，并量化的盒，管和不规则轨道的分数的变化。在宇宙学模拟中发现盒形轨道支配着暗物质晕的轨道结构。盒子轨道的分数与中心重子分数之间有很强的相关性。虽然辐射冷却的作用，以减少部分的盒子轨道，强反馈的实施结果在一个类似的轨道分布的暗物质唯一的情况。恒星粒子所描述的轨道内容被发现是非常相似的，从暗物质粒子的轨道，这表明，要么他们已经忘记了自己的动力学历史，或者说，subhaloes带来的恒星是没有偏见的主要分布方面显着。的subhaloes的轨道内容是在广泛的协议，在粒子分布的外部区域看到的。
2012-04-23 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 formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
Numerical convergence of simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of cold dark matter haloes
我们研究了数值参数对在无碰撞宇宙学模拟中形成的冷暗物质晕性质的影响。我们量化的收敛在中间球平均圆速度分布的晕广泛变化的粒子数，以及在统计的结构标度关系和质量函数。与先前专注于单个晕的工作一致，我们的结果表明，宇宙学模拟在广泛的引力软化参数$ε$范围内产生鲁棒的晕特性，条件是：1）$ε$不大于“会聚半径”$r_{\rm conv}$，其由2体弛豫决定并由粒子数确定，以及2）采取足够数量的时间步长以精确地解析具有短动力学时间的粒子轨道。提供这些条件得到满足，中值圆速度分布收敛到$\approx 10$的百分之半径超过当地2体弛豫时标超过哈勃时间的一个因素$κ\equiv t_{\rm relax}/t_{\rm H}\gt 0.177$，与更好的收敛达到更高的$κ$。我们提供了分析估计的$r_{\rm conv}$，建立在以前的尝试在两个方面：第一，通过突出其明确的（但弱）软化依赖，第二，通过提供一个更简单的标准，其中$r_{\rm conv}$是完全由平均粒子间间距，$l$ ;例如，比$10$百分之收敛圆速度为$r\gt 0.05\,l$。我们展示了如何使用这些分析标准来评估收敛的暗物质晕作为其质量或最大圆周速度的函数的结构标度关系。
2019-07-11 astro-ph.CO
Effects of Baryon Mass Loss on Profiles of Large Galactic Dark Matter Haloes
我们进行了受控的数值实验来评估重子质量损失对大星系暗物质晕内部结构的影响。这种质量驱逐是为了模拟超新星和活动星系核的反馈，以及恒星星族的演化。这项研究特别是意味着大规模的早期型星系的前体，其中强烈的活动星系核反馈（通常被称为“类星体模式”的星系形成模型）已被提出，以消除在短时间尺度上，几个动力学时间的顺序，他们的重子的相当大的一部分。在之前的论文中，我们评估了这一过程对星系结构的观测结果（大小增加）（Ragone-Figueroa & Granato 2011）。在这里，我们集中在银河系区域的暗物质的分布。结果表明，DM晕的内部区域扩大，其密度分布由一个相当大的量，几乎没有依赖于驱逐时标。我们还评估了常见的近似治疗重子组件作为一个潜在的，在强度变化没有任何变化的形状。这种近似导致了对晕膨胀及其斜率变平的一些低估。我们的结论是，在ETG的尖形密度剖面可能很难调和与有效的AGN（或恒星）的反馈在这些系统的演化过程中。
2012-04-17 astro-ph.CO
The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe
银河系冷暗物质晕的高分辨率N体模拟表明，我们应该期望在银河系周围找到一些卫星星系，其晕的最大圆周速度超过40公里。然而，除了麦哲伦云和人马座矮星，它们可能存在于比这更大速度的subhaloes中，银河系的明亮卫星似乎都存在于最大圆周速度低于40公里的subhaloes中。正如Boylan-Kolchin等人最近强调的那样，这种差异意味着，在冷的暗物质星系晕中，大多数质量最大的次晕过于集中，与明亮的银河系卫星的运动学数据不一致。在这里，我们表明，没有这样的差异存在，如果晕是由温暖的，而不是冷的暗物质，因为这些晕是不太集中的帐户，其通常较晚的形成时代。温暖的暗物质是对观测到的卫星运动学的几种可能解释之一。
2012-01-16 astro-ph.CO
The Radius of Baryonic Collapse in Disc Galaxy Formation
在盘状星系形成的标准图像中，重子和暗物质受到相同的潮汐力矩，因此它们的初始比角动量大致相同。然而，观测表明盘状星系的比角动量通常只有它们的暗物质晕的一半。我们认为这并不一定意味着重子在形成星系时会失去这么多特定的角动量。相反，它可能表明星系与其宿主晕的内部区域最直接相关，正如在晕内部的重子首先坍缩的情况下所预期的那样。一个极限的情况下检查理想化的假设下完美的角动量守恒。也就是说，我们确定的密度对比度三角洲，相对于宇宙的临界密度，其中暗物质晕需要被定义，以具有相同的平均比角动量的星系，他们的主机。在假设星系通过其特征旋转速度与晕相关的情况下，所需的Delta约为600。该Δ对应于平均晕半径和质量，其分别为维里值的~60%和~ 75%（即，对于Delta = 200）。我们把这个半径称为重子坍缩半径R_BC，因为如果比角动量完全守恒，重子将从其中产生，由于涉及复杂的胃物理，它不可能是简单的阶跃函数，因此我们把它作为有效半径。总之，预测的初始和观测到的星系最终比角动量之间的差异，这是传统上归因于角动量损失，可以更自然地解释为一个偏好的重子坍缩在R_BC内，可能有一些后来的角动量转移。
2012-05-01 astro-ph.CO
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
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
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
Virialization of high redshift dark matter haloes
我们提出了一个研究结果的维里态的高红移暗物质晕的N体模拟。我们发现，大多数的崩溃，束缚晕在我们的研究（$z=15-6$）中的任何红移切片没有维里化，并有多余的动能。在这样的红移下，合并仍然很猖獗，而且这些晕不能严格地被当作孤立系。为了评估这种多余的动能是否来自环境，我们在维里方程中明确地包括了表面压力项，并放松了晕边界处密度为零的假设。在包含表面项后，我们发现晕更接近于维里化，然而，它们仍然有一些多余的动能。我们报告的维里比的趋势，包括额外的表面项与三个关键的晕属性：自旋，环境和浓度。我们发现，更接近邻居的晕离开更多的维里化，以及更大的自旋参数的晕。我们的结论是，除了在最低的质量（$M < 10^6 \Msun$），暗物质晕在高红移不完全维里化。这一发现对于在这些高红移下的星系形成具有有趣的意义，因为多余的动能将影响随后的重子坍缩以及第一个盘和/或重子结构的形成。
2011-06-03 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
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Giant cold satellites from low-concentration haloes
银河系环形山II和Antlia II的矮卫星星系由于其大尺寸和低速色散，具有不寻常的低动力学质量密度。以前的工作未能确定$Λ$ CDM框架内的形成方案，并调用核心暗物质晕，潮汐处理。我表明，潮汐演化的$Λ$ CDM NFW晕是丰富的比以前认识到：潮汐加热导致的最内层地区的晕，达不到的质量浓度关系显着扩大，导致形成巨大的，运动学上冷的卫星，如火山口II和Antlia II。此外，当卫星到达远心点时，潮汐外的物质会导致更膨胀的外观。当存在时，就像较大的Antlia II一样，由于其稍微热的运动学和视线速度梯度，可以识别名义上未结合的材料。与其他形成的假设相反，陨石坑II和Antlia II可能经历了非常小的质量损失，事实上，正如它们所观察到的金属丰度所暗示的那样。如果它确实是NGC 1052的卫星，那么低浓度晕的潮汐演化可能同样导致了NGC 1052-DF 2的形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The COpernicus COmplexio: Statistical Properties of Warm Dark Matter Haloes
Bulbul等人（2014 a）和Boyarsky等人（2014 a）最近从星系和星系团中心探测到的3.5 keV X射线线被解释为7 keV无菌中微子衰变的发射，这些中微子可能构成（温暖的）暗物质（WDM）。作为哥白尼COmplexio（COCO）计划的一部分，我们调查的暗物质晕形成的高分辨率宇宙学$N$ -体模拟的初始条件类似于宇宙中的预期，其中暗物质由7千电子伏的不育中微子。该模拟及其冷暗物质（CDM）对应物具有$\sim13.4$ bn粒子，每个粒子的质量均为$\sim 10^5\, h^{-1} M_\odot$，提供了有关晕结构和演化的详细信息，直至矮星系质量尺度。COCO-暖区小尺度非线性结构（$M_{200}\, \leq\, 2 \times 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$）的形成比COCO-冷区稍晚。在WDM模型中，目前的晕质量函数在质量$\sim 2 \times 10^{9}\,h^{-1}\,M_\odot$处开始下降到低于CDM对应物，并且非常迅速地向更低的质量下降，使得COCO-暖比COCO-冷中质量$M_{200}= 10^{8}\,h^{-1}\,M_\odot$的晕少五倍。在COCO暖星系中，矮星系尺度上的晕浓度相应较小，我们提供了一个简单的函数形式来描述其随红移的演化。在这两种情况下，晕的形状是相似的，但COCO-Warm中最小的…
2015-07-09 astro-ph.CO
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differences in baryonic and dark matter scaling relations of galaxy clusters: A comparison between IllustrisTNG simulations and observations
本研究对比SPT-SZ巡天观测与IllustrisTNG模拟的星系团重子标度关系，验证大质量暗晕的自相似性，发现约14%的缺失重子来源，为缺失重子问题提供互补解释。
2025-05-02 astro-ph.CO
The influence of baryons on low-mass haloes
本文利用三组对比模拟研究重子物理对10^4-10^7 M_⊙低质量暗物质晕的影响，发现再电离加热会驱逐气体，使晕质量函数降低约30%、暗物质湮灭信号减弱约40-60%。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the coldness of the local Hubble flow: the role of baryons
我们的目的是研究重子的存在是否会对已被证明是“冷”的局部哈勃流的性质产生任何重大影响。我们在标准LCDM宇宙学中使用两个宇宙学变焦模拟，在相同的初始条件下，研究了在~7 Mpc/h的球体内局部类群系统的形成。第一个是一个纯暗物质模拟（runDM），而一个完整的治疗重子的物理介绍在第二个（runB）。我们发现，在runB中识别的星系和它们相应的暗物质晕在runDM中有非常相似的空间分布和大尺度上的动力学性质。然后，当分析两次模拟中的速度场和与纯哈勃流的偏差时，即当计算运行DM中星系的特有速度σ*（R）及其相应的暗物质晕的速度的色散时，我们发现距离R=1到8 Mpc没有特别的差异。结果表明，当暗物质晕的最大圆周速度Vc为$\ge$ 30 km/s时，对应于runB中的一群暗物质晕，可以从纯暗物质模拟中估算出“真实”的σ*（R）值，平均误差为3 km/s。通过研究哈勃流在距离R~0.7到3 Mpc处的性质，我们还发现，使用适用于LCDM的球形下落模型，对零速度表面R 0半径处封闭的总质量的估计至少会被低估50%。
2010-06-14 astro-ph.CO
Subhaloes in Self-Interacting Galactic Dark Matter Haloes
我们提出了N体模拟的一类新的自相互作用的暗物质模型，不违反任何天体物理的约束，由于非幂律的速度依赖的转移截面，这是出于Yukawa新的规范玻色子相互作用。具体来说，我们专注于形成银河系般的暗物质晕从水瓶座项目，并重新模拟它的一对夫妇的代表性情况下，在允许的参数空间的这个新模型。我们发现，在这些情况下，主晕只发展出一个小核心（~1 kpc），随后的密度分布与该半径之外的标准冷暗物质场景相同。无论是subhalo质量函数，也不是subhaloes的径向数密度在这些模型中被改变，但有一个显着的变化，在形成一个大密度的核心，导致subhaloes的内部密度结构。因此，最大的大规模subhaloes的内圆速度剖面显着不同的冷暗物质的预测，我们证明，他们是兼容的观测数据的最明亮的银河系dSphs在这样一个速度依赖的自我相互作用的暗物质的情况。具体来说，与冷暗物质的情况相反，没有比从银河系dSphs的运动学推断的更集中的暗晕。我们的结论是，这些模型提供了一个有趣的替代冷暗物质模型，可以减少最近报道的最明亮的银河系卫星和冷暗物质模拟中发现的密集subhaloes之间的紧张局势。
2012-06-26 astro-ph.CO
The inner structure of haloes in Cold+Warm dark matter models
我们分析了冷加暖暗物质宇宙学（CWDM）中暗物质晕的性质。我们研究了它们对热粒子的分数和速度色散的依赖性，保持自由流尺度固定。为此，我们考虑三种具有相同自由流的模型：（1）90% CDM和10% WDM的混合物，质量为1 keV;（2）50% CDM和50% WDM的混合物，质量为5 keV;（3）纯WDM，质量为10 keV。“暖”粒子重新调整了费米-狄拉克原始速度谱（就像非共振产生的无菌中微子一样）。我们比较了这些模型之间的晕的性质，并与LCDM具有相同的宇宙学参数。我们证明，虽然这些模型具有相同的自由流长度和物质谱的抑制是相似的尺度探测莱曼-α森林同动波数k<3-5 h/Mpc），所产生的性质与质量低于1 e11 Msun的晕是不同的，由于不同的行为，在较小的尺度上的物质功率谱。特别是，我们发现，虽然星系的数量保持不变，在LCDM的情况下，他们的密度分布变得不那么集中，因此在更好的协议与目前的观测限制。我们的研究结果意味着，这些模型的一个单一的参数（如自由流长度）的描述是不够的，以充分捕捉他们的结构形成过程中的影响。
2012-10-01 astro-ph.CO
The contribution of massive haloes to the matter power spectrum in the presence of AGN feedback
本文利用cosmo-OWLS和BAHAMAS模拟，研究了AGN反馈对不同质量晕物质功率谱的影响，发现反馈通过喷射物质抑制了各质量晕的功率，并提出一个无自由参数模型，将功率抑制预测精度提升至百分比水平。
2023-09-12 astro-ph.CO
The impact of baryons on the internal structure of dark matter haloes from dwarf galaxies to superclusters in the redshift range 0<z<7
本研究结合IllustrisTNG与MillenniumTNG模拟，在0<z<7红移、10^9.5-10^15.5太阳质量的晕质量范围内，揭示了重子对暗物质晕浓度-质量关系的影响机制，并给出可用于纯暗物质模拟的经验拟合公式。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Robust PCA and MIC statistics of baryons in early mini-haloes
提出了一种基于鲁棒主成分分析（RPCA）和最大信息系数（MIC）的新方法，研究晕重子性质与红移的关系。我们的数据是由一组不同的物理量的原始小晕：暗物质质量（$M_{\mathrm{dm}}$），气体质量（$M_{\mathrm{gas}}$），恒星质量（$M_{\mathrm{star}}$），分子分数（${\mathrm{x_{mol}}}$），金属丰度（$Z$），恒星形成率（SFR）和温度。我们发现，$M_{\mathrm{dm}}$和$M_{\mathrm{gas}}$的方差是占主导地位的因素，特别是在高红移。尽管如此，随着第一批恒星和后续反馈机制的出现，${\mathrm{x_{mol}}}$、SFR和$Z$开始发挥更大的作用。标准主成分分析给出的三个主成分（PC）能够解释任何红移下97%以上的数据方差（两个PC通常占不低于92%），而RPCA分析的第一个PC解释了整个红移范围内不低于84%的总方差（两个PC在任何时候都能解释$ \gtrsim 95$ %）。我们的分析还表明，所有气体性质与$M_{\mathrm{gas}}$的相关性比与$M_{\mathrm{dm}}$的相关性更强，而$M_{\mathrm{gas}}$与${\mathrm{x_{mol}}}$的相关性比与$Z$或SFR的相关性更深。这表明气体分子含量在启动恒星形成和随后的原始星系中来自第III族和第II…
2014-03-11 astro-ph.CO
Multi-stream radial structure of cold dark matter haloes from particle trajectories: deep inside splashback radius
该研究通过宇宙学 $N$ 体模拟追踪暗物质粒子轨迹，按远心点经过次数揭示 splashback 半径内 CDM 晕的稳定双幂律多流径向结构。
2023-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: characteristics of galaxies and haloes
我们讨论的宇宙学流体动力学模拟的星系形成与新的移动网格代码AREPO，这承诺更高的精度相比，传统的SPH技术，已被广泛用于这个问题。我们使用一套相同的物理在相应的模拟进行了测试良好的SPH代码GADGET，也采用相同的高分辨率重力求解器。因此，我们能够比较两个模拟集上的对象，对象的基础上，使我们能够干净地隔离不同的流体动力学方法对星系和晕属性的影响。在随附的论文中，我们重点分析了模拟代码预测的全局重子统计数据（Vogelsberger等人，2011）以及强调流体动力学方案之间差异的补充理想化模拟（Sijacki等人，2011）。在这里，我们研究它们对模拟星系及其周围晕的重子性质的影响。我们发现，AREPO导致显着更高的恒星形成率的星系在大规模的晕和更广泛的气体盘在星系中，这也具有更薄，更光滑的形态比他们的GADGET同行。因此，在AREPO中形成的星系比它们的SPH对应星系具有更大的尺寸和更高的比角动量。AREPO中更有效的冷却流在晕中心产生更高的密度和更低的熵（在晕外围则相反），导致大质量星系的恒星形成率更高。虽然这两个代码同意接受的准确度上的一些重子性质的宇宙结构，我们的研究结果清楚地表明，星系形成模拟大大受益于使用更准确的流体力学技术，如AREPO。
2012-07-23 astro-ph.CO
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter response to galaxy formation
我们已经重新模拟了宝瓶座计划的六个星系大小的晕，包括金属依赖冷却，恒星形成和超新星反馈。这使我们不仅可以研究暗物质晕如何响应星系形成，而且还可以研究这种响应如何受到晕组装历史细节的影响。与以前的工作一致，我们发现重子凝聚导致增加的暗物质浓度。暗物质密度分布在不同的晕圈形状上有很大的不同，但在所有情况下，速度色散随半径单调减小。一些晕显示出近似恒定的暗物质速度各向异性与$ β\approx 0.1-02$，而其他保留的各向异性结构的重子自由版本。我们的大多数晕在它们的内部区域变得近似扁圆，尽管少数保留了它们的无耗散对应物的形状。当包含重子时，赝相空间密度随蚀变斜率半径的变化服从幂律。暗物质密度分布的形状和浓度不能很好地再现已发表的绝热收缩模型。我们发现，在我们的晕的密度和运动学结构的显着传播似乎与它们的形成历史的差异。这种差异已经影响了无重子模拟的最终结构，但它们因包含重子而得到加强，并产生了新的特征。在星系内部的暗物质结构可以用来约束宇宙学模型或暗物质的性质之前，需要更好地理解星系形成的细节。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic metal invaders: Intergalactic OVII as a tracer of the warm-hot intergalactic medium within cosmic filaments in the EAGLE simulation
目前对热（log T（K）> 5.5）的温热星系际介质（WHIM）的观测状况还不完全。虽然最近通过堆叠大量宇宙网细丝进行的观测已经产生了统计学意义上的探测结果，但对单个物体的直接测量仍然很少。由于缺乏这样的样本，目前无法对由热WHIM组成的宇宙重子内容进行强有力的分析，这可能有助于解决宇宙学上的重子缺失问题。为了改进对失踪重子的搜索，我们使用了EAGLE模拟。我们的目标是了解宇宙网络中高度电离金属的富集和分布。我们检测到的细丝，通过应用Bisous形式主义的模拟星系，其特征在于空间分布以及质量和体积分数的辅助氧和OVII。然后，我们构建了OVII柱密度图，并用Athena X-IFU确定其可检测性。然而，氧气和OVII数密度下降迅速超过维里半径的晕，低于可检测的水平在700千秒差距。因此，只有约1%的长丝体积以可检测的密度填充有OVII。OVII的这种非均匀分布使其用于追踪丢失的重子变得复杂。相反，OVII在光环周围形成狭窄的信封。这种局部性质导致在SDSS灯丝目录中使用Athena X-IFU检测星系际OVII的机会很低（每视线10-20%）。对于来自4 MOST调查的未来长丝样品，机会增加到约50%的水平。尽管如此，根据EAGLE的结果，这不足以最终解决重子缺失的问题，因为它将被限制在晕维里半径的几倍。幸运的是，在热WHIM中，晕周围的体积是密集的，追踪它可以将仍然缺失的重子的…
2023-01-18 astro-ph.CO
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of (not just) dark matter haloes
利用GIMIC计划的一对高分辨率宇宙学模拟，研究了Lambda CDM宇宙学中重子对结构和子结构丰度的影响。两个模拟都使用相同的初始条件，但是一个只包含暗物质，另一个也包含重子。我们发现，与纯暗物质模拟相比，气体压力、再电离、超新星反馈、剥离和截断吸积系统地降低了总质量和结构丰度，使其低于~10^12太阳质量。考虑到这一点，并采取适当的检测阈值降低了观测到的星系的丰度与最大圆周速度低于100公里/秒，显着减少报告之间的差异Lambda CDM和测量的HI速度函数的ALCAFA调查。我们还表明，恒星质量在10^5 ~ 10^7太阳质量之间的星系，其恒星质量与总质量的比值增加了约2倍，这是根据（次）晕质量函数与观测星系质量函数的丰度匹配推断出来的。此外，我们发现，低质量的subhaloes的一个重要部分是完全没有恒星。考虑到10^10太阳质量以下的暗晕的存在，进一步减少了可观测天体的丰度，并导致在10^9 - 10^10太阳质量的晕中星系的恒星与总质量比的推断增加了2 - 10倍。这在很大程度上调和的丰度匹配结果与个别矮星系的运动学在λ-CDM。我们提出了近似修正的对象的质量来自纯暗物质计算占重子效应。
2013-04-24 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$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$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The size evolution of galaxy discs formed within Lambda Cold Dark Matter haloes
通过星系演化模型，我们探索的直接后果的LCDM宇宙演化的星系盘的大小演化，有意避免中间（不确定的）天体物理过程的介绍。基于旋转曲线的形状和简单性准则的指导下，我们采用平均星系质量重子分数为0.03。为了研究一般行为，只分析具有平均初始条件的模型。恒星和B波段的有效半径，R* 和RB，个别星系的增长显着与时间（由内而外盘形成）的法律，是弱依赖于质量，M*，或光度，LB。然而，在固定M* 时，R* 随z的变化是缓慢的;对于z<2.5，R*（M*=const）~（1+z）^-0.4。另一方面，在固定LB下，RB随z的变化很强，类似于单个模型的RB递减规律;当z<0.75时，RB（LB=const）~（1+z）^-0.85，当z> 0.75时，RB（LB =const）~（1+z）^-1.1。我们还发现，在z=0时，R* ~ M*^0.38，RB ~ LB ^0.40，这些关系的斜率在z ~ 3时几乎保持不变。我们的预测是在合理的协议与观测推论的典型半径变化与z的晚型星系更明亮（质量）比高值所施加的选择效应。该模型似乎也是一致的，在大的散射，RB和LB值从非完整的样本的子L * 晚型星系与可用的休息帧光度信息在不同的Z的。LCDM晕的性质和演化似乎是星系盘大小演化的主要驱动力。然而，模型揭示了一个潜在的困难，在解释所观察到的陡峭的RB-LB的关系相对于R*-M* 的一个，一个效果有关的良好…
2009-04-22 astro-ph.CO
The structure and assembly history of cluster-size haloes in Self-Interacting Dark Matter
我们执行暗物质的28个放松的大规模团簇大小的晕冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型的模拟，研究在大半径的模型之间的结构差异，重子物理的影响预计是非常有限的。我们发现，分布的径向轮廓的密度，椭球轴比，和速度各向异性（$β$）的晕之间的模型（在$\sim1σ$水平），即使在$\gtrsim10\%$的维里半径，如果自散射截面是$σ/m_χ=1$厘米$^2$ gr $^{-1}$的差异很大。直接与观测推断的密度剖面比较，不赞成$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$的SIDM，但在中间径向范围（维里半径的$\sim3\%$），重子物理的影响是不确定的。在这个水平的横截面，我们发现一个较窄的$β$分布在SIDM，明显偏向各向同性轨道，没有SIDM（90\%的CDM）晕有$β>0.12$在$7\%$维里半径。我们估计，通过$\sim30$（$\sim10^{15}$ M $_\odot$）松弛集群的观测样本，一旦观测不确定性提高几倍，$β$就有可能用于对SIDM施加竞争约束。我们研究了SIDM团簇中晕组装历史记忆的抑制。对于$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$，我们发现，这只发生在中央晕区（$\sim1/4$的规模半径的晕），并只为晕，组装其质量在此区域内早于形成红移$z_f\sim2$。除此之外，组装的记忆仍然存在，并以类似于CDM的方式…
2017-10-19 astro-ph.CO
The impact of the observed baryon distribution in haloes on the total matter power spectrum
即将到来的弱引力透镜调查的解释关键取决于我们的理解尺度$k < 10 h/\mathrm{Mpc}$，重子过程是重要的物质功率谱。我们研究星系形成过程的影响，使用晕模型，将恒星和气体的暗物质分布分开。我们使用的经验约束，从X射线观测（热气体）和晕职业分布模型（恒星）的重子。由于X射线观测通常不能测量$r_\mathrm{500c}$以外的热气体含量，我们改变了超过这个半径的气体密度分布。与仅含暗物质的模型相比，我们发现了$1 \%$（$5 \%$）在尺度$0.2-1 h/\mathrm{Mpc}$（$0.5-2h/\mathrm{Mpc}$）上的总功率抑制，其中较低的重子分数导致较强的抑制。我们表明，集团的星系（$10^{13} < m_\mathrm{500c} / (\mathrm{M_\odot}/h) < 10^{14}$）占主导地位的总功率在所有尺度$k \lesssim 10 h/\mathrm{Mpc}$。我们发现，$30 \%$的晕质量偏差（类似于流体静力平衡假设的预期）导致在$k = 1 h/\mathrm{Mpc}$的$4 \%$的功率抑制被低估，说明了测量准确的晕质量的重要性。相反的工作基于流体动力学模拟，我们的结论，重子效应不能再被忽略不计是不受不确定性与我们的反馈过程的理解不佳。在观测上，探测组和簇的外围将为$k \lesssim 1 h/\mathrm{…
2019-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster aperture masses are more robust to baryonic effects than 3D halo masses
星系团质量测量的系统不确定性限制了未来探测更多$10^5$星系团的宇宙学约束力。以前，我们认为，可以推断出光圈质量更准确，更精确地比3D质量，而不会损失宇宙学的约束力。在这里，我们使用重子和大质量系统（BAHAMAS）的宇宙学，流体动力学模拟表明，光圈质量也不太敏感的星系形成过程所造成的质量变化。对于具有$m_\mathrm{200m,dmo} > 10^{14} \, h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot$的晕，通过其3D晕质量进行分组，重子物理学在类似于晕维里半径的孔径内测量时，同样地影响孔径质量和3D晕质量，达到最大减少$\approx 3 \, \%$。对于代表弱透镜观测的较低质量晕轮$10^{13.5} < m_\mathrm{200m,dmo} / (h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot) < 10^{14}$和孔径尺寸$\sim 1 \, h^{-1} \, \mathrm{cMpc}$，孔径质量的减少（$\lesssim 5 \, \%$）始终小于3D晕轮质量（对于$m_\mathrm{200m}$，为$\lesssim 10 \, \%$）。晕质量的减少只是轻微的演变，由$2$百分点，红移0.25和1之间的光圈质量和$m_\mathrm{200m}$。改变强度的模拟反馈，使平均模拟热气体分数涵盖所观察到的散射推断从X射线观测，我们发…
2022-07-21 astro-ph.CO
CFHTLenS: The relation between galaxy dark matter haloes and baryons from weak gravitational lensing
我们提出了一个研究的暗物质晕质量和宿主星系的重子含量之间的关系，量化通过光度和恒星质量。我们的调查使用154度2的加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）透镜和光度数据，从CFHT遗产调查。我们采用了一个星系星系透镜晕模型，使我们能够约束晕质量和卫星分数。我们的分析仅限于红移在0.2和0.4之间的透镜。我们把晕质量和重子可观测量之间的关系表示为幂律。对于光度-晕质量关系，我们发现红色星系的斜率为1.32+/-0.06，归一化值为1.19+0.06-0.07x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的最佳拟合斜率为1.09+0.20-0.13，归一化值为0.18+0.04-0.05x10^13 h70^-1 Msun。同样，我们发现红色星系的恒星质量-晕质量关系的最佳拟合斜率为1.36+0.06-0.07，归一化值为1.43+0.11-0.08x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的相应值为0.98+0.08-0.07和0.84+0.20-0.16x10^13 h70^-1 Msun。对于红色透镜体，随光度和恒星质量的增加，卫星体所占的比例趋于减少，当恒星质量为2 × 10^9 h70^-2 Msun时，样本几乎全部为卫星体。对于蓝透镜，无论光度或恒星质量如何，卫星部分通常接近于零。这与晕质量和重子示踪剂之间较浅的关系一起，直接证实了星系-星系透镜效应，…
2013-10-18 astro-ph.CO
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: cosmological simulations with SIDM and baryons
我们将介绍BAHAMAS-SIDM，这是第一个大体积（400/h Mpc）^[3]的宇宙学模拟，包括自相互作用暗物质（SIDM）和重子物理。这些模拟很重要，主要有两个原因：1）它们包括了重子对暗物质分布的影响; 2）重子粒子可以用来制作模拟观测值，可以直接与观测值进行比较。众所周知，小岛屿发展中国家的晕圈在其中心的密度系统地低于清洁发展机制的晕圈，而且更圆。在这里，我们发现，这些变化并没有反映在气体或恒星的分布在星系团，或在他们的X射线光度。然而，引力透镜观测数据可以区分DM模型，我们提出了一个测试菜单，未来的调查可以用来测量SIDM相互作用强度。我们对模拟的星系团进行射线追踪，以产生强透镜图。包括重子增强了在SIDM模拟中不产生临界曲线的集群的透镜强度。将我们模拟的星系团的爱因斯坦半径与CLASH巡天中观测到的半径进行比较，我们发现，在1000 km/s左右的速度下，sigma/m > 1 cm^2/g的SIDM截面可能与观测到的星系团透镜不相容。
2020-06-01 astro-ph.CO
A semi-analytic study of self-interacting dark-matter haloes with baryons
本文将等温Jeans模型和绝热晕收缩模型结合成一个简单的半解析方法，计算了具有星系引力影响的自相互作用暗物质（SIDM）晕的密度分布。我们表明，该模型符合宇宙学SIDM模拟在整个核心形成阶段，直到重力热核心崩溃的发病。使用这个模型，我们表明SIDM中对重子的晕响应比CDM中更多样化，并且敏感地取决于星系大小，这在亮矮星系的结构多样性背景下是一个理想的联系。该方法的快速性使得数值模拟中的分析变得容易，特别是：1）在由重子质量比$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$和星系致密性$r_{1/2}/R_{\rm vir}$组成的细网格上，我们将SIDM晕响应作为重子性质的函数进行量化; 2）我们以高的统计精度证明了对于典型的Milky-Way类系统，SIDM轮廓与CDM轮廓相似;（3）对于给定的截面和给定的晕浓度，我们在$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$ - $r_{1/2}/R_{\rm vir}$空间中描绘了重力热核心塌陷的区域。最后，我们比较了等温金斯模型与更复杂的重力热流体模型，并表明，前者产生更快的核心形成和同意更好地与宇宙学模拟。我们属性的差异，以目标CDM晕是否被用作边界条件或重力热演化的初始条件，从而评论未来可能的改进的流体模型。我们已经在https://github.com/JiangFangzhou/SIDM上公开了我们的模型程序。
2022-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The joint evolution of baryons and dark matter haloes
我们研究了大约10^12 h^-1 M_sun质量晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。重子的存在下产生的浓度的DM晕相对于其相应的耗散运行，但我们发现，这种响应不仅取决于重子聚集在中心区域的数量，但也对他们已经组装的方式。DM和重子之间的相互影响是复杂的，因此星系的形成历史对最终的总质量分布起着重要的作用。超新星（SN）反馈不仅在中央星系而且在其卫星星系中调节恒星形成并触发星系外流。我们的研究结果表明，随着SN反馈的影响越来越强，卫星的质量越来越小，甚至更容易被动力学摩擦破坏，传递的角动量也越来越少。我们发现的迹象表明，这种角动量可以获得不仅由外部的DM晕，但也由内部的和恒星的组成部分在中央星系。后一种效应产生恒星迁移，这有助于改变内部势阱，可能对进一步DM收缩。由于这些过程的作用，当晕宿主星系具有由光滑气体吸积形成的重要盘结构时，它比当它宿主经历更多大规模合并和相互作用的球状系统时更集中。（节略）
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
