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
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
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 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
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
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 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
How Cold is Cold Dark Matter?
如果冷暗物质由粒子组成，那么根据定义，这些粒子必须是非相互作用的和非相对论的。然而，在大多数冷暗物质模型中，暗物质粒子从早期宇宙的相互作用中继承了非零的速度色散，这种速度随着宇宙膨胀而红移，但肯定保持非零。在这篇文章中，我们将模型无关的约束条件的暗物质的温度质量比，其平方根决定的暗物质速度色散。我们只假设当星系尺度还没有进入视界时，暗物质粒子在非相对论性时动力学解耦，并且它们的动量分布从那时起一直是麦克斯韦分布。在这些假设下，利用宇宙微波背景和物质功率谱观测，我们对今天冷暗物质的温度质量比设定了上限（远离坍缩结构）。这些限制意味着，目前的冷暗物质的速度色散必须小于54米/秒。冷的暗物质必须非常冷。
2014-03-31 astro-ph.CO
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 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Dynamical evolutin of quintessence dark energy in collapsing dark matter halos
本文分析了由暗物质晕坍缩引起的本质暗能量的动力学演化。不同于以往的研究，我们开发了一个数值策略，使我们能够计算的暗能量演化的整个历史的球形坍缩的暗物质晕，而不需要单独处理的线性，准线性和非线性阶段的晕形成。结果表明，暗能量扰动随红移的变化而变化，其具体行为不仅依赖于经典势，而且依赖于坍缩过程。对于团簇大小的晕，总的能量密度扰动在$10^{-6}$水平。扰动振幅随晕质量的减小而减小。在给定的红移下，暗能量扰动随到晕中心的半径而变化，并且可以是正的或负的，这取决于$\partial_t ϕ$、$\partial_r ϕ$和$ϕ$相对于背景的对比度，其中$ϕ$是精华场。对于$\partial_r ϕ$对比度占主导地位的壳层，暗能量扰动是正的，可以高达约$10^{-5}$。
2009-06-18 astro-ph.CO
Dynamical Dark Energy Properties Hidden in the Dark Matter Halos and Voids
在本文中，我们分析了基于GR的N体模拟的晕和空洞的性质进行了红移z= 0.0和z= 0.8之间的差异动力学暗能量模型（即PL和CPL）相对于LCDM。分析晕表明，PL和CPL这两个模型的行为都类似于LCDM，尽管晕的速度色散对动力学暗能量模型更敏感。此外，开发了一个空洞探测器，从模拟数据中提取空洞的属性。空隙的进一步统计模型证实，PL模型产生更大的空隙。总之，我们的新模拟表明，在区分暗能量模型方面，空洞属性优于晕属性。因此，研究结果表明，在未来的研究中，更多地利用空洞的性质来区分动力学暗能量模型。
2020-11-08 astro-ph.CO
Non-universality of halo profiles and implications for dark matter experiments
我们探索宇宙学晕晕内的质量分布的暗物质晕散射利用一个良好的解决统计样本的集群从宇宙学千年模拟。我们发现，在任何半径，球平均暗物质密度的晕（对应于“光滑成分”）和它的对数斜率是很好地描述了高斯概率分布。在小半径（尺度半径内），密度分布完全由晕浓度的高斯分布决定。暗物质晕质量径向分布的差异对于解释直接和间接的暗物质探测工作是很重要的。在质量分布的散射赋予约25%的宇宙学不确定性的暗物质密度在太阳附近和一个因素的~3的不确定性在预期的银河系暗物质湮灭流量。如果所有晕质量的浓度分布都符合高斯分布，那么晕到晕分布散射的聚集效应会导致暗物质湮灭背景中的小的（几个百分比）增强，而在对数正态浓度分布的假设下则会导致10%的增强。团簇轮廓散射的高斯性质意味着“堆叠”晕圈以改善信噪比的技术不应受到偏差的影响。
2013-03-21 astro-ph.CO
The detection of sub-solar mass dark matter halos
太阳质量以下的暗物质晕是冷暗物质理论中形成的第一个束缚物体。在这篇文章中，我将讨论目前对“微晕”的理解，它们在结构形成中的作用，以及它们潜在存在的意义，在解释暗物质实验中。
2009-05-13 astro-ph.CO
Extended Lyman-alpha emission from cold accretion streams
我们研究了红移3处冷吸积流通过Lyman-alpha（Lya）发射的可观测性以及冷吸积作为Lya斑点（LABs）主要驱动者的可行性。我们运行宇宙学变焦模拟，重点是3个质量跨越两个数量级的晕，大约从10^11到10^13太阳质量。我们使用一个版本的拉美西斯代码，其中包括紫外光子的辐射转移，我们采用了一种改进策略，使我们能够解决吸积流在其自然环境中的一个前所未有的水平。这是第一次，我们自洽模型自屏蔽的冷流从宇宙学的紫外背景，这使我们能够预测它们的温度，电离状态和Lya光度提高精度。我们发现，在太阳质量约为10^11的晕中，冷流的引力加热效率在晕的大部分区域约为10-20%，但在靠近中心的地方会达到更高的值。因此，大部分的Lya光度来自气体，这些气体集中在晕半径的20%中心，导致Lya发射没有扩展。在质量大于10^12太阳质量的更大质量晕中，冷吸积是复杂的和不连续的，引力加热不是一个稳定的过程。忽略Lya散射，局部紫外增强和SNe反馈的因素，在这些巨大的晕中单独的冷吸积可以产生在形态，范围和光度方面与观测基本一致的LAB。我们的模拟稍微和系统地过度预测LAB丰度，也许暗示这些被忽略的因素的相互作用可能对范围和光度产生负面的净影响。我们预测，从目前的观测极限的灵敏度增加几个因素，应该明确地揭示连续免费吸积流周围的大质量星系z=3。
2012-03-07 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
Feebly Self-Interacting Cold Dark Matter: New theory for the Core-Halo structure in GLSB Galaxies
本文研究了弱自相互作用冷暗物质的低能宇宙动力学，并对大质量LSB（低表面亮度）星系的核晕模型的旋转曲线提出了一个新的简单解释。我们认为冷暗物质具有真正的无碰撞性质，即在相等和复合时期之间的小尺度上存在微弱的自相互作用，为此，我们假设了一个模型，其中强耦合重子辐射等离子体从小区域的冷暗物质中逸出而不失去平衡。利用经典动力学的变质量形式的Merscerskii方程，我们得到了关于CMB各向异性振荡与重子辐射等离子体喷射速度之间的关系的新结果，这些结果为研究CMB第二峰的数值计算提供了有用的工具.在此基础上，我们分别在Jeans理论和牛顿理论中讨论了这种弱自相互作用的冷暗物质中微扰的增长，得到了冷暗物质中分数微扰增长的表达式，该表达式简化为微扰理论在后期复合时期的标准结果.我们看到了冷暗物质势的平均扰动对宇宙微波背景温度各向异性的影响，这些各向异性起源于相等和复合之间的红移，即1100 < z < z_{eq}。我们还得到了Sachs-Wolfe效应的一个表达式，即在冷暗物质势的平均扰动下，在去耦时CMB温度各向异性。
2013-08-01 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
