The overdensity and masses of the friends-of-friends halos and universality of the halo mass function
朋友的朋友算法（Friends-of-Friends Algorithm，以下简称FOF）是一种渗透算法，通常用于从N体模拟中识别暗物质晕。我们使用从渗流理论的结果表明，FOF晕的边界不对应于一个单一的密度阈值，但密度范围接近一个临界值，取决于连接长度参数，b。我们表明，对于常用的选择b = 0.2，这个临界密度等于81.62倍的平均物质密度。因此，通过FOF算法识别的晕圈包含平均过密度，该平均过密度取决于它们的密度分布（浓度），并且因此与平均过密度为~180的普遍看法相反地随着晕圈质量而变化。我们推导出了作为连接长度参数b和晕浓度的函数的过密度的解析表达式。在宇宙学模拟中确定的模拟和实际FOF晕进行的测试结果与我们的分析预测显示出很好的一致性。我们还发现，FOF算法选择的晕的质量关键取决于质量分辨率。我们发现一个渗流理论的动机公式，能够准确地纠正的依赖于粒子数的模拟实现的球形和三轴Navarro-Frenk-White晕。然而，我们发现，这种校正打破了应用到真正的宇宙学FOF晕由于存在的子结构。鉴于子结构的丰度取决于红移和宇宙学，我们预计，由于子结构对FOF质量和晕质量函数的分辨率影响也将取决于红移和宇宙学，并且通常难以校正。最后，我们讨论了我们的结果的普遍性的质量函数的影响。
2011-02-28 astro-ph.CO
Diversity and universality: evolution of dwarf galaxies with self-interacting dark matter
本文通过含暗物质与恒星的双粒子N体模拟，揭示SIDM矮星系恒星性质较CDM具有更大离散，并发现可参数化的“潮汐轨迹”普遍性。
2025-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time
我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。
2014-07-10 astro-ph.CO
On the universality of density profiles
我们使用Del Popolo（2009）描述的二次下落模型，考虑了动力学摩擦、有序和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质重子相互作用的影响，研究了有和没有重子（重子+DM和纯DM）的弛豫LCDM暗物质（DM）晕的内斜率如何依赖于红移和晕质量。我们应用引用的方法对星系尺度和星系团尺度的结构。我们发现，含有重子的暗物质晕的内对数密度斜率与晕质量和红移有显著的依赖关系，斜率范围从矮星系的0到M = 10^13M_solar的0.4和M = 10^15M_solar星系团的0.94。结构斜率随着红移的增加而增加，这种趋势减少了从星系到星系团的变化。在仅由暗物质构成的密度分布的情况下，斜率对质量和红移的依赖性非常小。在最后一种情况下，我们使用了Merrit等人（2006）的分析，他们将N体密度分布与各种参数模型进行了比较，发现分布形状随晕质量的系统变化。最后的分析表明，我们的模型获得的星系大小的晕有不同的形状参数，即不同的质量分布，比集群大小的晕，获得相同的模型。本文的结果反对由暗物质和重子构成的密度剖面的普遍性，并证实了暗物质晕的剖面形状随晕质量的系统变化的说法。
2010-12-20 astro-ph.CO
Imprints of dark energy on cosmic structure formation: II) Non-Universality of the halo mass function
在暗能量宇宙学的背景下研究了晕质量函数的普适性。这种广泛使用的近似假设质量函数可以表示为物质密度Ω_m和均方根线性密度涨落σ的函数，而不依赖于暗能量或红移的性质。为了验证这一假设，我们对不同的宇宙学模型进行了一系列15个高分辨率的N体模拟。这些包括三个LCDM宇宙学最佳拟合WMAP-1，3和5年的数据，和三个玩具模型的特点是一个Ratra-Peebles quintessence潜力与不同的斜率和数量的暗能量密度。这些玩具模型在背景和线性水平上具有非常不同的进化历史，但具有相同的sigma 8值。对于这些模型中的每一个，我们测量的质量函数从目录中的晕识别的模拟使用的朋友圈（FoF）算法。我们发现红移依赖的偏差从一个普遍的行为，远高于数值的不确定性和非随机的起源，这与线性增长因子的研究宇宙学。以球形坍缩为指导，我们证明了这种偏差是由非线性坍缩和维里化过程的宇宙学依赖性引起的。对于实际应用，我们提供了一个拟合公式的质量函数精确到5倍，在所有范围内的宇宙学研究。我们还推导出了FoF连接参数和维里超密度之间的经验关系，它可以解释大多数偏离精确普遍行为的原因。总的来说，这些结果表明，晕质量函数包含独特的宇宙学信息，因为它携带了过去宇宙演化的化石记录。
2011-01-31 astro-ph.CO gr-qc
Universality of the halo mass function in screened gravity theories
我们研究了晕质量函数作为$f(R)$、DGP和DGP引力探针的有效性。我们开发了一个扩展集的方法来概括一系列流行的HMF拟合函数从GR筛选MG，考虑HMF依赖于临界密度参数$δ_{c}$。特别是，我们提出了各种新的方法来解释变色龙筛选的环境依赖性，并通过$N$体数据将其准确性与现有方法进行比较。最后，使用嵌套抽样例程MultiNest，我们检查MG $N$体结果的两种可能的解释：它们是否可以被解释为$Λ$ CDM HMF和MG HMF是否显示任何普遍性。我们发现，MG的影响可以被解释为在$Λ$ CDM HMF-即可以被误认为GR-的最佳拟合参数的变化的拟合函数。或者，也可以颠倒这种关系来判断HMF的普适性--不是根据它对GR中的$z$、$H_{0}$、$Ω_{m}$、$Ω_Λ$的所谓不变性，而是根据它对引力基础理论的独立性。虽然我们没有发现完全通用的HMF，但参数值确实根据筛选机制的类型而聚类。结果表明，一个单一的，最适合的HMF可能会被用于每种类型的筛选，独立于MG模型中的参数。这表明，额外的复杂性的引力坍缩在屏蔽MG理论不能总是占使用GR中开发的技术。然而，变化是足够小的，它是不必要的开发新的拟合函数和校准他们在个案的基础上。
2018-11-15 astro-ph.CO gr-qc
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
Remarks on the properties of elliptical galaxies in modified Newtonian dynamics
在椭圆星系中反对MOND的两个不正确的论点可能是，在比螺旋星系大得多的加速度下，等效圆速度曲线趋于平坦，牛顿暗物质晕比螺旋星系更集中。在这里，我们比较公布的椭圆星系的暗晕的标度关系，预计MONDian幻影晕的标度关系。我们用球形轮廓表示星系的重子含量，用对数晕表示相应的MONDian幻影晕。然后，我们推导出的表面密度，中心密度和相空间密度，并将它们与出版的标度关系进行比较。我们的结论是，它是可能的，以获得平坦的圆速度曲线在高加速度MOND，这发生在该地区的圆速度曲线平坦的Jaffe轮廓描述的重子分布。此外，椭圆星系暗晕的标度关系与MOND幻晕的标度关系非常相似。
2011-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Deep learning insights into non-universality in the halo mass function
本文提出一个深度学习模型，将线性物质功率谱压缩为三个独立因子，以亚百分比精度复现 AEMULUS 模拟器的暗晕质量函数，并利用互信息揭示不同质量尺度上非普适性的宇宙学参数来源，为优化模拟器训练集设计提供依据。
2024-07-09 astro-ph.CO
Non-universality of the mass function: dependence on the growth rate and power spectrum shape
暗物质晕的丰度是研究宇宙结构生长和膨胀历史的重要手段之一。对于这个量的理论预测通常假设，当以某种形式表示时，它只取决于线性密度场的质量方差。然而，宇宙学模拟显示，这一假设被打破，导致10-20%的系统效应。在本文中，我们采用了一套专门设计的模拟进一步研究这个问题。具体来说，我们进行宇宙学N体模拟，我们系统地改变生长历史在一个固定的线性密度场，或改变功率谱形状在一个固定的生长历史。我们表明，晕质量函数一般依赖于这些数量，从而显示出一个明确的信号的非普遍性。这种效应的大部分可以追溯到同样的线性波动根据其组装历史的细节以不同的方式增长到非线性状态。利用这些结果，我们提出了一个参数化的线性增长率和功率谱形状的显式依赖。使用一个独立的模拟套件，我们表明，这个拟合函数准确地捕捉质量函数的晕宇宙跨越一个巨大的参数空间，包括大规模的中微子和动态暗能量。最后，我们利用这个工具来提高所谓的宇宙学重新标度方法的准确性，并表明它们可以在当前可行的宇宙学的整个范围内为晕质量函数提供2%的准确预测。
2021-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of Halo Shape and its Morphological Evolution across Cosmic Time
School of Physical Sciences, National Institute of Science Education and Research（国家科学教育研究所物理科学学院）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立研究所）；IISER Mohali（Mohali印度科学与教育研究院）
研究暗物质晕在不同宇宙模型中的形状演化，发现其在固定质量下随红移减小而更趋球形，且形态分布具有自相似性。
2026-04-02 astro-ph.CO
Halo Densities and Pericenter Distances of the Bright Milky Way Satellites as a Test of Dark Matter Physics
本文利用相空间分布函数方法分析银河系矮椭球星系，发现其内晕密度差异大且与近心距呈反相关，该分布与含盘势的N体模拟不符，凸显了研究暗物质微观物理的必要性。
2024-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Universality of dark matter haloes shape over six decades in mass: Insights from the Millennium XXL and SBARBINE simulations
在过去的30年里，许多观测和理论证据表明，星系团不是球形物体，它们的形状更好地描述了三轴几何。随着多波长数据质量的不断提高，对星系团的三轴研究引起了人们越来越大的兴趣，特别是在“精确宇宙学”时代。在这项工作中，我们的目标是利用Millennium XXL模拟的两个红移（z=0和z=1）的晕，在3 × 10^14 Mo/h以上的未探测质量范围内提供第一个统计上有意义的预测。这个宇宙学上的暗物质模拟的大小（4.1 Gpc）允许形成统计上显著数量的大质量星系团规模晕（M>2x10^15 Mo/h时约为500个，M>10^14 Mo/h时约为780000个）。此外，我们的目标是将这项研究扩展到更低的质量，以便在质量上接近6个数量级（从10^10到几乎10^16 Mo/h）的范围内寻找普遍的预测。为此，我们使用SBARBINE模拟，允许从10^10 Mo/h开始模拟质量晕。我们使用一个椭圆的密度过大的方法来选择晕和计算单峰的形状（约50%），而我们放弃了非放松。小到长轴和中间长轴比被发现是很好地描述了简单的功能形式。对于一个给定的质量，我们可以完全描述晕的形状，并给出关于给定宇宙学和红移的轴比分布的预测。此外，这些结果与Jing & Suto（2002）的发现存在一些分歧，后者在社区中广泛使用，尽管它们必须远超出其原始质量范围。这个“配方”在本文和一个专门的网页中向社区提供。
2014-09-30 astro-ph.CO
Constraining self-interacting dark matter with scaling laws of observed halo surface densities
已知观测到的暗物质晕的表面密度遵循一个简单的标度律，范围从矮星系到星系团，与它们的维里质量有微弱的依赖关系。在这里，我们指出，这不仅可以用来提供一种方法来确定晕质量和浓度之间的标准关系，而且还可以使用大样本的对象，以放置在暗物质的自我相互作用，可以更强大的约束比来自单个对象的约束。我们证明了我们的方法，通过考虑分布在整个晕质量范围内的约50个对象的样本，并通过模拟自相互作用的影响，以类似于以前在文献中所做的。使用来自模拟的附加输入，然后导致对每单位暗物质质量的自相互作用截面的约束约为$σ/m_χ\lesssim 0.3$ cm $^2$ /g。我们希望这些约束可以在未来得到显着改善，并更加强大，通过i）一个改进的自相互作用的影响，无论是理论和模拟比较，ii）考虑到更大的样本的对象和iii）通过减少目前仍然相对较大的不确定性，我们保守地分配给个别对象的表面密度。后者特别可以通过使用运动学观测来直接将平均晕质量约束在给定半径内来实现，而不是将数据拟合到预先选择的轮廓，然后重建质量。对于一个速度无关的横截面，我们目前的结果是正式已经有点小于范围$0.5-5$ cm $^2$ /g，已被调用来解释小尺度观测和预期之间的潜在不一致，在标准的无碰撞冷暗物质范例。
2018-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of the halo mass function in modified gravity cosmologies
我们使用一套大型的$N$ -体模拟--ELEPHANT套件研究了改进重力模型中的晕质量函数。我们考虑两个流行的超越广义相对论的场景：胡-萨维奇变色龙$f(R)$模型和Dvali-Gabadadze-Porrati膜世界（nDGP）的正常分支。我们发现，在MG，分析配方的基础上的新闻-Schechter框架提供了一个非常不准确的描述HMF。然而，我们发现，一旦HMF表示的无量纲的多重性函数，它近似地假设一个红移无关的所有模型的普适字符。利用这一属性，我们提出了通用的适合MG HMF的分数偏离$\mathrm{Λ\text{CDM}}$的情况下。我们发现两个封闭的公式，一个为$f(R)$，另一个为NDGP，提供了一个可靠的描述HMF的模拟所涵盖的质量范围。相对于$N$ -主体数据，这些数据精确到百分之几。我们测试外推潜力，我们适合对不同的宇宙学背景和质量分辨率的单独模拟，并找到非常好的精度，在$\sim 10\%$。我们的分析中一个特别有趣的发现是HMF偏差的高斯样形状，似乎在整个$f(R)$家族中普遍出现，在每个$f(R)$变体的质量方差尺度特征处达到峰值。我们将这种行为归因于环境依赖的变色龙筛选模型的特定物理学。
2022-03-18 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
How Does the Surface Density and Size of Disk Galaxies Measured in Hydrodynamic Simulations Correlate with the Halo Spin Parameter?
晚型低表面亮度星系（LSB）是一种暗淡的盘状星系，其中心最大恒星表面密度低于100 Msun/pc ^2。目前对它们起源的最有利的假设是，LSB形成于具有大角动量的快速旋转晕中。我们提出了第一个数值证据，这种情况下使用一套自洽流体动力学模拟的2.3e11 Msun星系晕，在其中我们调查的磁盘恒星/气体表面密度和自旋参数的主机晕之间的相关性。表面密度与晕旋参数λ之间存在明显的反相关，即随着晕旋参数的增大，当恒星表面密度降至0.1 Msun/pc ^2以下时，盘的截止半径单调增大，而在该半径内，盘的平均恒星表面密度减小。λ =0.03时的平均星面密度与λ =0.14时的平均星面密度之比大于15。我们表明，结果是强大的重子分数的变化，确认主机晕的角动量是一个重要的驱动程序形成的LSB。
2013-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring Gravitational Potentials from Mass Densities in Cluster-sized Halos
我们使用N体模拟来量化如何在集群大小的晕的逃逸速度映射到引力势在一个LambdaCDM宇宙。利用球形密度-势对和泊松方程，我们发现，物质密度推断的引力势剖面预测的逃逸速度剖面，对于群和星团大小的晕（10^13 < M_200 < 10^15 M_sun，相对于临界密度），精度在百分之几以内。从核心外到维里半径外都是准确的。我们明确地将一个宇宙学常数的重要性时推断的潜在的泊松方程。我们考虑了三种密度模型，发现Einasto和Gamma剖面比Navarro，Frenk和White剖面提供了更好的密度和势剖面的联合估计，而Navarro，Frenk和White剖面不能准确地表示逃逸速度。对于单个晕，测量的逃逸速度和密度推断的电势分布之间的1 σ分散很小（<5%）。最后，虽然子晕显示15%的偏差，在他们的代表粒子的速度分散配置文件，子晕逃逸速度配置文件相匹配的暗物质逃逸速度配置文件，以高精度，没有证据表明速度偏差以外的0.4r_200。
2016-12-16 astro-ph.CO
On the universality of the halo mass function beyond $Λ$CDM cosmology
本研究利用高分辨率$N$-body模拟，在$w$CDM及修改原初物理的模型下验证了friends-of-friends halo在peak height表示下的丰度普适性，发现在特定参数范围内偏离基准轨迹不超过5%。
2025-07-01 astro-ph.CO
Universal at last? The splashback mass function of dark matter halos
暗物质晕的质量函数是结构形成的最基本的统计量之一。许多理论模型（如Press-Schechter理论）都是基于这样的概念，即当用适当的变量表示时，它可以是普适的，即独立于红移和宇宙学。然而，模拟表现出持久的非普遍性的维里质量和其他常用的球形过密度定义的质量函数。我们系统地研究了广泛的质量定义的质量函数的普遍性，包括最近提出的回溅质量，Msp的第一次。我们确认，在LambdaCDM宇宙学，所有的质量定义表现出不同程度的非普遍性，增加峰值高度和达到20%和500%之间的最高质量，我们可以测试。Mvir、M200 m和Msp表现出类似的非普适性水平。然而，有两种情况下，回溅质量函数明显更普遍。首先，它们在z<2时是10%的普适性，而球形过密度定义由于暗能量而经历了演变。第二，当额外考虑具有极端功率谱的自相似宇宙学时，回溅质量函数是非常普遍的（在40%和60%之间），而它们的球形过密度对应物达到180%和450%之间的非普遍性。这些结果有力地支持了这样一种观点，即回溅半径是晕边界的物理定义。我们提出了一个简单的，通用的拟合公式的回溅质量函数，准确地再现我们的模拟数据。
2020-11-23 astro-ph.CO
Universal clustering of dark matter in phase space
我们最近介绍了一种新的统计措施的暗物质在相空间中的聚类，粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）。在两篇论文系列中，我们研究了银河大小的宝瓶座晕中$P^2SAD$的结构，构建了一个物理模型来描述它，并说明了它作为预测暗物质晕纳米结构敏感信号的强大工具的潜力。在这封信中，我们报告了一个显着的普适性的集群的暗物质在相空间中测量的$P^2SAD$内的subhaloes的主机晕跨越不同的环境覆盖范围从矮大小到集群大小的晕（$10^{10}-10^{15}$ M $_\odot$）。仿真结果表明，$P^2SAD$的普适性持有超过7个数量级，在一个2D相空间，覆盖超过3个数量级的距离/速度，与一个简单的函数形式，可以描述我们的模型。证明了$P^2SAD$的普适性，我们可以精确地预测小尺度下暗物质的非线性功率谱，一直到冷暗物质粒子的退耦质量极限。作为一个应用，我们计算的subhalo助推的湮灭暗物质在很宽的范围内的主机晕质量。
2016-01-28 astro-ph.CO
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Connecting the structure of dark matter haloes to the primordial power spectrum
基于无碰撞宇宙学N体模拟的大量工作可以追溯到20多年前，他们提出了这样一种观点，即坍缩的暗物质晕具有简单且近似通用的质量密度和伪相空间密度（PPSD）分布形式。然而，这些结果的物理起源尚未达成普遍共识。在本研究中，我们探讨了当我们改变初始条件（即，密度波动的原始功率谱）远离标准的CMB归一化的情况下，但仍然在LCDM与固定的扩展历史的上下文中。使用改变初始振幅和形状的模拟，我们表明暗物质晕的结构保留了对初始条件的清晰记忆。具体而言，增加（降低）波动的幅度增加（减少）的浓度晕，如果推得足够远，密度分布强烈偏离NFW的形式，这是一个很好的近似CMB归一化的情况下。虽然，一个Einasto形式工作得很好。PPSD（或伪熵）曲线的斜率随着功率谱振幅的增加（减小）而变陡（变陡），并表现出强烈的晕质量依赖性，而不是普遍的。因此，我们的研究结果表明，以前确定的暗物质晕的结构的普遍性主要是采用窄范围的（CMB归一化）的初始条件的模拟的结果。我们的新套件提供了一个有用的测试平台，对物理模型的起源晕结构可以进行验证。
2020-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of universality of dark matter profile from Subaru weak lensing measurements of 50 massive clusters
我们开发了一种新的方法来测量集群的透镜畸变配置文件与堆叠的缩放幅度的背景星系椭圆作为缩放的中心半径的函数，根据NFW预测每个集群，基于假设不同的集群在一个样本中遵循的通用NFW配置文件。首先，我们证明了这种方法的可行性，使用分析NFW模型和模拟晕在高分辨率$N$体模拟。然后，我们应用，作为一个概念的证明，这种方法的斯巴鲁弱透镜数据和XMM/钱德拉X射线观测的样本中的50个大规模的集群的红移范围$0.15\le z\le 0.3$，他们的晕质量范围超过一个数量级。为了估计每个星系团的NFW参数，我们使用晕质量代理关系的X射线观测值，无论是基于流体静力学平衡或气体质量，然后推断模型$c(M)$关系的晕浓度。我们评估的NFW缩放分析的性能，通过测量50集群透镜配置文件相对于NFW的预测在一个范围内的半径，$0.14\le R/[h^{-1}{\rm Mpc}]\le 2.8$的散射。我们发现了一个4 - 6 $σ$水平的证据，在50个集群的通用NFW配置文件，为两个X射线晕质量代理关系，虽然气体质量似乎是一个更好的代理底层的真实质量。通过比较的测量与模拟集群透镜考虑到斯巴鲁数据中的固有星系形状的统计误差，我们认为，额外的晕质量误差或固有散射的$σ_{\ln M_{500c}}\sim 0.2$ - $0.3$可以调和测量和模拟之间的差异。
2015-09-29 astro-ph.CO
Cosmological Simulations with Self-Interacting Dark Matter I: Constant Density Cores and Substructure
我们利用宇宙学模拟研究了自相互作用暗物质（SIDM）对从旋涡星系到星系团尺度的暗物质晕的密度分布和亚结构计数的影响，重点研究了暗物质粒子质量σ/m = 1和0.1 cm^2/g的截面模型.我们的模拟依赖于一个新的SIDM N-体算法，该算法是自洽地从玻尔兹曼方程，并再现控制数值实验中的分析预期。我们发现，良好的解决SIDM晕有恒定密度的核心，显着较低的中心密度比CDM同行。相比之下，SIDM晕的subhalo含量仅适度减少CDM相比，与抑制最大的大型主机和小晕中心距离。此外，SIDM中的大规模聚类和晕圈圆速度函数实际上与CDM相同，这意味着CDM的所有大规模成功都与SIDM同样匹配。从我们最大的截面运行，我们能够提取的核心大小和中心密度在一定范围内的晕大小的比例关系，并找到一个SIDM晕的核心半径和NFW规模半径的CDM对应之间的强相关性。我们构建了一个简单的分析模型，CDM标度关系的基础上，捕捉SIDM晕的标度关系的各个方面。我们的结果表明，在σ/m = 1 cm ^2/g模型中，晕核密度太低，与观测到的星系团、低表面亮度螺旋星系（LSB）和矮球状星系不匹配。然而，σ/m ~ 0.1 cm^2/g的SIDM似乎能够再现已报道的矮星、LSB和星系团的核心尺寸和中心密度，而不需要速度依赖性。（节略）
2012-08-15 astro-ph.CO hep-ph
Central densities of dark matter halos in FIRE-2 simulations of low-mass galaxies with cold dark matter and self-interacting dark matter
本研究利用FIRE-2模拟比较冷暗物质与自相互作用暗物质模型，发现SIDM诱导的核从中心恒密度区到外缘下降的过渡更快，密度轮廓斜率变化可区分两种核形成机制。
2025-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Substructure Hierarchy in Dark Matter Haloes
我们提出了一种新的算法，用于识别模拟暗物质晕内的子结构。该方法是Tormen等人（2004年）和Giocoli等人（2008年a）提出的方法的扩展，该方法将次晕确定为一组自结合粒子，这些粒子在被主晕的主要祖先吸积之前属于同一个祖先晕（以下称为卫星）。然而，这一定义并不占的事实，这些卫星晕本身也可能有子结构，从而产生子subhaloes等，我们的新算法确定在这个层次的所有级别的子结构，我们用它来确定所有子结构的质量函数（计数子haloes，子subhaloes等）。平均而言，最近形成的晕往往有一个较大的质量分数的子结构和集中度低于平均相同质量的晕。我们提供定量拟合这些相关性。尽管我们的算法与Gao et al.（2004）的算法有很大的不同，但我们也发现红移z = 0处单位质量的次晕质量函数是普适的。这种普遍性延伸到任何红移，只有当一个帐户的事实，即一个给定的质量的主机晕较少集中在较高的红移，和浓度和子结构丰度是反相关的。这种普遍性允许一个简单的参数化的subhalo质量函数集成在所有主机晕群众，在任何给定的时间。我们提供了分析适合这个功能，这应该是有用的晕模型分析，相当于星系晕子结构时，解释集群在大型巡天。最后，我们讨论了系统的subhalo质量函数的差异，所产生的（主机）晕质量的不同定义。
2010-01-07 astro-ph.CO
The thermal and gravitational energy densities in the large-scale structure of the Universe
随着宇宙结构的形成，物质密度涨落会因引力而坍缩，重子物质会被冲击加热和热化。因此，我们认为坍缩晕的平均引力势能密度$Ω_{W}^{\rm halo}$与重子的平均热能密度$Ω_{\rm th}$之间存在联系。这些量可以得到使用两个根本不同的估计：我们计算$Ω_{W}^{\rm halo}$使用的理论框架的晕模型，这是由暗物质统计驱动，并测量$Ω_{\rm th}$使用的Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应，探测重子的平均热压力。首先，我们推导出，在目前的时间，大约90%的$Ω_{W}^{\rm halo}$起源于大量的晕与$M>10^{13}\,M_\odot$。然后，利用我们对SZ背景的测量，我们发现$Ω_{\rm th}$约占$z\lesssim 0.5$处晕中可用于压力的重子动能的80%。这限制了非热压力的量，例如，由于由质量吸积引起的体积和湍流气体运动，在$z=0$处约为$Ω_{\rm non-th}\simeq 0.4\times 10^{-8}$。
2021-03-05 astro-ph.CO
Varying primordial state fractions in exo- and endothermic SIDM simulations of Milky Way-mass haloes
本研究通过改变原初态比例，在银河系质量晕的SIDM模拟中研究非弹性散射影响，发现高初始激发态比例降低主晕质量、使晕更球形并减少卫星数量。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Effects of Angular Momentum on Halo Profiles
由N体模拟提供的DM晕密度分布的近普遍性已被证明对总质量密度、功率谱和某些形式的初始速度色散的变化是鲁棒的。在这封信中，我们研究了相干旋转一个孤立的DM只有祖晕结构的影响。自旋在模拟平均值（$λ\lesssim 0.20$）的几个标准偏差内的晕产生的轮廓与通用形式的偏差可以忽略不计。只有当自旋变得相当大（$λ\gtrsim 0.20$）时，偏离才变得明显。角动量分布也呈现出一种近似普适的形式，在$λ\lesssim 0.20$以下与晕自旋无关。还观察到这些流行病之间的相关性和存在一个强大的酒吧在男性化的光环。这些棒状结构与无转动极限下的径向轨道不稳定性有相似之处。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
PNG-UNITsims: Halo clustering response to primordial non-Gaussianities as a function of mass
本文利用迄今最大规模的局域原初非高斯性N体模拟PNG-UNITsim，研究暗晕偏置参数p随质量的依赖关系，发现低质量暗晕偏离普适性关系，并预测该结果可提升第四代巡天对f_NL的约束精度。
2024-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scalar Field Dark Matter: Helping or Hurting Small-Scale Problems in Cosmology?
在超轻标量场暗物质（SFDM）宇宙学模拟结果的基础上，我们提出了SFDM晕密度分布与晕维里质量$M_{\rm h}$和标量场质量$m$的函数关系的综合模型。SFDM晕的中心区域由具有特征密度的孤子主导，该特征密度随着晕质量的增加而增加，并且在大半径处渐近线为CDM样轮廓。对于标量场质量$m \sim 10^{-22}$ eV，与大尺度结构观测一致，$M_{\rm h} \sim 10^{10} \,M_\odot$晕的核心密度低于冷暗物质（CDM），这在反馈不太有效的情况下加剧了太大而不能失败的问题（TBTF）。然而，具有$M_{\rm h} \sim 10^{11} \,M_\odot$的更高质量SFDM晕在小的观测相关半径处比它们的CDM对应物更密集。我们使用旋转曲线的$V \sim 100$公里的$^{-1}$星系从ESTA数据库显示，SFDM加剧了尖/核心和中央密度问题，在CDM在这个规模。我们的结论是，如果传统的宇宙学SFDM标度关系是正确的，那么重子反馈需要更低的密度在SFDM晕比CDM。这促使宇宙学和自洽流体动力学模拟的SFDM，以确定是否可以改变现实的反馈实现的中心孤子结构。
2018-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
The dark fate of ultra-faint dwarfs: Gravothermal collapse in action
Donostia International Physics Center（多诺斯蒂亚国际物理中心）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学天文台物理学院）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）
研究通过SIDM模型模拟MW中的UFDs，发现其DM分布多样，表明这些星系已进入坍缩阶段，且潮汐剥离加速了这一过程，解释了UFDs中DM密度的多样性。
2026-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Diversifying halo structures in two-component self-interacting dark matter models via mass segregation
本研究在双组分自相互作用暗物质模型中，通过质量分层机制增强晕结构多样性，为调和SIDM与小尺度观测张力提供新途径，并揭示暗部门组成的诊断潜力。
2025-06-23 astro-ph.CO hep-ph
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong Lensing with Finite Temperature Scalar Field Dark Matter
我们研究了有限温度标量场暗物质中的引力约束对暗物质晕的影响。我们发现的限制，以产生多个图像的暗物质只，我们表明，有差异，就完整的玻色-爱因斯坦凝聚体晕时，在暗物质晕的标量场的温度考虑。温度的非零性使得标量场处于激发态，近年来，它们的存在被证明是拟合各种大小的暗物质主导星系的旋转曲线所必需的，这也解释了晕密度分布的非普适性。因此，我们期望结合旋转曲线和强透镜系统的观测可以给我们一个线索的性质暗物质。最后，我们提出了一种识别强透镜晕激发态的方法，通过对各种强透镜晕激发态的了解，可以提供标量场暗物质晕演化的信息，这些信息可以通过数值模拟进行验证。
2013-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-gravitating system of semidegenerate fermions as central objects and dark matter halos in galaxies
我们提出了一个统一的模型，暗物质晕和中央星系的对象作为一个自引力系统的半生成费米子在热平衡。我们考虑球对称，然后我们解决了引力平衡方程，使用费米积分在一个无量纲的方式，获得密度分布和速度曲线。我们还获得了系统的可观测量的标度律，并表明，在很宽的参数范围内，我们的模型与所谓的暗物质表面密度的普遍性是一致的。
2014-01-28 astro-ph.CO
Non--power law behavior of the radial profile of phase--space density of halos
利用Del Popolo（2009）引入的模型，考虑了动力学摩擦、有序角动量和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质相互作用的影响，研究了含有和不含有重子（重子+DM和纯DM）的$Λ$ CDM暗物质晕的赝相空间密度$ρ(r)/σ^3(r)$.我们研究了$ρ(r)/σ^3(r)$的径向依赖性超过9个数量级的星系和星系团尺度的结构半径。我们发现，$ρ(r)/σ^3(r)$是近似的幂律仅在晕半径的范围内解决目前的模拟（下降到0.1%的维里半径），而它有一个非幂律行为低于引用的规模，与内部轮廓随质量变化。对于由暗物质和重子组成的晕，非幂律行为更为明显，而仅由暗物质组成的晕，其角动量被选择为再现Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，其特征在于近似幂律行为。本文的结果导致得出结论，NFW类型的密度分布与$ρ(r)/σ^3(r)$的幂律行为相容，而那些向晕中心变平的密度分布，如Del Popolo（2009）或Einasto分布或Burkert分布中发现的密度分布，不能产生在所有半径处均为幂律的伪相空间密度的径向分布。这些结果反对赝相空间密度的普适性，因此也反对由暗物质和重子构成的密度分布的普适性，正如Del Popolo（2009）所讨论的那样。
2011-12-18 astro-ph.CO
On the Link Between Central Black Holes, Bar Dynamics, and Dark Matter Halos in Spiral Galaxies
超大质量黑洞（SMBH）质量与旋臂俯仰角（P）之间关系的发现，证明了SMBH与星系的整体长期演化有关。在几乎没有或没有隆起的晚型星系中发现SMBH表明，暗物质晕浓度与SMBH质量（MBH）之间存在潜在的相关性，而不是隆起质量与MBH之间的相关性。在本文中，我们使用二维快速傅立叶变换测量P和估计的40个棒旋星系的酒吧模式的速度从伯杰-欧文星系巡天。图案速度是通过从KS波段图像估计我们星系的引力势并使用它们来产生动力学模拟模型而得出的。模式速度使我们能够识别那些具有低中心暗晕密度或快速旋转棒的星系，而P提供了MBH的估计。我们发现在中心暗物质晕密度较低的星系中存在大范围的MBH，这似乎支持了其他理论结果。我们还发现，低中央暗晕密度的星系似乎遵循更可预测的趋势，P与德Vaucouleurs形态类型（T）和酒吧强度与T比一般的酒吧星系。MBH和星系总引力质量（Mtot）之间的经验关系使我们能够预测我们的快棒星系的观测测量的最小Mtot。这些预测将在随后的论文中进行研究。
2012-04-18 astro-ph.CO
The central surface density of "dark halos" predicted by MOND
Donato等人最近提出的主张证实了这一点，星系暗物质晕的准宇宙中心表面密度，我看看MOND在这个问题上有什么要说的。事实上，MOND预言了这个量对于所有质量和任何内部结构的物体的准普适值，只要它们大多处于牛顿体系中;即，它们的平均加速度等于或大于a0。预测值是qSm，其中Sm= a0/2 pi G= 138太阳质量每平方秒差距的标称值a0，和q一个常数的顺序，只取决于形式的MOND插值函数。这给出了上述单位log（Sm）=2.14，这与Doanato等人发现的2.15 ± 0.2一致。另一方面，MOND预测，这个准普适值并不被平均加速度低得多的物体所共享。如果物体内部的平均加速度足够小，它允许晕中心表面密度任意小。然而，对于这种低表面密度的物体，MOND预测晕的表面密度是重子密度的平方根，因此前者的范围相对于后者要压缩得多。这在一定程度上解释了Donato等人的发现，即普适值也适用于低加速度系统。看一些最低的表面密度盘星系的旋转曲线分析的文献结果，我发现，事实上，他们的晕表面密度系统低于上述“普遍”的值。与大多数其他MOND预测不同，Sm作为晕中心表面密度的上限和累积值的预测属于纯粹的“晕”性质，而不是重子和“暗物质“性质之间的关系。
2009-09-28 astro-ph.CO
The impact of environment on the dynamical structure of satellite systems
基于Millennium-II仿真，研究了环境对卫星系统动力学结构的影响。卫星晕定义为在宿主晕维里半径内的亚晕。卫星样品仅限于吸积时最大圆速度超过30公里/秒的次晕。主晕质量范围为10^11至10^14 Msol/h。我们计算卫星的平均吸积红移，z_acc，速度色散，西格玛，和速度各向异性参数，β，利用堆叠的卫星样品相同的质量主机在类似的背景密度。主要结果如下：（1）在高密度环境中，宿主内的卫星平均比低密度环境中的对应物更早地吸积（Δ z~ 0.1$）。当宿主质量大于5 × 10^13 Msol/h时，这种趋势减弱，当宿主质量更大时，这种趋势可能会逆转;（2）低密度环境中卫星的速度色散遵循宿主的速度色散，也就是说，在低密度环境中，没有观察到与宿主质量无关的宿主晕的速度偏差。然而，对于高密度环境中的低质量宿主，卫星的速度色散可以比宿主晕的速度色散大~30%，即卫星动态地比它们的宿主晕热。(3)各向异性参数取决于宿主质量和环境。大质量寄主的卫星速度分布更偏向于径向。此外，在低密度环境中，卫星与高密度环境中的对应物相比具有更多的径向偏置速度（Δ β> 0.1）。我们相信，我们的方法可以预测观测到的卫星星系系统的类似行为。
2010-06-11 astro-ph.CO
An upper limit to the central density of dark matter haloes from consistency with the presence of massive central black holes
我们研究了星系中心大质量黑洞的生长速率，这些黑洞是由周围晕圈中的暗物质吸积而来的。通过只考虑由于轨道上的暗物质粒子与中心黑洞的结合而产生的吸积，我们得到了吸积率的一个确定的下限。我们发现，一个失控的吸积制度发生在一个时间尺度上，这取决于三个特征参数的问题：黑洞的初始质量，体积密度和速度分散的暗物质粒子在其附近。吸积率的分析处理产生的结果意味着，对于最大的黑洞质量推断类星体的研究（$>10^{9} M_{\odot}$），失控制度将达到的时间尺度是短于中心暗物质密度超过$250 M_{\odot}$ pc $^{-3}$的问题的晕的寿命。由于达到失控吸积会强烈扭曲宿主暗物质晕，在这个质量范围内的类星体黑洞的推论导致其宿主晕中心暗物质密度的上限为$ρ_{0} < 250 M_{\odot} $ pc $^{-3}$。这个极限与假设的中心黑洞质量成反比。然而，考虑到宇宙学研究所暗示的暗物质分布在银河系中具有普遍性，我们得到了这种结构中暗物质中心密度的严格上限。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Position-dependent Voronoi probability distribution functions for matter and halos
我们测量的Voronoi密度概率分布函数（PDF）的暗物质和晕在N体模拟。对于暗物质，Voronoi密度表示在均匀质量尺度上平滑的物质密度场，其近似于拉格朗日密度场。对于晕，Voronoi密度包含关于每个晕的局部环境的信息。我们测量晕维里质量，每个晕Voronoi细胞内的暗物质的总量，和晕Voronoi细胞的体积，我们显示如何晕丰度取决于这三个数量。然后，我们研究了位置相关的Voronoi密度PDF，在有限的宇宙子区域内测量，使用单独的宇宙模拟。我们证明了位置相关的PDF的空间变化是由于大尺度的密度起伏，表明位置相关的PDF是一个有偏见的大尺度结构的示踪剂。我们测量这种偏差的暗物质，并解释为拉格朗日密度场的区域，是根据密度选择的偏差。对于光环，这种偏差可以解释为一种形式的组装偏差。我们提出了从晚时间到早时间的Voronoi密度的映射为每个模拟的暗物质粒子，这是高度随机的。我们比较了这个随机地图的中位数与球形塌陷计算，并讨论了在这些尺度上模拟密度场演化所面临的挑战。
2020-12-18 astro-ph.CO
Using Dark Matter Haloes to Learn about Cosmic Acceleration: A New Proposal for a Universal Mass Function
结构的形成提供了对任何宇宙加速模型的强有力的检验，因为一个成功的暗能量模型不能抑制{ \black或过度预测}观测到的大尺度结构的发展。传统的研究暗能量或修正引力作用下结构形成的方法采用修正的Press-Schechter形式，将线性超密度与暗物质晕的丰度联系起来。我们严格审查的普适性的Press-Schechter形式主义为不同的宇宙学，并表明，晕丰度是最好的相关性与球形线性超密度在94%的崩溃（或观察）时间。然后，我们将这一论点扩展到椭球坍缩（这减少了小晕的最佳相关的分数时间，并表明我们的结果与模拟质量函数中看到的修改后的Press-Schechter形式主义的偏差一致。这提供了一个新的通用处方来衡量线性密度演化，基于当前和未来的观察团簇（或暗物质）晕质量函数。特别是，即使是在一个单一的时代集群丰度的观测将限制整个历史的线性增长的宇宙学的扰动。
2010-10-26 astro-ph.CO gr-qc
Getting the tiger by the tail: Probing the turnaround radius of structures with outer halo density profiles
本文提出一种基于球形坍缩的半解析方法，利用外部暗物质晕密度轮廓的普适几何特征来探测和测量结构的转向半径。
2024-06-05 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
Role of prompt cusps in driving the core collapse of SIDM halos
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Rice University（莱斯大学）
研究通过高分辨率N体模拟，探讨了包含大质量提示尖峰的孤立SIDM晕核心形成与坍缩过程，发现提示尖峰影响核心形成和坍缩的动力学特性。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal collapse and the diversity of galactic rotation curves
本研究探究了σ/m约20-40 cm²/g的强自相互作用暗物质区间，发现其可通过引力热坍缩放大星系晕密度多样性，自然解释14个低表面亮度星系旋转曲线的观测差异，为检验强暗物质自相互作用开辟新途径。
2025-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core-halo scaling relations in self-interacting scalar field dark matter
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；University of Vienna（维也纳大学）
研究自相互作用对标量场暗物质晕结构和演化的冲击，发现自相互作用影响核心质量和能量缩放关系，依赖相互作用强度和晕演化阶段。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The formation and evolution of young low-mass stars within halos with high concentration of dark matter particles
低质量恒星在暗物质（DM）稠密晕中的形成和演化导致了与经典恒星演化截然不同的演化情景。由于我们详细的数值计算工作，我们描述了这些新的情况下，DM密度的范围内的主机晕，一系列的散射截面的DM粒子考虑，和恒星质量从0.7到3 M_{\odot}。首次，我们还计算了年轻的低质量恒星在前主序星阶段的Hayashi轨道的演化，发现对于高DM密度，这些恒星在到达主序星之前停止了引力坍缩，与第一颗恒星的类似研究一致。这样的恒星无限期地保持在一个平衡态，具有较低的有效温度（|ΔT_eff|> 10^3 K（对于一个太阳质量的恒星），被捕获的DM粒子在其核心的湮灭是唯一的能量来源。在DM密度较低的情况下，这些原恒星会继续坍缩，并以较低的速度通过主序燃烧氢。如果一颗M_{\odot}为1的恒星在密度为ρ_x =10^9 GeV cm^-3的晕中演化，那么它将花费比宇宙当前年龄更长的时间来消耗其核心中的所有氢。我们还显示了强烈的依赖性的有效温度和光度的这些恒星的DM粒子的特性，以及如何这可以被用来作为一种替代方法DM的研究。
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
The DiskMass Survey. VII. The distribution of luminous and dark matter in spiral galaxies
我们提出了动态确定的旋转曲线质量分解的30个螺旋星系，进行测试的最大盘假说和量化的暗物质（DM）晕的属性。我们使用测量的盘星的垂直速度色散来计算动态质量表面密度。连同我们的原子和分子气体质量表面密度，我们推导出恒星质量表面密度，从而获得所有主要重子分量的绝对测量值。利用K波段的表面亮度剖面，我们计算了K波段恒星盘的质光比（M/L）。我们的结果与样本中所有具有相同M/L的星系一致，样本平均值和分散度为<M/L>=0.31+/-0.07。重子组件的旋转曲线从它们的质量表面密度计算，并与圆周速度测量导出DM晕的结构参数，建模为伪等温球（pISO）或NFW晕。我们样本中的所有星系都是次极大星系，在2.2盘尺度长度（hR）时，重子旋转曲线与总旋转曲线之比（Fb^{2.2hR}）小于0.75。我们发现，在单个星系内，这个比例在1-6 hR之间几乎是恒定的。我们发现样本平均值和散射度<Fb^{2.2hR}>=0.57+/-0.07，对于更明亮和更高表面亮度的星系，Fb^{2.2hR}有更大的趋势。为了使这些最大化，我们需要平均将M/L缩放3.6倍。DM旋转曲线通过pISO比通过NFW光晕稍微更好地拟合。对于名义M/L（次最大）的情况下，推导出的NFW晕参数的值与LCDM N体模拟一致，这表明重子物质只有轻微的影响DM分布。相比之下，最大M/L分解产生的光晕浓度太低相比，LCDM模拟。
2013-08-01 astro-ph.CO
