The impact and response of minihalos and the inter-halo medium on cosmic reionization
本研究通过宇宙学辐射流体动力学模拟，量化了迷你晕对再电离过程中复合率及所需光子的增强效应，并展示了SPHM1RT模拟工具的能力。
2024-02-09 astro-ph.CO
3D simulations with boosted primordial power spectra and ultracompact minihalos
我们进行三维模拟的结构形成在早期宇宙中，当提升原始功率谱约kpc尺度。我们证明，我们的模拟能够产生接近陡峭的$ρ\propto r^{-9/4}$晕配置文件，通常被认为是一个很好的近似超紧凑迷你晕（UCMHs）的幂律配置文件。然而，我们表明，对于更现实的初始条件，晕既不是完全对称的，也不是孤立的，陡峭的幂律分布被打乱，我们发现，纳瓦罗-弗伦克-怀特的配置文件是一个更好的适合大多数晕。在背景波动的存在下，即使是极端的，近似球形的初始条件也不会保持例外。尽管如此，提高初始波动的幅度会导致所有结构更早形成，从而形成更大的密度。在足够大的波动幅度下，我们发现模拟中典型晕的浓度值可以变得非常大。然而，尽管来自这些晕核心内部的暗物质湮灭的信号被增强，但与通常假设的UCMH轮廓相比，它仍然是小的数量级。因此，应重新评估未观测到UCMH的原始功率谱的上限。
2018-01-04 astro-ph.CO hep-ph
Gravitational Lensing Signatures of Axion Dark Matter Minihalos in Highly Magnified Stars
轴子是冷暗物质（CDM）的一个可行的候选者，如果在膨胀后发生Peccei-Quinn相变，冷暗物质通常会从白噪声等曲率密度波动中形成亚行星质量的迷你晕。尽管轴子微晕的密度比由膨胀产生的绝热波动形成的较大晕更大，但其表面密度远小于引力透镜产生多重图像或高放大率所需的临界值，因此实际上无法单独检测到透镜。但在临界曲线附近叠加其它透镜的透镜效应会增强。我们提出了一种方法来检测它们通过光度监测最近发现的焦散凌星背后的集群透镜，在极端的放大系数$μ\gtrsim 10^3$-$10^4$作为透镜恒星交叉微透镜焦散引起的集群内的明星。对于质量的第一个引力坍缩的迷你晕的范围$\sim 10^{-15}$-$10^{-8}\,h^{-1}\,M_\odot$，我们表明，轴子迷你晕在星系团应集体产生微妙的表面密度波动幅度$\sim 10^{-4}$-$10^{-3}$上的投影长度尺度的$\sim 10$-$10^4\,$ AU，这印记在微焦透镜光变曲线的不规则性过境恒星。我们估计，在星系团晕内和宇宙的年龄范围内，这些小晕中的大多数可能会避免与恒星或其他小晕相遇的动态破坏。
2019-12-27 astro-ph.CO hep-ph
Gamma-rays from ultracompact minihalos: potential constraints on the primordial curvature perturbation
超致密微晕（UCMH）是一种致密的暗物质结构，它可以在物质辐射相等后不久由大的密度扰动形成。如果暗物质是弱相互作用大质量粒子（WIMP）的形式，那么UCMH可以通过它们的伽马射线发射来检测。我们调查如何{ \em{Fermi} }卫星可以约束UCMH的丰度和地方的原始曲率扰动的功率谱的限制。用{ \em Fermi}进行探测，将对UCMH晕部分设定一个下限。最小的可检测晕圈分数$f_{\rm UCMH} \gtrsim 10^{-7}$是$M_{\rm UCMH} \sim 10^{3} M_{\odot}$。如果未检测到UCMH的伽马射线发射，则可以对晕分数设置上限。对于$M_{\rm UCMH} \sim 10^{5} M_{\odot}$，边界是最紧的，$f_{\rm UCMH} \lesssim 10^{-5}$。在未检测到的情况下，原始曲率扰动的功率谱的所得上限在尺度$k \sim 10^{1}-10^{6} \, {\rm Mpc}^{-1}$上的范围$\mathcal{P_R} \lesssim 10^{-6.5}- 10^{-6}$内。这比这些尺度上原始黑洞形成的现有限制要严格得多，但是它假设暗物质是WIMP的形式，并且UCMH在银河系晕的形成过程中没有被破坏。
2010-10-06 astro-ph.CO hep-ph
Are ultracompact minihalos really ultracompact?
超紧微晕（UCMH）已成为小尺度密度涨落的原始功率谱的一个有价值的探针。UCMH预计在早期形成的区域与${δρ/ρ\gtrsim 10^{-3}}$，他们的理论拥有一个非常紧凑的${ρ\propto r^{-9/4}}$径向密度分布，这增强了他们的可观察到的签名。因此，不观测UCMH可以限制原始功率谱。使用$N$体模拟研究的极端密度峰值在${z \simeq 1000}$的崩溃，我们表明，UCMHs在现实条件下形成不开发的${ρ\propto r^{-9/4}}$配置文件，而是开发无论是${ρ\propto r^{-3/2}}$或${ρ\propto r^{-1}}$内部密度分布取决于功率谱的形状。我们还表明，通过理想化的模拟，自相似性-没有尺度长度-是必要的，以产生一个光环的${ρ\propto r^{-9/4}}$配置文件，我们认为，这意味着这样的光环不能形成从高斯原始密度场。根据这一发现，必须重新处理先前从UCMH非观测导出的约束。虽然较浅的密度分布降低了UCMH的可见性，但我们的研究结果将其信号降低了$\mathcal O(10^{-2})$，同时允许考虑后期形成的晕，这表明新的约束可能会明显更强。
2018-03-05 astro-ph.CO
HI Clouds in the M81 Filament as Dark Matter Minihalos--A Phase-Space Mismatch
宇宙学的星系形成模型预言了星系周围和连接星系群的细丝中存在暗物质迷你晕。据预测，这些质量更大的小晕中含有HI气体，这些气体应该可以被目前的射电望远镜（如GBT）探测到。我们利用Robert C.伯德格林班克望远镜（GBT）这张地图覆盖了一个8.7度x 21.3度（480 kpc x 1.2 Mpc）的区域，中心位于M81/M82和NGC 2403星系群之间。我们的观测覆盖了很宽的速度范围，从-890到1320公里/秒，这跨越了宇宙学N体模拟预测的暗物质微晕速度的大部分范围。我们的搜索是不完整的速度范围内-210到85公里/秒，包括银河系的排放和HVC复合体A。对于距离M81，大小小于10 kpc的HI云，我们的平均5 σ质量检测极限为3.2 x 10^6 M_Sun，线宽为20 km/s。我们比较我们的观察到两个大的宇宙学N-体模拟，发现模拟预测一个显着更多的可检测的minihalos比我们的观察中发现的，模拟minihalos不匹配的相空间观察HI云。这些结果对与暗物质晕相关的HI气体有很强的约束。我们的观测表明，大多数质量大于10^6 M_Sun的河外HI云可能是由星系相互作用引起的潮汐剥离产生的。
2010-09-28 astro-ph.CO
Testing Secondary Models for the Origin of Radio Mini-Halos in Galaxy Clusters
我们提出了一个MHD模拟的射电微晕出现在一个星系团核心的“二次”模型，其中的同步辐射发射电子的来源是宇宙射线质子与热的团内气体，一个替代的“再加速模型”，宇宙射线电子被再加速引起的核心晃动，我们在早期的工作中讨论的湍流之间的强子相互作用。我们遵循宇宙射线电子光谱的演变和它们的无线电发射使用被动示踪粒子，考虑到电子的强子相互作用和它们的能量损失的时间依赖性注入。我们发现，在晃动的星系团核心中的次级电子可以产生与观测到的射电微晕相似的光度和范围的弥散同步辐射。然而，我们也发现与我们以前的工作的重要差异。我们发现，在冷锋的无线电发射的下降是不那么突出，比在我们的再加速为基础的模拟，表明在这种风味的二级模型的排放空间扩展比在一些观察到的迷你晕。我们还探讨了磁场的快速变化对无线电频谱的影响。虽然在某些区域产生的光谱比稳定条件下的预期更陡，但变化是边际的，同步加速器光谱指数$Δα$的差异< 0.15-0.25，取决于频带。这个范围比观测最好的小晕和再加速模型中产生的范围要窄得多。我们的研究结果提供了重要的建议，以限制这些模型与未来的观察。
2015-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Shape and Spin of Minihaloes. II: The Effect of Streaming Velocities
重子和光子在复合时期的退耦模型预测了重子和暗物质之间在后来的时间存在大规模的速度偏移，即所谓的流动速度。在本文中，我们使用高分辨率的数值模拟研究这种流动速度的影响，高红移的迷你晕，最早一代恒星的形成地点的自旋和形状分布。我们发现，存在的流动速度有一个可以忽略不计的影响的自旋和形状的暗物质组成部分的小晕。然而，它强烈影响气体组分的行为。最可能的自旋参数从没有流时的$\sim$ 0.03增加到流速度为$σ_{\rm rms}$ 3倍时的$\sim$ 0.15，对应于红移$z=15$时的$^{-1}{}$为1.4 km\，s。随着流动速度的增加，小晕内的气体变得越来越不像球形，而变得更扁，在离晕中心更远的地方发现了密集的团块。流动速度的影响也与质量有关：质量较小的物体受到的影响更大，因为它们的势阱较浅。随着流动速度的增加，发生气体冷却和失控引力坍缩的晕的数量显著减少。然而，设法冷却和坍缩的气体的自旋和形状分布对流动速度的值不敏感，因此我们不期望由这种坍缩气体形成的恒星的性质取决于流动速度的值。这个中心气体团的自旋和形状与在整个晕尺度上测量的相同性质无关。
2020-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
New detections of radio minihalos in cool cores of galaxy clusters
某些星系团的冷核显示出微弱的射电“迷你晕”。“它们的起源尚不清楚;它们的研究受到数量少的限制。我们进行了系统的搜索，在一个大样本的X射线发光集群与高质量的无线电数据的小晕。在本文中，我们报告了四个新的小晕（A478，ZwCl 3146，RXJ 1532.9+3021和A2204），和五个候选者，在重新分析的档案甚大阵观测发现。我们的小晕和候选者的射电光度在1.4 GHz的$10^{23-25}$ W Hz $^{-1}$范围内，与这种类型的射电源一致。它们的大小（半径为40-160千秒差距）比以前已知的小晕略小。我们结合我们的新检测与以前已知的minihalos，获得21个对象的总样本，并简要比较集群无线电特性的平均X射线温度和普朗克估计的总质量。我们发现几乎所有承载迷你光环的集群都是热的且巨大的。除此之外，小晕的射电功率与星团的温度或质量之间没有明显的相关性（与星团合并中发现的巨型射电晕相反，其射电光度与星团质量相关）。钱德拉X射线图像显示，在我们大多数星系团的冷核心中，气体晃动，其中许多星系团的晃动区域内都包含有迷你光晕。这支持了一个假设，即无线电发射的电子被重新加速的晃动。晃动气体对相对论电子的平流也可能在较小扩展的微晕的形成中发挥作用。
2013-11-20 astro-ph.CO
The Role of Radiation and Halo Mergers in Pop III Star Formation
本研究通过模拟宇宙黎明时期原初微晕的演化，发现辐射会提高恒星形成所需的最小晕质量，并揭示了一种由贫气体晕与富气体晕混合合并加速第三族恒星形成的新机制，重新定义了大合并在此时期的作用。
2023-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Compact Clusters from High Resolution Hybrid Cosmological Simulations
早期的宇宙中有大量的小暗物质“迷你晕”，它们太小了，无法自行冷却和形成恒星。这些天体在较大的星系周围以静态物体的形式存在，直到受到一些外部影响。在各种星系周围观察到的外流可以提供这种影响，使其崩溃，而不是分散微晕气体。Gray和Scannapieco进行了一项研究，其中理想化的球对称小晕受到富集流出的撞击。在这里，我们进行高分辨率的宇宙学模拟，形成现实的minihalos，然后我们提取执行一个大型套件的流出minihalo相互作用，包括非平衡化学反应的模拟。在所有模型中，受冲击的微晕通过非平衡反应形成分子，然后冷却形成致密的化学均匀的恒星形成气体团。这些高红移星系团的形成将被下一代望远镜观测到，其中最大的一个应该会保存到今天，具有类似于晕状球状星团的性质。
2013-10-09 astro-ph.CO
Radio halos and relics from extended cosmic-ray ion distributions with strong diffusion in galaxy clusters
本文提出联合强子模型，以统一解释星系团中迷你晕、巨晕和遗迹等弥散射电现象，并指出其源于同一宇宙射线离子群体，无需更复杂解释。
2023-11-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
From Dark Matter Minihalos to Large-Scale Radiative Feedback: A Self-Consistent 3D Simulation of the First Stars and Galaxies using Neural Networks
针对第一代恒星与星系模拟需跨越大尺度的难题，提出用神经网络模拟小尺度单元的第三、第二星族恒星形成历史，实现大尺度LW背景与微晕并合过程的自洽模拟，精度较高且能复现更丰富的恒星形成特征。
2025-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on small-scale primordial density fluctuation from cosmic microwave background through dark matter annihilation
普朗克卫星的宇宙微波背景（CMB）观测精确地确定了比$\mathcal O(1)\,\mathrm{Mpc}$更大尺度的原始曲率波动，而小尺度的曲率波动仍然较少受到限制。如果我们假设标准的热遗迹暗物质的情况下，小尺度波动的约束是大大改善。当小尺度波动足够大时，即使在红移$z\gtrsim10^3$中，致密区域也会坍缩形成小晕，这被称为超压缩迷你晕。这些微晕增强了暗物质的湮灭，并且受到河外伽马射线和CMB等观测的限制。我们重新审视了小尺度密度涨落形成的迷你晕的影响，并计算了被暗物质湮灭修改的电离历史。我们执行马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束的CMB功率谱的小尺度曲率波动的大小。结果发现，从CMB功率谱的约束是可比的，从河外伽马射线。我们证实，我们的约束主要来自早期的能量注入（$z\gtrsim 100$），因此它是独立的微晕性质的不确定性在后期的时间。
2021-10-25 astro-ph.CO hep-ph
Very High Energy gamma-rays from electron/positron Pair Halos
本文研究了强高能河外源周围巨正负电子对晕的形成。我们调查的辐射对晕的依赖性，特别是光谱和角分布上的能量谱的初级伽马射线，源的红移，和河外背景光的通量。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
New Constraints on Primordial Minihalo Abundance Using Cosmic Microwave Background Observations
提出了当密度扰动在$3 \times 10^{-4}$ ~ 0.3之间时，大质量致密晕天体（MCHO）可能产生于宇宙学早期。然后，这些物体可以吸积暗物质粒子到他们身上，由于他们的高密度。如果暗物质是以弱相互作用的大质量粒子的形式存在，那么MCHO中的暗物质湮灭将对宇宙学的演化产生重要影响。利用WMAP-7年的观测资料，研究了在$e^{+} e^{-}$湮灭相变过程中形成的MCHO（$f_{MCHOs}$）的当前丰度的限制条件.我们已经发现，$2σ$约束是$f_{MCHOs} \lesssim 10^{-4}$的暗物质的质量在1 GeV和1 TeV之间的范围。
2011-09-11 astro-ph.CO
Cosmic Structure Formation at High Redshift
我们提出了一些初步的结果，从一系列非常大的，高分辨率的N体模拟形成的早期非线性结构。我们发现，高z晕质量函数是不一致的Sheth-Tormen质量函数，这往往高估了稀有晕的丰度。这种差异与以前基于较小模拟的结果大致一致。我们还表明，minihaloes的数密度与当地的物质密度，虽然与一个显着的分散，增加红移，minihaloes变得越来越罕见。的平均相关性是在一个简单的分析扩展Press-Schechter模型粗略的协议，但可以不同的2倍，在某些制度。
2010-05-14 astro-ph.CO
The interplay between cosmic rays and magnetic turbulence in galaxy clusters: radio halos and gamma rays
磁湍流与相对论粒子的相互作用是理解许多天体物理环境中粒子传播和加速的重要过程。在星系团合并过程中，团内介质（ICM）中会产生大尺度湍流，并影响其非热性质。巨型射电晕是在合并星系团中观测到的百万分之一秒尺度的同步辐射源，它可以探测湍流和非热星系团尺度辐射之间的联系。在讨论了ICM中湍流和湍流加速物理学的相关方面之后，我将重点讨论星系团非热辐射建模的最新进展。
2011-12-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Black Holes in our Galactic Halo: Compatibility with FGST and PAMELA Data and Constraints on the First Stars
利用费米伽马射线太空望远镜（FGST）的最新数据，研究了在早期微晕中形成的、至今仍存在于我们银河系中的、具有暗物质尖峰的10至10^5太阳质量的黑洞。我们银河系中黑洞周围的暗物质尖峰是重要的暗物质湮灭地点。我们研究的签名湮灭成伽马射线，电子和正电子，和中微子。我们发现FGST检测到的点源中有相当一部分可能是由于银河系中黑洞附近的暗物质湮灭造成的。利用FGST第一源星表中的信息以及FGST测量的漫射伽马射线通量，我们得到了尖峰中暗物质湮灭性质的极限。我们确定的最大比例的高红移的迷你晕，可能举办的第一代恒星的形成，随后，他们的黑洞残余物。极限的强度取决于湮灭通道和黑洞质量的选择;对于最重的黑洞和对$b \bar{b}$和$W^+W^-$终态的湮灭，极限最强。本文考虑的较大的黑洞可能是暗星在暗物质燃料耗尽和热核燃烧结束后的残余物，因此FGST观测可以用来限制暗星的性质。此外，我们评论PAMELA发现的过剩正电子通量及其可能的解释，这些黑洞尖峰周围的暗物质湮灭。
2011-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Hunting for dark halo substructure using submilliarcsecond-scale observations of macrolensed radio jets
暗晕子结构可能会通过次级的、小尺度的引力透镜效应显现出来，这些透镜效应作用于被前景星系宏观透镜化的光源。在这里，我们探讨的前景，使用甚长基线干涉测量（VLBI）观测多重成像的类星体喷流搜索亚毫角秒尺度的图像失真所产生的各种形式的黑暗子结构在1 e3 - 1 e8 Msolar质量范围。我们目前的透镜模拟相关的角分辨率可与现有的欧洲VLBI网络（EVN），全球VLBI阵列，和即将到来的观测模式中，阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）连接到全球VLBI阵列。虽然这种类型的观测对标准的冷暗物质次晕不敏感，但它们可以用来探测在替代结构形成情景中预测的更紧凑形式的晕子结构。通过映射~5个强透镜系统，如果它们在这些透镜中的暗物质中占>1%，则应该有可能检测到或有力地排除1 e3 - 1 e6 M太阳质量范围内的原始黑洞。超致密的小晕很难用这种技术探测到，但如果它们占暗物质的10%以上，原则上可以探测到1 e6 - 1 e8的太阳超致密小晕。
2013-02-25 astro-ph.CO
Cosmological contribution from population III stars in ultracompact minihalos
在这项工作中，我们调查人口~III~（人口。III）用Planck观测资料研究超紧小晕~（UCMH）中的恒星对宇宙电离历史的影响。虽然高红移天体物理学尚未被理解，但UCMH可以主持波普。III型恒星类似于标准结构形成情景中形成的晕。这样的流行。III型恒星在主序期间会发射电离光子，并在高红移时促进宇宙再电离。为了研究它们对宇宙整体电离的影响，我们在$z_{\mathrm{reio}}$表示的“tanh”型再电离模型的基础上，增加了表征UCMH初始质量和数密度的两个参数，模拟了宇宙再电离的演化.我们用最新的普朗克观测数据对我们的再电离模型进行了蒙特卡罗马尔可夫链分析。结果表明，当UCMH的初始质量大于$10^{8.4}\mathrm{M}_{\odot}$时，UCMH的数密度受到严格限制。然后，当我们假设标准的"tanh”型再电离由$z=3$发生时，我们通过对UCMH数密度的约束，如尺度中的$\mathcal{A}_ζ\lesssim 10^{-8}$，$k\lesssim 50\mathrm{Mpc}^{-1}$，得到对原始功率谱振幅的约束，从而设置$z_{\mathrm{reio}}>3$。
2022-12-26 astro-ph.CO
Multi-messenger signal from QCD-Axion Ultracompact Minihalos
Institut de Fìsica d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（高能物理研究所，巴塞罗那科技研究院）；Facultad de Ingeniería, Universidad San Sebastián（圣塞巴斯蒂安大学工程学院）；Departamento de Ciencias Físicas, Universidad Andrés Bello（安德斯贝略大学物理科学系）
本研究探索由恒星质量原初黑洞种子、QCD-轴子暗物质构成的超致密小暗晕的多信使信号，通过引力波与射电信号联合检验混合暗 sector。
2026-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Bow Ties in the Sky I: The Angular Structure of Inverse Compton Gamma-ray Halos in the Fermi Sky
一般认为，在能量超过100 GeV的河外伽马射线源周围会出现扩展的逆康普顿晕。这些结果从逆康普顿散射的宇宙微波背景光子的人口的高能电子/正电子对产生的高能伽马射线湮灭在红外背景。尽管观测到高能伽马射线的衰减，但晕发射还没有被直接探测到。在这里，我们表明，在大多数情况下，这些晕预计是高度各向异性的，沿轴分布的向上散射的伽马射线定义的无线电射流的源或定向垂直于全球磁场。我们提出了一个教学推导的逆康普顿晕的角结构，并提供了一个分析的形式主义，便于模拟图像的生成。我们讨论利用这一事实的目的，探测伽玛射线晕在一组配套文件。
2016-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic ray transport in galaxy clusters: implications for radio halos and gamma-rays
对巨型射电晕的观测为星系团中宇宙线（CR）电子和磁场的存在提供了明确的证据。产生射电晕的物理机制仍有很大争议。我们批判性地讨论了无线电晕发射提出的模型，并强调每个解释的弱点。我们提出了一个想法，如何CR传播和湍流平流的相互作用选择一个双峰的空间CR分布的集群的动力学状态的特征。因此，相对于具有非常亚音速湍流的松弛簇，强烈湍流的合并簇应该具有更集中的CR能量密度分布。这转化为双峰的预期扩散无线电和伽马射线发射的集群。因此，所观察到的双峰集群无线电晕似乎是一个自然的后果CR运输过程的相互作用，独立的无线电晕形成的模型，无论是强子相互作用的CR质子或再加速的低能量CR电子。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for radio relics and halos. Their role in the formation and acceleration of extragalactic cosmic rays
我们搜索扩展区域的无线电发射不与活跃的银河系核心，被称为“遗迹”，“晕”和“迷你晕的，在一个样本的70阿贝尔集群，我们有无线电，光学和X射线数据。活动星系核可以产生非热辐射的粒子泡，对宇宙射线具有限制作用。因此，射电遗迹和（迷你）晕可能是这些气泡限制宇宙射线的结果。我们正在探索团内磁场（使用法拉第旋转测量和逆康普顿参数）、合并（通过射电/X射线相互作用）、冷却流（X射线数据）、射电喷流/激波以及射电（迷你）晕/遗迹在宇宙射线的形成、加速和传播中所起的作用。在目前的研究中，我们从我们的样本中选择了两个强大的邻近射电星系：武仙座A和3C 388。我们报告正在进行的工作和未来的计划。
2011-08-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Common origin for radio relics and halos: galaxy cluster-wide, homogeneous cosmic-ray distribution, and evolving magnetic fields
一些星系团以外围遗迹（迄今为止归因于初级、冲击（再）加速电子）或中心晕的形式显示出弥散的无线电发射。通过分析文献中的射电和X射线数据，我们发现了晕和遗迹之间的新联系，例如它们的峰值射电亮度与气柱密度之间的普遍线性关系。我们的研究结果表明，在一个集群中的晕，遗迹，和晕遗迹桥，都产生于相同的，均匀的宇宙线（CR）离子（CRI）分布。我们解析地推导了强子CRI碰撞中产生的次级电子和正电子（CREs）在任意磁场演化下的同步辐射特征。在我们的模型中，平坦的光谱晕（包括巨晕和迷你晕）来自稳态磁场，而遗迹和陡峭的晕反映了最近或不规则的磁场增长。这很自然地解释了晕、遗迹以及它们之间的联系的性质，而没有引起弱冲击或湍流中的粒子（再）加速。我们发现CRI的能量密度在u_p~10^-[12.4，13.3]erg cm^-3的范围内，谱指数s_p=-2.20+-0.05，并在一些晕和遗迹后面的距离星团中心2 Mpc的地方确定了~0.1的磁能分数。CRI的均匀性表明存在很强的CR扩散，D（100 GeV）>~ 10^32 cm ^2s ^-1。在弱激波（效率<10^-4）和湍流中，强磁化对大于10 GeV的CRE（再）加速施加了严格的上限;事实上，每一个弱激波都会略微降低平坦CRE的能量分数。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
No evidence for gamma-ray halos around active galactic nuclei resulting from intergalactic magnetic fields
我们分析了Ap. J. Lett.中报道的堆积活动星系核周围的伽马射线晕，2010，722，L39。首先，我们表明，周围的堆叠活动星系核的γ射线的角分布是一致的蟹状星云脉冲星，这是费米/LAT的点源周围的γ射线的角分布。这使得它不太可能晕是由电磁级联TeV光子在星系际空间。然后，我们比较周围的堆叠活动星系核的γ射线的角分布与费米/LAT的点扩散函数（PSF），并确认存在一个多余的PSF以上。然而，我们证明，这种效果的幅度和角度大小是不同的费米/LAT仪器的前部和后部转换的光子，因此是一种仪器效应。
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
An Inverse-Compton-Boosted Cool Core Unifies Perseus's Radio and X-ray Halos
California Institute of Technology（加州理工学院）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
研究通过反康普顿效应解释船帆座射电和X射线晕的形成，提出宇宙射线晕模型能解释冷核心和冷却流问题，预测了新的观测结果。
2026-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Starbursts at Cosmic Dawn: Formation of Globular Clusters, Ultra-Faint Dwarfs, and Population III star clusters at z > 6
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文提出Anaxagoras模型，用于研究高红移时期低质量暗物质晕中的恒星形成，预测了银河卫星晕中数百个星系的形成及III型恒星团的形成情况。
2026-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A tale of two sites -- I: Inferring the properties of minihalo-hosted galaxies from current observations
最早开始宇宙黎明的星系可能居住在所谓的“迷你晕”中，质量为$\sim10^5$ - $10^8\mathrm{M}_\odot$，通过H $_2$冷却从星系际介质中吸积气体。这种分子冷却的星系（MCG）大多形成于原始环境中，拥有大质量的无金属恒星，并最终被分离背景（Lyman-Werner; LW）的建立所消灭。因此，它们的性质可能与我们在后来的宇宙中看到的星系非常不同。虽然MCG可能太微弱而无法直接观察到，但我们仍然可以从它们在宇宙21厘米信号中留下的印记中推断出它们的性质。在这里，我们通过扩展公共模拟代码21 cmFAST来量化这种印记，以允许不同的MCG群体。我们允许MCG有不同的属性从其他星系，包括独特的标度关系的恒星晕质量比，电离逃逸分数，光谱能量分布。我们跟踪不均匀的重组，分离LW反馈，和再电离的光加热。在演示了MCG如何塑造21厘米的信号后，我们探讨了当前的观测在多大程度上已经对其属性进行了限制。普朗克的宇宙微波背景光学厚度为MCG中电离逃逸分数与恒星质量的乘积设定了一个上限。当还包括时间的假定的EDGES吸收信号，我们发现一个额外的强退化之间的恒星质量和X射线光度的MCG。如果被证明是宇宙起源，EDGES信号的时间将由MCG设置。
2020-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin and acceleration of cosmic rays: Cooling flow clusters and AGN hosts
我们正在星系团的X射线选定样本中寻找射电“遗迹”和“晕”。这些射电特征不是活动星系核（AGN）机制的产物，而更有可能与过去的星系团合并事件有关。活动星系核的冷却流团的主机包含粒子泡，显示非热无线电发射。如果这些气泡能够有效地限制宇宙射线，它们就可以解释射电遗迹和光环的存在。团内磁场和团环境可以揭示宇宙射线的加速机制。使用无线电/X射线数据和分析方法，我们检查三个活动星系核主机出我们的70个集群，即武仙座A，3C 310和3C 388。我们发现这些星团中没有一个包含遗迹和/或光环。
2011-09-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows II: Effect of Turbulence and Metal-Line Cooling
在原始宇宙中，维里温度低于10 $^{4}$ K的低质量结构无法通过原子线跃迁冷却，导致恒星形成的强烈抑制。另一方面，这些“迷你光环”非常容易通过附近星系外流的相互作用引发恒星形成。在Gray & Scannapieco（2010）中，我们探讨了非平衡化学对这些相互作用的影响。在这里，我们把注意力转向金属的作用，进行了一系列高分辨率的三维自适应网格细化模拟，包括金属冷却和亚网格湍流混合模型。尽管存在一个额外的冷却剂，我们再次我们发现，外流minihalo相互作用产生的密集，大规模的星团的分布。我们还发现，这些集群均匀富集金属的最终丰度Z $\approx$ 10 $^{-2}$ Z $_{\odot}$。在我们之前的模拟中，所有这些性质都表明，这些相互作用可能导致了今天的晕状球状星团。
2011-04-12 astro-ph.CO
Transport of cosmic rays in the nearby starburst galaxy NGC 253
射电晕需要面外宇宙射线和磁场共存。由于宇宙射线是通过与盘中恒星形成有关的过程注入并加速的，因此它们必须从盘传输到晕中。垂直的大尺度磁场可以显著增强这种传输。我们用Effelsberg和VLA望远镜用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。NGC 253的射电晕呈哑铃状，在中心附近垂直延伸最小。通过对电子寿命的估计，我们测量到宇宙射线的整体速度为300+/-30 km/s，这在圆盘的范围内是恒定的。这表明NGC 253中存在“盘风”。我们提出大尺度磁场是盘（r，phi）和晕（r，z）分量的叠加。圆盘场是一个偶宇称指向内的螺旋。圆锥形（均匀）晕场在投影中呈现为X形结构，就像在其他边缘星系中观察到的那样。在超气泡的壁压缩的相互作用可以解释所观察到的晕场和热的Halpha和软X射线发射气体的瓣之间的对齐。盘风是一个很好的候选人运输的小规模螺旋领域，需要有效的发电机行动，并作为一个来源的中性氢观察到的晕。
2009-09-01 astro-ph.CO
Formation of Compact Stellar Clusters by High-Redshift Galaxy Outflows I: Nonequillibrium Coolant Formation
我们使用高分辨率的三维自适应网格细化模拟研究高红移星系外流与原始组成的低质量维里化云的相互作用。虽然原子冷却允许维里温度高于$10^4$ K的天体形成恒星，但低于这个阈值的“迷你晕”通常无法自行形成恒星。然而，这些天体非常容易受到邻近高红移星暴星系外流的影响而引发恒星形成。在这里，我们进行了研究，这些相互作用，通过非平衡分子氢（H $_2$）和氘化氢（HD）的形成冷却的重点。跟踪非平衡化学和冷却的14个物种，包括解离背景的存在下，我们表明，冲击相互作用可以将minihaloes到非常紧凑的集群的同时代的恒星。此外，这些星团都小于$\approx 10^6 M_\odot,$，它们是从它们的母暗物质晕中被喷射出来的：这些性质与旧的球状星团非常相似。
2010-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Mini-Halo Emission from Cosmic Rays in Galaxy Clusters and Heating of the Cool Cores
有人提出，星系团的冷核被宇宙射线（CR）稳定加热。如果是这样的话，在冷核心星团的中心区域经常发现的无线电迷你晕可能是来自CR的同步辐射。基于这一思想，我们研究了小晕的径向轮廓。首先，使用数值模拟，我们确认，这是适当的假设，辐射冷却的内集群介质（ICM）是平衡的CR流加热。在这些模拟中，我们假设CR的流动速度是ICM的声速，并且表明加热甚至比流动速度是Alfven速度的情况更稳定。然后，实际上假设冷却和加热之间的平衡，我们估计的径向轮廓CR压力在六个集群只从X射线观测。由于CR质子与ICM质子相互作用，我们可以预测所产生的同步辐射的径向轮廓。我们比较的预测与观察到的径向配置文件中的六个集群的迷你晕，发现它们是一致的，如果的CR的动量谱是陡峭的。这些结果可能表明堆芯实际上是被CR加热的。我们还预测了这六个团簇的宽带谱，并表明团簇的非热通量在硬X射线和γ射线波段很小。
2012-09-20 astro-ph.CO
Searching for dark matter annihilation from individual halos: uncertainties, scatter and signal-to-noise ratios
个别的河外暗物质晕，例如那些与邻近星系和星系团有关的暗物质晕，是搜寻暗物质湮灭产生的伽马射线的有希望的目标。我们审查的预测湮没通量从个人晕，专注于当前的不确定性的影响，在浓度-质量关系和贡献的晕子结构，并估计固有的晕晕散射预期。经过仔细考虑最近的模拟结果，我们得出结论，最小的晕的浓度，而在高红移确定，仍然是不确定的4-6时，外推到低红移的因素。这反过来又产生了两个数量级的不确定性，在预测的湮灭通量的任何晕质量以上的这一规模。子结构演化、功率谱的小尺度截止、宇宙学和重子效应都引入了较小的、尽管是累积的不确定性。然后，我们考虑从晕到晕的内在变化。这些产生于浓度和亚结构的变化，导致预测湮灭光度中的$\sim$ 2.5的散射。最后，我们考虑的问题，从湮灭检测伽马射线，从其他来源的预期贡献。假设恒星形成过程中产生的宇宙射线是γ射线探测的主要噪声源，我们估计了γ射线探测的信噪比与晕质量的函数关系。这种计算表明，群体规模的晕，单独或堆栈，可能是一个特别有趣的目标，为下一代的湮灭搜索。
2018-08-15 astro-ph.CO
Cosmic rays and the magnetic field in the nearby starburst galaxy NGC 253: II. The magnetic field structure
我们用D-配置的VLA和Effelsberg 100-m望远镜使用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。将6.2 cm和3.6 cm处的观测结果结合起来计算RM分布并校正法拉第旋转。大尺度磁场由盘（r，phi）和晕（r，z）分量组成。盘分量可以被描述为轴对称的螺旋场，其指向内部，具有25+/-5度的螺距角，其相对于平面对称（偶宇称）。晕场显示了一个突出的X形中心的核心类似于其他边缘星系。我们提出了一个模型，其中晕场线是沿着一个锥与90 +/- 30度的开口角，并指向远离磁盘在北部和南部的晕（偶宇称）。X形晕场跟随着在H α和软X射线发射中看到的叶。发电机作用和盘风可以解释X形晕场。核恒星暴驱动的超级风可能会通过压缩膨胀的超级气泡的叶片来进一步放大和排列晕场。盘风是一个很有前途的候选人的起源气体的晕和驱逐小规模的螺旋领域所要求的有效发电机行动。
2009-08-20 astro-ph.CO
Lessons on early structure formation from a mature galaxy cluster observed at cosmic noon
以XLSSC 122星系团为例，提出了一种通过成熟星系团在宇宙正午（z~2）间接约束早期恒星和结构形成的新方法.利用标准的Press Schechter公式，我们根据XLSSC 122星暴后星系中恒星的年龄分布（假设没有尘埃消光，用HST测光法测量），推断出恒星形成效率（恒星质量与晕质量之比）在z~20-13期间从10^-4迅速演化到0.01。在这里，我们考虑所有低质量的晕，包括迷你晕，它们是第一批恒星和星系的宿主（5*10^5 Msun < M_halo < 10^10 Msun）。我们还根据XLSSC 122中大量的z > 13的恒星形成星系，对超轻玻色子质量的模糊暗物质模型（m_a < 5*10^-21 eV/c^2）提出了新的限制。我们的探索性结果与现有的限制是一致的。如果我们的方法扩展到大样本的集群或场后星暴星系在宇宙中午，与改进的模拟晕和恒星星族，将获得更全面的结果。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to calculate dark matter direct detection exclusion limits that are consistent with gamma rays from annihilation in the Milky Way halo
在比较直接和间接探测实验对弱相互作用大质量粒子（WIMP）性质的限制时，对暗物质（DM）分布所作的假设是现实的和一致的是至关重要的。例如，如果费米-LAT银河系中心的GeV伽马射线过剩是由于WIMP湮灭，那么它的形态将与通常用于解释直接探测实验数据的标准晕模型不兼容。在这篇文章中，我们计算排除限制直接检测实验使用自洽的速度分布，来自银河系的DM晕有一个广义NFW配置文件的质量模型。我们使用两种不同的方法，使质量模型与银河系中心伽马射线过剩的DM解释兼容。首先，我们将DM密度分布的内斜率固定为最适合过量形态的值。其次，我们允许内斜率变化，并包括用于约束银河系引力势的数据集中的过剩形态。由此产生的直接检测极限显着不同，从使用标准晕模型，特别是轻WIMP，由于本地DM密度和速度分布的差异。
2016-05-17 astro-ph.CO hep-ph
Impact of cosmic rays on the global 21-cm signal during cosmic dawn
了解早期宇宙中星系间介质（IGM）热态的演化过程对研究HI 21 cm信号在宇宙黎明期的演化具有重要意义。在这里，我们认为加热的IGM由于宇宙射线质子产生的超新星从早期流行III和流行II星。来自Pop III超新星的低能宇宙射线质子可以从小晕中逃逸出来，并通过碰撞和氢的电离加热IGM。此外，Pop II超新星产生的高能质子可以逃离宿主晕，并通过磁声波阿尔文波加热IGM。我们表明，由于这些宇宙射线粒子的加热可以显着影响IGM温度，因此全球21厘米的信号在$z\sim 14-18$。21厘米吸收剖面的深度、位置和持续时间高度依赖于宇宙射线加热的效率。特别是，EDGES信号可以很好地拟合宇宙射线加热以及莱曼- $α$耦合，和暗物质-重子相互作用，我们认为，以实现“冷IGM背景”。此外，我们认为，宇宙射线的性质和第一代恒星的性质可以通过精确测量全球21厘米的吸收信号在宇宙黎明的约束。
2022-12-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
IllustrisTNG + Cosmic Rays with a Simple Transport Model: From Dwarfs to L$^\star$ Galaxies
本研究使用包含宇宙线物理的IllustrisTNG大体积宇宙学模拟，评估了简单宇宙线输运模型对z=0星系及晕性质的影响，发现宇宙线提供的非热压力支撑抑制了恒星形成与黑洞生长，重塑了宇宙恒星形成率密度等关键关系。
2024-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
