Measuring the Dark Matter Halo Mass of X-ray AGN at z~1 using photometric redshifts
利用AEGIS、COSMOS和ECDFS巡天的观测数据，通过与星系的交叉关联函数，推断了中等亮度[LX（2-10 keV）= 42.9 erg s-1] X射线活动星系核在z~1处的偏差和暗物质晕质量。在对比标准的交叉关联函数估计，我们提出了一种方法，只需要光谱的活动星系核和光度红移概率分布函数的星系，以确定投影的真实空间活动星系核/星系交叉关联函数。在AEGIS、COSMOS和ECDFS联合观测场中，对活动星系核X射线的暗物质晕质量的估计值为~ 13 h-1 M_solar，与以前在类似红移和光度范围内的研究结果一致。从样品中去除5%的活动星系核与X射线选择的集团的结果减少约0.5德克斯在推断活动星系核暗物质晕质量。活动星系核在暗物质晕质量中的分布因此是偏斜的，大部分人口生活在中等质量的晕中。这一结果有利于冷气体吸积作为大部分X射线活动星系核的超大质量黑洞生长的主要通道。
2012-12-20 astro-ph.CO
Linking X-ray AGN with dark matter halos: a model compatible with AGN luminosity function and large-scale clustering properties
我们的目标是在协调LCDM模型的一般框架下找到一个描述X射线选择活动星系核的光度函数和大尺度成团偏差的最小模型。我们假设活动星系核X射线光度L_X与宿主暗物质晕质量M_h之间存在简单的总体平均标度关系。利用这种关系，活动星系核X射线光度函数可以由晕质量函数计算出来。利用后者的协调LCDM晕质量函数，我们得到了匹配由X射线观测得到的红移相关活动星系核X射线光度函数所需的M_h-L_X关系。我们发现，通过简单的幂律标度M_PDMATHABMM L_X^Γ（z），我们的模型可以成功地再现观测到的X射线光度函数。此外，我们自动获得预测的大规模活动星系核集群的振幅和它们的依赖光度和红移，这似乎是兼容的活动星系核集群测量。我们的模型还包括红移相关的活动星系核占空比，其峰值在红移z ~ 1处，其峰值与1一致，表明平均每个暗物质晕不超过一个活动星系核。对于一个典型的z ~ 1的X射线选择活动星系核，我们的最佳拟合M_h-L_X标度表示低的埃丁顿比L_X/L_Edd ~ 10^{-4}-10 ^{-3}（2-10 keV波段，不应用测辐射热校正）和相应的大质量增长e折叠时间，表明典型的X射线选择活动星系核主要通过相对低效的“热晕”吸积模式提供燃料。
2013-11-13 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
Effects of baryons on the gravitational redshift profile of ΛCDM halos
引力红移和其他相对论效应开始在星系团的背景下进行研究。Wojtak等人和其他人在星系团红移剖面中以及Alam等人在星系群的互相关联函数中测量到了与广义相对论中预期的一致的畸变。在低于~20 Mpc的尺度上，$h$模拟表明引力红移比其他效应占主导地位。然而，这种信号与引力势的形状和深度有关，因此与星系和星系团中的物质密度有关。我们研究了重子物理对大质量（群和团大小）晕的引力红移剖面的影响。我们比较了从MassiveBlack-II宇宙流体动力学模拟和同一模拟的仅暗物质版本中获得的晕中不同组分的剖面。我们发现，包含重子，冷却，恒星形成和反馈显着改变相关的内部密度分布。这些重子效应导致整体增加的引力红移和横向相对论性多普勒效应高达~50%的群大小晕。我们将展示如何修改纳瓦罗弗伦克白晕配置文件可以用来参数化这些差异，并提供相关的晕配置文件适合。
2019-01-17 astro-ph.CO
Exploring Self-Interacting Dark Matter Halos with Diverse Baryonic Distributions: A Parametric Approach
本研究扩展仅暗物质晕参数化模型纳入重子物质，通过引力热相表征SIDM晕状态，校准模型并实现高效探索多样化晕的SIDM效应，分离演化历史与当前状态以辅助模型识别。
2024-11-27 astro-ph.CO
The resummation model in FLAMINGO: precisely predicting matter power suppression from observed halo baryon fractions
Leiden University（莱顿大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
FLAMINGO中的重叠模型通过观测星系团baryon分数精确预测物质功率抑制，精度达1%。
2025-11-21 astro-ph.CO
Mass-Dependent Baryon Acoustic Oscillation Signal and Halo Bias
利用N体模拟方法刻画了晕两点统计中的重子声学振荡（BAO）特征。我们发现，非线性阻尼的BAO信号是不太严重的晕在我们调查的质量范围比暗物质。阻尼的大小与晕圈质量的关系不大。的关联函数显示的质量依赖下降的晕集群偏差低于约90 Mpc/h，这与BAO槽的规模相一致。对于质量M>10^{14} Msun/h的晕，偏差下降4%，对于质量M>10^{13} Msun/h的晕，偏差下降约2%。相比之下，没有BAO的模拟中的晕偏差在90 Mpc/h左右变化更平稳。在傅立叶空间中，M>10^{14} Msun/h晕的偏差从波数k = 0.012 h/Mpc到0.2 h/Mpc平滑下降11%，而M>10^{13} Msun/h晕的偏差在相同范围内下降不到4%。通过比较在其他方面相同的模拟，一个和其他没有BAO对晕偏差，我们也观察到调制的晕偏差。这些结果表明，在大尺度上的质量依赖的BAO信号和尺度依赖的偏差的精确校准将需要解释在未来的两点统计的星系团或大质量星系的精确测量。
2013-04-11 astro-ph.CO
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
The AGN-galaxy-halo connection: The distribution of AGN host halo masses to z=2.5
根据对观测到的活动星系核（AGN）样本的聚类测量，广泛报道活动星系核在大部分宇宙时间内都存在于类似质量的宿主暗物质晕中，log $M/M_\odot$ ~12.5-13.0，z~2.5。我们发现，这部分是由于AGN的分数在星系中的恒星质量的增加而上升，结合AGN观测选择效应，加剧了这一趋势。在这里，我们使用活动星系核特定的吸积率分布函数作为恒星质量和红移的函数，分别为恒星形成和静止星系，结合最新的星系晕连接模型，以确定母和子晕质量分布函数的活动星系核的各种观测限制。我们发现，虽然活动星系核的中间（子）晕质量，$\approx10^{12}M_\odot$，是相当恒定的光度，比吸积率，和红移，完整的晕质量分布函数是广泛的，跨越几个数量级。我们发现，广泛使用的方法来推断一个典型的暗物质晕质量的基础上观察到的活动星系核聚类幅度可能会导致偏见，系统高主机晕质量。虽然活动星系核卫星的比例上升与母晕质量的增加，我们发现，中央星系往往不是活动星系核。我们的研究结果阐明了整个宇宙时间的活动星系核宿主晕的明显均匀性的物理原因，并强调了解释观测活动星系核聚类结果时考虑活动星系核选择偏差的重要性。我们进一步表明，活动星系核集群是最容易解释的相对偏差星系样本，而不是从绝对偏差测量。
2021-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo mass function conditioned on density from the Millennium Simulation: insights into missing baryons and galaxy mass functions
宇宙中高密度区域的重子含量与两个关键的未解之谜有关：星系的滋养效应的作用以及失踪的重子的下落。在本文中，我们分析了千年模拟中的暗物质和半解析星系的分布来研究这些问题。将用于整体物质分布的相同密度场重建方案应用于锁定在晕中的物质，我们研究了在各种背景场密度下晕对总质量预算的质量贡献，即，条件晕圈质量函数在这种情况下，我们提出了一个简单的拟合公式的累积质量函数精确到~ 5%的晕质量之间的10^{10}和10^{15}Msol/h。我们发现在稠密环境中晕质量函数变得头重脚轻，并给出了相应的拟合公式。我们证明，在高密度领域的物质的主要部分是与星系群。由于目前的X射线调查几乎能够恢复普遍的重子分数组内，我们的研究结果表明，迄今未被发现的温暖的热星系际介质的主要部分居住在低密度区域在低温下。同样，我们表明，在观测和模拟数据中看到的环境中的星系质量函数的差异主要源于晕的质量分布的差异。特别是，在星系质量函数的驼峰是与中央组星系，并观察到的双峰星系质量函数，因此被解释为中央星系与卫星。
2010-03-04 astro-ph.CO
Constraints on black hole fuelling modes from the clustering of X-ray AGN
通过收集文献中的X射线样本，重新估算活动星系核的暗物质（DM）晕质量，对活动星系核的X射线进行了聚类分析。我们发现，在z=0-1.3宇宙中，中等亮度的活动星系核（Lx（2-10 keV）=10^42-10^44 erg/sec）通常存在于质量约为10^13 Msun的DM晕中。然后，我们比较我们的研究结果的耦合星系和黑洞形成模型GALFORM的理论预测。当我们的计算包括到中心黑洞的热晕吸积模式时，我们发现很好的协议。这种类型的吸积，这是额外的普通冷吸积盘不稳定性和星系合并，是紧耦合到AGN的反馈模型。热晕模式在质量大于~10^12.5兆太阳的DM晕中变得突出，在那里活动星系核反馈通常起作用，产生了一类独特的中等亮度活动星系核，它们居住在富星系团和超星系团中。黑洞的冷气体燃料不能产生观测推断的X射线活动星系核的DM晕质量。在模型中关闭活动星系核的反馈会导致DM晕中大量的发光类星体（Lx（2-10 keV）> 10^44 erg/sec），质量高达~10^14 Msun，这与观测到的类星体聚集不一致。在z~3-4宇宙中，热晕活动星系核的丰度显著降低。在如此高的红移，冷吸积模式是唯一负责塑造环境的中等光度活动星系核。我们的分析支持两种吸积模式（冷和热）的超大质量黑洞的燃料，并强烈强调了活动星系核反馈的重要性，在宇宙学模型的星系形成和黑洞增长。
2013-05-09 astro-ph.CO
Concentrating the Dark Matter in Galaxy Clusters through Tidal Stripping of Baryonically-Compressed Galactic Halos
大质量X射线星团的引力透镜观测意味着一个陡峭的特征密度分布，其特征是中心集中的暗物质。在150 kpc的投影半径内观测到的质量分数是在标准Lambda-CDM宇宙学的最新暗物质模拟中发现的质量分数的两倍。没有观察到可以解释这种差异的中心重子增强，留下了一个主要的谜团。我们提出了一个解决方案的基础上的合并历史的集群。星系团晕的最终暗物质含量中有很大一部分来自星系大小的晕，其中气体可以将暗物质核心冷却和压缩到高密度。随后的潮汐剥离这种压缩的暗物质发生在更接近星系团晕中心的密度更高的区域。最终，最初冷却的气体必须通过反馈分散到星团内的介质中，以与在星团中没有发现中心重子增强的观测保持一致。尽管如此，早期银河系暗物质的绝热压缩仍然对星系团产生了净效应。使用一个简单的模型，这一过程中，我们表明，中央集群配置文件进行了大幅修改，可能解释所观察到的差异。
2009-07-06 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
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstruction of Dark Matter and Baryon Density From Galaxies: A Comparison of Linear, Halo Model and Machine Learning-Based Methods
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；York University（约克大学）
本文比较了线性、halo模型和基于机器学习的方法，以从星系数据中重建暗物质和非发光的宇宙物质，发现结合GNN-CNN方法效果最佳。
2025-12-12 astro-ph.CO
The angular momentum of baryons and dark matter halos revisited
最近的理论研究表明，高红移星系是由冷而致密的气体细丝供给的，这表明气体的角动量输运不同于暗物质。使用具有自适应网格细化的高分辨率宇宙流体力学模拟重新审视这个问题，我们发现在吸积时，气体和暗物质确实携带相似量的比角动量，但它系统地高于比角动量。整个暗物质晕。在高红移时，新吸积的气体迅速流入晕的中心区域，直接将大量的角动量沉积在半径r=0.1rvir的球体内。相比之下，暗物质粒子会毫发无损地穿过中心区域，其中一小部分最终占据晕的外部区域（r/rvir>0.1），在这个过程中重新分配角动量。因此，宇宙网的大尺度运动必须被认为是气体角动量的起源，而不是其维力化的暗物质晕宿主。这个普遍的结果适用于所有红移的所有质量的晕，因为辐射冷却确保了很大一部分重子仍然被困在晕的中心。尽管注入角动量丰富的气体，我们预测的恒星盘，这是在公平的协议在z=0的意见。这是因为重子的总比角动量仍然接近于暗物质晕。我们提出了一个新的方案，气体有效地进行了大尺度结构运动产生的角动量深内暗物质晕，重新分配它只在附近的磁盘。
2011-06-03 astro-ph.CO
CMB as a possible new tool to study the dark baryons in galaxies
重子约占我们宇宙的4%，但它们中的大多数都不见了，我们不知道它们隐藏在哪里以及以什么形式隐藏。这就构成了所谓的重子缺失问题。一种可能是这些重子的一部分隐藏在星系晕中。我们展示了如何7年的数据获得的WMAP卫星可用于跟踪附近的巨大的螺旋星系M31的晕。我们检测到的温度不对称的M31晕沿旋转方向高达约120千秒差距。这可能是第一次在微波中探测到星系晕，并可能开辟一条新的途径，利用高精度的CMB测量来探测这些相对较少研究的星系天体中隐藏的重子。
2012-02-14 astro-ph.CO
Low-mass suppression of the satellite luminosity function due to the supersonic baryon--cold-dark-matter relative velocity
我们研究了超音速重子-CDM流对银河系等星系周围发光的低质量卫星星系丰度的影响。CDM流最近被证明对10 <~ z <~ 1000暗时代的结构形成有很大的影响。由于超音速重子-CDM流显著地抑制了形成的晕的数量和在z >~ 10时质量为10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8的晕上吸积的重子数量，因此对再电离前的恒星光度函数产生了很大的影响。由于这些质量的晕被认为在再电离后由于紫外线背景的光加热效应而很少有恒星形成，这种效应一直持续到今天。我们计算出，今天拥有明亮卫星星系的低质量10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8晕的数量通常被抑制了50%，在初始超音速较高的区域，其值高达90%。我们发现，这种以前被忽略的宇宙学效应解决了银河系中观测到的和预测的低质量卫星数量之间的大部分紧张关系，从而避免了在再电离之前需要任何其他质量依赖的恒星形成抑制。
2012-05-09 astro-ph.CO
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The impact of AGN feedback and baryonic cooling on galaxy clusters as gravitational lenses
我们使用最先进的模拟方法研究活动星系核反馈对质量在10^14 - 10^15 Msol范围内的星系团样本引力透镜性质的影响。采用光线追迹算法，计算了纯暗物质物理（DM）、暗物质+气体冷却+恒星形成（CSF）和暗物质+气体冷却+恒星形成+活动星系核反馈（CSFBH）模拟的星系团巨弧截面.一旦AGN反馈被包括在内，重子物理学增强强透镜截面的程度远低于先前使用仅冷却和恒星形成模拟的星团所估计的。对于一个维里质量为7.4 × 10^14 Msol的星系团，在没有反馈的情况下加入重子物理可以将截面增大3倍，这与以前的研究结果一致，而一旦加入活动星系核反馈，这个最大值最多降到2倍。通常情况下，DM和CSFBH物理模拟的集群具有类似的横截面，用于产生巨大的电弧。我们还研究了重子物理如何影响弱透镜性质的模拟集群拟合NFW配置文件合成弱透镜数据集使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，并通过执行非参数质量重建。不包括AGN反馈，测量的浓度参数可以远远大于AGN反馈，这是类似于暗物质的情况下获得的。
2010-03-17 astro-ph.CO
A gradient based method for modeling baryons and matter in halos of fast simulations
快速N体PM模拟具有少量的时间步长，如FastPM或COLA已经非常成功地模拟星系统计，但它们缺乏小尺度力分辨率和长时间步长，不能给出准确的晕物质轮廓或物质功率谱。高分辨率的N体模拟可以改善这一点，但缺乏重子效应，这只能适当地包括在水力模拟。在这里，我们提出了一个计划来校准的快速模拟，以模仿流体动力学模拟或高分辨率N体模拟的精度。该方案是基于梯度下降的有效引力势，模仿短程力，或有效焓，模仿气体流体动力学和反馈。该方案是快速和可微的，并且可以作为后处理步骤纳入任何模拟。对几种重子反馈和暗物质模拟的物质功率谱给出了很好的结果，并给出了改进的暗物质晕轮廓。该方案甚至能够找到大的subhalo，并增加快速模拟和高分辨率N体或水模拟之间的相关系数。它也可以用来增加重子效应的高分辨率N体模拟。虽然该方法具有自由参数，可以在各种模拟中校准，但它们也可以被视为描述重子效应的天体物理学讨厌参数，这些参数可以在数据分析期间被边缘化。在这个观点中，这些参数可以被看作是重子效应的有效参数化。
2018-04-02 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
The effect of baryons on the variance and the skewness of the mass distribution in the universe at small scales
我们利用一个体积为（50 Mpc/h）^3的宇宙的宇宙学模拟，研究了重子物理对小尺度宇宙统计的耗散效应。MareNostrum模拟使用AMR代码RAMSES进行，包括当前星系形成理论的大部分物理成分，如金属依赖冷却和紫外线加热，ISM的次网格建模，恒星形成和超新星反馈。我们对只有暗物质的宇宙重新运行了相同的初始条件，作为无重子宇宙统计的参考点。本文介绍了重子物理引起的σ ^2和S_3的小尺度放大的测量结果以及在晕模型框架下对它们的解释。最近的研究表明，在k <~ 10 h/Mpc尺度下，通过修正晕浓度参数，重子对物质功率谱的影响可以得到解释。我们建议扩展这一结果，通过使用晕配置文件，这是一个线性组合的NFW配置文件的暗物质和指数盘配置文件模仿重子组件的中心晕。这种晕的轮廓形式是物理上的，取决于两个参数：盘中重子的质量分数f_d和盘的特征尺度与晕的维里半径之比λ_d。我们发现，对于具有物理意义的参数f_d和lambda_d值，这种复合分布再现了模拟中测量到的小尺度方差和偏度提升，最高可达k ~ 10^2 h/Mpc。虽然像这里提出的模拟通常遭受各种问题相比，观测，我们修改后的晕模型可以作为一个拟合模型，以改善弱透镜收敛谱和偏度测量的宇宙学参数的测定。
2010-03-03 astro-ph.CO
The halo bispectrum as a sensitive probe of massive neutrinos and baryon physics
本研究利用BAHAMAS模拟套件探究重子物理与大质量中微子对暗晕双谱的影响，发现暗晕成团通常受重子物理增强，双谱对恒星形成反馈效率和中微子质量高度敏感且二者效应可分离，为下一代巡天高精度测量提供支持。
2023-05-05 astro-ph.CO
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Cambridge University Press（剑桥大学出版社）
该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of AGN activity on stellar and halo mass in Semi-Analytic Models
活动星系核的反馈被认为在塑造各种观测到的星系性质，以及恒星质量和恒星形成速率的演变中起着重要作用。特别是，在目前的星系形成的理论范式，活动星系核反馈被认为在调节星系的活动水平，在相对大规模的晕在低红移发挥着至关重要的作用。然而，直到最近几年，才有详细的统计资料，说明星系活动对恒星质量、母晕质量和等级的依赖性。在本文中，我们比较的分数属于不同的活动类（恒星形成，活动星系核和射电活跃）的预测从四个不同的和独立开发的半解析模型。我们采用经验关系将物理性质转换为观测量（H_α发射线，OIII线强度和射电功率）。我们证明，在这项研究中使用的所有模型再现的整体分布的星系属于不同的活动类作为恒星质量和晕质量的函数：恒星形成的星系和最强的射电源优先与低质量和高质量的星系/晕分别。然而，模型预测在许多方面与观测测量不同。我们研究中使用的所有模型都预测，几乎每个>1.e12 Msun暗物质晕和/或>1.e11 Msun星系都应该拥有明亮的射电源，而只有一小部分星系属于这一类的数据。此外，在模型中，无线电亮度预计将强烈依赖于母晕质量的质量，而强和弱的无线电星系在数据中的环境相似。我们的研究结果强调，作为恒星质量的函数的活动星系核的分布提供了一个最有前途的判别不同的气体吸积计划。
2010-12-17 astro-ph.CO
How baryons affect halos and large-scale structure: a unified picture from the Simba simulation
使用最先进的流体动力学模拟辛巴套件，以及它的暗物质只对应，我们研究了重子的存在和不同的恒星/活动星系核反馈机制的影响大尺度结构，晕密度分布，并在晕内和星系际介质（IGM）的丰度不同的重子相。从我们的分析中出现的统一的图片是，在所有尺度上形成物质分布的主要物理驱动因素是恒星形成驱动的星系外流在$z>2$的低质量晕和活动星系核喷流在$z<2$在高质量晕。相对于晕质量函数，反馈抑制了重子质量函数随时间的变化，它甚至在~20%的水平上影响晕质量函数本身，特别是疏散中心和增强晕外的暗物质。在早期，重子堆积在晕的中心，但到了晚期，特别是在大质量系统中，气体大多从内晕中排出。活动星系核喷流在这种疏散中是如此有效，以至于在低红移时，$\sim 10^{12}-10^{13} \, \rm M_{\odot}$晕中的重子比例仅为宇宙重子比例的25%，大多数情况下是在恒星中。封闭在这样的晕周围的球体中的重子分数只有在10 - 20维里半径处才接近宇宙值$Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m}$。因此，宇宙中87%的重子质量存在于$z=0$的IGM中，其中67%以温热IGM（$T>10^5 \, \rm K$）的形式存在。
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Unraveling the interplay between SIDM and baryons in MW halos: defining where baryons dictate heat transfer
我们提出了一套新的宇宙学放大模拟的MW类星系，其中第一次包括弹性速度依赖的自相互作用暗物质（SIDM）和IllustrisTNG物理。通过这些模拟，我们研究了SIDM与重子的相互作用及其对星系演化过程的影响。我们还介绍了一套新的修改DMO模拟，可以合理地复制DM晕上完全实现的流体动力学的影响，同时简化了分析，降低了计算成本。我们发现，重子改变的热结构的中央区域的晕在更大程度上比的SIDM散射的MW类星系。此外，我们发现，新的热结构的MW状晕导致SIDM创建cuspier中心密度，而不是核心，因为SIDM散射通过转移热量远离星系中心的热支持。我们发现，这种效应，引起重子收缩，开始影响星系的恒星质量的$10^8$ M $_\odot$和增加的强度MW质量尺度。这意味着任何用来限制恒星质量在$10^8$和至少$10^{11}$ M $_\odot$之间的星系的SIDM截面的模拟都需要重子来做出准确的预测。
2022-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of AGN feedback on the halo mass function
（节录）我们研究了重子效应对晕质量函数（HMF）的影响，重点是活动星系核反馈所起的作用。光晕识别与朋友圈（FoF）和球面过密（SO）算法。我们将标准SO算法嵌入到一个内存控制的框架程序中，并给出了{ \bf P}ython spher{ \bf I}c{ \bf A}l { \bf O}verdensity代码-- { \small PIAO}.对于FoF和SO晕，活动星系核反馈的影响是抑制HMF的水平，甚至低于暗物质模拟。活动星系核和DM模拟中的HMF之比在过密度$Δ_c=500$下为$\sim 0.8$，在更高的过密度$Δ_c=2500$下，差异会增加，没有显著的红移和质量依赖性。相对于DM情况，晕质量比的减小导致活动星系核模拟中HMF的减小。活动星系核模拟中晕内较浅的密度分布证明了活动星系核热反馈引起的气体突然位移是导致质量减少的原因。我们提供了拟合函数来描述晕质量的变化在不同的超密度，它可以恢复HMF与剩余的随机散射$\lt 5$百分比晕质量大于$10^{13} ~h^{-1}{\rm M_\odot}$。
2014-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Dark Matter Halos of Optical and IR-selected AGN in the Local Universe
我们利用卫星总光度L_sat技术对SDSS主星系样本中活动星系核周围的暗物质晕进行了探测。我们的结果集中在星系和活动星系核的中心星系的晕。我们的两个活动星系核样品是由光学发射线诊断和WISE红外颜色。在控制恒星质量和平均恒星年龄的情况下，光学选择和WISE选择的活动星系核的L_sat值都是非活动星系样品的两倍。这意味着晕的质量是原来的两倍，但我们不能排除Lsat的增加是由于这些活动星系核以相同的质量存在于较年轻的晕中。在只控制宿主星系质量的情况下，WISE选择的活动星系核的Lsat值也比光学活动星系核的Lsat值高出两倍，这与以往比较遮蔽和未遮蔽活动星系核成簇的结果一致。然而，控制两个宿主星系种群的恒星年龄可以消除一半的差异，减弱差异的统计意义。我们进行排列测试，以量化每个样本的晕轮种群的差异。然而，恒星形成特性的差异并不能完全解释两个活动星系核族群的差异。虽然活动星系核光度与平均恒星年龄相关，但WISE和光学样本之间恒星年龄的差异不能完全由活动星系核光度分布的差异来解释。
2020-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Halos of Moderate Luminosity X-ray AGN as Determined from Weak Gravitational Lensing and Host Stellar Masses
了解活动星系核（AGN）所在的星系与它们所在的暗物质晕之间的关系是限制黑洞燃料如何触发和调节的关键。以前的努力依赖于简单的晕质量估计推断集群，弱引力透镜，或晕占领分布模型。在实践中，这些方法仍然是不确定的，因为活动星系核，无论他们是如何识别，潜在的生活在一个占领功能，其一般形状和规范化知之甚少的晕质量的范围很广。在这项工作中，我们表明，更好的约束，可以通过严格的比较的集群，透镜，和互相关信号的活动星系核主机的基准恒星晕质量关系（SHMR）推导出的所有星系。我们的技术利用了这样一个事实，即全球SHMR可以测量精度比任何统计来自活动星系核样本单独。利用来自COSMOS场的382个z<1的中等亮度X射线活动星系核，我们首次测量了一个选定的X射线样品的弱引力透镜效应。将这个信号与全球SHMR的预测进行比较，我们发现，与以前的结果相反，大多数X射线活动星系核并不生活在中等大小的星系团中-几乎一半的活动星系核生活在相对较低质量的晕中，Mh~10^12.5 Msun。活动星系核占据函数的形式与所有星系相同，但标准化程度较低-在我们的样本中，活动星系核占据晕的比例仅为百分之几。通过强调相对“正常”的方式，中等亮度的X射线活动星系核主机占据晕，我们的研究结果表明，不同的燃料模式的发光类星体相比，中等亮度的X射线活动星系核的环境签名是不太明显，比以前声称的。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-driven growth of solitonic cores in fuzzy dark matter halos
我们提出了放大模拟的模糊暗物质（FDM）晕，包括重子和恒星形成有足够的分辨率，以遵循中央孤子的形成和演化。我们发现它们的性质是由暗物质-重子组合引力势中的局域暗物质速度色散决定的。这激发了一个简单的处方，以估计在重子的存在下FDM核心的径向密度分布。当核心变得更大质量和紧凑，如果包括重子，银河系旋转曲线测量可能更难与FDM相一致。
2020-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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 impact of baryons on weak lensing statistics as a function of halo mass and radius
Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究恒星物质对弱引力透镜统计的影响，发现BCMs在大质量晕体中存在系统误差，需改进模型以准确反映恒星物质分布。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles
重子对暗物质晕密度剖面的反作用引起了极大的兴趣，尤其是因为它是试图探测暗物质时的一个重要的系统不确定性。在这里，我们利用一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟，系统地研究这个过程及其对与星系形成相关的重子物理的依赖性。如果辐射冷却是有效的并且反馈是弱的，那么重子的加入会导致密度分布更加集中。在这种情况下，星系（星系团）尺度上的暗物质晕浓度可以增加30%（10%）。最显著的影响发生在高红移的星系中，在那里，在晕中心的重子分数与总密度和暗物质密度分布的内斜率之间存在很强的反相关。如果反馈是弱的，等温内部配置文件的形式，在协议的大规模，早期型星系的观测。然而，我们发现活动星系核的反馈，或非常有效的反馈，从大质量的恒星，是必要的，以配合观察到的恒星分数组和集群，以及保持最大的圆速度类似的维里速度观察盘星系。这些强反馈模型减少了星系中的重子分数的3倍，相对于没有反馈的情况下。活动星系核甚至能够将群晕和星系团晕内部区域的重子分数减少2倍。这反过来又导致内部密度分布，这是典型的浅于等温和晕浓度往往低于在重子的情况下。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Mapping "out-of-the-box" the properties of the baryons in massive halos
我们在光滑粒子流体动力学宇宙学模拟的$Magneticum$套件中研究了大质量晕（$M_{vir} > 10^{13} \ h^{-1}M_{\odot}$）中重子的分布，达到了$10 R_{500,\mathrm c}$前所未有的径向范围。我们确认，在非引力物理现象的作用下，重子质量分数是较低的内部区域（$<R_{500,\mathrm c}$）的质量越来越少的晕，并上升向外移动，与范围从51%（87%）的$R_{500,\mathrm c}$周围的区域的95%（100%）的$10R_{500,\mathrm c}$的宇宙学值的系统中的最低（最高; $M_{vir} \sim 5 \times 10^{14} \ h^{-1}M_{\odot}$）质量。星系群几乎匹配的气体（和重子）部分测量最大质量的晕只有在非常大的半径（$r>6 R_{500,\mathrm c}$），重子消耗因子$Y_{\rm bar} = f_{\rm bar} / (Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m})$接近单位的值，预期的“封闭箱”系统。我们发现，径向和质量的重子，气体和热耗尽因子的依赖性是可预测的，并遵循一个简单的功能形式。恒星质量分数在质量较小的系统中较高，随着半径的增加而系统地降低，并达到恒定的$Y_{\rm star} \approx 0.09$值，其中气体金属丰度也是恒定的，无论宿主晕质量…
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Occupation Distribution of Active Galactic Nuclei
使用一个完全宇宙学的流体动力学模拟，自洽地结合了超大质量黑洞的生长和反馈以及星系形成的物理学，我们研究了环境因素的影响（例如，局域气体密度、黑洞反馈）对低光度活动星系核晕占据分布的影响。我们将平均占有函数分解为中心和卫星贡献，并计算条件光度函数（CLF）。活动星系核中心的CLF服从对数正态分布，随着红移的增加，CLF的平均值增加，散射度减小。我们分析了单个活动星系核的光变曲线，发现活动星系核的峰值光度与晕质量的相关性比瞬时光度更紧密。我们还计算了卫星活动星系核在中心活动星系核光度一定时的CLF。我们没有看到任何显着的相关性之间的卫星的数量与光度的中央活动星系核在一个固定的晕质量。我们还表明，对于光度大于10^42尔格/s的活动星系核样本，其平均占据函数对于活动星系核中心来说可以模拟为软化的阶跃函数，对于卫星群来说可以模拟为幂律。活动星系核在晕内的径向分布在所有红移处都遵循幂律，平均指数为-2.33 +/- 0.08。阐明了超大质量黑洞吸积和反馈的环境依赖性，为解释活动星系核成团的当前和未来测量提供了理论工具。
2011-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The Halo Occupation Distribution of X-ray-Bright Active Galactic Nuclei: A Comparison with Luminous Quasars
利用Allevato等人在XMM-COSMOS观测场中测量的高红移（z~ 1. 2）X射线亮活动星系核（AGN）的投影两点关联函数（2 PCF），进行晕占据分布（HOD）模拟，HOD参数化是基于宇宙学模拟中的低光度AGN。在z = 1.2的中位红移处，我们得到活动星系核中心晕的中位质量为（1.02+0.21/-0.23 x10 ^{13} Msun/h，活动星系核卫星部分的上限为10%。我们的模拟结果表明（在2.5西格玛水平），X射线活动星系核驻留在更大质量的晕相比，更多的辐射发光，光学选择类星体在类似的红移。该模型还产生的X射线活动星系核的占空比的约束，我们发现，在z~1.2的X射线活动星系核阶段的平均持续时间是两个数量级以上的类星体阶段。我们推断的X射线活动星系核的平均占有函数与最近的经验测量组目录相似，并表明活动星系核晕占有率随晕质量的增加而增加。我们项目的XMM-COSMOS 2 PCF测量预测所需的调查参数需要在未来的活动星系核聚类研究，使更高精度的HOD约束和确定的关键物理参数，如卫星的分数和占空比。我们发现，N^{2}/A~ 5 × 10 ^{6} deg^{-2}（其中N是A deg^{2}的调查区域中活动星系核的数量）足以将HOD参数限制在10%的水平，这很容易通过即将进行的和拟议的X射线调查来实现。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The THREEHUNDRED project: the effect of baryon processes at galaxy cluster scale
重子模型在流体力学模拟中的作用还不清楚。未来的调查，使用集群统计精确约束宇宙学模型需要更好地理解这一点。利用“三百”计划中不同重子模型（Gadget-MUSIC、Gadget-X和Gizmo-SIMBA）的流体模拟星系团，我们可以看到这个问题的更多细节。我们发现，不同的重子模型引起的星系团质量的变化在百分之几的水平上。然而，质量变化可以是正的或负的，这取决于重子模型。这样一个小的质量变化留下一个微弱的影响（略大于质量变化相比）的累积晕数和微分晕质量函数（HMF）以上的质量完整性。考虑到晕质量的变化，晕质量（或HMF）可以相对于纯暗物质（DMO）运行增加或减少，这取决于重子模型。
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
