Halo Profile Evolution and Velocity Bias
我们提出了一个简单的模型，阐明了晕速度偏差的产生。在模拟晕密度场的演化过程中，常采用流体方程近似。在这种方法中，光晕通常被认为是点粒子，即使在现实中它们是有限大小的物体。在本文中，我们推广的流体方程近似晕包括有限程度的晕考虑到晕的轮廓。我们计算了晕密度场和速度场的二阶摄动，发现轮廓修正引起了傅立叶空间中的$k^2$修正项。这些修正对速度比对密度更重要。特别地，轮廓校正在速度偏差中产生$k^2$校正项，并且校正项在长期极限中不衰减，但它不是恒定的。我们使用球形塌陷模型模拟晕轮廓演化。我们还用数值方法测量了不同红移下原晕轮廓的演化。我们发现，球形塌陷模型给出了一个合理的描述的数值剖面演化。在晕轮理论中，常采用静态晕轮剖面来模拟晕轮，如偏移集理论。我们的工作突出了在计算中包括轮廓演变的重要性。
2015-07-16 astro-ph.CO
Velocity bias in the distribution of dark matter halos
晕和暗物质共同演化的标准形式主义预测，任何初始的晕速度偏差都会迅速衰减到零。我们认为，当目的是计算功率谱等统计数据时，必须修改用于偏置示踪剂的动量守恒方程中的耦合。我们的新配方预测的恒定性在时间上的任何统计晕速度偏差存在于初始条件下，与峰值理论。我们通过研究N体模拟中保守晕群的演化来测试这一预测。我们建立了初始模拟晕密度和速度统计显示出明显的峰值模型的功能，因此，偏离简单的局部拉格朗日偏差。我们证明，第一次，他们的速度的时间演化是在紧张的快速衰减预期的标准方法。
2016-01-05 astro-ph.CO
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
The mean flow, velocity dispersion, energy transfer and evolution of rotating and growing dark matter halos
通过将速度色散分解为非自旋和自旋诱导的速度色散，解析求解了轴对称旋转和生长晕的平均流和色散。极向流可以忽略不计，而方位流与色散直接相关。虚拟（“雷诺”）应力作用于平均流，以使能量从平均流转移到随机运动，并使系统熵最大化。对于浓度恒定的大晕（在晕生命早期阶段具有高的峰高$ν$），存在自相似的径向流（在核内向外，在外围向内）。通过快速的质量吸积，晕的质量、尺寸和比角动量随时间线性增加。光环核心的旋转速度比外围快。大的晕以与哈勃参数成比例的角速度旋转，并且自旋诱导色散是主要的。所有的比能（径向/转动/动能/势能）都是时不变的。晕旋（$\sim$ 0.031）和各向异性参数可以解析推导。对于具有稳定核心和缓慢质量吸积的“小”晕（在晕生命的后期阶段低峰值高度$ν$），径向流消失。小晕以恒定的角速度旋转，非自旋轴向色散占主导地位。小晕是球形的，不可压缩，各向同性。径向和方位角色散是可比的，并大于极性色散。由于自旋有限，动能在方位角方向上并不均分，能量最大。与正常物质不同，小晕的温度更高，旋转速度更快。从早期到晚期，晕弛豫包括形状、密度、平均流量、动量和能量的变化。在弛豫期间，晕圈同位素以保守的比旋转动能“伸展”，增加浓度和惯性动量。晕“拉伸”导致角速度减小，角动量和自旋参数增大。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The dark halo of the Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system
NGC 3311是长蛇座I星系团的中央cD星系。我们利用NGC 3311周围的球状星团，结合星系本身的运动学数据，研究了Hydra I中心区域的暗物质分布。本文利用VLT/VIMOS掩模光谱仪对118个明亮球状星团的径向速度进行了计算，得到了100 kpc的速度色散。NGC 3311是迄今为止进行过此类研究的最遥远的星系。我们还确定速度色散的恒星组成部分从长缝光谱到20千秒差距。此外，我们提出了一个新的光度模型的NGC 3311在V波段。我们在球形Jeans模型的背景下寻找一个暗晕。我们还比较了球状星团和行星状星云的径向速度分布。在20 kpc的半径上，预计的恒星速度色散从185 km/s上升到350 km/s。球状星团的色散也从10 kpc时的500 km/s上升到100 kpc时的800 km/s，与星系团的速度色散相当。一个有核的暗物质晕很好地再现了各向同性下恒星和球状星团的速度色散。由宇宙学NFW晕预测的中心恒星速度色散是不太好的表示，而球状星团允许一个广泛的晕参数。一个可疑的径向各向异性的恒星星族解释了偏差。然而，我们发现与以前的运动学数据，我们不能解决，并可能表明一个更复杂的速度模式的差异。虽然我们不能最终证明NGC 3311的暗物质晕有一个核心而不是一个尖点，但根据目前的数据，核心似乎是首选。需要更完整的速度场和各向异性分析才能得出确切的结论。
2011-03-10 astro-ph.CO
Cosmology with velocity dispersion counts: an alternative to measuring cluster halo masses
星系团计数的演化是对宇宙学若干基本参数的有力探索。最近的一些研究使用这个探测器声称与普朗克原始CMB数据分析所偏好的宇宙学的张力，在这个意义上，观察到的星系团比基于原始CMB宇宙学的预测要少。这个问题的一个可能的解决方案是集群研究中绝对晕质量校准中的系统误差，这需要将标准理论预测（晕质量函数）转换为作为可观测值的函数的计数（例如，X射线光度，Sunyaev-Zel'dovich通量，光学丰富度）。在这里，我们提出了一种替代策略，这是直接比较预测和观察到的集群计数作为一个函数的一维速度色散的星系团。我们认为，集团/集群的速度分散理论上可以预测的强大的质量，但与质量，它也可以直接观察到，从而规避了主要的系统偏差，在传统的集群计数研究。借助BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件，我们证明了速度色散计数的潜力，即使是类似的$Λ$ CDM模型的歧视。这些预测可以与现有的红移调查结果进行比较，如高度完整的星系和质量组装（GAMA）调查，以及即将进行的宽视场光谱调查，如广域Vista河外调查（WAVES）和暗能量调查仪器（DESI）。
2016-07-28 astro-ph.CO
Accurate Model of the Projected Velocity Distribution of Galaxies in Dark Matter Halos
本文提出了一个精度达百分比级别的暗物质晕周围星系视线速度分布模型，将星系划分为轨道、内落和穿插三类，并发现速度弥散剖面的五个独立参数与质量相关，可用于系统性检查及约束宇宙学。
2023-01-26 astro-ph.CO
Orbital anisotropy in cosmological haloes revisited
暗物质晕中粒子的速度各向异性是一个重要的物理量，它是精确模拟星系和星系团质量分布所必需的。它通常使用在距光晕中心给定距离处的径向速度分散与切向速度分散的比率来测量。然而，这一措施是不够的，以描述现实的晕，这通常是相当长的动态。在宇宙学模拟中研究大质量DM晕中的速度分布，我们发现在晕的内部，局部速度椭球与晕的长轴强烈地对齐，这种对齐对于更松弛的晕更强。在晕的外部区域，排列逐渐变弱，取向更加随机。这两个不同排列程度的区域与DM密度分布的两个特征区域相吻合：比ρr^{-2}更浅和更陡。这种对齐的本地速度椭球需要重新解释的功能，发现在测量的基础上的径向切向速度分散的球形平均比。特别是，我们表明，在中央晕区的速度分布是高度各向异性。对于质量为10^{14}-10 ^<$15} h^-1 Msun的团簇大小的晕，沿长轴的速度各向异性几乎与半径无关，等于β=1-σ^2_{perp}/σ^2_{radial}=0.4，这明显大于先前估计的球平均速度各向异性。密度和速度各向异性的排列以及径向趋势也可能对基于星系团或矮椭球体等物体的运动学数据的质量建模产生一些影响，其中轨道各向异性是无偏质量推断的关键要素。
2013-06-21 astro-ph.CO
A possible explanation of vanishing halo velocity bias
最近Chen等人（2018，ApJ，861，58）在模拟中准确地确定了体积加权晕速度偏差，并发现速度偏差与单位的偏差比峰值模型预测的要弱得多。在这里，我们提出了一个可能的解释，这种消失的速度偏差。出发点是，晕是低红移{ \it non-Gaussian}密度场中具有平滑尺度$R_Δ$（维里半径）的峰，而不是高红移初始{ \it Gaussian}密度场中具有$\mathcal{O}(Δ^{1/3})$较大平滑尺度的峰。基于密度场可以通过局部单调变换高斯化的近似，将峰值模型推广到非高斯密度场，导出了这些晕的速度频散和速度功率谱的解析表达式。速度偏差的预测偏差确实比以前的预测要弱得多，与模拟结果的一致性显着提高。
2019-01-08 astro-ph.CO
Assembly bias and the dynamical structure of dark matter halos
基于千年模拟，我们检查组装偏差的晕属性：形状，三轴度，浓度，自旋，速度椭球的形状和速度各向异性。为了保持一致性，我们使用同一组粒子来确定所有这些性质，也就是说，所有引力自约束粒子都属于给定的朋友的朋友晕的最大质量子结构。我们确认，近球形和高自旋晕显示增强集群。对于强非球面和低自旋晕，情况正好相反。此外，低于典型的塌陷质量，M*，更集中的晕显示更强的集群，而不太集中的晕是不太集群，这是相反的质量以上M*。在前人工作的基础上，我们发现：（1）扁圆晕比长轴晕更强地聚集在一起;（2）尽管信号更强，但聚集对速度椭球形状的依赖性与实空间形状的依赖性一致;（3）速度各向异性弱的晕更容易聚集在一起，而径向各向异性的晕更容易聚集在一起;（4）对于所有高度聚集的子集，我们发现系统地径向偏移较小的速度各向异性剖面。这些结果表明，晕的速度结构与环境密切相关。
2009-11-18 astro-ph.CO
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large scale anisotropies on halo infall
我们在数值模拟中对暗物质晕周围的奇特速度场进行了统计分析。我们研究了不同的属性的落入的材料晕和它的关系，中央晕的形状和形状的大规模周围地区（LSSR）。结果表明，沿晕形短轴方向的速度场幅值比沿晕形长轴方向的大。这是一致的一般三轴晕，并为长扁系统。我们还报告了一个强大的各向异性的速度场沿主轴的LSSR。暗物质晕的下落速度场沿LSSR短轴方向最大，沿长轴方向最小。我们还分析了物质速度场对局部环境的依赖性。高密度区的入流速度幅值大于低密度区。速度场倾向于沿朝向LSSR的短轴的方向更加层流，其中流速和速度分散之间的平均比率是统一的，并且在高达15 Mpc/h的尺度下几乎恒定。我们还检测到各向异性的流出分量的速度场，沿周围的LSSR主轴显示出最大振幅。
2010-11-10 astro-ph.CO
Determination of the large scale volume weighted halo velocity bias in simulations
奇特速度宇宙学中一个深刻的假设是足够大尺度下的$b_v=1$，其中$b_v$是相对于物质速度场的体积加权晕（星系）速度偏差。然而，这一基本假设尚未得到有力的验证，在数值模拟。此外，它受到结构形成理论的挑战（BBKS，1986年，ApJ; Desjacques和Sheth，2010年，PRD），该理论预测存在速度偏差（至少对于原晕），因为晕存在于特殊区域（局部密度峰值）。从N体模拟测量体积加权速度的主要障碍是非物理采样伪影。它纠缠在测量的速度统计，并成为稀疏人口的显着。随着最近对采样伪影的理解的提高（Zhang，Zheng and Jing，2015，PRD; Zheng，Zhang and Jing，2015，PRD），我们第一次能够{ \it适当地校正该采样伪影，然后稳健地测量体积加权晕速度偏差}。(1)我们验证$b_v=1$在$k\lesssim 0.1h/$ Mpc和$z=0$ - $10^{13} h^{-1} M_\odot$晕的$2\%$模型不确定性，因此，巩固了特殊的速度宇宙学的基础。(2)我们还发现在$k\gtrsim 0.1h/$ Mpc处存在统计学显著的$b_v\neq 1$体征。不幸的是，这是真实的还是由残留采样伪影引起的，需要进一步调查。尽管如此，基于$k\gtrsim 0.1h/$ Mpc速度数据的宇宙学应小心这种潜在的速度偏差。
2015-06-06 astro-ph.CO
Kinematic effects of the velocity fluctuations for dark halos population in LCDM model
$Λ$ CDM模型预测的暗晕比观测值多。过剩是从本超星系团内部及其周围的维里化质量的估计中看到的。结果表明，考虑到暗晕形成过程中的宇宙学速度涨落，有可能消除$Λ$ CDM宇宙学框架内的这一矛盾。基于Press和Schechter的理论，我们提出了一个考虑暗物质运动学效应的暗晕布居形成模型。该模型允许在本地宇宙的维里化质量的可观测赤字的定量解释。
2015-01-09 astro-ph.CO
The velocity function of dark matter halos at r=20 kpc: Remarkably little evolution since z ~ 4
我们调查的暗物质晕圆速度函数的演变，在一个固定的物理半径为20千秒差距（v_20），这可能是一个很好的代理星系圆速度，在千禧-II模拟测量。我们发现v_20函数自z ~ 4以来演化非常小。我们分析了晕的主要祖先的历史，我们发现，暗物质分布在中央20千秒差距的大规模晕已经在早期的时候。这为晕的由内向外生长提供了证据。星系晕中心圆速度的恒定性可以为观测发现星系圆速度是各种星系性质的良好预测者提供一个自然的解释。我们的研究结果还表明，我们可以预期在z=4时已经有相当数量的高圆速度星系（每10 ^6（Mpc/h）^3中有一个以上的圆速度超过450 km/s，每10 ^4. 5（Mpc/h）^3中有一个以上的圆速度超过350 km/s）。最后，通过加入重子质量和使用一个简单的晕绝热收缩模型，我们发现与Bezanson等人（2011）观测到的速度色散函数在z ~ 1和220 km/s之间非常一致。
2013-01-10 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance
最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。
2012-02-09 astro-ph.CO
Influence of the large-scale structure velocity field on halo mass assembly within cosmic filaments
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本研究利用IllustrisTNG模拟和1-DREAM框架，发现宇宙纤维内速度场的散度和涡度与暗物质晕质量及组装历史密切相关，动力学平静区域偏好大质量晕且组装更晚，为晕增长提供密度之外的补充描述。
2026-09-15 astro-ph.CO
Weighing dark matter haloes with gravitationally lensed supernovae
高红移的Ia型超新星（SNe Ia）很可能被前景星系的暗物质晕引力透镜化。由于超新星Ia在经过光变曲线形状和颜色校正后色散非常小，它们的亮度可以通过引力放大来测量暗物质晕的性质。利用大天文台起源深度巡天（GOODS）对星系和Ia超新星的观测，测量了星系光度与暗物质晕质量之间的关系。我们研究的关系是速度色散和星系光度之间的标度律在B波段。这种关系的最佳拟合值（速度弥散归一化和指数）分别为136 km/s和0.27。我们发现，在95%的置信水平下，速度弥散归一化小于190公里/秒。这种方法提供了一个独立的交叉检查测量星系星系透镜研究的暗物质晕属性。我们的结果与星系-星系透镜效应的结果一致，但有更大的不确定性。Ia型SNe的GOODS样本相对较小（我们包括24个SNe），因此结果取决于单个Ia型SNe。我们已经研究了一些潜在的系统性影响。光变曲线拟合是影响Ia超新星亮度推断的最重要的方法。使用不同的光变曲线拟合程序获得的结果在68.3%的置信水平上存在差异。
2009-10-21 astro-ph.CO
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
Halo velocity profiles in screened modified gravity theories
屏蔽修正引力预测在特殊的速度场，使其成为一个有趣的探测宇宙尺度上测试引力潜在的大签名。利用$N$ -体模拟方法研究了对称和变色龙$f(R)$模型在特殊速度场中诱导的特征信号。通过研究第五力和晕速度分布，我们确定了三个一般类别的影响，发现在筛选修改后的重力模型：一个完全屏蔽的制度，我们恢复$Λ$ CDM高精度，一个未屏蔽的制度，第五力是在充分的操作，和，部分屏蔽制度，筛选发生在内部的一个晕，但第五力是活跃在较大的半径。这三个区域可以通过分析最大团速度的偏差非常清楚地指出。在观测上，部分屏蔽的制度是特别感兴趣的，因为一个均匀增加的引力-目前在未屏蔽的制度-是退化的（动态）晕质量估计，因此，很难检测。
2014-11-29 astro-ph.CO
Accurate mass and velocity functions of dark matter halos
$N$ -体宇宙学模拟是理解观测到的星系分布的重要工具。我们使用MultiDark模拟套件，运行普朗克宇宙学参数，重新审视质量和速度函数。在红移$z=0$，模拟覆盖了$\sim10^{11}M_\odot$的四个数量级的晕质量，有8，783，874个不同的晕和532，533个亚晕。使用的总体积为$\sim$ 515 Gpc $^3$，是先前研究的8倍多。我们测量和模拟晕质量函数，它的协方差矩阵相对于晕质量和大尺度晕偏差。通过建立晕集质量函数的形式，我们揭示了协方差矩阵、偏差和晕质量函数之间的紧密联系。我们得到了一个非常准确的（$<2\%$水平）模型的不同晕质量函数。我们还模拟了次晕质量函数及其与不同晕质量函数的关系。所得到的一组模型提供了一个完整的和精确的框架，在协和普朗克宇宙学的晕的描述。最后，我们提供了精确的解析拟合的$V_{max}$的最大速度函数的红移$z<2.3$推动的发展，晕占领分布使用$V_{max}$。数据和分析代码在\textit{Skies and Universes}数据库中公开提供。
2017-05-15 astro-ph.CO
Calibrating stellar velocity dispersions based on spatially-resolved h-band spectra for improving the m-sigma relation
为了校准恒星速度色散测量的光学和近红外恒星线，并改善黑洞质量（MBH）-恒星速度色散（西格玛）的关系，我们测量恒星的速度色散的基础上，高品质的H波段光谱的样本附近的31个星系，其中动态MBH是在文献中。通过比较从恒星线在H-波段与光学恒星线测量的速度色散，我们发现没有显着差异，这表明光学和近红外恒星线代表相同的运动学和尘埃效应是可以忽略不计的早期型星系。基于空间分辨的旋转和速度色散测量沿每个星系的主轴，我们发现，一个旋转的恒星盘存在于80%的星系的样本。对于具有旋转分量的星系，从单个孔径光谱测量的速度色散可以变化高达~ 20%，这取决于所采用的提取孔径的大小。为了校正旋转加宽，我们推导出每个星系的有效半径内的亮度加权速度色散，提供均匀测量的速度色散，以改善MBH-西格玛关系。
2013-02-19 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
Velocity and mass bias in the distribution of dark matter halos
星系质量分布的非线性、尺度依赖性和潜在的暗物质是影响从星系团中提取宇宙学参数的一个关键系统。使用来自千禧-XXL N体模拟的9500万个晕，我们发现质量偏差仅对$k<0.1 h{\rm Mpc}^{-1}$今天（$z=0$）和$z=0.7$的$k<0.2 h{\rm Mpc}^{-1}$是尺度无关的。我们测试分析晕偏差模型对我们的模拟测量，发现Tinker等人的模型。2005年是准确的，好于5%，在$z=0$。然而，在$z=0.7$中采用椭球体坍塌模型的模拟结果更好地拟合。我们强调，第一次，另一个潜在的严重的系统，由于在晕速度发散功率谱的采样偏差，这将影响观测和任何红移空间失真模型之间的比较，假设暗物质速度统计没有速度偏差。通过测量不同大小晕样品的速度发散功率谱，我们发现有一个显着的偏差，随着数密度的降低而增加。对于数密度为$\bar{n} = 10^{-3} (h/$ Mpc $)^3$的晕圈样本，在$k=0.1h$ Mpc $^{-1}$下，速度发散自功率谱的$z=0$和$z=0.7$下，该偏差约为20%。鉴于红移空间扭曲的重要性，作为探测暗能量和正在进行的重大努力，以推进模型的集群信号在红移空间，我们的研究结果表明，这种速度偏差引入了另一个系统的，旁边的规模依赖晕质量偏差，这是不能忽视的。
2014-07-28 astro-ph.CO
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
Velocity Structure of Self-Similar Spherically Collapsed Halos
利用一个广义自相似二次入流模型，考虑了作用在晕上的潮汐力矩，分析了晕的速度分布，以获得N体模拟结果的直观性。我们分析计算了不同径向区域内径向和切向动能分布的渐近行为。然后，我们数值计算的速度各向异性和伪相空间密度分布，并比较它们最近的N体模拟。对于宇宙学的初始条件，我们发现无论是数值和分析，各向异性的轮廓渐近线在小半径的模型参数设置为一个常数。它上升的中间尺度的速度分散变得更加径向为主，然后下降的半径大于维里半径的径向速度分散消失在我们的模型。赝相空间密度在中尺度和大尺度上具有普遍性。然而，它的渐近斜率在小尺度上取决于晕质量和质量壳如何扭转后转向。结果在很大程度上证实了N体模拟，但显示出一些差异，这可能是由于我们假设的一维相空间流形。
2010-12-01 astro-ph.CO
Using Velocity Dispersion to Estimate Halo Mass: Is the Local Group in Tension with $Λ$CDM?
卫星星系通常被用作示踪剂来测量与其中心星系相关的暗物质晕的视线速度色散（$σ_{\rm LOS}$），从而估计晕的质量。最近对包括银河系和M31在内的本星系群的观测色散估计表明PDMATHAMN为50 km/s，这与理论上对它们质量的系统的PDMATHAMN 100 km/s的预期相比是惊人的低。这是否会给$Λ$ CDM带来问题？我们探索这种紧张局势使用{ \small{SURFS} }套件的$N$体模拟，包含超过10000（子）晕轨道跟踪良好。我们测试如何以及中央星系的主机晕速度色散可以恢复采样$σ_{\rm LOS}$的subhaloes和周围的晕。我们的研究结果表明，$σ_{\rm LOS}$是有偏见的质量代理。我们在$v_{\rm LOS}$和投影距离（$D_p$）中定义了一个最佳窗口-- $0.5\lesssim D_p/R_{\rm vir}\lesssim1.0$和$v_{\rm LOS} \lesssim0.5V_{\rm esc}$，其中$R_{\rm vir}$是维里半径，$V_{\rm esc}$是逃逸速度--使得LOS中的散射与晕的散射最小化-- $σ_{\rm LOS}=(0.5\pm0.1)σ_{v,{\rm H}}$。我们认为，这个窗口应该用来测量视线分散作为代理质量，因为它最大限度地减少分散在$σ_{\rm LOS}-M_{\rm vir}$关系。这…
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS survey: Probing the supermassive black hole connection with bulges and haloes using red and blue globular cluster systems
了解是隆起还是晕提供了超大质量黑洞生长的主要联系，对星系演化和超大质量黑洞形成本身具有重要意义。在本文中，我们探讨这个问题，通过调查河外球状星团（GC）系统，它可以用来探测物理的球和晕的宿主星系。利用更新和改进的21个星系样本研究了超大质量黑洞质量M_BH与球状星团系统速度色散σ_GC之间的关系。我们利用球状星团系统颜色的二分法，测试蓝色和红色球状星团是否与黑洞质量有不同的相关性。如果它们分别追踪晕和主星系凸起的可能不同的形成历史，这是可以预期的。我们发现，M_BH与总GC系统的速度色散相关，虽然不像Sadoun和Colin最近的工作所声称的那样强烈。我们还研究了棒星系/无棒星系和核星系/非核星系的M_BH - sigma_GC关系，发现没有显著差异，并首次定量分析了GC系统速度色散剖面中径向梯度对M_BH - sigma_GC关系的影响。此外，我们还预测了包括矮椭圆星系和cD星系NGC 3311在内的13个星系的M_BH。我们的结论是，我们目前的结果不能区分凸起/晕的情况。虽然有迹象表明红色GC速度色散可能比蓝色GC速度色散更好地与M_BH相关，但数字统计仍然太低而无法确定。
2013-04-24 astro-ph.CO
Properties and Origin of Galaxy Velocity Bias in the Illustris Simulation
我们使用来自Illustris套件的流体动力学星系形成模拟来研究星系速度偏差的起源和性质，即，星系和晕内暗物质速度分布的差异。我们发现，星系的速度偏差是一个减少的函数的比率星系恒星质量的主机晕质量。一般来说，中心星系相对于暗物质晕或晕核并不是静止的，其速度色散大于暗物质的0.04倍。中心星系的速度偏差主要是由中心星系和卫星星系之间的密切相互作用引起的。对于卫星星系，速度偏差与它们被吸积到主晕上后的动力学和潮汐演化历史有关。这取决于吸积后的时间和它们与晕中心的距离，大质量的卫星通常比暗物质移动得更慢。研究结果与小尺度红移空间星系成团数据的模拟结果基本一致，有助于改进红移空间星系成团模型。
2017-05-05 astro-ph.CO
Understanding the "Feeble Giant" Crater II with tidally stretched Wave Dark Matter
异常大的“矮”星系火山口II，其速度色散小，$\simeq 3$ km/s，违背了低质量星系应该小而密集的期望。我们结合了最新的恒星和速度色散剖面，发现陨石坑II有一个半径为$\simeq 0.71^{+0.09}_{-0.08}$ kpc的突出的黑暗核心，被低密度晕包围，核心和晕之间有一个可见的过渡。我们发现，这种配置文件相匹配的独特的核心晕配置文件预测的“波暗物质“作为玻色-爱因斯坦凝聚体，$ψ$ DM，其中的基态孤子核心是由一个纤细的干扰波晕包围，与一个显着的密度过渡预测之间的核心和晕。在大多数矮球状星系（dSph）中也可以看到类似的核晕结构，但具有较小的核（$\simeq 0.25$ kpc）和较高的速度色散（$\simeq 9$ km/s），我们认为火山口II可能是一个典型的dSph，由于潮汐剥离而失去了大部分晕质量，因此其速度色散降低了3倍，孤立子宽了3倍，遵循不确定原理所要求的逆标度。这个在$ψ$ DM背景下的环形山II的潮汐解，得到了盖亚建立的$\simeq 20$ kpc的小近心点的支持，这意味着银河系对环形山II的潮汐剥离是预期的。
2022-07-01 astro-ph.CO
Evolution of Quiescent and Star-Forming Galaxies Since z~1.5 as a Function of Their Velocity Dispersions
我们在Newfirm中波段巡天COSMOS和UKIDSS UDS场测量了5，500个静止星系和20，000个恒星形成星系在0.3<z \leq 1.5的恒星质量和结构参数。我们结合这些测量来推断速度色散，并确定在固定的推断色散，或速度色散函数（VDF）的星系的数量密度，随着时间的推移，每个人口的演变。我们发现，高速色散的星系的数量似乎是惊人的稳定随时间的推移，无论其恒星形成的历史。此外，恒星形成星系的整体VDF是恒定的红移，延伸到本研究探测的最低速度色散。唯一显示出强烈演化的星系群是具有低推断色散的静止星系，其数量密度自z=1.5以来增加了~4倍。这种积累导致的演化，在静止的部分的星系，使阈值色散以上的静止星系占主导地位的计数移动到较低的速度色散随着时间的推移。我们表明，我们的结果是定性一致的一个简单的模型，其中恒星形成星系淬火，并添加到静态人口。为了补偿向静止星系群的迁移，恒星形成星系的速度色散必须增加，其速率随着色散的增加而增加。
2012-09-28 astro-ph.CO
Stellar velocity dispersion of Luminous Compact Galaxies at intermediate redshift
本文给出了5个发光致密星系（LCG）在z=0.5-0.7范围内的恒星速度色散测量结果。这些星系正在活跃地形成恒星，平均SFR $\sim$为40 M $_{\odot}$ /年。我们发现它们的速度色散范围从$\sim137\ \rm{km/s}$到$260\ \rm{km/s}$，而它们的恒星质量范围从$4\times 10^{9}$到$10^{11}$ M $_{\odot}$。如果这些LCG在恒星形成的大爆发之后被动地演化，它们的质量和速度色散，以及它们演化的颜色和光度与今天早期螺旋星系的特征值最一致。
2011-10-19 astro-ph.CO
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
Asymmetric velocity anisotropies in remnants of collisionless mergers
在宇宙学N体模拟中，暗物质晕会受到合并、吸积以及与重子物质的引力相互作用等过程的影响。通常情况下，暗物质晕的分析是在球形或椭圆形的箱中进行的，并且通常假设这些箱中的速度分布是恒定的。然而，速度各向异性，它描述了径向和切向速度色散之间的差异，最近已被证明有很强的依赖于方向在宇宙学模拟中形成的三轴晕。在这项研究中，我们推导出的圆锥体中的粒子平行或垂直于合并残留物的碰撞轴的属性。我们发现，速度各向异性有很强的方向依赖性。晕的速度各向异性的方向依赖性取决于合并的历史，这一发现解释了宇宙学模拟中这种趋势的存在。这也解释了为什么在宇宙晕的高分辨率模拟的外部的速度各向异性配置文件中看到了很大的多样性。
2012-06-28 astro-ph.CO
From Galaxy Clusters to Ultra-Faint Dwarf Spheroidals: A Fundamental Curve Connecting Dispersion-supported Galaxies to Their Dark Matter Halos
我们研究的色散支持的星系超过8个数量级的光度的标度关系，通过将标准的基本面参数转换成一个空间的质量（M1/2），半径（r1/2），和光度（L1/2）。我们发现，从超微弱的矮球状体到巨大的星系团球状体，色散支持的星系在这个MRL空间中沿着一维的“基本曲线”散射。暗端M1/2-L1/2斜率的弱可能意味着势阱深度限制了小星系的星系形成，而亮端对L1/2的较强依赖性表明重子物理限制了大质量星系的星系形成。这条曲线的质量-半径投影可以与LCDM晕的中值暗物质晕质量分布进行比较，以便为跨越Mvir七个数量级的星系构建维里质量-光度关系（Mvir-L）。独立于任何全局丰度或聚类信息，我们发现（球状）星系形成需要在Mvir ~ 10^12 Msun的晕中最有效，而在该尺度以上和以下变得低效。此外，这种轮廓匹配技术在高亮度和低亮度极端（其中暗物质分数最高）下最准确，因此与依赖于具有良好采样的亮度函数的统计方法非常互补。我们还考虑了这种关系的散射的意义和效用，并发现在dSph制度的观测误差几乎是在我们可以探索的亮度维里质量关系的内在散射点。最后，我们注意到像球状星团和超致密矮星这样的纯恒星系统并不遵循基本的曲线关系。这使得它们很容易与MRL空间中暗物质占主导地位的dSph星系区分开来。（节略）
2010-11-27 astro-ph.CO
Star Stream Folding by Dark Galactic Sub-Halos
星系晕中的星流是细长的无约束结构，它们将受到数千个预计在主晕内轨道运行的暗物质子晕的干扰。亚晕通常在气流中引起局部波，其通常演变成“z-折叠”，因为最初尾随的最内部部分比最初领先的最外部部分旋转得更快。随着时间的推移，褶皱变得越来越复杂，导致明显的速度分散增加和流的增厚。我们在模拟中测量了当地平均值周围的等效速度色散，发现它在5 Gyr后上升到约10 km/s，在13 Gyr后上升到20 km/s。目前对晕星流速度色散的测量范围从2公里/秒到略高于20公里/秒。速度弥散为15-20 km/s的气流与次晕加热产生的气流是一致的。对低速弥散流的动力学理解取决于自前身潮破裂成细流以来的时间。如果这些流的年龄几乎和它们的恒星一样大，那么子晕就不可能以预测的数量和质量出现。然而，星流的动力学年龄可能比恒星小得多。如果三个最低速度的流被指定为3 Gyr的年龄，他们是在冲突的次晕加热。主要结论是，恒星流加热是一个强大的和简单的测试亚晕结构。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the contribution of foreground halos to the FRB 180924 dispersion measure
快速射电爆发（FRB）色散测量（DM）记录了电离重子的存在，这些重子在其他技术中是不可见的，从而能够解决宇宙网络中的物质分布。在这项工作中，我们的目标是估计的贡献FRB 180924 DM前景星系晕。ASKAP定位于一个大质量星系，这条视线值得注意的是对DM（$\rm DM_{cosmic} = 220~pc~cm^{-3}$）的估计宇宙网贡献，它小于从Macquart关系（$280~\rm pc~cm^{-3}$）估计的主机红移（$\rm z = 0.3216$）的平均值。在宇宙网的有利模型中，这表明在小撞击参数（$\lesssim 100$ kpc）下与前景晕的交叉很少。为了验证这一假设，我们用VLT/MUSE和Keck/LRIS对$\sim$ 1'视线范围内的场星系进行了分光观测。此外，我们开发了一种概率方法，利用来自宽场DES和WISE成像的光度红移。我们的结论是，没有星系晕，密切相交的视线，也是净DM的贡献，从晕，$\rm DM_{halos}< 45~pc~cm^{-3}$（95% c.l.）。该值低于使用普朗克$ΛCDM$模型和Aemulus晕质量函数从“平均”视线（$121~\rm pc~cm^{-3}$）估计的$\rm DM_{halos}$，并合理地解释了其低$\rm DM_{cosmic}$值。我们的结论是，FRB 180924代表了宇宙中预测的大多数视线，没…
2021-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirical estimates of the Galactic halo contribution to the dispersion measures of extragalactic fast radio bursts using X-ray absorption
我们提供了银河色散测度（$DM_{Gal}$）对沿72条视线的河外快速射电暴贡献的经验列表。它独立于银河系的任何模型，即，我们并不假设盘或晕的密度、晕的空间范围、重子质量含量或任何这样的外部约束来测量$DM_{Gal}$。我们使用21-cm，UV，EUV和X射线数据来说明不同的阶段，并发现$DM_{Gal}$是占主导地位的热相探测的X射线吸收。与以前的研究相比，我们改进了N（\oviin）和f $_{OVII}$的测量，从而提供了更好的热相贡献的估计。中位$DM_{Gal}$ =64 $^{+20}_{-23}$ cm $^{-3}$ pc，68%（90%）置信区间为33- 172（23- 660）cm $^{-3}$ pc。$DM_{Gal}$似乎并不遵循银河系经度或纬度的任何趋势，并且在简单的盘+球形晕模型预测的值周围有很大的分散。我们的测量提供了更完整和准确的估计$DM_{Gal}$独立于以前的研究。我们提供了一个表和一个代码来检索任何FRB定位在天空中的$DM_{Gal}$。
2020-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic Alignments and Splashback Radius of Dark Matter Halos from Cosmic Density and Velocity Fields
我们研究了暗物质晕形状的内在排列（IA）对宇宙密度和速度场的影响，从星系团到宇宙尺度超过100 Mpc/h。除了文献中采用的由晕取向角分组的密度关联函数外，我们首次引入了相应的两种速度统计量，即角分组的成对下落动量和动量关联函数。使用大容量，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计，无论是在真实的和红移空间。我们发现，在线性尺度的红移空间失真的对齐信号是不放大。IA在速度统计中的行为与密度统计中的行为相似，只是晕圈方向与速度场对齐，其尺度大于密度场的尺度，x>100 Mpc/h。在晕尺度上，x~ R_{200m} ~ 1 Mpc/h，我们检测到与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们的研究结果表明，观测IA的速度场可以提供额外的信息，从大尺度的宇宙学模型和小尺度的晕的物理尺寸。
2017-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The imprint of dark matter haloes on the size and velocity dispersion evolution of early-type galaxies
早期型星系（ETG）被观察到更紧凑，平均而言，在$z \gtrsim 2$比在$z\simeq 0$，在固定的恒星质量。最近的观测工作表明，这种大小的演变可能反映了类似的主机暗物质晕密度的星系淬火时间的函数的演变。我们通过研究晕中心速度色散（$σ_0$）和半质量半径（$r_{\rm h}$）的分布作为晕质量$M$和红移$z$的函数，在宇宙学$Λ$ -CDM $N$ -体模拟中探索了这一假设。在$0\lesssim z\lesssim 2.5$的范围内，我们发现$σ_0\propto M^{0.31-0.37}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.28-0.32}$，接近同源病毒化系统的预期值。在$10^{11} M_\odot \lesssim M\lesssim 5.5 \times 10^{14} M_\odot$范围内的固定$M$处，我们发现$σ_0\propto(1+z)^{0.35}$和$r_{\rm h}\propto(1+z)^{-0.7}$。我们表明，这种演变的晕标度律是由个人的晕增长质量的演变轨道$σ_0\propto M^{0.2}$和$r_{\rm h}\propto M^{0.6}$，符合简单的无耗散合并模型，其中遇到轨道能量占。我们比较了$N$体数据与在$0\lesssim z\lesssim3$观测到的ETG，通过在简单但合理的假设下用恒星成…
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of Halo Bias and Kinematics on Assembly Variables
利用在大型$N$体模拟中发现的暗物质晕，我们研究了晕组装偏差，晕形成时间，峰值最大圆周速度，浓度和自旋作为组装变量。而不是在固定的质量分组晕到每个组件变量的不同的halles，我们提出的联合依赖晕偏差的{ \it值}晕质量和每个组件变量。在晕质量和一个装配变量的平面中，联合依赖性可以在很大程度上描述为从全局最小值向外增加的晕偏置。我们发现它不太可能有一个组合的晕变量吸收所有的组装偏差的影响。然后，我们提出了联合依赖的晕偏置两个组件变量在固定的晕质量。晕偏差的梯度不一定遵循两个集合变量的相关方向，它随晕质量而变化。因此，一般来说，对于两个相关的组装变量，在预测晕组装偏差趋势时，一个不能用作另一个的替代。最后，晕组装被发现影响晕的运动学。较早形成的低质量晕比大质量晕有更高的速度弥散。在一般情况下，晕组装导致晕偏差和晕成对速度分布之间的相关性，更强烈的集群晕具有较高的成对速度和速度分散。然而，相关性并不紧密，在固定的晕偏置晕的运动学仍然依赖于晕质量和组装变量。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the halo velocity bias
最近的研究表明，在初始条件下存在的任何晕速度偏差不会衰减到统一，与峰值理论的预测一致。然而，这与基于耦合流体近似的暗物质和晕共同演化的标准形式主义是不一致的。从相空间中的守恒定律出发，我们讨论了为什么有偏示踪剂的流体动量守恒方程需要根据Baldauf，Desjacques & Seljak（2014）中提出的变化进行修改。我们的研究结果表明，一个正确的描述晕属性时，应该适当地考虑到峰的约束，从伏拉索夫-玻尔兹曼方程。
2014-11-26 astro-ph.CO hep-th
Correlation between centre offsets and gas velocity dispersion of galaxy clusters in cosmological simulations
气体是大多数星系群和星系团中重子物质的主要成分。气体中心与晕中心的空间偏移量可以作为团簇动力学状态的一个指示。当用星系团作为宇宙学探测器时，了解这些偏差对于估计不确定性是很重要的。本文研究了$Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟中晕系统中气体与所有物质中心之间的中心偏移量$r_{\rm off}$。我们重点讨论了两种中心偏移：一种是整个晕的引力势最小值与ICM质心之间的三维PB偏移，另一种是晕的引力势最小值与晕的投影合成X射线发射迭代质心之间的二维PX偏移。红移越高的晕倾向于具有更大的重标度偏移$r_{\rm off}/r_{200}$值和更大的气体速度色散$σ_{v}^{\rm gas}/σ_{200}$。对于这两种类型的偏移，我们发现，重新缩放的中心偏移$r_{\rm off}/r_{200}$和重新缩放的三维气体速度分散，$σ_v^{\rm gas}/σ_{200}$之间的相关性可以近似地描述为$r_{\rm off}/r_{200} \propto (σ_{v}^{\rm gas}/σ_{200} - k_2)^{2}$的二次函数。贝叶斯分析与MCMC方法被用来估计模型参数。还研究了关联关系随红移和气体质量分数的变化。
2018-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elliptical galaxies with rapidly decreasing velocity dispersion profiles: NMAGIC models and dark halo parameter estimates for NGC 4494
NGC 4494是几个中等光度的椭圆星系之一，被推测有一个异常弥散的暗物质晕。我们使用chi^2-made-to-measure粒子代码NMAGIC，根据光度学和各种运动学数据构建NGC 4494的轴对称模型。扩展的运动学模型包括多个狭缝中的光谱，最大可达3.5 R_e，以及数百个行星状星云的速度，最大可达~7 R_e，从而使我们能够探测晕中的暗物质含量和轨道结构。我们使用蒙特卡罗模拟来估计置信边界的晕参数，我们的数据和建模设置。我们发现暗物质晕的真实势能在70%置信水平（C.L.）下恢复到Δ G（优值函数）<26（Δ χ ^2 <59），在90% C. L.时，Δ G <32（Δ χ ^2 <70）。这些数值远大于通常假设的70%（90%）C. L.的Δ χ ^2 = 2.3（4.6）。对于两个自由参数，也许情况依赖，但质疑的一般有效性的标准假设用于晕和黑洞质量测定。NGC 4494的最佳拟合模型在5R_e（70% C.L.）处的暗物质分数约为0.6 \pm 0.1，并嵌入在圆速度约为200 km/s的暗物质晕中。在~0.5R_e外，总圆速度曲线（CVC）在v_c = 220 km/s处近似平坦。恒星的轨道各向异性是中等径向的。这些结果是独立的假设星系的倾角，和边缘上的模型是首选。与NGC 3379和NGC 4697的速度分布也是从中心向外迅速减小相比，外CVC和暗物质晕的速度分…
2013-03-11 astro-ph.CO astro-ph.IM
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A theorem on central velocity dispersions
它表明，如果示踪剂人口是由一个球形暗晕的核心或尖发散比一个奇异的等温球更慢，对数尖斜率的示踪剂必须精确地给出g=2b，其中b是它们的速度各向异性参数在中心，除非相同的示踪剂是动态冷的中心。如果晕尖点的发散速度比奇异等温球的发散速度快，则示踪剂的速度色散也必须在中心发散。特别地，如果对数晕尖点斜率大于2，则发散速度色散也跟踪势的行为。本文还讨论了该定理在投影量上的意义。我们认为，我们的定理应被理解为一个警告解释结果的基础上简化假设，如各向同性和球对称。
2009-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Halo Contribution to the Dispersion Measure of Extragalactic Fast Radio Bursts
根据最近的扩散X射线观测结果，提出了一个新的银河系晕模型，该模型是关于河外源（如快速射电暴）的色散测度（DM）的。除了与银河系引力势流体静力平衡的等温气体（$kT\sim0.3$ keV）的球形分量外，我们的模型还包括盘状非球形热气体分量，以再现所观察到的X射线发射测量（EM）的方向依赖性。总气体质量（$1.2\times10^{11}\,M_{\odot}$）主要是由球形分量，是一致的总重子质量的MW预期从暗物质质量和宇宙重子暗物质的比例。我们的模型预测的平均晕DM的$43\:\,{\rm pc\:cm^{-3}}$，与整个天空的$30$ - $245\:\,{\rm pc\:cm^{-3}}$的全范围。在X射线EM数据中看到的大散射意味着MW晕DM的$\sim0.2$ dex（rms）波动。我们提供了一个解析公式来估计我们的模型沿任何视线的MW晕DM，它可以很容易地用于计算DM的总MW分量向河外源，结合现有的DM模型的温暖的电离介质与银河系盘。
2019-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The velocity shear tensor: tracer of halo alignment
在宇宙网的背景下，DM晕和周围的大尺度结构（LSS）的对齐检查。Halo自旋，形状和subhaloes的轨道角动量的研究相对于LSS使用的本征矢量的速度剪切张量上评估的网格上的规模为1兆秒差距/小时，深内的非线性制度。结、丝、片和空隙与同时沿着3、2、1或0个主方向塌陷的区域相关联。每个晕圈都根据晕圈位置处塌陷的性质标记有网分类（即结晕圈、细丝晕圈等）。剪切本征值的完整分布被发现是从标记晕，表明所观察到的速度剪切显着偏置有很大的不同。我们发现，更大的质量晕生活在剪切更各向同性的区域，即膨胀或崩溃更球形。晕的形状和剪切张量的特征向量之间的相关性，与最长（最短）轴的晕的形状与最慢（最快）崩溃的特征向量对齐。这种相关性与网络无关，表明速度剪切是晕排列的基本示踪剂。对于晕自旋与宇宙网的排列也发现了类似的结果。它已被证明，高质量的晕表现出自旋翻转相对于LSS：我们发现，这种自旋翻转发生的质量是网络依赖的，而不是普遍的，如前所述。虽然弱于晕，但亚晕轨道也表现出与LSS对齐，这为银河系卫星系统的高度相关的共同旋转提供了可能的见解。本研究表明，速度剪切张量构成的自然框架，研究方向性的非线性LSS和晕和星系。
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Splashback radius of nonspherical dark matter halos from cosmic density and velocity fields
我们基于宇宙密度场和速度场研究了暗物质晕的回溅特征。除了文献中采用的由晕取向角划分的密度关联函数外，我们首次引入了相应的速度统计量--排列动量关联函数，以考虑晕的非球面性。使用大体积，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计。在晕尺度上，$x\sim R_\mathrm{200m} \sim 1Mpc/h$，我们发现与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们还发现，由密度关联确定的回溅半径变得比由动量关联确定的回溅半径小$\sim 3.5\%$，其相关系数为0.605。此外，由于晕的非球面性的取向相关的回溅功能测量时，密度分布是由暗物质粒子，这可以被用来作为碰撞CDM的测试，因为晕的形状被预测为在这样的模型是圆的。
2018-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Velocity Dispersion Function for Quiescent Galaxies in Nine Strong-Lensing Clusters
我们测量的中央恒星速度色散函数的静止星系在一组9个北星系团的红移范围$0.18 < z < 0.29$和强透镜弧在哈勃太空望远镜的图像。速度色散函数将星系与它们的暗物质晕直接联系起来。从密集的SDSS和MMT/Hectospec光谱，我们确定$231 - 479$光谱成员在每个集群。我们得出的物理性质的集群成员，包括红移，$D_{n}4000$，和中央恒星速度色散，我们包括一个表，这些测量3419集群成员。我们用$D_{n}4000 > 1.5$和$R_{200}$构造了静止星系的速度色散函数。与场速度色散函数相比，团速度色散函数在$σ\gtrsim 250 km s^{-1}$处都显示出过量。速度色散函数的斜率在大速度色散（$σ> 160 km s^{-1}$）是陡峭的更大质量的集群，与集群光度函数观察到的趋势一致。在大于$R_{200}$的半径上具有大速度色散的星系的空间分布进一步强调了干合并在星系团组装过程中大质量星系团的生长中可能的主要作用。
2020-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tilt of the Halo Velocity Ellipsoid and the Shape of the Milky Way Halo
大约有1，800个晕状亚矮星的样本，有径向速度和自行，使用重复的多波段斯隆数字巡天光度测量在条纹82中组装。我们的样本晕次矮星提取通过减少自行图和距离获得使用光度计的视差，从而提供完整的相空间信息。计算了速度椭球相对于球极坐标系的倾斜，发现三个倾斜角中的两个与零一致，第三个非常小。证明了如果内晕处于稳态，且三轴速度椭球在球极坐标中处处对齐，则势必定是球对称的。与球形极的可检测但非常轻微的错位与银河系盘对球形暗晕的微扰效应一致。香蕉轨道由圆盘在1：1共振（水平和垂直频率）下产生。在我们的亚矮星样本的典型半径处，它们与更占主导地位的短轴管一起占据银河势。然而，仅从几何学的角度来看，香蕉轨道的倾斜不能消失，这导致了轻微的，但可检测的，不对准。我们认为，恒星晕速度椭球的倾斜，因此提供了一个迄今为止在很大程度上被忽视，但重要的论点，银河系的黑暗晕，占主导地位的潜力，必须是近球形。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for the sources of excess extragalactic dispersion of FRBs
FLIMFLAM调查正在收集快速射电暴（FRB）视线附近的场星系的光谱数据，以限制描述宇宙中物质分布的关键参数。在这项工作中，我们利用调查数据来确定额外的河外色散测量（DM）的来源，与四个FRB的Macquart关系估计相比：FRB 20190714 A，FRB 20200430 A，FRB 20200906 A和FRB 20210117 A。通过模拟前景星系晕和星系群周围的气体分布，我们估计了$\rm DM_{halos}$，它们对FRB色散测量的贡献。FRB 20190714 A的视线显示出明显过量的前景晕，其贡献了大约2/3的观测到的过量DM的$^{rd}$，因此暗示了重子密集的视线。FRB 20200906 A显示出一个较小但不可忽略的前景晕贡献，需要进一步分析IGM以确定其DM的真正宇宙贡献。RB 20200430 A和FRB 20210117 A的前景贡献可以忽略不计，这意味着一个大的宿主星系过剩和/或祖环境过剩。
2023-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of velocity dispersion along cold collisionless flows
冷的暗物质进入星系时，会在其晕中产生冷的无碰撞流和焦散。如果在暗物质轴子的空腔探测器中发现了信号，那么这些流将很容易地表现为来自轴子转换的光子能谱中的峰值，从而可以确定这些流的密度、速度矢量和速度色散。本文讨论了一维和二维无碰撞冷流中速度弥散的演化。提出了一种获得焦散线附近速度弥散的主导行为的方法。结果是用来推导出的上限的能量分散的大流量从其附近的焦散的尖锐性，并预测其速度分量的分散。
2015-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
