Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of galactic surface densities within one dark halo scale-length
最近发现，在一个暗晕尺度长度内的平均暗物质表面密度--在这个半径内，暗物质的体积密度分布保持近似平坦--在很大范围的星系中是恒定的。这种比例关系适用于亮度范围为14等的星系和整个哈勃序列。在这里，我们报告的发光物质的表面密度也是恒定的暗晕的一个尺度长度内。这意味着星系中发光部分产生的引力加速度在这个半径上总是相同的。虽然总的发光物质与暗物质的比例不是恒定的，但在一个晕尺度内，它是恒定的。我们的发现可以解释为星系中发光物质和暗物质的封闭表面密度之间的密切相关性。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The effect of quark interactions on dark matter kinetic decoupling and the mass of the smallest dark halos
暗物质（DM）与原始等离子体的动力学解耦决定了第一个和最小的暗物质晕的大小。迄今为止，对DM动力学退耦的研究大多忽略了DM与等离子体中夸克之间的相互作用。在这里，我们说明了他们的重要性，使用两个框架：最小超对称标准模型（MSSM）的版本和有效的DM夸克相互作用算子的有效场论。我们连接粒子物理学和天体物理学获得的最小的暗物质晕尺寸从对撞机数据和直接暗物质搜索实验的界限。在MSSM框架下，在超对称参数空间的大范围内，将DM-夸克相互作用添加到DM-轻子相互作用中，使最小的暗物质晕质量增加一倍以上。
2012-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-Independent Analysis of Direct Dark Matter Detection Through Electron Scattering
亚GeV质量的暗物质粒子与原子核的碰撞不会产生足够的能量来被探测到，而是可以通过它们与电子的相互作用来揭示。对直接探测实验数据的分析通常需要假设局部的暗物质晕速度分布。在晕独立的分析方法中，该分布的性质是从直接的暗物质探测数据中推断的，这允许比较不同的数据，而不对不确定的局部暗晕进行任何假设。这种方法迄今已发展并应用于暗物质从原子核的散射。在这里，我们演示了如何将这种分析应用于散射电子。
2022-03-23 astro-ph.CO hep-ph
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New model of density distribution for fermionic dark matter halos
在本文中，我们制定了一个新的模型的密度分布晕的暖暗物质（WDM）粒子。该模型是由一个单一的微观物理参数描述-质量（或，相当于初始相空间密度分布的最大值）的暗物质粒子。给定WDM粒子质量和在晕外围的暗物质密度分布的参数，该模型预测的内部密度分布。在初始费米-狄拉克分布的情况下，我们成功地再现了核心的暗物质配置文件从N体模拟。此外，我们还计算了粒子质量为$m_\text{FD}=$ 100，200，300和400 eV的矮球状星系的暖暗物质晕的核心半径。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rigging dark halos: why is hierarchical galaxy formation consistent with the inside-out build-up of thin discs?
最先进的流体动力学模拟表明，通过暗物质晕维里球的气体流入是集中的（即具有优选的流入方向）、一致的（即其方向在时间上是稳定的）和放大的（即其平流比角动量的幅度随时间增加）。我们解释这是一个结果的动力学的宇宙网络附近的晕，它产生稳定的，角动量丰富的冷气体的对流流入。在大尺度上，邻近斑块内的动力学将物质从周围的空隙中驱逐出来，进入墙壁和细丝，然后最终被吸积到维里化的暗物质晕上。由于这些壁/细丝构成了不对称空隙的边界，它们获得了净横向运动，这解释了来自更远处的后来的下落的角动量丰富的性质。我们推测，这种大规模的驱动一致性解释了为什么冷流是如此有效地建立高红移薄盘从内到外。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Model of Large Scale Structure for Warm Dark Matter
本文对暖暗物质（WDM）结构形成情景下的宇宙学大尺度到小尺度结构统计的晕模型进行了全面分析。我们包括WDM对线性物质功率谱、晕密度分布、晕浓度关系、晕质量函数、次晕密度分布、次晕质量函数以及光滑暗物质分量的偏置的影响。正如预期的那样，我们发现在最小的物理尺度在WDM和冷暗物质之间的光环模型预测的非线性物质功率谱的差异，即使是合理的高尺度WDM粒子质量。我们发现，显着的影响是由改变晕密度分布和浓度，以及晕质量函数。我们进一步发现，WDM对次晕人口的影响是重要的，但次主导。WDM中平滑分量偏置的聚类效应并不显著。
2011-09-28 astro-ph.CO hep-ph
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contributions of matter inside and outside of haloes to the matter power spectrum
基于晕的模型已经成功地预测了物质的聚集。然而，聚类完全由晕内物质决定的假设的有效性在很大程度上仍未得到验证，并且不清楚非维里化物质是否可能对非线性聚类信号有显着贡献。在这里，我们调查的贡献晕的物质功率谱的规模和晕质量的函数相结合的宇宙学N体模拟计算不同的球形过密区域，朋友圈（FoF）组和晕外的物质功率谱的贡献。我们发现，无论最小晕质量如何，R200的球形过密度区域内的物质，平均值不能解释1<k<100 h/Mpc的所有功率。最多占功率的95%（k>20 h/Mpc）。当2<k<10 h/Mpc时，质量M200，平均<10^11 Msun/h的晕对功率谱的贡献可以忽略不计，我们的结果似乎随着晕质量的减小而收敛。当光环被认为是大小为R200，暴击的区域时，在所有尺度上未考虑的能量量都更大。也考虑到FoF组内但R200外的物质，平均值在这里探测的大多数尺度上增加了晕物质的贡献5- 15%。在M200，平均值>10^9 Msun/h的FoF群内的物质基本上占了3<k<100 h/Mpc的所有功率。因此，我们预计忽略R200以外物质贡献的晕模型，意味着高估了任何质量的晕对小尺度（k>1 h/Mpc）幂的贡献。
2015-07-01 astro-ph.CO
Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength
利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~< M_vir ~< 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Normalization and Slope of the Dark Matter (Sub-)Halo Mass Function on Sub-Galactic Scales
对冷暗物质的模拟对小尺度上的暗物质晕和次晕质量函数的斜率和归一化做出了强有力的预测。最近利用强引力透镜的观测进展表明，这种技术有能力将这些量限制在与$10^6$ -$10^9\mathrm{M}_\odot$的暗物质晕质量相对应的亚星系尺度上。在这些尺度上，重子的物理学，占宇宙物质含量的17%左右，但不包括在纯暗物质N体模拟中，预计会影响结构的生长和暗物质晕的坍缩。在这项工作中，我们发展了一个半解析模型来预测的振幅和斜率的暗物质晕和次晕质量函数在亚星系尺度上的重子的存在。我们发现，晕质量函数被抑制高达25%，和修改的斜率，范围从$-1.916$到$-1.868$在这个质量范围。这些结果与目前的测量结果一致，但与对暗物质唯一宇宙的期望有很大差异，这种期望可能在不久的将来得到验证。
2020-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of galaxy formation in the structure and dynamics of dark matter halos
由层次聚类方案预测的暗物质晕的结构和动力学与从星系尺度的观测中推断的性质不一致。我的论文通过采取进化的方法来解决这个问题。我详细分析了许多不同的观测证据，这些证据表明，预言的晕平衡态与根据盘星系的可测量性质推断的晕之间存在差异，以及亮暗成分的角动量、几何形状和质量分布之间存在的标度关系。我意识到，它们似乎都指向同一个结论：在晕内的重子通过坍缩和聚集形成星系，扰动了晕的平衡结构，使其演化为新的构型。从理论的观点来看，暗物质晕作为无碰撞的粒子系统的行为使得它们的平衡结构和质量分布对它们内部动力学的扰动极其敏感。发生在晕内的星系形成是一个巨大的事件，在原星系坍缩过程中，重子和暗物质之间的动力学耦合代表了晕动力学结构的扰动，大到足以触发晕演化，根据两个组件的相对质量和角动量。我的结论是，暗物质晕的结构和动力学，以及晕和星系性质之间的联系的起源，是要理解的重子和暗成分的联合演化，起源于星系的崩溃和形成的时代。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The insight into the dark side. I. The pitfalls of the dark halo parameters estimation
我们检查的可靠性的伪等温，Burkert和NFW的暗晕参数的方法的基础上的质量模型的旋转curves.To做到这一点，我们构建了$χ^2$地图的网格的暗物质晕参数的14个盘星系的样本与高质量的旋转曲线的东西。我们考虑了两种不同的模型：a）视盘和球丘的质光比为自由参数; b）根据恒星星族模型，将质光比固定在一个很窄的范围内。为了再现真实星系可能的观测特征，我们进行了测试，表明在中心或外围区域缺乏运动学数据的情况下，以及对于不同的空间分辨率，三种晕类型的参数变化很大。我们发现，由于暗晕的中心密度和径向尺度之间的简并，它们的浓度估计存在相当大的不确定性。由于这个原因，即使是高质量的旋转曲线的质量模型，也不可能得出任何关于暗晕柱密度普遍性的确切结论。固定重子物质的密度并不能解决这个问题。相比之下，光学半径内暗晕质量的估计要可靠得多。我们证明，可以成功地评估晕质量使用纯最佳拟合方法没有任何限制的质光比。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-universality of dark-matter halos: cusps, cores, and the central potential
在宇宙学模拟中生长的暗物质晕似乎具有中心NFW样的密度尖点，平均值为$d\logρ/d\log r \approx -1$，以及一些分散，通常由Einasto密度轮廓拟合函数中的变化指数$α$参数化。在观测到的星系团和可能的矮星系中也可以看到轮廓形状的非普遍性。在这里，我们表明，非普遍性，在任何给定的质量尺度，是DARKexp，无碰撞自引力系统的理论推导模型的内在属性。我们证明了DARKexp -它只有一个形状参数，$ϕ_0$ -适合大规模模拟晕以及观察到的集群的轮廓形状的分散非常好。DARKexp还考虑到了核心暗物质的分布，比如矮球状星系的分布。我们提供了DARKexp $ϕ_0$、Einasto $α$或Dehnen-Tremaine分析$γ$模型中的中心对数斜率之间的近似解析关系。晕参数的范围反映了暗物质晕每单位质量的结合能的实质性变化。
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structure of Cold Dark Matter Halos: Recent Insights from High Resolution Simulations
我们回顾了最近的高分辨率宇宙学结构形成模拟，即通过Lactea I和II和GHALO项目的结果。这些模拟在宇宙学框架内研究银河系大小物体的形成。我们讨论了在红移z = 0的冷暗物质晕的一般性质，并专注于新的见解晕的结构，我们得到了前所未有的高分辨率在这些模拟。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unbinned halo-independent methods for emerging dark matter signals
用于分析直接探测实验的与晕无关的方法可以提供可靠的结果，同时不对银河系中的暗物质晕进行假设。我们扩展现有的方法的情况下，未分组的数据，这是特别适合新兴的暗物质信号只有几个事件在一个几乎无背景的环境。我们表明，这样的方法可以很容易地推广到非弹性或放热散射的情况下，并提供了一个有用的处理提取结果独立的晕模型，同时最大限度地提高可用的实验信息。
2014-11-17 astro-ph.CO hep-ph
A universal scaling relation incorporating the cusp-to-core transition of dark matter haloes
本研究基于暗物质晕的c-M关系推导出理论标度关系，发现矮星系和星系的观测标度关系源于此，并预测星系团中同样成立，同时提出包含尖点-核转变效应的新标度关系，为观测验证该转变过程提供了理论依据。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using atomic clocks to detect local dark matter halos
玻色子暗物质有可能在太阳或地球周围形成晕。我们讨论了探测这种晕与原子钟的可能性。无论是希格斯门户或光子门户之间的暗物质和标准模型的相互作用，我们搜索可能的参数空间，地球上的时钟和空间中的时钟将有一个可辨别的频率差。环绕地球的玻色暗物质晕有可能用目前的光学原子钟探测。
2021-06-10 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Accreting Black Holes in Dark Matter Halos
本文研究暗物质晕中黑洞的薄吸积盘行为，通过计算ISCO并与史瓦西和克尔黑洞对比，利用银河系中心人马座A*的观测数据约束暗物质晕模型。
2024-08-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Phase-space structure of cold dark matter halos inside splashback: multi-stream flows and self-similar solution
利用宇宙学$N$ -体模拟中吸积粒子在晕上的运动，研究了冷暗物质（CDM）晕的径向相空间结构。在CDM宇宙学中，维里化晕的形成通常会产生径向焦散，然后在晕内产生吸积暗物质的多流流动。特别是，称为回溅半径的最外焦散的半径在密度分布的斜率中表现出急剧下降。在这里，我们专注于多流结构的CDM晕内的溅回半径。为了分析这一点，我们使用和扩展的SPARTA算法开发的Diemer。通过跟踪吸积到晕上的粒子轨迹，我们计算出它们的远心通道数，然后用它来揭示暗物质粒子的多流流动。由此产生的径向相空间中的多流结构进行比较，由Fillmore和Goldreich为每个晕的自相似解决方案的预测。我们发现，$\sim30\%$的模拟晕满足我们的标准被视为是很好地拟合的自相似的解决方案。自相似解中的拟合参数表征晕的物理性质，包括质量吸积速率和最外焦散的大小（即，回溅半径）。我们详细讨论了这些拟合参数和直接从$N$ -身体模拟中提取的其他措施的相关性。
2020-02-10 astro-ph.CO
Decaying Dark Matter in Halos of Primordial Black Holes
我们研究了原初黑洞晕中一般衰变暗物质粒子的光子特征。我们推导出这些组合的暗物质的情况下的晕轮廓密度和总衰变率。对于类轴子粒子的质量低于$\mathcal{O}( 1 )\,$千电子伏的情况下，我们发现强的衰减常数是几个数量级强于现有的最强的界限，所有晕质量以上$\mathcal{O}( 10^{-5} )$太阳质量的界限。利用未来的X射线测量，将有可能进一步推动这些结合暗物质的情况。
2019-08-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
Signatures of Compact Halos of Sterile-Neutrino Dark Matter
我们研究了无菌中微子暗物质的致密晕，并研究了中微子和光子发射的可观测特征。首先，我们考虑两种情况：原始黑洞晕和超紧凑的迷你晕。在这两种情况下，我们发现，存在一个广泛的可能的参数选择，这样的检测在不久的将来与X射线和伽马射线望远镜可能是很有可能的。事实上，当能量超过$10\,{\rm TeV}$时，中微子望远镜IceCube将是探测这种宏观暗物质候选者的绝佳机器。
2017-11-15 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Correlations of Dark Matter, Gas and Stellar Profiles in Dark Matter Halos
类似质量和红移的晕在它们的微分性质上表现出很大程度的可变性，例如暗物质、热气体和恒星质量密度分布。这种变异性是这些暗物质晕的形成历史的多样性的指标，反映在平均关系的散射耦合。在这项工作中，我们表明，这种耦合的强度取决于测量晕配置文件的规模。通过分析输出的IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟，我们报告的径向和质量依赖的耦合之间的暗物质，热气体，和恒星质量径向密度分布利用人口多样性在暗物质晕。我们发现，对于相同质量的晕，重子和暗物质密度分布的散射在大尺度上是强耦合的（$r>R_{200}$），而气体和暗物质密度分布的耦合在晕核附近逐渐减弱（$r < 0.3 R_{200}$）。然后，我们表明，晕轮廓和积分量之间的相关性诱导半径依赖的添加剂的偏见时，晕的轮廓观测选择的性质，而不是他们的质量。我们讨论了这种效应对星系团丰度和交叉相关宇宙学与多波长宇宙学调查的影响。
2022-05-31 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
Dark matter halo concentrations: a short review
本文综述了近二十年来暗物质晕浓度的研究现状和进展。它首先介绍了文章，使该领域的聚光灯，然后通过与其他研究工作，研究了浓度的暗物质晕的年龄。除了讨论晕的质量浓度关系及其演化外，我们还考察了宇宙学、晕下和环境对晕质量浓度关系的影响。除了理论上的晕浓度，观测到的暗物质晕浓度也被考虑。本文将这一领域的研究进展综合成一篇清晰的文章。
2017-11-14 astro-ph.CO
A statistical-mechanical explanation of dark matter halo properties
宇宙学N体模拟揭示了许多暗物质晕的经验关系，但这些晕性质的物理起源仍然不清楚。另一方面，建立自引力系统的统计力学的尝试遇到了许多形式上的困难，近50年来进展甚微。这项工作的目的是加强的有效性，我们已经提出了先前解释的暗物质晕属性的物理力学方法。通过引入有效压力代替径向压力来构造比熵，我们使用熵原理并以与先前类似的方式进行以获得熵定常方程。从这个熵定态方程出发，导出了平衡态暗晕的状态方程，利用它可以得到有限质量的暗晕密度分布。我们还导出了各向异性参数和赝相空间密度分布。所有这些预测都与暗晕外部区域的数值模拟结果吻合得很好。我们的工作提供了进一步的支持的想法，自引力系统的统计力学是一个可行的工具进行调查。
2011-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
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
Explaining the cuspy dark matter halo by Landau-Ginzburg theory
23年前，宇宙学N体模拟揭示了准普遍的NFW暗物质晕，其物理起源仍然不清楚。本文试图用平衡态统计力学中的朗道-金兹伯格（LG）理论来解决这个问题。我们用密度代替LG理论中的序参量，把暗物质晕看作是背景平衡态的涨落。对于暗物质晕，背景可以是暗物质晕的主晕，对于星系团晕，背景可以是均匀各向同性的宇宙。假设亥姆霍兹自由能的涨落主要取决于密度及其梯度，这与团簇尺度附近的功率谱行为是一致的，在没有其他要求的情况下，我们可以很容易地获得平衡暗雾晕的普适$r^{-1}$尖点。这一结果表明，对自引力系统的研究还有待于进一步的统计力学研究。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
On the Stability of Fermionic Non-Isothermal Dark Matter Halos
等温暗物质晕的稳定性以前已被广泛研究。本文研究了非等温费米子暗物质晕的稳定性。我们表明，在温度梯度的存在下，由于压力的力有向内和向外的分量。在晕圈的某些区域，提供稳定性的向内的力是由于压力而不是重力。此外，它表明，较高的温度梯度导致晕具有较低的质量和尺寸。我们证明，如果温度是左作为一个自由的积极的配置文件，可以把没有相空间下限的质量暗物质。对于晕是在低简并经典域，我们推导出其温度的解析表达式，其质量密度和放置上界的暗物质的质量，要求温度不是负的。然后，我们使用银河系的Burkert质量分布表明，如果晕的中心温度是几个开尔文，质量的暗物质不能超过几千电子伏。
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Bright gamma-ray Galactic Center excess and dark dwarfs: Strong tension for dark matter annihilation despite Milky Way halo profile
我们将银河系暗物质晕轮廓的不确定性，以及在暗物质湮灭模型的费米伽马射线太空望远镜检测到的银河系中心扩展伽马射线过剩（GCE）的弥漫伽马射线发射的不确定性的会计。当包括这些未知量时，粒子湮灭率和质量的范围扩大。然而，两个最精确的经验测定银河系晕的局部密度和密度分布离开信号区域是在相当大的张力与暗物质湮灭搜索从合并矮星系分析单通道暗物质湮灭模型。GCE和矮星的张力可以得到缓解，如果：一，晕是非常高度集中或强烈收缩;二，暗物质湮灭信号区分矮星和GC;或，三，本地恒星密度的措施被发现是显着较低的，从最近的恒星计数，增加当地的暗物质密度。
2016-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Unbound Particles in Dark Matter Halos
我们调查未绑定的暗物质粒子晕跟踪粒子轨迹模拟运行到遥远的未来（a = 100）。我们发现，传统的动能和势能的总和是一个非常差的预测暗物质粒子最终将成为从晕中解脱出来。我们还研究了未结合粒子的质量分数，这增加了强烈的边缘晕，并在较高的红移显着降低。我们讨论了暗物质探测实验的影响，晕质量函数的精确校准，使用重子分数来约束暗能量，并寻找星系际超新星。
2013-06-25 astro-ph.CO
Searching for velocity-dependent dark matter annihilation signals from extragalactic halos
我们考虑的情况下，暗物质湮灭的暗物质湮灭在河外晕的伽马射线信号从$p$波或$d$波状态。在这些情况下，来自河外晕的信号相对于其他目标（如银河系中心或矮球状星系）增强，因为河外晕中暗物质的典型相对速度更大。我们进行模拟数据分析的伽马射线所产生的暗物质湮灭晕斯隆数字巡天探测。我们包括一个模型不相关的银河系和河外伽马射线背景，以及一个简单的模型，由于在河外晕的调查检测到的天体物理过程的背景。我们发现，对于其他伽马射线搜索仍然允许的模型，搜索河外晕与当前费米曝光可以产生暗物质湮灭的证据，虽然很难区分$p$波和$d$波的情况。然而，随着$10\times$系数的增大，速度依赖性的辨别是可能的。
2022-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations
我们提出了模拟DensePak积分场单位（IFU）的速度场，旋转曲线，和晕适合盘星系形成的球形和三轴尖状暗物质晕，球形核心暗物质晕。模拟的星系在各种现实条件下进行“观察”，以确定如何以及底层的暗物质晕可以恢复和测试的假设，尖状晕可以被误认为核心晕。我们发现，速度场的外观是明显不同的基础晕类型。我们还发现，我们可以成功地恢复参数的基础暗物质晕。尖状晕在数据中显示为尖状，带芯晕显示为带芯。我们的研究结果表明，在真正的暗物质占主导地位的星系中使用高分辨率速度场观察到的核心是真实的，不能归因于系统误差，晕三轴，或非圆运动。
2011-03-09 astro-ph.CO
Dark matter haloes in modified gravity and dark energy: interaction rate, small-, and large-scale alignment
我们研究了暗物质晕的性质在广泛的修改后的重力模型，即$f(R)$，DGP，和相互作用的暗能量模型。我们研究了修正引力和暗能量对晕的自旋和结构参数等内部性质的影响。我们发现，$f(R)$引力增强布洛克自旋参数的中值，但不能检测到这样的效果DGP和耦合的暗能量。$f(R)$还产生较低的中值球度和扁率，而耦合的暗能量具有相反的效果。然而，这些影响非常小。然后我们研究了不同引力下晕的相互作用率，发现只有强耦合的暗能量模型才能增强相互作用率。然后，我们量化的增强相互作用的晕对的自旋的调整修改后的重力。最后，我们研究了晕长轴与大尺度结构的排列。DGP和耦合暗能量模型中相互作用的晕对的自旋排列与GR没有差异，而$f(R)$显示出较弱的排列。强耦合的暗能量显示出晕圈形状与大尺度结构更强的一致性。
2017-03-21 astro-ph.CO
Dynamical evolutin of quintessence dark energy in collapsing dark matter halos
本文分析了由暗物质晕坍缩引起的本质暗能量的动力学演化。不同于以往的研究，我们开发了一个数值策略，使我们能够计算的暗能量演化的整个历史的球形坍缩的暗物质晕，而不需要单独处理的线性，准线性和非线性阶段的晕形成。结果表明，暗能量扰动随红移的变化而变化，其具体行为不仅依赖于经典势，而且依赖于坍缩过程。对于团簇大小的晕，总的能量密度扰动在$10^{-6}$水平。扰动振幅随晕质量的减小而减小。在给定的红移下，暗能量扰动随到晕中心的半径而变化，并且可以是正的或负的，这取决于$\partial_t ϕ$、$\partial_r ϕ$和$ϕ$相对于背景的对比度，其中$ϕ$是精华场。对于$\partial_r ϕ$对比度占主导地位的壳层，暗能量扰动是正的，可以高达约$10^{-5}$。
2009-06-18 astro-ph.CO
Dynamical Dark Energy Properties Hidden in the Dark Matter Halos and Voids
在本文中，我们分析了基于GR的N体模拟的晕和空洞的性质进行了红移z= 0.0和z= 0.8之间的差异动力学暗能量模型（即PL和CPL）相对于LCDM。分析晕表明，PL和CPL这两个模型的行为都类似于LCDM，尽管晕的速度色散对动力学暗能量模型更敏感。此外，开发了一个空洞探测器，从模拟数据中提取空洞的属性。空隙的进一步统计模型证实，PL模型产生更大的空隙。总之，我们的新模拟表明，在区分暗能量模型方面，空洞属性优于晕属性。因此，研究结果表明，在未来的研究中，更多地利用空洞的性质来区分动力学暗能量模型。
2020-11-08 astro-ph.CO
Non-universality of halo profiles and implications for dark matter experiments
我们探索宇宙学晕晕内的质量分布的暗物质晕散射利用一个良好的解决统计样本的集群从宇宙学千年模拟。我们发现，在任何半径，球平均暗物质密度的晕（对应于“光滑成分”）和它的对数斜率是很好地描述了高斯概率分布。在小半径（尺度半径内），密度分布完全由晕浓度的高斯分布决定。暗物质晕质量径向分布的差异对于解释直接和间接的暗物质探测工作是很重要的。在质量分布的散射赋予约25%的宇宙学不确定性的暗物质密度在太阳附近和一个因素的~3的不确定性在预期的银河系暗物质湮灭流量。如果所有晕质量的浓度分布都符合高斯分布，那么晕到晕分布散射的聚集效应会导致暗物质湮灭背景中的小的（几个百分比）增强，而在对数正态浓度分布的假设下则会导致10%的增强。团簇轮廓散射的高斯性质意味着“堆叠”晕圈以改善信噪比的技术不应受到偏差的影响。
2013-03-21 astro-ph.CO
