An empirical model to form and evolve galaxies in dark matter halos
基于不同质量晕中星系的恒星形成历史，我们发展了一个暗晕中星系生长的经验模型。这个模型的成分很少，其中任何一个都可以与观测数据相关联，从而进行有效的评估。通过将该模型应用于一个非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟，我们预测了一些星系的属性是一个非常好的匹配相关的观测数据。也就是说，无论是中心星系还是卫星星系，直到红移$z\simeq4$的星系恒星质量函数（SMF）和本地宇宙中的条件恒星质量函数（CSMF）都与观测值符合得很好。此外，2点相关性是很好的预测，在不同的恒星质量范围内探索我们的模型。此外，将恒星星族合成模型应用于我们的恒星组成与红移的关系后，我们发现在$^{0.1}u$，$^{0.1}g$，$^{0.1}r$，$^{0.1}i$和$^{0.1}z$波段的光度函数与SDSS观测结果相当一致，直到绝对星等为-17.0。SDSS条件光度函数（CLF）本身预测良好。最后，冷气体来自恒星形成率（SFR）预测HI气体质量在每个模拟星系。我们发现一个非常好的匹配观察到HI-恒星质量比。这些特征确保了这样的星系/气体目录可以用来产生可靠的模拟红移巡天。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The halo mass function of late-type galaxies from HI kinematics
提出了一种测量星系晕质量函数的经验方法。我们确定了单碟观测的\hi线宽和从旋转曲线拟合推断的暗物质晕质量（$M_{200}$）之间的关系，然后我们将这个关系应用于\hi \帕克斯全天巡天（HIPASS）的星系，以获得HMF。该经验HMF通过Schecther函数很好地拟合，并且在范围$10^{10.5} < M_{200} < 10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$上与$Λ$ CDM中预期的相匹配。更大质量的晕必须是中性气体贫乏的，以保持与$Λ$ CDM预测的幂律一致。我们在低质量下没有发现差异。然而，HIPASS探测到的最低晕质量刚好大于本地组丢失卫星问题的质量尺度。在探测的质量范围内，\hi探测到的星系的暗物质晕的积分质量密度之和为$Ω_{\rm m,gal} \approx 0.03$。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astro2020: Empirically Constraining Galaxy Evolution
在过去的十年里，对星系-暗物质晕联系的经验约束极大地推进了我们对星系演化的理解。过去的技术集中在晕属性和星系恒星质量和/或恒星形成率之间的联系。在未来十年的经验技术将连接晕组装的历史与星系的环星系介质，超大质量黑洞，形态，运动学，大小，颜色，金属丰度和瞬态速率。揭示这些联系将解决星系形成中的许多关键不确定性，并将使更高保真的模拟目录成为解释观测所必需的。实现这些结果将需要更广泛和更深入的星系及其环星系介质的光谱覆盖;调查团队还需要满足几个标准（交叉比较，公共访问和协方差矩阵），以便于合并不同调查的数据。根据这些建议采取行动将继续在未来十年内在经验建模和星系演化方面取得巨大进展。
2019-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An Empirical Model for the Star Formation History in Dark Matter Halos
我们发展了一种经验方法来推断恒星形成率的暗物质晕的星系恒星质量函数（SMF）在不同的红移和本星系团星系光度函数（CGLF），它有一个陡峭的暗端相对于本星系的SMF。由于卫星星系通常是较早吸积的老星系，这一特征对高红移低质量星系的形成具有重要的限制作用。SMF的演化表明，在高质量晕（$>10^{12}M_{\odot}h^{-1}$）中的恒星形成必须在高红移时得到增强，这超出了从动力学时间的简单标度所预期的。CGLF的暗端意味着一个特征红移$z_c\approx2$，高于该红移，质量为$< 10^{11}M_{\odot}h^{-1}$的低质量晕中的恒星形成率相对于低z时必须增强。这并不是标准恒星反馈模型所直接预期的。此外，这种增强导致了一些有趣的预测，例如，一个显着的老恒星星族在今天的矮星系与$M_* < 10^8 M_{\odot}h^{-2}$和陡峭的斜率高红移恒星质量和恒星形成率函数。
2014-01-09 astro-ph.CO
Empirical estimates of how massive galaxies can be in ΛCDM
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）
通过极值统计方法估计宇宙巡天中极端星系的质量和光度，考虑测量不确定性后，发现高红移下恒星质量接近理论最大值，与观测一致。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the bulge-halo conspiracy I: Dependence on galaxy properties and halo mass
我们利用各种透镜/动力学数据和大型模拟星系表，对大质量（Mstar> 2 e11 Msun）早型星系的总质量密度分布及其对星系性质和宿主晕质量的依赖性进行了系统的研究。后者是通过半经验模型产生的，根据设计，这些模型仅基于几个基本的输入假设。通过丰度匹配关系，利用测量的恒星质量、有效半径和Sérsic指数，对Galvanian进行了分配，其暗物质晕具有典型的LCDM轮廓。我们的主要结果如下：（i）与观测证据一致，我们的半经验模型自然地预测，总的，质量加权密度斜率在有效半径γ '是不普遍的，陡峭的更紧凑和/或大质量的星系，但平坦的主机晕质量增加。(ii)Salpeter或可变的初始质量函数和未收缩的暗物质配置文件的模型与数据吻合良好，而Chabrier初始质量函数和/或绝热收缩/膨胀的暗物质晕是非常不利的。(iii)关于超大质量星系质量密度分布的现有数据（Mstar> 1 e12 Msun），而Mhalo> 3e 14 Msun，则倾向于在非常内部区域具有比Sérsic更平坦的恒星轮廓的模型（r<3-5 kpc），以及一个NFW或Einasto暗物质剖面，其平均晕浓度分别为~2或<1.3倍，比通常由N体数值模拟预测的要高。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Biased Are Halo Properties in Cosmological Simulations?
几十年来，宇宙学N体模拟一直是理论学家的主要工具，但这些模拟所面临的许多数值问题仍然没有得到探索。本文测量了这些大的，暗物质的模拟，影响其暗物质晕的属性的数值偏差。我们比较了许多模拟套件，以提供一些工具，模拟器和分析师，这有助于减轻这些偏见。我们总结了我们的比较与实际的“收敛极限”，可以应用到广泛的晕属性，包括传统上被忽视的测试文献的晕属性。我们还发现，不同的模拟预测的晕属性可以偏离彼此出乎意料的高分辨率。我们表明，许多晕属性强烈依赖于力软化尺度，这种依赖性导致了许多模拟之间的测量分歧。我们提供了一个经验模型来估计这样的效果的旋转曲线的晕人口的影响。这个模型可以作为未来的经验模型在其他晕属性的偏见的模板。
2020-08-19 astro-ph.CO
The angular momentum of disc galaxies: implications for gas accretion, outflows, and dynamical friction
我们结合星系-暗物质的结构和动力学标度关系的约束条件来研究盘星系的角动量含量。对于质量在10^{11.3} < M_vir/M_sun < 10^{12.7}范围内的晕，我们发现星系的自旋参数与晕质量无关，<J '_gal> =（J_gal/M_gal）/（\sqrt{2} R_vir V_vir）= 0.019^{+0.004}_{-0.003}（1 σ）.这显著低于松弛的LCDM晕，松弛的LCDM晕具有平均自旋参数<Q '_halo> = 0.031。因此，盘状星系的比角动量与其宿主暗物质晕的比角动量之比的平均值为R_j = 0.61^{+0.13}_{-0.10}。这就对大多数（盘状）星系形成的（半解析）模型中的一个标准假设提出了质疑，即R_j=1。利用简单的盘形成模型，我们发现理解为什么Rj与晕质量无关是特别具有挑战性的，而星系形成效率（ε GF，正比于星系质量与晕质量之比）揭示了强烈的晕质量依赖性。我们认为，ε_GF，R_j和晕质量之间的经验标度关系需要两个反馈（即，星系流出）和从重子到暗物质的角动量转移（即，动态摩擦）。角动量损失效率随晕质量的增加而减小。这样的质量依赖性可能反映了对形成稳定的光盘在高质量，低自旋晕或从低质量晕冷模吸积过渡到热模吸积在大规模结束的偏见。然而，目前的流体动力学模拟的星系形成，其中应该包括这些过程，似乎无法重现的经验关系之间的ε_GF和R_j…
2012-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Super-NFW model: an analytic dynamical model for cold dark matter haloes and elliptical galaxies
提出了一个小半径$ρ\sim r^{-1}$和大半径$ρ\sim r^{-3.5}$的解析星系模型。渐近密度下降比Hernquist模型慢，但比暗物质晕的Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓快，因此与宇宙学模拟的最新证据一致。该模型在双正交基函数展开式中提供了零阶项，这意味着可以很容易地添加轴对称、三轴和不平衡的扭曲（很像Hernquist模型本身，它是Hernquist-Ostriker展开式的零阶项）。球模型的属性，包括解析分布函数是各向同性，径向各向异性或切向各向异性，进行了详细讨论。提供了宇宙晕的质量浓度关系的模拟。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A constant characteristic volume density of dark matter haloes from SPARC rotation curve fits
我们使用175个银河系数据库中的星系研究了暗物质晕和星系盘之间的标度关系。我们探讨了两个宇宙学动机DM晕配置文件：从DM只模拟和DC 14配置文件从流体动力学模拟的Einasto配置文件。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合观测到的旋转曲线，并使用近红外测光和$Λ$ CDM激励的先验来打破盘晕简并。我们发现DM晕的特征体积密度$ρ_{\rm s}$在星系光度的$\sim$ 50年内几乎是恒定的。相反，尺度半径$r_s$和特征面密度$ρ_s\cdot r_s$与星系光度相关。这些尺度关系为星系形成的宇宙学模拟提供了一个经验基准。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-to-halo mass relation over the past 12 Gyr
了解星系的性质是如何与它们所处的暗物质晕联系在一起的，以及它们是如何共同进化的，是约束与星系形成相关的过程的有力工具。恒星晕质量关系（SHMR）及其在宇宙历史上的演变提供了对星系形成模型的见解，并允许在N体暗物质模拟中将星系质量分配给晕。我们使用的统计方法来连接观测到的星系恒星质量函数的COSMOS领域的暗物质晕质量函数的DUSTGRAIN模拟和理论参数化从z=0到z=4。我们还提出了一个经验模型来描述恒星晕质量关系的演化作为红移的函数。我们计算了星系的恒星形成效率（SFE），并与以前的工作和半解析模型的结果进行了比较。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of halo bias on age, concentration and spin
晕偏置是联系物质分布和暗物质晕的主要纽带。在其最简单的形式，晕偏差是由晕质量，但也有已知的其他晕属性的准确建模星系集群的后果的额外依赖。在这里，我们提出了最精确的测量晕年龄，浓度和自旋的这些二次偏置的依赖关系，晕质量范围从10 $^{10.7}$到10 $^{14.7}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。在高质量端，我们没有发现强有力的证据表明，组装偏见的质量以上M $_{vir}$ $\sim10^{14}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。二次偏置存在，然而，晕浓度和自旋，集群大小的晕，与以前的研究结果一致。对于晕自旋，我们报告，第一次，两种不同的制度：以上M $_{vir}\sim$ 10 $^{11.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$，晕具有较大的自旋值有较大的偏差，在固定的质量，效果几乎达到一个因素2。低于这一特征质量时，这一趋势发生逆转。除了这些结果，我们测试，第一次，多示踪剂方法的性能，用于确定不同子集的晕之间的相对偏差。我们表明，这种方法显着增加了二次偏置测量的信噪比相比，传统的方法。这一分析作为后续应用我们的多示踪剂方法的实际数据的基础。
2018-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
ΛCDM is still not broken: empirical constraints on the star formation efficiency at z ~ 12-30
本研究结合GUREFT N体模拟与经验框架，分析红移15-30的星系候选体，发现其与ΛCDM模型无根本矛盾，恒星形成效率峰值20%-65%即可解释观测结果，爆发式星形成等场景可进一步降低所需效率。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass accretion history of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用“Cosmic-Zoom”项目探讨了降至地球质量的暗物质晕质量吸积历史，发现扩展Press-Schechter理论在整个质量范围内能较好预测暗物质晕的层级构建。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating Deep Hubble Images With Semi-empirical Models of Galaxy Formation
我们模拟从哈勃太空望远镜（HST）使用半经验模型的星系形成只有几个基本的假设和参数的深图像。我们将我们的模拟一直投射到观测域，将宇宙学和仪器效应添加到图像中，并以与真实HST图像相同的方式（“前向建模”）分析它们。这是一个强大的工具，用于测试和比较星系演化模型，因为它使我们能够在预测和观察到的星系属性分布之间进行无偏比较，同时自动考虑所有相关的选择效应。我们的半经验模型填充每个暗物质晕与确定的恒星质量和尺度半径的星系。我们使用恒星星族合成模型计算每个模拟星系的光度和光谱。我们计算的内在散射的恒星质量晕质量的关系，自然导致强制执行一个单调增加的恒星质量沿合并历史的每个晕。模拟的星系图像是从斯隆数字巡天的真实星系中截取的，其大小和通量被重新调整以匹配模型星系。星系的亮度、大小和表面亮度的分布依赖于模型中的可调参数，并且在这些参数的合理值下与观测结果吻合得很好。测量的星系星等和大小有显著的星等依赖性偏差，两者都被低估了星等检测极限附近。检测到的星系比例和检测到的光比例也敏感地取决于模型的细节。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Diversity of Core Halo Structure in the Fuzzy Dark Matter Model
在模糊暗物质（FDM）模型中，引力坍缩的物体总是由位于维里化晕内的孤子核心组成。虽然各种数值模拟已经证实，坍缩结构可以描述的核心NFW一样的密度分布，仍然有分歧的核心质量和晕质量之间的关系。为了充分理解这种关系，我们已经组装了一个大样本的核心晕的基础上理想化的孤子合并和宇宙学模拟与各种盒子的大小。我们发现，有一个相当大的分散在核心晕质量的关系，增加晕质量，表明FDM模型允许核心和晕共存于不同的配置。我们提供了一个新的经验方程的核心晕质量关系的不确定性，可以包括所有以前发现的关系中的色散，并强调，任何观测约束的粒子质量使用一个紧密的一对一的核心晕质量关系应遭受额外的不确定性的顺序为50%的晕质量$ \ge 10^9 (8 \times 10^{-23} eV/ (mc^2))^{3/2} M_\odot$。我们认为，潮汐剥离可能是一种影响，有助于分散的关系。
2022-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo abundances in the f_{nl} model
我们展示了如何漂移集移动障碍模型晕丰度可以推广到本地非高斯f_{nl}模型。我们的估计假设步长的分布取决于f_{nl}，但它们在其他方面不相关。我们的分析是一致的情况下，一个恒定的障碍与以前的结果，并强调了一些隐含的假设。它还澄清了高斯情况下的移动障碍问题的近似解析解的基础，并显示了它如何可能得到改进。
2009-08-01 astro-ph.CO
An empirical measurement of the Halo Mass Function from the combination of GAMA DR4, SDSS DR12, and REFLEX II data
我们从GAMA星系群星表中构造了质量范围为10^12.7M_sol到10^15.5M_sol的晕质量函数（HMF），与LambdaCDM的结果吻合得很好.与以前的研究相比，这一结果将HMF的质量范围扩大了一个数量级。我们将GAMA DR 4 HMF与来自SDSS DR 12和REFLEX II调查的类似数据相结合，并拟合四参数Murray-Robotham-Power（MRP）函数，在z~0.1时有效，得到：（phi Mpc^3）=-3.96[+0.55，-0.82]，高质量转换：log 10（M/M_sol）=14.13[+0.43，-0.40]，低质量幂律斜率：α =-1.68[+0.21，-0.24]，高质量软化参数：β = 0.63[+0.25，-0.11]。如果我们在普朗克2018宇宙学中对Omega_M的约束中折叠，我们能够进一步减少这些不确定性，但这依赖于幂律趋势可以从10^12.7M_sol外推到零质量的假设。在整个过程中，我们强调需要努力改进我们的HMF测量：改进晕质量估计，不依赖于校准模拟;减少晕质量的不确定性，以减轻强烈的爱丁顿偏差，所产生的陡峭的HMF低质量斜率;和更深更广的区域光谱调查。对于我们的晕质量极限10^12.7 M_sol，我们直接分辨（“看到”）总质量密度的41+/-5%，即Ω_[M>12.7]=0.128+/-0.016，为直接构建Mpc分辨…
2022-03-16 astro-ph.CO
Empirical Determination of Dark Matter Velocities using Metal-Poor Stars
银河系的暗物质晕是由较小的暗物质晕吸积而成的。这些子单元也拥有恒星-典型的是老的和贫金属的-它们是通过分裂事件沉积在银河系内部区域的。在这封信中，我们表明，太阳附近的暗物质和贫金属恒星由于它们的共同起源而具有相似的运动学。使用高分辨率的厄里斯模拟，跟踪的暗物质和重子在一个现实的银河系模拟星系的演变，我们证明，贫金属的恒星确实是有效的示踪剂的本地，维里化的暗物质速度分布。因此，局部的暗物质速度可以从斯隆数字巡天在太阳4千秒差距内对恒星晕的观测中推断出来。这个经验分布在重要方面不同于标准晕模型，并表明对于$\sim$ 10 GeV以下的暗物质质量，自旋无关散射截面上的边界可能会被削弱。来自盖亚的数据将使我们能够进一步完善光滑暗物质成分的预期分布，并测试局部子结构的存在。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The COS-Halos Survey: An Empirical Description of the Metal-Line Absorption in the Low-Redshift Circumgalactic Medium
本文给出了COS-Halos巡天中44个低z、L ~ L* 星系周围的环星系介质（CGM）低、中电离态的等效宽度和柱密度测量结果。这些测量结果来自于在背景类星体的HST/COS和Keck/HIRES光谱中观测到的远紫外跃迁，背景类星体与目标星系的碰撞参量R < 160 kpc。数据显示，44个星系中有33个星系（包括静止星系）有明显的金属线吸收，揭示了冷（T ~ 10^{4 - 5} K）、金属富集的CGM的普遍存在。这些金属线的检测率和列密度随着碰撞参量的增加而降低，我们将这种趋势解释为CGM的金属表面密度曲线下降。相邻电离态的相对柱密度的比较表明气体主要是电离的。金属中的大表面密度要求在冷CGM中有大量的金属和气体储层（非常保守地，M_ CGMcool > 10^9 MSun），这可能会跟踪与OVI吸收跟踪的高度电离CGM不同的密度和/或温度状态。吸收强度（包括未检测）的大分散表明冷CGM跟踪广泛的密度或混合的局部电离条件。最后，从金属线轮廓推断的运动学与冷CGM被束缚在星系的暗物质晕上是一致的;这种气体可能作为未来恒星形成的燃料。未来的工作将利用这一数据集提供估计的质量，金属丰度，动力学和低z，L* 星系的冷CGM的起源。
2012-12-03 astro-ph.CO
An Empirical Model For Intrinsic Alignments: Insights From Cosmological Simulations
本研究扩展暗晕占据分布模型，构建星系内禀对齐正向建模的经验框架，经宇宙学模拟验证可精确复现相关函数，其公开软件可高效确定IA模型参数贝叶斯后验。
2024-09-11 astro-ph.CO
Cylindrical model for the dark matter halo of disk galaxies
本文发展了一个圆盘星系暗物质晕的圆柱模型。在圆柱的中心，在垂直于长轴的平面上，旋转曲线在远小于圆柱长度的距离上是恒定的，而在远大于圆柱长度的距离上是开普勒的。的旋转曲线是等效的球形截平（TF）的配置文件，一个模型，根据经验得出的径向速度分散的银河系暗晕。结果表明，一个等温的，自引力圆柱体的长度为89千秒差距可以解释所观察到的径向速度色散的银河系暗晕的质量小于NFW配置文件。此外，银河系暗晕的圆柱模型与质量为1.1 eV的自由流中微子一致。
2014-02-24 astro-ph.CO
Self-Similar Spherical Collapse with Tidal Torque
N体模拟已经揭示了大量关于暗物质晕的信息，然而他们的结果在很大程度上是经验的。使用分析手段，我们试图揭示模拟结果概括的自相似二次降雨模型，包括潮汐扭矩。在这两篇论文中的第一篇中，我们描述了我们的晕形成模型，并将我们的结果与N体模拟启发的经验质量分布进行了比较。每个光环由四个参数决定。一个参数设定质量尺度，其他三个参数定义质量壳层内的粒子在整个演化过程中如何被扭转。我们选择的扭矩参数的潮汐扭矩理论和N体模拟和解析计算的结构晕在不同的径向制度。我们发现，角动量起着重要的作用，在确定小半径的密度分布。对于宇宙学初始条件，小尺度上的密度分布由粒子角动量的时间变化率以及晕质量决定。然而，在中间尺度上，$ρ\propto r^{-2}$，而$ρ\propto r^{-3}$接近维里半径。
2010-12-01 astro-ph.CO
Three-dimensional shapelets and an automated classification scheme for dark matter haloes
我们扩展二维笛卡尔shapelet形式主义的d维。集中在三维的情况下，我们推导出基于shapelet的方程的质量，质心，均方根半径，和组件的四极矩和转动惯量张量。使用宇宙学N-体模拟作为一个应用领域，我们表明，三维形状可以用来复制复杂的子结构的暗物质晕，并展示了晕形状的自动分类方案的基础。我们调查的shapelet分解过程中，从算法的角度来看，并考虑使用图形处理单元（GPU）加速基于shapelet表示的计算的机会。
2011-12-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 astro-ph.CO
Remapping dark matter halo catalogues between cosmological simulations
我们提出并测试了一种方法，用于修改从给定的宇宙学模拟产生的暗物质晕的目录，使其类似于具有完全不同的一组参数的模拟结果。这扩展了Angulo & White（2010）的方法，该方法从模拟中重新缩放完整的粒子分布。直接与晕目录一起工作提供了速度上的优势，并且还允许修改晕的内部结构以解释宇宙学之间的非线性差异。我们的方法可以直接用于晕目录在一个独立的方式，没有任何额外的信息的整体密度场：虽然大规模的位移场所需的方法，这可以推断出单独的晕目录。我们证明了我们的方法的概念，通过重新调整的物质只有模拟没有重子声学振荡（BAO）功能，一个更标准的LCDM模型包含一个宇宙学常数和BAO信号。结合晕占领的方法，这种方法提供了一个基础，跨越广泛的宇宙学参数的模拟星系样本的快速生成。
2014-12-01 astro-ph.CO
The ecology of dark matter haloes I: The rates and types of halo interactions
合并和飞越等相互作用在塑造星系形态方面发挥着重要作用。使用Horizon Run 4宇宙学N体模拟，我们研究了晕相互作用的频率和类型，以及它们的红移演化作为由大尺度密度，对分离，质量比和目标晕质量定义的环境的函数。大多数相互作用发生在大尺度的密度差$δ\approx 20$，无论红移，对应于集团和相对密集的部分的细丝。然而，相互作用靶标的分数在$δ\approx 1000$处最大。我们提供了一个新的经验拟合形式的相互作用率作为晕质量，大尺度密度和红移的函数。从质量比和相对距离的分布来看，存在两种相互作用模式，这意味着相互作用的两种不同的物理起源。卫星目标在深入宿主晕的过程中失去质量。这两种趋势的相对重要性强烈地依赖于大尺度密度、目标质量和红移。
2015-05-04 astro-ph.CO
Modelling Observational Constraints for Dark Matter Halos
观测结果表明，在旋涡星系和低表面亮度星系中，中等半径处的基本自转曲线几乎是普遍存在的。此外，在这些相同的星系中，中心密度和核心半径的乘积（$ρ_{0}r_{0}$）是常数。提出了一个基于经验的暗物质晕模型，该模型结合了这些观测约束，并与观测结果一致。一个与星系团Abell 611的观测结果相吻合的模型显示，在这个更大质量的结构中，暗物质晕的$ρ_{0}r_{0}$比假设的星系大$\sim 20$倍。该模型保持了成功的NFW形式在外部区域，虽然明确定义的内部区域的差异表明，需要修改标准的CDM图片。
2012-10-10 astro-ph.CO
Soliton self-gravity and core-halo relation in fuzzy dark matter halos
本文通过建立孤子-晕模型并数值求解Schrödinger-Poisson方程，研究模糊暗物质晕中孤子核的性质，揭示核-晕关系弥散受孤子自引力、宿主晕外势及局域动力学共同影响，并证明可从晕密度剖面重建FDM质量。
2024-11-21 astro-ph.CO
Core-halo mass relation of ultralight axion dark matter from merger history
在超轻轴子暗物质的结构形成的背景下，我们提供了一个替代的解释孤子核心和它们的主机晕在数值模拟中观察到的质量关系。我们的论点是完全基于二进制核心的主要合并过程中发生的质量增益，并在很大程度上独立于初始的核心晕质量关系分配给主机，刚刚崩溃。我们发现晕质量$M_h$和相应的核心质量$M_c$，$M_c\propto M_h^{2β-1}$，其中$(1-β)$是核心质量损失分数之间的关系。在随机合并树的核心群众的演变，我们发现我们的模型的经验证据。我们的结果是有用的统计模型的暗物质核心的星系及其子结构的性质在轴子暗物质宇宙学的影响。
2017-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter Particles in the Galactic Halo
DAMA/LIBRA-阶段1和之前的DAMA/NaI数据（累积暴露量为1.33吨$\times$/年，对应于14个年度周期）提供了9.3 $σ$ C. L的证据。利用高放纯NaI（Tl）靶，在已开发的与模型无关的暗物质年调制特征的基础上，对星系晕中是否存在暗物质粒子进行了研究。结果和比较将很快得到解决，以及目前正在运行的DAMA/LIBRA-phase 2的前景。最后，在本研讨会的讨论部分中提出的一些论点在附录中提到。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
Towards a self-consistent halo model for the nonlinear large-scale structure
晕模型是一个理论上和经验上都很好的框架，用于预测宇宙中非线性物质分布的统计。然而，目前的化身晕模型遭受两个主要的缺陷：$(i)$他们不强制执行的应力能量守恒的问题; $(ii)$他们不能保证恢复精确的微扰理论的结果在大尺度上。在这里，我们提供了一个配方的晕轮模型（“EHM”），补救这两个缺点在一个一致的方式，同时试图保持该方法的预测性。在这里提出的公式中，质量和动量守恒在大尺度上得到保证，并且微扰理论和有效场论的结果原则上可以与大尺度上的任何所需阶数相匹配。我们发现，在晕模型功率谱的一个关键成分是晕随机协方差，这已被研究到一个小得多的程度比其他成分，如质量函数，偏差，和配置文件的晕。正如这里所写的，这种方法仍然没有真实地描述微扰理论和晕标度之间的过渡状态，这是一个悬而未决的问题。我们还明确表明，一致实施时，晕模型的预测不依赖于任何性质的低质量晕，小于感兴趣的尺度。
2016-02-17 astro-ph.CO
Connecting Direct Dark Matter Detection Experiments to Cosmologically Motivated Halo Models
几个直接探测实验，包括最近的CDMS-II，报告了与5至10 GeV暗物质（DM）一致的信号，这些信号似乎与氙和LUX实验的零结果处于紧张状态;这些表明对理论基础的仔细审查，包括银河系DM速度分布函数（VDF）。我们建立了一个VDF参数空间，从DM唯一的宇宙学模拟，并说明，看似矛盾的实验结果可以在这个参数空间内一致。未来的实验限值应在VDF参数范围内边缘化后报告。
2014-02-15 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
