Probing the z>6 Universe with the first Hubble Frontier Fields cluster Abell 2744
哈勃前沿场（HFF）计划将哈勃太空望远镜（HST）的能力与大质量星系团的引力透镜结合起来，以前所未有的深度探测遥远的宇宙。在这里，我们提出的第一个合并的HST和斯皮策观测的集群阿贝尔2744的结果。我们结合完整的近红外数据和辅助光学图像来寻找引力透镜高红移（z > 6）星系。我们报告了在源平面1.43弧分^[2]的总测量区域中，在z ~ 6-7处检测到15个I814-dropout候选者，在z ~ 8处检测到1个Y105-dropout候选者。我们的透镜模型的预测，使我们也可以确定五个多重成像系统位于红移之间的z ~ 6和z ~ 8。由于星系团中质量分布的限制，我们能够估计出校正完整性和放大效应的有效调查体积。这进而用于估计z ~ 6-8处的静止帧紫外光度函数（LF）。我们的LF结果与最近的空白场估计基本一致，证实了通过透镜群进行调查的可行性。尽管基于比最终数据集中将实现的更浅的观测，包括完整的ACS观测，但由于高度放大的调查区域，这里呈现的LF在z ~ 7处向下延伸到Muv ~ -18.5，在Muv ~ -15处识别出一个物体。这项早期的研究预测了使用大质量星系团作为宇宙望远镜的力量及其对空白领域的补充。
2014-03-14 astro-ph.CO
Triaxiality, principal axis orientation and non-thermal pressure in Abell 383
星系团被认为是最重要的宇宙学探测器之一，传统的团内介质（ICM）和暗物质（DM）的球形模型，以及严格的流体静力平衡假设（即，平衡气体压力完全由热压力提供）最多是非常近似的。扩展我们以前的工作，我们进一步开发了一种方法来重建的第一次完整的三维结构（三轴形状和主轴方向）的DM和集群内（IC）的气体，和水平的非热压力的IC气体。我们概述了我们的方法的应用程序的星系团阿贝尔383，采取的CLASH多周期国库计划的一部分，提出的X射线和强透镜测量的联合分析的结果。我们发现DM的中长轴比和短长轴比分别为0.71 ± 0.10和0.55 ± 0.06，DM晕的长轴相对于视线倾斜21.1 ± 10.1 °。非热压力的水平已被评估为约10%的总能量预算。我们讨论了我们的方法对CDM方案可行性的影响，重点是浓度参数C和DM伽马的内斜率，因为中心区域暗物质密度分布的尖度是冷暗物质（CDM）结构形成范例的关键测试之一：我们测量到的伽马值为1.02+/-0.06，C值为4.76+/-0.51，接近标准模型的预测值，并提供了支持CDM方案的进一步证据。我们的方法使我们能够恢复集群的三维物理特性在一个无偏的方式，克服了标准的球形建模的局限性，并提高使用集群作为更精确的宇宙学探测。
2012-01-24 astro-ph.CO
Cusped Mass Density Profiles and Magnification Ratios of Double Image Gravitational Lenses
我们已经能够将观测到的双像引力透镜的统计数据与暗物质晕内部结构的一般性质联系起来。我们的分析理论与参数化的尖点斜率（α）的GNFW透镜给我们一个关系连接的尖点斜率的透镜配置文件所观察到的放大率的产生的图像和光轴的位置。这种关系不依赖于宇宙学、透镜的总质量、透镜和透镜物体的浓度或红移。轴对称透镜的简单几何形状和上述关系使我们能够独立于光轴的位置来定义尖点斜率的阈值α_CSL。阈值尖点斜率值alpha=alpha_CSL是GNFW轮廓的内部部分的最浅斜率，其可以用任何透镜配置产生观察到的放大率。我们使用这些阈值的分布在双图像透镜的统计研究，以限制可能的尖点斜率值，并确定是否存在一个人口的晕具有类似的配置文件。我们的理论拟合表明，在我们的双像引力透镜样本中，大多数晕的尖点斜率α =-1.95 +/- 0.02。我们还发现了第二组晶状体的指征，其尖点斜率值α =-1.49 +/-0.09。我们估计，有大约99%的概率，在阈值极限分布中观察到的功能是由第二人口的镜头，与自己的特征密度分布。
2009-09-11 astro-ph.CO
Cuspy No More: How Outflows Affect the Central Dark Matter and Baryon Distribution in Lambda CDM Galaxies
我们研究的内部暗物质（DM）的演化和重子密度分布的一个新的模拟场星系的样本使用完全宇宙学，Lambda CDM，高分辨率SPH + N体模拟。这些模拟包括明确的H2和金属冷却，恒星形成（SF）和超新星（SNe）驱动的气体流出。从高红移开始，爆发性SF之后的快速、重复的气体流出将能量转移到DM分量，并显着拉平了目前恒星质量在10^4.5 - 10^9.8 M太阳范围内的星系的原始“尖形”中心DM质量轮廓。在z=0时，我们星系DM密度剖面的中心斜率（在距离中心0.3 ~ 0.7千秒差距之间测量）与rhoDM propto r^alpha很好地拟合，其中alpha \simeq为-0.5 + 0.35 log_10（Mstar/10^8 Msolar），其中Mstar为星系的恒星质量，4 < log_10 Mstar < 9.4。这些值意味着DM配置文件平坦比DM-只有模拟和推断的东西和小东西调查的星系中的密切一致。只有在非常小的晕，其中z=0的恒星形成转化为恒星的原始重子丰度小于~ 0.03%，流出不平坦的原始尖形DM轮廓的半径解决了我们的模拟。在每个模拟星系的内部500 pc范围内测量的质量（DM和重子）在恒星质量的四个数量级上几乎保持不变，M星为10^9 Msolar。这一发现与对微弱的本星系群矮星和场星系的估计是一致的。这些结果解决了CDM模型所面临的突出问题之一，即尖锐的DM配…
2012-02-07 astro-ph.CO
The slow evolution of dark matter halos from cusp to core naturally produces extended stellar core-like distributions
该研究通过解析模型与绝热不变量表明，暗物质晕由尖点缓慢演化为核心会削弱引力势，从而自然形成扩展的类恒星核心分布。
2025-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The patch like model of galaxies formation: the virial paradox, core-cusp and missing satellite problems
研究了小阻尼尺度下$Λ$ CDM宇宙学模型中星系形成的类斑块模型。在这个模型中，星系和星系团被识别为具有罕见的高密度峰，这抑制了峰附近随机因素的作用，使晕的形成过程更加快速和规则。高浓度的不规则subhalos周围的中心峰和随后的合并后，形成允许考虑这种介质的混合物碰撞分散的暗物质（DM）粒子和碰撞subhalos。这些次晕与中央主导晕的合并伴随着中央尖点的潮汐破坏，这逐渐变浅了密度分布，促进了超大质量中央黑洞的形成。在这个模型的框架下，我们可以重现维里化星系和星系团的质量和密度的观测相关性，称为维里悖论[4，5]。这些相关性与DM的组成和功率谱的形状密切相关，这使得可以使用现有的观测来限制它们。这些相关性限制了HDM和WDM模型，并允许测试宇宙膨胀模型。我们确认，失踪的卫星问题是直接与维里悖论和宇宙的再加热，增加重子的温度和熵，防止形成第一颗恒星，并划分成两个群体的晕：第一种是再加热前形成的星系，主要集中在大质量星系附近，而第二种是再加热后形成的大量暗晕，积累了大部分DM，但不包含恒星。其空间分布较为均匀。
2020-12-01 astro-ph.CO
Cusp-to-Core Transition of Dark Matter Halos across Galaxy Mass Scales
National Institute of Technology, Sendai College（仙台高等专门学校）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；ICRR, The University of Tokyo（东京大学宇宙线研究所）；Graduate School of Science and Technology, University of Tsukuba（筑波大学理工学研究科）；Center for Computational Sciences , University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）
本研究通过分析SPARC数据库中的星系暗物质分布，发现不同质量尺度的星系暗物质晕存在从尖点到核心的转变，暗示恒星反馈可能在银河质量星系中起关键作用。
2026-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Close entrainment of massive molecular gas flows by radio bubbles in the central galaxy of Abell 1795
我们提出了新的ALMA观测跟踪的形态和速度结构的分子气体在星系团阿贝尔1795的中央星系。分子气体存在于两个细丝中，从原子核向N和S延伸5 - 7 kpc，并完全围绕两个内部射电泡的外边缘突出。由活动星系核中心发射的射电喷流将充满相对论等离子体的气泡膨胀到中心星系周围的热大气中。N丝的速度梯度沿其长度方向逐渐增大，从中心星系的系统速度到最远的周围星系的平均速度-370 km/s。S暗条也有类似的平滑但较浅的速度梯度，似乎在恒星形成的爆发中部分坍缩。与射电瓣的紧密空间联系，以及有序的速度梯度和窄的速度色散，表明分子丝是由膨胀的射电泡夹带的气流。假设有银河系的$X_{\mathrm{CO}}$因子，总的分子气体质量是$3.2\pm0.2\times10^{9}$ M $_{\odot}$。超过一半位于N射电泡上方。提升分子云似乎需要在分子气体和射电泡之间进行不可行的有效耦合。所需的能量也超过了N射电泡的机械能的两倍。受激反馈，即射电泡提升低熵X射线气体，使其变得热不稳定并在原位迅速冷却，提供了一个合理的模型。需要多代的射电气泡才能提升这些大量的气体。这种紧密的形态关联表明，冷气要么塑造了新膨胀的气泡，要么在它们膨胀时被推到一边并成形。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved strong lensing modelling of galaxy clusters using the Fundamental Plane: Detailed mapping of the baryonic and dark matter mass distribution of Abell S1063
利用哈勃前沿场测光和甚大望远镜多单元分光探测器的观测数据，我们建立了Abell S1063星系团早型星系的基平面关系。我们使用这种关系，以开发一个改进的强透镜模型的总质量分布的集群，确定所有222集群成员的速度分散体中包括的模型，从他们测量的结构参数。从X射线数据固定热气体成分，扩散的暗物质晕的质量密度分布进行了优化，通过比较观察到的和模型预测的位置的55个多个图像的20个背景源，分布在红移范围$0.73-6.11$。我们用蒙特卡罗马尔可夫链确定模型参数的不确定性。与以前的工作相比，我们的模型允许包含一个分散的总质量和集群成员的速度分散之间的关系，这也显示了一个较浅的斜率。我们注意到一个较低的统计不确定性的一些参数的值，如核心半径，集群的扩散质量组件。由于一个新的估计的所有成员的恒星质量，我们测量的累积投影质量分布半径为350千秒差距，所有重子和暗物质组成的集群。在最外半径处，我们发现了一个$0.147 \pm 0.002$的重子分数。我们比较子晕所描述的我们的模型与最近的流体动力学宇宙学模拟。我们发现很好的协议，在恒星的总质量分数。另一方面，我们报告的最大圆周速度，这是他们的紧凑性的指示方面的一些差异，并在中央集群区域的子晕质量函数。
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase-space simulations of prompt cusps: simulating the formation of the first haloes without artificial fragmentation
本文开发了基于暗物质相空间片的新模拟方法，消除了人工团块，证实第一代晕坍缩时确实会迅速形成密度ρ∝r^-1.5的瞬现尖峰，并指出剔除受人工团块影响的区域后可安全使用N体模拟研究其结构。
2023-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cuspy dark matter halo
尖点核心问题是小尺度冷暗物质范式的主要挑战之一：预计暗物质晕的密度将迅速向中心上升，如rho ~ r^alpha，α在-1和-1.5之间，而这样的尖点轮廓尚未被清楚地观察到。我们已经进行了空间分辨映射的气体动力学向附近的超扩散星系（UDG），AGC 242019。推导出的暗物质的旋转曲线与Navarro-Frenk-White模型描述的尖点轮廓吻合较好，而排除了伪等温模型和Burkert模型的核轮廓。晕的α =-（0.90+-0.08），最内侧半径为0.67 kpc，Mhalo=（3.5+-1.2 E10 Msun，浓度为2.0+-0.36。AGC 242019通过将模糊暗物质的粒子质量约束为< 0.11E-22 eV or >3.3 E-22 eV，自相互作用暗物质的横截面为< 1.63 cm 2/g，以及温暖暗物质的粒子质量为> 0.23 keV，所有这些都与其他约束相矛盾，从而挑战冷暗物质的替代品。修正后的牛顿动力学也与AGC 242019的浅径向加速度关系不一致。对于将尖点转变为核心的反馈情况，AGC 242019不同意恒星与晕质量比相关的模型，但同意恒星形成阈值相关的模型。作为一个UDG，AGC 242019处于一个矮星大小的晕中，恒星反馈较弱，形成时间较晚，正常的重子自旋和低的恒星形成效率（SFR/气体）。
2021-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale
最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Stirring of Disky Dwarfs with Shallow Dark Matter Density Profiles: Enhanced Transformation into Dwarf Spheroidals
（节略）dSphs在本地组（LG）的起源仍然是一个谜。潮汐搅动模型假设，类似于现在的矮不规则（dIrr）星系的晚期类型的旋转支持的矮星系可以通过与银河系大小的宿主相互作用转变为dSphs。使用无碰撞N体模拟，我们调查的第一次潮汐搅拌如何依赖于暗物质（DM）的密度分布在中央恒星区域的祖先盘状矮星。具体地说，我们探索了矮DM密度分布（rho \propto r^{-gamma} as r -> 0）的各种渐近内斜率γ。对于一个给定的轨道内的主要，旋转支持的矮星嵌入在DM晕与核心一样的密度分布（伽马= 0.2）和温和的密度尖点（伽马= 0.6）表现出显着增强的可能性和转换成dSphs的效率相比，他们的同行与陡峭的DM密度分布（伽马= 1）。这种浅DM分布类似于观察到的dIrrs，突出潮汐搅拌作为一个合理的模型LG形态密度关系。当伽玛<1时，一个单一的近心通道可以诱导dSph的形成，并且在低偏心率或大近心轨道上的盘状矮星能够转变为dSph;这些新的结果允许潮汐搅拌模型解释几乎所有已知的dSph在距离它们的宿主很宽的范围内的存在。伽玛<1的旋转支撑矮星的子集最终被主星破坏;那些幸存的dSphs通常位于相对于典型CDM卫星更低偏心率和/或更大近心的轨道上。后者可以解释几个经典的LG dSphs，如天炉座，狮子座I，杜鹃座和鲸鱼座的相当奇特的轨道。
2013-01-31 astro-ph.CO
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mimicking dark matter in galaxy clusters through a non-minimal gravitational coupling with matter
在这项工作中，一个特定的非最小耦合之间的标量曲率和物质可以模仿暗物质组成的星系团。为了这个目的，人们评估了阿贝尔星系团A586，一个处于维里平衡的大质量邻近星系团，在那里直接估计质量和强透镜测定是可能的。然后扩展暗物质模仿的大样本的星系团的密度分布从钱德拉高质量的数据，也在维里平衡。总密度，它通常遵循尖形轮廓，揭示了一个非常小的重子分量，可以有效地描述在这个框架内。
2013-01-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The impact of realistic models of mass segregation on the event rate of extreme-mass ratio inspirals and cusp re-growth
对于LISA来说，最有趣的引力波（GW）来源之一是致密物体对大质量黑洞（MBH）的螺旋，通常被称为"极端质量比螺旋"（EMRI）。小物体，通常是恒星黑洞（bh），沿探测器带宽内的每个轨道发射大量GW。这些源的缓慢、绝热的螺旋将使我们能够详细绘制MBH周围的时空，并测试我们当前对强引力态的概念。此类来源的事件发生率在文献中已被多次提及，报告的数量按数量级波动。另一方面，最近对银河系中心的观测显示，相对于理论上预期的完全松弛的恒星尖点的数量，内秒差距内的巨星非常缺乏。非弛豫核（或者，等价地，没有或只有非常浅的尖点）的可能性给估计增加了很大的不确定性。考虑到这个及时的问题，我们运行了大量的直接求和$N-$身体模拟，多达50万个粒子，以校准更快的轨道平均福克-普朗克代码。然后，我们调查制度的强质量分离（SMS）的模型与两个不同的恒星质量分量。我们表明，在相当通用的初始条件下，一个轻松的，质量分离的恒星尖点的增长所需的时间是短于哈勃时间的MBHs与$M_\bullet \lesssim 5 \times 10^6 M_\odot$（即在LISA的范围内的核）。SMS对我们的银河系类型星系核的基准模型有显著的影响，使EMRI率提高了$\sim 10$倍。
2011-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Core or cusps: The central dark matter profile of a redshift one strong lensing cluster with a bright central image
我们报告了SPT-CLJ 2011 -5228，一个巨大的弧系统，由$z=1.06$上的一个星团创建。这个弧形系统的特点是有一个明亮的中心像。源是位于$z_s=2.39$的Lyman Break星系，封闭在半径为14弧秒的爱因斯坦环内的质量是$10^{14.2}$太阳质量。我们对透镜图像进行完整的光剖面重建，以精确地推断质量分布的参数。中心图像的亮度要求透镜的中心总密度分布是浅的。通过将暗物质拟合为广义Navarro-Frenk-White轮廓--内部密度斜率为自由参数--我们发现破裂半径为$270^{+48}_{-76}$ kpc，并且内部密度随半径的$-0.38\pm0.04$次方下降，置信度为68%。如此浅的轮廓与我们对松弛的冷暗物质晕的理解存在强烈的张力;只有暗物质的模拟预测内部密度应该像$r^{-1}$那样下降。如果这个星系团实际上是一个合并，那么这种紧张关系就可以得到缓解;一个双晕模型也可以重建数据，两个星系团（密度分别为$r^{-0.8}$和$r^{-1.0}$）都与只模拟暗物质的预测更加一致。在我们的暗能量巡天成像的分辨率下，我们无法在这两种模型之间做出选择，但我们对即将到来的哈勃太空望远镜成像做出预测，这将决定性地区分它们。
2017-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Brightest Cluster Galaxy with an Extremely Large Flat Core
哈勃太空望远镜拍摄的星系团阿贝尔2261的图像是哈勃望远镜进行的星系团透镜和超新星调查的一部分，显示该星系团中最明亮的星系A2261-BCG拥有迄今为止在任何星系中发现的最大核心。A2261-BCG的尖端半径为3.2 kpc，是已知第二大核心的两倍，比最明亮的BCG中通常看到的大3倍。A2261-BCG中的核心形态也是不寻常的，具有平坦甚至轻微凹陷的内表面亮度轮廓，而不是典型的浅尖。这意味着银河系有一个核心，其恒星密度恒定，甚至在中心逐渐减小。从核心结构与黑洞质量之间的大多数关系外推，将核心解释为双超大质量黑洞“冲刷”作用的最终产物，意味着总黑洞质量约为1 E +10 M_sun。核心下降1 sigma以上的尖点半径与星系光度的关系。它的实际尺寸很大，产生它所需的黑洞质量也非常大，这就增加了核心被额外过程扩大的可能性，比如最初产生核心的黑洞的抛射。平坦的中心恒星密度分布与这一假设相一致。核心也从周围的信封中心位移了0.7千秒差距，与核心的局部动力学扰动一致。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of LISA Black Hole Binaries in Merging Dwarf Galaxies: the Imprint of Dark Matter
中等质量黑洞（IMBH）预期合并率的理论模型对于计划中的引力波探测实验（如激光干涉仪空间天线（LISA））至关重要。利用无碰撞$N$ -体模拟方法研究了矮星系合并过程中IMBH的轨道衰变和IMBH双星的形成效率与合并星系中心暗物质密度分布的关系。具体来说，我们探讨各种渐近内斜坡$γ$的DG的DM密度分布，范围从陡峭的尖点（$γ=1$）浅的密度分布（$γ<1$），由著名的重子反馈效应，以及DM模型，不同于冷DM在DG的规模。我们发现，内部DM斜率是至关重要的形成（或缺乏）的IMBH二进制;只有与尖形DM配置文件（$γ=1$）的DG之间的合并是有利于形成一个硬IMBH二进制，而当$γ<1$的IMBH失速分离50-100 pc。因此，来自IMBH聚结的LISA信号的速率将由具有尖突DM轮廓的DG的分数确定。相反，在IMBH质量尺度的LISA事件率原则上提供了一种新的方式来限制DG中DM晕的内部结构，并解决核心尖点的争议。我们还表明，空间分辨率为$\sim$ 0.1千秒差距，经常采用的宇宙学模拟，所有IMBHs失速，独立于$γ$。这表明，谨慎采用宇宙学模拟的星系形成研究黑洞动力学的DG。
2018-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure-wide dark matter density depletion induced by local degeneracies
South-Western Institute for Astronomy Research, Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（西南天文研究所，云南省测绘科学重点实验室，云南大学）
本文提出通过费米子暗物质简并核心抑制周围密度，解释星系中心密度剖面多样性，无需强核物质反馈，指出费米子性质可解决暗物质晕核心问题。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbit-based dynamical models of the Sculptor dSph galaxy
利用史瓦西轨道叠加方法建立了矮球状星系的球对称动力学模型。这种类型的建模产生了对总质量分布（例如封闭质量和尺度半径）以及对系统轨道结构（例如速度各向异性）的约束。因此，与更常用的Jeans模型相比，这种方法不太容易受到假设引入的偏差，并且它允许我们以稳健的方式导出暗物质含量。在这里，我们提出了我们的结果为玉夫座矮球状星系，模拟数据集上测试我们的方法后。我们拟合了第二和第四速度矩分布，以打破质量各向异性简并。对于一个NFW暗物质晕剖面，我们发现在1 kpc范围内的Sculptor质量为M_1 kpc = 1.03 \pm 0.07 x 10^8 Msol，并且它的速度各向异性剖面是切向偏置的，几乎与半径成常数。优选的浓度（c ~ 15）对于其暗物质质量来说是低的，但在N体宇宙学模拟中发现的散射内是一致的。当我们让中心对数斜率α的值变化时，我们发现最佳拟合模型的α = 0，尽管在1 σ置信水平下NFW尖点或更浅是一致的。另一方面，对数中心斜率α < -1.5的非常尖形的密度剖面强烈不利于Sculptor。
2013-08-06 astro-ph.CO
Galaxy halo expansions: a new biorthogonal family of potential-density pairs
（暗）晕的引力场的有效展开在星系建模中有两个主要用途：第一，它们提供了一个紧凑的数字构造（或真实）宇宙学晕的表示，包括三轴性，不平衡性或其他扭曲的影响。其次，它们提供了用于$N$体系统演化的自洽场展开算法的基函数。我们提出了一个新的家庭的双正交位密度对构造使用的拉盖尔多项式的汉克尔变换。最低阶密度基函数是在小半径处像$ρ\sim r^{-2 + 1/α}$一样尖化的双幂律轮廓，具有像$ρ\sim r^{-3 -1/(2α)}$一样的渐近密度下降。这里，$α$是满足$α\ge 1/2$的参数。因此，该族跨越了数值模拟中发现的内密度尖点的范围，但具有比Zhao（1996）推导的唯一已知族的相应成员更浅-因此更真实-的外斜率，并由Hernquist & Ostriker（1992）举例说明。当$α=1$时，最低阶密度轮廓具有$ρ\sim r^{-1}$的内部密度尖点和$ρ\sim r^{-3.5}$的外部密度斜率，类似于著名的Navarro，Frenk & White（1997）模型。出于这个原因，我们证明，我们的新的扩展提供了一个更准确的表示扁平NFW晕比竞争的Hernquist-Ostriker扩展。我们利用我们的新的扩展，分析一套数字构造的晕，并提供的扩展系数的分布。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central slope of dark matter cores in dwarf galaxies: Simulations vs. THINGS
我们从（1）旋转曲线形状和（2）质量密度分布的对数内密度斜率α两个方面对假设LCDM宇宙学的矮星系流体动力学模拟和从THINGS巡天观测到的矮星系样本之间导出的暗物质（DM）分布进行了直接比较。模拟，其中包括重子反馈过程的影响，如气体冷却，恒星形成，宇宙紫外线背景加热和最重要的物理动机的气体流出驱动的超新星（SNe），形成无鼓包星系与DM核心。我们表明，恒星和重子质量是类似的，从光度和运动学的方法推断类似的圆速度的星系。以与观测样本完全相同的方式分析模拟，使我们能够直接解决LCDM模型中所谓的“尖点/核心”问题。我们发现，模拟矮星系的旋转曲线上升不太陡比CDM旋转曲线，是一致的东西矮星系。模拟星系的暗物质密度分布的对数内密度斜率α的平均值为~ -0.4 +-0.1，与THINGS矮星系的α= -0.29 +-0.07吻合较好。非圆周运动的影响不足以影响结果。这证实了模拟中包含的重子反馈过程能够有效地使仅暗物质模拟预测的α~ -1.0到-1.5的初始尖点变浅，并诱导出中心质量分布与附近矮星系相似的DM晕。
2011-04-15 astro-ph.CO
Subaru Weak Lensing Measurements of Four Strong Lensing Clusters: Are Lensing Clusters Over-Concentrated?
我们推导出径向质量配置文件的四个强透镜选定的集群，显示突出的巨弧（阿贝尔1703，SDSS J1446+3032，SDSS J1531+3414，和SDSS J2111-0115），通过结合详细的强透镜模型与弱透镜剪切测量深斯巴鲁Suprime-cam图像。弱透镜信号检测在所有四个集群，其红移范围从z=0.28至0.64的高意义。我们表明，添加强透镜信息与已知的弧红移显着提高质量密度分布的约束，相比，从弱透镜单独获得。虽然质量分布与LCDM模型的N体模拟中预测的通用形式很好地拟合，但所有四个簇似乎比理论预测稍微更集中（浓度参数c_vir \sim 8），即使在考虑了透镜选择样品中固有的较高浓度的偏倚之后。我们的研究结果是一致的，与以前的研究，同样检测到的浓度过剩，并增加了集群的总数与相结合的强，弱透镜技术研究到10。结合我们的样本与以前的工作，我们发现，具有较大的爱因斯坦半径的集群更密集。我们还提出了一个详细的透镜星系团A1703的模型，从多个图像家庭的约束，并发现暗物质内部密度轮廓是尖的斜率一致的-1，与预期一致。
2009-04-30 astro-ph.CO
High-resolution mass models of dwarf galaxies from LITTLE THINGS
本文给出了来自LITTLE THINGS的26个矮星系的高分辨率自转曲线和质量模型。LITTLE THINGS是一个高分辨率的甚大阵HI巡天，观测的是本地体积在11 Mpc以内的邻近矮星系。以均匀和一致的方式导出的样本星系的旋转曲线与斯皮策档案3.6微米和辅助光学U，B和V图像相结合，以构建星系的质量模型。我们分解的旋转曲线的动力学贡献的重子和暗物质晕，并比较后者与矮星系的那些从THINGS以及Lambda CDM SPH模拟中的重子反馈过程的影响。与“小东西”和模拟的矮星系基本一致，大部分“小东西”样本星系在内部区域的自转曲线呈线性增加，这使得它们的暗物质密度分布的对数内斜率α较浅。26个小东西矮星系的斜率平均值为α =-0.32 +/- 0.24，这与先前在低表面亮度星系（α = -0.2 +/- 0.2）和7个东西矮星系（α =-0.29 +/- 0.07）中发现的结果一致。然而，这显着偏离了尖状暗物质分布预测的暗物质只有Lambda CDM模拟。相反，我们的结果是更符合浅的斜率发现在Lambda CDM SPH模拟的矮星系中的重子反馈过程的影响。此外，我们还讨论了DDO 210的中心暗物质分布，其恒星质量在我们的样本中相对较低，以研究低质量矮星系中低效超新星反馈的情况，这些情况是从最近的Lambda SPH模拟矮星系中仍然存在中心尖点预测的。
2015-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center
虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Abundance and Structure of Subhaloes near the Free Streaming Scale and Their Impact on Indirect Dark Matter Searches
暗物质粒子的自由流动运动在物质功率谱中留下了一个截止点，并设定了最小暗物质晕的尺度。最近的宇宙学$N$体模拟表明，在自由流尺度附近的晕中，中心密度尖点比更大质量的晕中要陡得多。在这里，我们研究的丰度和结构的subhaloes附近的自由流标度在非常高的红移使用一套前所未有的大宇宙学$N$体模拟，在很宽的范围内的主机晕质量。的subhalo丰度被抑制强烈低于自由流动的规模，但subhalo质量函数之间的比率，在截止和没有截止模拟是很好地拟合由一个单一的校正函数，无论主机晕质量和红移。在subhaloes，中央的斜坡是相当浅，比在现场晕，但是，仍然比NFW的配置文件陡峭。与此相反，在晕下的浓度明显大于晕，并取决于晕下的质量。我们比较了两种方法外推的质量浓度关系的晕和subhaloes z=0，并提供了一个新的简单的拟合函数subhaloes，一套大的宇宙学$N$体模拟的基础上。最后，我们估计湮没助推因子的牛奶路大小的晕是1.8和6.2之间。
2020-01-09 astro-ph.CO
Exotic Image Formation in Strong Gravitational Lensing by Clusters of Galaxies -- IV. Elliptical NFW Lenses and Hyperbolic Umbilics
本研究详细分析了椭圆NFW透镜中双曲脐点成像的放大率关系，发现其对椭圆率敏感，且亚结构会增加散布，可用于探测星系团晕中的亚结构。
2023-10-15 astro-ph.CO
The dichotomy of dark matter fraction and total mass density slope of galaxies over five dex in mass
我们分析的质量密度分布在星系中心的质量范围内的五个数量级。利用高质量的旋涡星系自转曲线和红外测光，我们进行了系统的研究，其中心暗物质分数（$f_{\rm DM}$）和质量密度斜率（$α$），在其有效半径。我们发现，较低质量的螺旋星系更多的暗物质为主，有更浅的质量密度斜率相比，更大质量的星系，其密度分布更接近等温。低质量（$M_{\star} \lesssim 10^{10}\, \rm M_{\odot}$）富气螺旋的\fdm \值范围很广，但系统地低于类似质量的贫气系统。随着星系质量的增加，\fdm值减小，密度分布变陡.在质量最大的晚型贫气体星系中，观察到这些趋势可能变平。当将这些结果与来自SPIDER的大质量（$M_{\star} \gtrsim 10^{10}M_{\odot}$）椭圆星系和来自SMACKED的矮椭圆星系进行比较时，这些趋势被颠倒了。因此，作为$M_{\star}$的函数，$f_{\rm DM}$和$α$的值都呈现U形趋势。在恒星质量固定的情况下，矮椭圆星系的质量密度剖面比螺旋星系的陡。这些趋势可以理解的恒星反馈从一个更长的恒星形成期的螺旋，导致转变的初始陡峭的密度尖更浅的配置文件通过差分反馈效率的超新星，星系合并或AGN反馈在更高质量的星系。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predisposition of galaxy clusters to producing exotic hyperbolic umbilic lensing configurations
Univ Lyon, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Durham University（杜伦大学）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；University of Hawaii（夏威夷大学）
本研究通过参数化星系团质量模型，量化了奇异双曲脐点透镜构型的产生概率，发现椭圆率与爱因斯坦半径或尖度参数组合能有效区分高奇异体积系统，并估计观测19个星系团有90%概率探测到至少一个奇异系统。
2026-07-01 astro-ph.CO
Constraints on Small-Scale Structures of Dark Matter from Flux Anomalies in Quasar Gravitational Lenses
我们研究了引力透镜类星体中通量异常的统计特性与暗物质晕性质如子结构含量和晕椭圆率的关系。我们通过创建大量具有有限光源尺寸的模拟透镜来与数据进行比较。通过对这些模拟结果的分析，我们得出以下结论：1）有限的源尺寸是重要的。通常使用的点源近似会导致有偏差的结果。2)广泛使用的R_cusp统计量对晕圈椭圆率以及透镜的子结构内容敏感。3)对于紧凑的子结构，我们发现新的上限的子结构的量的事实，没有简单的单星系透镜已观察到一个单一的源有四个以上的分离良好的图像。4)图像通量异常的频率在很大程度上取决于子结构中的总表面质量密度和子结构的尺寸-质量关系，而不是子结构质量的范围。5)具有相同大小-质量关系的子结构模型产生相似数量的通量异常，即使它们的内部质量分布不同。6)缺乏高图像多重性透镜限制了子结构的大小-质量关系，表面密度和质量的组合。7)具有较浅质量剖面和/或较大尺寸的子结构产生较少的额外图像。8)我们在这里能够用当前数据测量的约束与\LambdaCDM Nbody模拟大致一致。
2011-09-27 astro-ph.CO
Dark and luminous matter in THINGS dwarf galaxies
我们提出了质量模型的暗物质组分的七个矮星系采取“HI附近星系调查”（的东西），并比较这些与数值λ冷暗物质（LCDM）模拟。THINGS的高分辨率数据大大降低了观测的不确定性，从而使我们能够获得这些系统中准确的暗物质分布。在这里，我们使用体积速度场推导星系的旋转曲线。与其他类型的速度场相比，体速度场更有效地减小了小尺度随机运动的影响，并更好地跟踪了星系的运动学。“斯皮策红外近星系巡天”（SINGS）3.6微米和辅助光学数据用于分离星系中的重子和它们的总物质含量。样本矮星系被发现是在大多数半径上占主导地位的暗物质。我们发现推导出的星系的暗物质分布和LCDM模拟之间的差异，即使在非圆运动的校正已被应用。观测到的星系类固体自转曲线上升太慢，不能反映CDM晕中的尖状暗物质分布。相反，它们更好地描述了核心的模型，如伪等温晕模型占主导地位的中央恒定密度的核心。质量密度曲线的对数内斜率的平均值为α = -0.29 +-0.07。它们与以前仅用暗物质模拟得出的~ -1.0的陡峭斜率有显著不同，并且与最近LCDM模拟矮星系中发现的较浅斜率更一致，其中包括重子反馈过程的影响。
2011-04-15 astro-ph.CO
Improved Modeling of the Mass Distribution of Disk Galaxies by the Einasto Halo Model
旋涡星系自转曲线的分析为研究暗物质晕的性质及其与重子物质的关系提供了一种有效的诊断方法。我们已经模拟了来自HI邻近星系巡天（THINGS）的星系RC与Einasto晕模型，该模型已成为无耗散宇宙学N体模拟中产生的晕的最佳拟合模型。我们发现，RC是显着更好地适应Einasto晕比伪等温球（ISO）或Navarro-Frenk-White（NFW）晕模型。在我们的最佳拟合模型中，密度斜率的半径与该半径处的密度高度相关。Einasto指数控制着密度剖面的整体形状，平均而言，中等质量和低质量晕的Einasto指数接近统一。这与LCDM模拟的预测不一致。最大质量的晕的指数与宇宙学模拟的指数大致一致，并且似乎与晕维里质量相关。我们发现，一个典型的Einasto密度分布下降更强烈，在其最外面的部分比任何的ISO或NFW模型，而它是相对较浅的最里面的区域。因此，这些晕区的核心性质将NFW模型中低表面密度星系的尖核争议扩展到了Einasto晕中，这些晕区的质量更大，就像那些东西一样。因此，我们发现，Einasto晕模型提供了，到目前为止，最好的匹配所观察到的RC，因此可以被认为是一个新的标准模型的暗物质晕。
2011-09-20 astro-ph.CO
Systematic biases on galaxy haloes parameters from Yukawa-like gravitational potentials
一个可行的替代暗能量作为宇宙加速问题的解决方案是引力扩展理论。如果情况确实如此，不仅会对宇宙学尺度产生影响，而且会对任何尺度产生影响，从太阳系到河外星系。特别是，在计算螺旋星系旋转曲线的圆速度时，引力势可以不同于牛顿引力势。唯象建模修改后的质点势的总和牛顿和汤川一样的校正，我们模拟观察到的旋转曲线的螺旋星系描述为一个指数盘和NFW暗物质晕的总和。然后，我们拟合这些曲线，假设参数化的晕模型（无论是内部尖点或核心），并使用牛顿势估计的理论旋转曲线。这样的研究，使我们能够调查的偏见的光盘和晕模型参数所引起的系统误差所引起的重力理论是牛顿的，当它不是。作为一个一般的结果，我们发现，这两个晕尺度长度和维里质量显着高估，而光盘光学半径内的暗物质质量分数通常被低估。此外，如果汤川标度长度小于盘的半质量半径，那么晕密度分布的对数斜率将比NFW的对数斜率更浅。最后，核心模型能够很好地拟合模拟的旋转曲线，提供光盘质量偏高与文献中的结果一致，有利于核心晕和最大光盘。这样的结果使我们认为，尖点/核心的争论实际上可能是一个错误的假设的结果，在计算理论圆周速度时必须实际使用哪种引力理论。
2011-02-04 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Non-thermal emission in galaxy groups at extremely low frequency: the case of A1213
本研究利用LOFAR与uGMRT低频观测分析星系群A1213，发现约500 kpc射电尾及可能的粒子再加速，并探讨其中心延展辐射是否为微晕。
2024-11-25 astro-ph.CO
The inner dark-matter structure of TNG50 simulated galaxies
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里克·Santa María技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦爾帕萊索天主教大學）；Universidad Andres Bello（安德烈斯·貝洛大學）
本文研究了TNG50模拟中星系暗物质密度剖面的内斜率，探讨其与星系属性、红移演化及恒星反馈的关系。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Baryonic Solution to the Missing Satellites Problem
已经证明，包含重子物理可以改变低质量星系中心的暗物质密度，使中心暗物质的斜率比纯冷暗物质模拟中预测的更浅。这种暗物质轮廓的扁平化可以发生在银河系质量星系周围最明亮的暗晕中。Zolotov等人（2012）建议对只有暗物质的卫星的中心质量进行修正，以模拟（1）由于发光卫星中的超新星反馈而导致的暗物质尖点的平坦化，以及（2）由于重子盘的存在而增强的潮汐剥离。在本文中，我们应用这种校正的z=0 subhalo质量的高分辨率，暗物质-只有通过Lactea II（VL 2）模拟，并发现大量的subhalo的数量显着减少。在对VL 2晕采用恒星质量与晕质量的关系，并识别出（1）可能被剥离破坏的子晕和（2）可能被光加热抑制的恒星形成后，我们发现银河系质量星系周围的大质量发光卫星的数量与银河系或M31周围观测到的卫星数量一致。我们的结论是，重子过程有可能解决失踪的卫星问题。
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The PN.S Elliptical Galaxy Survey: a standard LCDM halo around NGC 4374?
作为我们目前的计划，以测试LCDM预测的暗物质（DM）晕使用扩展的运动学观测的早期型星系的一部分，我们提出了一个明亮的椭圆星系NGC 4374（M84）的动力学分析的基础上~450行星状星云（PNe）的速度从PN.光谱仪，随着扩展的长缝恒星运动学。这是第一个这样的分析星系从我们的调查与径向恒定速度色散曲线。我们发现，在重叠区域，PNe的空间和运动学分布与场星一致。速度峰度在几乎所有半径处都为零。我们构建了一系列的牛仔裤模型，拟合速度色散和峰度，以帮助打破质量各向异性简并。我们的质量模型包括DM晕无论是浅的核心或中央尖点的宇宙学模拟预测-随着新的介绍，在这种情况下，绝热晕收缩重子下落。这两类模型都证实了NGC 4374周围有一个非常巨大的暗晕，表明PN运动学数据能够很好地检测到这种晕。考虑到默认的宇宙学质量模型，我们证实了早期的建议，明亮的星系往往有晕浓度高于LCDM预测，但这被发现解决，如果一个萨尔彼得IMF或绝热收缩与Kroupa IMF的假设。因此，第一次发现的情况下，PN动力学很可能是符合标准的暗物质晕。一个核心晕也可以适合的数据，并喜欢一个恒星质量与萨尔彼得IMF一致。在光度较低的"普通"椭圆星系中发现的不那么引人注目的暗物质含量表明，晕的性质可能是由重子的发散效应在它们的组装历史中产生的双峰性。
2010-10-11 astro-ph.CO
Dark Matter Mounds: towards a realistic description of dark matter overdensities around black holes
本文提出黑洞由超大质量恒星坍缩形成的真实情景，追踪暗物质密度演化，发现其形成尺度相当、剖面更平缓的“暗物质丘”而非理想化“尖峰”，并讨论引力波探测意义。
2025-08-29 astro-ph.CO gr-qc
Dark matter heats up in dwarf galaxies
由爆发性恒星形成驱动的引力势波动可以在运动学上“加热”矮星系中心的暗物质。这种模型的一个关键预测是，在固定的暗物质晕质量下，恒星质量较高的矮星中心暗物质密度较低。我们利用恒星运动学和HI气体自转曲线来推断8个矮球状和8个矮不规则星系的内部暗物质密度，这些星系具有广泛的恒星形成历史。对于所有的星系，我们估计的暗物质密度在一个共同的半径为150 pc，$ρ_{\rm DM}(150\,\mathrm{pc})$。我们发现，我们的样本矮星分为两个不同的类。那些在超过6个光年前就停止形成恒星的恒星倾向于中心密度$ρ_{\rm DM}(150\,\mathrm{pc})>10^8\,{\rm M}_\odot\,{\rm kpc}^{-3}$，这与冷的暗物质尖端一致，而那些恒星形成时间更长的恒星倾向于$ρ_{\rm DM}(150\,\mathrm{pc})<10^8\,{\rm M}_{\odot}\,{\rm kpc}^{-3}$，这与较浅的暗物质核心一致。使用丰度匹配推断前坠晕质量，$M_{200}$，我们表明，这种二分法是在很好的协议与模型中，暗物质被加热的爆发性恒星形成。特别是，我们发现，$ρ_{\rm DM}(150\,\mathrm{pc})$稳步减少增加恒星质量晕质量比，$M_*/M_{200}$。我们的研究结果表明，在主导秩序中，暗物质是一种冷的、无碰撞的流体，可以在运动学…
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring dark matter halo properties for HI-selected galaxies
本文结合ALFALFA的HI运动学建模与SDSS的逆子晕丰度匹配，约束约22,000个星系的暗物质晕性质，发现两种方法总体一致，且结合后对NFW轮廓的约束平均提升40%，并构建了略浅于丰度匹配预期的重子质量—晕质量关系。
2023-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
What sets the central structure of dark matter haloes?
在密度扰动的热截止尺度附近形成的暗物质（DM）晕是独特的，因为它们是最小的物体，通过整体引力坍缩形成，而较大的晕则相反地经历了合并。虽然标准的冷暗物质（CDM）模拟很容易产生晕，遵循普遍的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布与内斜率，$ρ\propto r^{-α}$，与$α=1$，最近的模拟发现，当自由流截止预期的CDM模型是解决，所产生的晕遵循近幂律密度分布$α\sim1.5$。在本文中，我们使用理想化的$N$体模拟的原晕的崩溃，研究了密度尖点的形成晕。当原晕轮廓最初核心由于粒子自由流在高红移，我们普遍发现$\sim r^{-1.5}$配置文件，无论原晕轮廓斜率以外的核心和大规模的非球形扰动。相反，当原晕具有幂律轮廓时，则当原晕补丁的密度斜率比临界值$α_{\rm ini} \sim 0.3$浅时，我们获得与NFW形状兼容的轮廓，而最终斜率对于$α_{\rm ini}\ga 0.3$可以更陡。我们进一步证明，$r^{-1.5}$配置文件是敏感的小规模的噪音，这逐渐推动他们走向内斜率的$-1$，在那里他们成为弹性这样的扰动。我们表明，$r^{-1.5}$解决方案是在流体静力平衡，在很大程度上符合一个简单的分析模型，并提供参数，角动量出现，以确定内斜率。
2017-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the faint-end of the galaxy luminosity function in the Epoch of Reionization: updated constraints from the HST Frontier Fields
超暗星系由具有浅引力势阱的小暗物质晕承载，因此它们的恒星形成活动对反馈效应更敏感。高$z$星系光度函数（LF）的暗端形状包含了恒星形成及其与再电离时期（EoR）再电离过程相互作用的重要信息。具有$M_{\rm UV}\gtrsim-17$的高$z$星系直到最近才变得可访问，这要归功于结合了深度{ \it HST}成像和引力透镜效应的前沿场（FFs）调查。本文利用Ffs星系团Abell 2744（A2744），MACSJ0416.1-2403（M0416），MACSJ0717.5+3745（M0717）和MACSJ1149.5+2223（M1149）的数据研究了红移$>$ 5处的LF暗端。我们分析了一个经验和物理动机的LF模型，以获得约束LF在微弱的幅度可能翻转。在经验模型中，当绝对UV量值$M_{\rm UV}$远大于翻转绝对UV量值$M_{\rm UV}^{\rm T}$时，LF快速下降。我们在1（2）$σ$置信水平（C.L.）下获得了$M_{\rm UV}^{\rm T}\gtrsim-14.6 $（15.2）。为$z\sim6$。在物理动机的分析模型中，恒星形成的光环与圆速度低于$v_c^*$是完全淬火，如果这些晕位于电离区。使用更新的透镜模型和新的额外FF数据，我们使用较小的数据集重新分析了Castellano等人2016 a（C16 a）提出的$v_c^*$和$f_{\r…
2018-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AIDA-TNG project. Abundance, radial distribution, and clustering properties of halos in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
AIDA-TNG项目研究了替代暗物质模型对暗物质晕丰度、径向分布和聚类特性的影响，发现需广义Navarro-Frenk-White模型描述子晕分布，且温暖暗物质模型呈现更陡的卫星分布。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deep dive: Chandra observations of the NGC 4839 group falling into the Coma cluster
本文利用深度 Chandra 观测研究落入后发座星系团的 NGC 4839 星系群，发现其头部存在冷锋和弓形激波，并通过尾迹表面亮度涨落功率谱揭示热传导受抑制、小尺度湍流得以长期存在。
2023-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
