Triaxial Cosmological Haloes and the Disc of Satellites
我们构造简单的Navarro-Frenk-White晕的三轴概化。这些模型具有基本引力势，以及在小半径处像1/r那样的尖点密度和在大半径处像1/r^3那样的下降密度。椭圆率随半径变化，可以根据用户的规格进行调整。在垂直于模型的短轴和长轴的平面中的闭合周期轨道可以用周转理论很好地描述，并且可以用作长寿命圆盘的构建块。作为应用，我们进行了模拟薄盘卫星在三轴暗晕潜力。这是由于最近声称M31星系周围有一个扩展的薄卫星盘，垂直均方根散射约为12 kpc，径向范围约为300 kpc（Ibata et al. 2013）。我们表明，一个薄的卫星盘可以持续宇宙学时间，当且仅当它位于垂直于长轴或短轴的三轴晕，或在赤道或极面的球状晕的平面。在任何其他方向，那么光盘厚度的两倍约5 Gyr的时间尺度，因此必须有一个令人难以置信的小垂直scaleheight出生。
2013-08-20 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
Cosmological shock waves: clues to the formation history of haloes
在宇宙结构的形成和演化过程中产生的冲击波编码了宇宙分层形成的关键信息。我们分析了专注于宇宙学冲击波研究的$Λ$ CDM宇宙学中的欧拉AMR氢+N体模拟。冲击捕捉算法的组合，连同使用晕发现者，使我们能够研究的形态结构的冲击模式，冲击细胞的统计特性，以及宇宙学冲击波之间的相关性出现在不同的尺度和属性的晕窝藏他们。模拟中的冲击可以分为两大类：与晕内演化事件相关的内部弱冲击和与大规模事件相关的外部强冲击。激波分布函数包含不同激波的丰度和强度的信息，它可以用双幂律拟合，在马赫数为20附近斜率出现突变。我们引入一个广义的标度关系，相关的平均马赫数的维里半径内的晕和他们的维里质量。在这个平面上，晕占据不同的领域，根据其早期的演化历史：那些与安静的演变有一个几乎恒定的马赫数独立于他们的质量，而晕经历重大合并事件，在他们的演变非常早期显示出与他们的质量线性相关。在高红移处，晕分布在这种标度关系中形成了一种L型图案，这种图案由于晕的演化而发生变化。通过对冲击波在晕周围传播速度和大小的分析，可以对晕的形成时间和主要特征提供一些线索。（节录）
2012-10-04 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
Inner cusps of the first dark matter haloes: Formation and survival in a cosmological context
本文通过高分辨率宇宙学缩放模拟研究十二个第一代暗物质晕，发现初始坍缩形成稳定的 $\rho\propto r^{-3/2}$ 内部尖点，并能在并合与晕增长后于最小尺度持续存活。
2022-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations of Fuzzy Dark Matter haloes I: individual systems in their cosmological environment
暗物质模型涉及一个非常轻的玻色子粒子，通常被称为模糊暗物质（FDM），最近吸引了宇宙学界的极大兴趣，因为他们的波状现象将同时解释长期错误检测的暗物质粒子，并有助于缓解小规模的问题与标准的冷暗物质（CDM）的情况。在目前的工作中，我们发起了一系列的论文，旨在调查FDM结构的演化与我们的N-体代码AX-GADGET进行的宇宙学框架中，详细介绍了在文献中的第一次如何的孤子核心和主机晕属性之间的实际标度关系显着影响的动力学状态，形态和合并历史的个别系统。特别是，在这第一篇论文中，我们确认AX-GADGET正确再现典型FDM孤子核心的能力，我们用它来研究8个FDM晕在其宇宙学背景下的非线性演化，通过放大模拟方法。我们发现，以前的工作中确定的孤立系的标度关系一般修改晕在现实的宇宙学环境中的演变，似乎是有效的，只有作为一个限制最宽松和球对称系统。
2020-07-02 astro-ph.CO
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 quasi-adiabatic relaxation of haloes in the IllustrisTNG and EAGLE cosmological simulations
已知引力束缚晕中的暗物质含量会受到星系和它所在气体的影响。在流体动力学模拟套件IllustrisTNG和EAGLE中，我们对跨越四个数量级的质量晕的响应进行了验证。我们提出了简单的拟合函数的球平均准绝热弛豫框架，准确地捕捉暗物质的反应在整个范围内的晕质量和晕中心的距离，我们探索。我们发现，常用的计划，认为在半径$r_f/r_i-1$的球形暗物质壳的相对变化是一个功能，只有其质量的相对变化$M_i/M_f-1$，不准确地描述了所测得的响应大多数晕在IllustrisTNG和EAGLE。相反，$r_f/r_i$还明确地取决于具有维里半径$R_{\rm vir}$的晕的晕中心距离$r_f/R_{\rm vir}$，在IllustrisTNG和EAGLE之间以及跨晕质量非常相似。我们还考虑了以前未建模的效应，可能是由反馈相关的流出驱动的，其中具有$r_f/r_i\simeq1$的壳（即，无松弛）的$M_i/M_f$与1显著不同。我们的研究结果是立即适用于一些半分析工具，模拟银河系和大尺度结构。我们还研究了这种响应的依赖性的几个晕和星系的总质量以外的属性，发现它主要是与晕浓度和恒星形成率。我们讨论了这些结果的可能扩展，以建立一个更深层次的物理理解暗物质和重子之间的小尺度连接。
2023-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons Shaping Dark Matter Haloes
在这项工作中，我们的目标是调查重子的暗物质（DM）晕结构的影响，专注于恒星盘和晕形状的存在和重要性之间的相关性。我们研究了FENTS和EAGLE宇宙学模拟中DM晕子样本的性质。我们检查了质量范围为[10.9 - 992.3] x 10^{10} Msun（z=0）的晕的中心区域，比较了流体动力学运行和它们的暗物质（DMo）对应物。我们的结果表明，重子有显着的影响内晕的形状，主要是在维里半径的20%。我们发现当有重子存在时，晕更像球形。虽然重子的影响取决于晕的质量，我们也发现了一个趋势与形态，这表明重子组装的方式也是相关的协议与以前的作品。我们的研究结果还表明，盘星系优先形成晕的DMO同行原本更球形和更强的速度各向异性。重子的存在改变了晕的DM粒子的轨道结构，这表明它们的速度各向异性减少，朝向更切向偏置的轨道。这种相对的减少在盘状星系的情况下是较弱的。我们的研究结果指出，星系的最终形态和DM晕的内在属性之间的宇宙学联系，得到加强的光盘的增长。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Escape fraction of ionizing photons from high-redshift galaxies in cosmological SPH simulations
结合三维辐射转移（RT）计算和宇宙学SPH模拟，研究了z=3-6的高红移星系电离光子逃逸率（f_esc）.我们的模拟覆盖了晕的质量范围M_h = 10^9 - 10^12 M_sun。我们用真实辐射转移（ART）程序对几百个模拟星系进行了后处理，研究了fesc对晕质量的依赖性。在本文中，我们仅限于从每个暗物质晕中的本地恒星星族的恒星辐射传输。我们发现，随着晕质量的增加，平均fesc急剧下降，与一个大的分散较低的质量晕。Mh ~ 10^9 Msun的低质量晕具有较大的fesc值（平均值约为0.4），而Mh ~ 10^11 Msun的大质量晕具有较小的fesc值（平均值约为0.07）。这是因为在我们的模拟中，大质量晕在气体分布中显示出更多的团块结构，恒星形成区域嵌入这些团块中，使得电离光子更难逃逸。另一方面，在低质量晕中，由于年轻星团的位置偏离了暗物质晕的中心，经常会出现高度电离气体的锥形区域，这使得电离光子比在高质量晕中更容易逃逸。通过计算逃逸电离光子的数量，我们证明了恒星形成星系可以在z=3-6时包围星系际介质。电离光子的主要贡献者是Mh < 10^10 Msun的晕，这是由于它们的高fesc。f_esc的大的分散表明，在再电离的早期阶段，即使具有相同的质量，在晕周围也可能存在不同尺寸的H{ \sc ii}气泡。我们还研究了紫外背景辐射场对fesc的影响，使用简单的，四种不同的紫外…
2010-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 ^<$15} h^-1 Msun的团簇大小的晕，沿长轴的速度各向异性几乎与半径无关，等于β=1-σ^2_{perp}/σ^2_{radial}=0.4，这明显大于先前估计的球平均速度各向异性。密度和速度各向异性的排列以及径向趋势也可能对基于星系团或矮椭球体等物体的运动学数据的质量建模产生一些影响，其中轨道各向异性是无偏质量推断的关键要素。
2013-06-21 astro-ph.CO
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The journey of QSO haloes from z=6 to the present
我们将一种最近发展起来的定标技术应用于千禧XXL，这是迄今为止进行的最大的宇宙学N体模拟之一，在一个体积约为70 Gpc的立方体中有3 × 10^11个粒子^[3]。这使我们能够调查的质量和演化的晕在z=6分布的极端高质量尾部的宇宙学参数的依赖性。我们假设这些天体可能是斯隆数字巡天发现的稀有但超亮的高红移类星体的宿主。在目前流行的宇宙学中，丰度与这些类星体相似的晕的质量中值为9 × 10^12兆太阳，但在z=0时不会演化成同样极端的天体。相反，它们的后代跨越了传统上分配给今天星团的全部范围，在同一宇宙学中，从6 × 10^13到2.5 × 10^15 Msun。如果宇宙学参数被推到WMAP卫星公布的数据解释中讨论的范围的边界，那么z=6和z=0的质量都会上下移动超过2倍。决定z=6的高质量晕未来增长的主要因素是其环境在7至14 Mpc尺度上的平均过密度，如果这个密度是已知的，那么后代质量的预测精度可以提高6至8倍。所有这些特征都不是极端高Z晕所独有的，而是分层生长所共有的。最后，我们发现，在z=6的极端晕通常获得约一半的总质量在前1亿年，这意味着非常大的最近吸积率可能与大黑洞质量和高亮度的SDSS类星体。
2013-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological free-free signal from galaxy groups and clusters
利用解析模型和宇宙学N体模拟，我们研究了星系团和星系群中电离气体的自由-自由射电辐射。与模拟得到的结果进行了比较与分析预测的基础上的质量函数和标度关系。早期的工作分析模型的基础上表明，平均免费免费的信号从小晕（星系）期间和之后的再电离时间可以检测到未来的实验作为一个失真的CMB频谱在低频率（$ν<$ 5 GHz）。我们专注于再电离时间后的时期（从红移$z=0$到$z=7$）和晕，是更大的质量比以前的作品（集团和集群）。我们展示了如何从晕与$M > 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$的平均信号是小于10%的信号，从更丰富和更冷的小质量晕。然而，未来的实验可以检测到来自大质量晕的单个信号，为研究星团内介质打开了新的窗口。
2011-10-17 astro-ph.CO
TangoSIDM: Tantalizing models of Self-Interacting Dark Matter
我们介绍了TangoSIDM项目，一套宇宙学模拟的结构形成的$Λ$-自相互作用暗物质（SIDM）宇宙。TangoSIDM探索了矮星系尺度上大暗物质（DM）散射截面的影响。受DM相互作用的启发，遵循汤川势，每单位质量的横截面，$σ/m_χ$，假设一个速度依赖的形式，避免违反当前的限制在大尺度上。我们证明，我们的实现准确地模型不仅核心形成晕，但重力热核心崩溃。对于宇宙学体积中的中心晕，频繁的DM粒子碰撞使粒子轨道各向同性，使它们基本上是球形的。我们发现，速度依赖的$σ/m_χ$模型产生了很大的多样性，在卫星晕的圆周速度，随着横截面达到20，60和100厘米$^2$/g的$10^9~\rm{M}_{\odot}$晕的速度增加的蔓延。晕内部结构的大变化是由DM粒子相互作用驱动的，在一些晕中导致扩展核的形成，而在另一些晕中导致重力热核的坍塌。我们的结论是SIDM模型从探戈项目提供了一个很有前途的解释的多样性的密度和速度分布的观测矮星系。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and black hole coevolution in dark matter haloes not captured by cosmological simulations
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究科 Kavli 研究所）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学天体物理研究所 Kavli 研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）
研究发现现有宇宙学模拟未能准确再现星系与黑洞共同演化的关系，需改进AGN物理和气体冷却建模以捕捉观测到的相互作用。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global structure and kinematics of stellar haloes in cosmological hydrodynamic simulations
我们使用银河系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙流体动力学模拟套件，研究银河系质量盘星系的恒星球状体的全球结构和运动学。Font等人最近证明，这些模拟能够成功地再现银河系和M31球状体的卫星光度函数以及金属丰度和表面亮度轮廓。模拟成功的一个关键是来自原位形成的恒星对球体的重大贡献。虽然外晕主要由吸积恒星组成，但在星系的主要祖先中形成的恒星在r < ~30 kpc时占主导地位。在目前的研究中，我们表明，这一组成部分主要是在原光盘在高红移，随后从光盘释放的动态加热与质量吸积。作为其起源的结果，球体的原位组件具有不同的运动学（即相对于盘的净旋转），而不是从卫星的破坏中构建的球体组件。此外，原位组分具有平坦的分布，这部分是由于其旋转。我们比较了本地星系的形状和运动学的测量，包括银河系和M31，以及更遥远星系的叠加观测。我们发现模拟的盘状星系有正确形状的球状体（在半径< ~30 kpc时，中位轴比为~0.6的扁圆形，但注意到这个数量有显著的系统间散射），并且运动学显示出两个分量的证据（由于原位与吸积），正如观察到的那样。因此，我们的研究结果增加了相当大的重量的重要性，耗散过程中形成的恒星晕和“双恒星晕”的概念。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological and idealized simulations of dark matter haloes with velocity-dependent, rare and frequent self-interactions
本研究通过理想化和宇宙学模拟，发现速度依赖的自相互作用能显著影响暗物质晕的核尺寸、时间尺度及旋转曲线多样性，并影响卫星星系丰度。
2024-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
Towards a more realistic population of bright spiral galaxies in cosmological simulations
我们提出了一个更新的多相SPH星系形成代码Scannapieco等人。我们包括一个更详细的处理生产的金属，冷却速率的基础上个别元素丰度，和金属的湍流扩散计划。我们的SN反馈模型现在转移能量的ISM的动力学和热的形式，我们包括一个处方的辐射压力的影响，从大质量的年轻恒星的ISM。我们在已经研究得很好的宝瓶座星系晕上校准了我们的新代码，然后用它来模拟一个样本，其中有16个星系的晕质量在1 × 10^11到3 × 10^12 M_sun之间。在一般情况下，样品的恒星质量同意恒星质量晕质量关系推断的红移z=0-4的丰度匹配技术。然而，在质量最小的晕中，有一种倾向，在z>4时产生过多的恒星，而在z<0.5时产生不足。对于最大质量的晕来说，z<1时过高的SFR可能与我们模型中缺乏活动星系核反馈有关。模拟的样品也显示出合理的协议与观察到的恒星形成率，大小，气体分数和气相金属在z=0-3。剩余的差异可能与丰度匹配对恒星形成历史预测的偏差有关。在z=0时，模型星系显示出真实的形态，恒星表面密度分布，圆速度曲线和恒星金属丰度，但过于平坦的金属丰度梯度。我们的16个星系中有15个含有盘成分，其运动盘分数在15%到65%之间。盘的分数取决于最后一次破坏性合并或未对准的下落事件的时间。考虑到我们的模拟剩余的缺点，我们得出结论，甚至更高的运动磁盘分数可能是可能的LambdaCDM晕安静的合并历史，如宝瓶座晕。
2013-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissecting Cosmological Filaments at High Redshifts: Emergence of Spaghetti-type Flow Inside DM Haloes
本研究通过高分辨率放大模拟，解剖高红移宇宙学纤维丝，发现其内部形成意大利面型流，并揭示CGM的多相非平衡特性及纤维丝吸积随红移的演化规律。
2023-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Angular momentum evolution can be predicted from cosmological initial conditions
暗物质晕的角动量控制着它们的自旋大小和方向，这反过来又影响着其中的星系。然而，暗物质晕获得角动量的过程还没有完全了解;特别是，还不清楚角动量的增长是否是随机的。为了解决这个问题，我们扩展了遗传修饰技术，允许在初始条件下控制任何区域的角动量。使用这种技术来产生一系列修改后的模拟，然后我们可以研究是否可以从初始条件的变化中准确预测演化宇宙中特定区域的角动量的变化。我们发现，在修改后的初始条件的区域的角动量可以预测2和4倍之间更准确地比预期的应用潮汐扭矩理论。在分析晕的角动量时，这个结果被掩盖了，因为晕外围的粒子主导了角动量预算。我们的结论是拉格朗日补丁的角动量是高度可预测的初始条件，与明显的混沌行为被随机变化驱动的任意边界定义的晕。
2021-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal collapse of isolated self-interacting dark matter haloes: N-body simulation versus the fluid model
自相互作用暗物质（SIDM）是冷暗物质（CDM）的一种碰撞形式，最初被提出来解决当结构形成的无碰撞CDM理论与小尺度星系的观测进行比较时出现的问题。所提出的弹性碰撞对结构形成的定量影响已经估计以前的Monte Carlo N-体模拟和导电流体模型，明显分歧的结果。为了改善这种情况，我们直接比较新的Monte Carlo N-体模拟和解决方案的导电流体模型，孤立的SIDM晕的固定质量。这使我们能够清楚地将重力热弛豫的影响与膨胀背景宇宙中连续质量吸积的影响分开。当这两种方法以前被应用于晕形成与宇宙学边界条件，他们不同意的数量级的散射截面的大小需要解决所谓的“尖核问题。“然而，我们在这里表明，对于孤立的晕，这些方法在20%以内相互一致。这表明这两种方法是一致的，它们对宇宙学晕的分歧并不是由于它们的有效性被打破。这里研究的孤立晕经历重力热塌缩。我们比较了这两种方法计算的解决方案重力热坍塌从几个初始条件。这使我们能够校准热传导，其中考虑到流体模型中弹性硬球散射的影响。然而，要使这两种方法在孤立晕上接近一致，所需的热导率参数的调整量太小，无法解释以前在宇宙学背景下发现的差异。
2011-03-09 astro-ph.CO
The formation of disc galaxies in high resolution moving-mesh cosmological simulations
我们目前的宇宙学流体动力学模拟八个银河系大小的晕，以前研究的暗物质只有在宝瓶座项目。第一次，我们采用移动网格代码AREPO变焦模拟结合一个全面的模型为大0宇宙学模拟设计的星系形成物理。我们的模拟形式在大多数的八个晕强烈盘主导的系统与现实的旋转曲线，接近指数表面密度分布，恒星质量晕质量比，符合预期的丰度匹配技术，和星系的大小和年龄符合预期的大型星系调查在本地宇宙。在我们的模拟中，没有任何暗物质核心形成的证据，即使如此，它们包括由超新星驱动的风和黑洞类星体反馈的重复重子外流。对于我们的一个晕，即最近“Aquila”代码比较项目中研究的物体，我们用我们的技术进行了分辨率研究，涵盖质量分辨率为64的动态范围。在我们的反馈参数没有任何变化的情况下，最终的星系属性是令人放心的相似，与该领域中使用的其他建模技术相比，这些技术本质上取决于分辨率。在我们的星际介质处理的背景下，在生产现实的盘星系的成功达到，而不诉诸于一个高密度的恒星形成阈值，低恒星形成效率，或早期恒星反馈，其他最近的数值研究被认为是至关重要的因素盘形成。
2013-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Towards a universal model for the density profiles of dark matter haloes
从宇宙学模拟中可以很好地确定，暗物质晕并不是精确的自相似的，除了它们的浓度之外，还需要一个额外的参数来精确地描述它们的球平均质量密度分布。我们提出了，第一次，一个模型，以一贯的预测晕浓度，$c$，和这个额外的“形状”参数，$α$，对于给定的质量和红移的晕为指定的宇宙学。根据最近的研究，我们重铸依赖于质量，红移和宇宙学的依赖于“峰高”。我们表明，当采用峰高的标准定义时，即采用所谓的球形顶帽（STH）窗口函数时，浓度-峰高关系对宇宙学有很强的残差依赖性（即，它不是由峰高唯一确定的），而当采用STH窗函数时，$α$ -峰高关系近似是通用的。考虑到窗口函数选择的自由度，我们探索了一个简单的修改STH函数，限制其形式，使其产生的浓度和$α$作为一个函数的峰高使用一个大的宇宙学模拟的通用关系。它被发现，两个密度分布参数的普遍关系确实可以推导出，这些参数设置的线性功率谱，$P(k)$，过滤在不同的尺度上。我们表明，这项工作的结果概括到任何（合理）的$P(k)$和背景膨胀的历史，$H(z)$的组合，从而在广泛的宇宙学的暗物质晕的密度分布的准确预测。
2021-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alleviating the need for exponential evolution of JWST galaxies in 10$^{10} M_{\odot}$ haloes at $z > 10$ by a modified $Λ$CDM power spectrum
该研究利用 JWST 数据发现标准 $Λ$CDM 下高红移低质量晕中星系紫外光度异常指数演化，并提出通过修正传递函数在 $k\sim1$ Mpc$^{-1}$ 尺度增强功率来消除该演化需求。
2023-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
New empirical constraints on the cosmological evolution of gas and stars in galaxies
我们结合了最新的观测动机的约束恒星性质的暗物质晕，随着数据驱动的预测原子（HI）和分子（H $_2$）的气体在星系中的演变，获得经验之间的关系建立的星系组成部分和它们的演变在宇宙时间。在高红移（$z \gtrsim 4$），框架意味着星系主要通过吸积获得它们的冷气（原子和分子），冷气的分数达到宇宙重子分数的20%左右。我们推断一个强烈的依赖H $_2$质量的恒星形成率，这表明在银河系大小的晕（质量$10^{12} \ M_{\odot}$在$z = 0$）的0.1-1 Gyr的近普遍的耗尽时标。如果假设CO光度与分子气体质量的转换因子（$α_{\rm CO}$）为常数，那么肯尼库特-施密特关系在红移范围内几乎是普适的，对恒星质量的依赖性很小。结合原子和分子气体的观测与恒星的建立说明银河系质量大会在银河系大小的晕收益从平滑吸积在高红移，成为合并为主的后期（$z \lesssim 0.6$）。我们的研究结果可以用来限制在宇宙历史上星系的主要增长和吸积过程的数值模拟。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal structure of dark matter haloes over a mass range of 20 orders of magnitude
宇宙学模型中，暗物质由冷的基本粒子组成，预测暗晕人口应该扩展到质量比星系形成的质量低许多数量级。在这里，我们报告了一个宇宙学模拟的形成今天的晕在整个范围内观察到的晕质量（20个数量级）时，暗物质被假定为在弱相互作用的质量约100千兆电子伏特的大质量粒子的形式。该模拟具有30个数量级的质量的完整动态范围，并解决了数百个地球质量晕的内部结构，其细节与数百个丰富的星系团一样。我们发现，晕密度分布是普遍的，在整个质量范围内，以及简单的两个参数拟合公式描述。晕的质量和浓度在某种程度上是紧密相关的，这取决于宇宙学和暗物质的性质。对于一个固定的质量，浓度是独立的本地环境的晕小于那些典型的星系。质量在10^3到10^11太阳质量范围内的晕对暗物质湮灭产生的光度的贡献大致相等（每对数间隔），我们发现它比以前所有的估计都要小1000倍。
2020-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Scalar Field Dark Matter: Helping or Hurting Small-Scale Problems in Cosmology?
在超轻标量场暗物质（SFDM）宇宙学模拟结果的基础上，我们提出了SFDM晕密度分布与晕维里质量$M_{\rm h}$和标量场质量$m$的函数关系的综合模型。SFDM晕的中心区域由具有特征密度的孤子主导，该特征密度随着晕质量的增加而增加，并且在大半径处渐近线为CDM样轮廓。对于标量场质量$m \sim 10^{-22}$ eV，与大尺度结构观测一致，$M_{\rm h} \sim 10^{10} \,M_\odot$晕的核心密度低于冷暗物质（CDM），这在反馈不太有效的情况下加剧了太大而不能失败的问题（TBTF）。然而，具有$M_{\rm h} \sim 10^{11} \,M_\odot$的更高质量SFDM晕在小的观测相关半径处比它们的CDM对应物更密集。我们使用旋转曲线的$V \sim 100$公里的$^{-1}$星系从ESTA数据库显示，SFDM加剧了尖/核心和中央密度问题，在CDM在这个规模。我们的结论是，如果传统的宇宙学SFDM标度关系是正确的，那么重子反馈需要更低的密度在SFDM晕比CDM。这促使宇宙学和自洽流体动力学模拟的SFDM，以确定是否可以改变现实的反馈实现的中心孤子结构。
2018-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
Spurious Small-Scale Structure & Discreteness-Driven Relaxation in Cosmological Simulations
有强有力的证据表明，由暖暗物质（WDM）主导的宇宙学N体模拟包含虚假或非物理的晕，最明显的是沿着细丝排列的规则间隔的低质量晕。我们发现，虚假的晕是一个功能的传统N体模拟的宇宙学结构形成模型，包括WDM和冷暗物质（CDM）模型，其中引力坍缩收益在最初的各向异性的方式，自然产生的结果离散驱动的松弛。我们证明了这一点，使用控制N体模拟的平面对称崩溃，并表明，假晕播种在壳交叉由密度场的离散性引起的局部速度扰动，其特征分离应该是近似的平均粒子间分离的N体模拟，这是固定的质量分辨率内的体积。使用宇宙学的N体模拟，粒子被分裂成两个固定质量比的无碰撞组件，我们发现，这两个组件的空间分布显示在大尺度和小尺度上的离散驱动松弛的空间分布的签名。采用与粒子间间距同动平均量级的样条核引力软化有助于抑制离散驱动松弛的影响，但不能完全消除它。这些结果提供了新的算法，其中包括，例如，传统的N体方法的修订，通过空间自适应anistropric重力软化或明确的解决方案，在相空间中的暗物质的演变提供了进一步的动力。
2016-06-07 astro-ph.CO
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
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
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Morphology of dark matter haloes beyond triaxiality
晕的形态提供了宇宙学和星系形成模型的信息。我们使用闵可夫斯基泛函（MF）来表征晕的实际形态，只有部分被光滑的密度轮廓所捕获，超越了球形或椭球对称性。我们采用半解析晕NFW和$αβγ$ -配置文件和球形或椭球形的形状，以获得一个清晰的解释MF作为内部和外部的斜率，浓度和球形参数的函数。我们使用相同的模型来模拟$N$体晕的密度分布，表明它们的MF明显不同，对内部子结构敏感。这突出了晕尺度的MF作为有前途的统计数据的好处，以改善暗物质的空间建模，这对未来的透镜，Sunyaev-Zel'dovich和X射线质量图以及基于高精度数据的暗物质检测至关重要。
2022-07-22 astro-ph.CO
The onset of star formation in primordial haloes
恒星的形成一直是天体物理学中未解决的问题。大尺度结构模拟的数值研究不能解决整个过程，他们的方法通常假设只有密度超过典型阈值的气体才能容纳和形成恒星。我们调查宇宙学恒星形成的发病和比较几个非常高的分辨率，三维，N体/SPH模拟，包括非平衡，原子和分子化学，恒星形成处方，和反馈效应。我们研究了原始恒星的形成如何依赖于气体密度阈值，宇宙学参数和初始设置。对于平均密度初始条件，我们发现标准低密度恒星形成阈值（0.2 h^2/cm 3）模型预测恒星形成的开始时间为z~25-31，具体取决于所采用的宇宙学。在这些模型中，恒星的形成与达到临界点和有效逃逸坍缩之间的时间无关。在高红移时，这个时间间隔代表了哈勃时间的一个重要部分，因此这个假设可以诱导大的人为偏移到恒星形成的开始。选择更高的密度阈值（135 h^2/cm 3）可以跟踪整个冷却过程，然后估计恒星形成的开始是在红移z~12-16处。当考虑孤立的、罕见的、高密度的峰值时，化学演化要快得多，第一个恒星形成事件发生在z > 40，几乎与密度阈值的选择无关。这些结果可能对第一个宇宙学物体的形成红移产生影响，这是从平均密度环境的直接数值模拟中推断出来的，也可能对宇宙再电离历史的研究产生影响。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal adaptive softening and artificial fragmentation in cosmological simulations
本文研究在宇宙学N体模拟中采用基于潮汐场的自适应软化能否抑制人为碎裂，发现其虽提升力精度但未显著减少伪暗晕，仅改变暖暗物质中暗晕形成时间，并提出减少伪暗晕的潜在策略。
2025-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A high-resolution cosmological simulation of a strong gravitational lens
我们使用EAGLE星系形成模型对10^13 Msun星系群及其环境（维里半径的10倍）进行了宇宙流体动力学模拟。利用一种新的技术来提高暗物质计算的分辨率，而不依赖于气体的分辨率，模拟解决了质量为5 × 10^6 Msun的暗物质晕和亚晕。因此，它是有用的研究的丰度和性质的晕和subhaloes在强透镜测试的冷暗物质模型的目标。我们估计的晕和subhalo质量函数，并讨论它们是如何受到影响的模拟中的重子的列入和环境。我们发现，晕和次晕质量函数在流体动力学模拟比在其暗物质只有对应的振幅较低。这反映了在流体动力学模拟中由于再电离和星系风导致的气体早期损失而导致的晕增长减少，此外，在晕下，由于存在大规模中央星系而导致的宿主晕内潮汐效应增强而导致的中断。晕的分布是高度各向异性的，反映了质量吸积到星系团上的惯性特征。结果，结构的数量随着观察方向而显著变化。当在投影中观察时，当包括重子时，晕中心附近的结构的中值数量减少了两倍。
2021-02-03 astro-ph.CO
Diverse dark matter haloes in Two-field Fuzzy Dark Matter
本文通过高分辨率宇宙学模拟，首次揭示双场模糊暗物质模型中暗物质晕的多样结构，发现其孤子核心形态取决于形成时间与潮汐环境。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold dark matter subhaloes at arbitrarily low masses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在一个非常大的低质量晕群，低至行星大小的质量。然而，当它们被吸积到更大数量级的晕上时，它们的命运仍然是根本不确定的。一些数值探索发现，subhaloes是非常有弹性的潮汐，但分辨率的限制，很难探索潮汐演变在任意低的质量。严重剥离的浅晕的结构特性是什么？潮汐效应是否会破坏低质量CDM亚晕？在这里，我们专注于宇宙动力的subhaloes轨道CDM主机，并表明，subhaloes的任何初始质量可以剥离到任意小的质量分数。我们表明，以前的数值结果可以复制一个简单的模型，描述潮汐演变为一个渐进的“剥离”的能量空间和随后的re-virialization。在所有质量下，潮汐加热都可以有效地被忽略，因为它的重要性i）对于吸积时质量减小的次晕不会增加，并且ii）随着剥离的进行，它会减少。这使我们能够预测分析的结构特性的subhaloes与任何初始质量和任意程度的质量损失。假设CDM晕有中心发散的密度分布和近似各向同性的相空间分布，我们的研究结果证明，非常低的质量的subhaloes是一个强大的预测的CDM模型：作为晕，CDM subhalo人口扩展和丰富的非常低的质量。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 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
