Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Shape of Dark Matter Haloes in the Aquarius Simulations: Evolution and Memory
我们使用宝瓶座计划的高分辨率宇宙学N体模拟来详细研究确定银河系型暗物质晕形状的机制。我们发现，当在瞬时维里半径测量时，单个晕的形状随时间而变化，从早期阶段的典型长轴配置演变为目前的三轴/扁圆几何形状。这种演变的晕形状相关以及与下落的材料的分布：长形的配置出现时，晕是通过狭窄的细丝，其特征的早期时代的晕组装，而三轴/扁圆形的配置结果的吸积变成更各向同性在以后的时间。有趣的是，在红移z=0时，每个晕过去历史的清晰印记记录在它们不同半径的形状中，这些形状也表现出从内部区域的扁长到外围区域的三轴/扁长的变化。假设宝瓶座晕是类似银河系的10^12 Msun天体的典型代表，我们可以得出结论，这种暗物质晕的形状是一种复杂的、依赖于时间的性质，每个径向壳层都保留着坍缩时的条件记忆。
2011-07-29 astro-ph.CO
Deviations from tidal torque theory: environment dependences on halo angular momentum growth
潮汐力矩理论（TTT）将角动量的起源和演化与暗物质（DM）晕形成的环境联系起来。由后期非线性引入的偏差通常被认为是模型中的噪声。在这项工作中，我们分析了宇宙学模拟寻找这些偏差的系统学，发现DM晕的分类根据其角动量增长的结果在不同的内部对齐，自旋参数分布和组装历史的样品。基于这种分类，我们得到，低质量的晕是嵌入在密集的环境中，如果他们已经获得的角动量低于TTT的预期（L晕），而在高质量的增强集群通常与较高的角动量增长（W晕）。此外，我们发现，低质量的信号有一个弱的方向依赖性，而高质量的信号是完全由于垂直于角动量的结构。最后，我们研究了晕周围的物质分布的各向异性作为其质量的函数。我们发现W（L）晕的角动量方向在统计上保持垂直（平行）周围的结构在整个质量范围$11<\mathrm{log}(M/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot})<14$，而TTT后的晕显示出“自旋翻转”的质量与以前报道的值（$\sim 5 \times 10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$）一致。因此，无论偏离样品的自旋翻转质量是高度移位还是直接未定义，我们的结果都表明这与晕的角动量增长显著相关。
2019-03-13 astro-ph.CO
The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes
一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。
2018-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the liminality: properties of haloes and subhaloes in borderline $f(R)$ gravity
我们调查的$f(R)$重力模型与$|f_{R0}|=10^{-6}$暗物质晕和subhaloes的属性，使用一个非常高分辨率的N体模拟。该模型是一个边界线之间的宇宙学有趣，但仍然符合目前的数据。我们发现，在这个模型中的晕质量函数有一个最大的20%的增强相比，$Λ$ CDM预测之间的$z=1$和$z=0$。由于在稠密环境中屏蔽标准重力偏差的变色龙机制，在这个$f(R)$模型中比$10^{13}h^{-1}M_\odot$更大质量的晕与$Λ$ CDM中类似质量的晕具有非常相似的性质，而质量较小的晕，如银河系的晕，由于其较弱的屏蔽，可以具有更陡峭的内部密度分布和更高的速度色散。在这个模型中，由于总引力势的加深，低质量晕的晕浓度显著增强。与天真的期望相反，在这个模型中，低质量晕的晕形成时间$z_f$要晚一些，这是因为这些晕在后期比$Λ$ CDM中的对应物生长得更快，以及$z_f$的定义。亚晕，特别是那些质量小于$10^{11}h^{-1}M_\odot$的亚晕，在这个$f(R)$模型中，对于质量小于$10^{13}h^{-1}M_\odot$的主晕，其丰度要大得多。我们讨论了银河系卫星丰度问题的影响，这些结果。虽然在这个边界$f(R)$模型的整体晕和subhalo属性接近他们的$Λ$ CDM预测，我们的研究结果表明，本地集团和天体物理系统的研究，高分辨率模拟的帮助下，可以是有价值的进一步测…
2015-07-09 astro-ph.CO
Subhaloes in Self-Interacting Galactic Dark Matter Haloes
我们提出了N体模拟的一类新的自相互作用的暗物质模型，不违反任何天体物理的约束，由于非幂律的速度依赖的转移截面，这是出于Yukawa新的规范玻色子相互作用。具体来说，我们专注于形成银河系般的暗物质晕从水瓶座项目，并重新模拟它的一对夫妇的代表性情况下，在允许的参数空间的这个新模型。我们发现，在这些情况下，主晕只发展出一个小核心（~1 kpc），随后的密度分布与该半径之外的标准冷暗物质场景相同。无论是subhalo质量函数，也不是subhaloes的径向数密度在这些模型中被改变，但有一个显着的变化，在形成一个大密度的核心，导致subhaloes的内部密度结构。因此，最大的大规模subhaloes的内圆速度剖面显着不同的冷暗物质的预测，我们证明，他们是兼容的观测数据的最明亮的银河系dSphs在这样一个速度依赖的自我相互作用的暗物质的情况。具体来说，与冷暗物质的情况相反，没有比从银河系dSphs的运动学推断的更集中的暗晕。我们的结论是，这些模型提供了一个有趣的替代冷暗物质模型，可以减少最近报道的最明亮的银河系卫星和冷暗物质模拟中发现的密集subhaloes之间的紧张局势。
2012-06-26 astro-ph.CO
Varying primordial state fractions in exo- and endothermic SIDM simulations of Milky Way-mass haloes
本研究通过改变原初态比例，在银河系质量晕的SIDM模拟中研究非弹性散射影响，发现高初始激发态比例降低主晕质量、使晕更球形并减少卫星数量。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Origin of strong magnetic fields in Milky-Way like galactic haloes
本文提出了一个预测星系晕内磁场强度增长率、绝对增长时间和饱和值的解析模型。分析结果进行了比较，银河晕形成的银河路一样的N体/ \textsc{Spmhd}代码\textsc{Gadget}的宇宙学MHD模拟。晕的质量为$\approx{}3\cdot{}10^{12}$ $M_{\odot}$，维里半径为$\approx{}$ 270 kpc。$Λ$ CDM宇宙学的模拟还包括辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和非理想MHD的描述。一个原始的磁性种子场，强度从$10^{-10}$到$10^{-34}$ G，与细丝和原晕内的气体一起聚集。在那里，它在数亿年内被放大，直到与相应的湍流能量均分。湍流小尺度发电机作用使磁场强度增大。湍流是由引力坍缩和超新星反馈产生的。随后，一系列的晕合并导致冲击波和放大过程，在几十亿年内磁化周围的气体。起初，磁能在小尺度上增长，然后自组织到更大的尺度。磁场强度$\approx{}10^{-6}$ G在晕的中心达到，并在IGM中下降到$\approx{}10^{-9}$ G。通过对饱和度和增长率的分析，该模型能够很好地描述磁放大过程，并证实了模拟结果。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation history, structure and dynamics of discs and spheroids in simulated Milky Way mass galaxies
我们研究了恒星盘和球状体在八个模拟的星系形成银河系质量晕在一个拉姆达冷暗物质宇宙学。本系列的第一篇论文集中在光盘的性能。在这里，我们扩展这种分析，以研究如何形成的历史，结构和动态的磁盘和球状体的组装历史和结构的晕。我们发现圆盘一般都很年轻，恒星的年龄跨度很大：最年轻的恒星形成薄圆盘，轨道接近圆形，而最古老的恒星形成较厚的圆盘，旋转速度比薄组件慢2倍，速度色散大2 - 3倍。与圆盘不同，球状体形成较早，时间尺度较短，并且主要由速度弥散控制。我们发现它们的结构多种多样。内部区域是棒状或隆起状的，而扩展的外部晕则富含复杂的非平衡结构，如恒星流、壳和团块。我们的星盘具有非常高的原位分数，即大多数恒星都是在星盘本身形成的。然而，有一个不可忽略的贡献（~15%）来自几乎共面轨道上的卫星。球状体的内部区域也有相对较高的原位分数，但其外部恒星星族的65 - 85%是吸积的。我们分析的圆周速度，旋转速度和速度色散的磁盘和球状体，无论是气体和恒星，显示的动力学结构是复杂的，作为一个结果的非平凡的相互作用之间的冷却和SN加热。
2011-05-03 astro-ph.CO
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
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
The progenitor galaxies of stellar haloes as "failed" Milky Ways
本研究利用宇宙学模拟发现，LMC质量星系在z=2时的性质与其最终命运（成为银河系恒星晕或被摧毁）无关，唯一决定因素是距主星系的距离，暗示银河系老年恒星与恒星晕祖星系固有性质不可区分。
2023-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
ARTEMIS emulator: exploring the effect of cosmology and galaxy formation physics on Milky Way-mass haloes and their satellites
本文提出ARTEMIS Emulator高分辨率模拟套件，通过系统改变恒星反馈、再电离红移和温暗物质质量等参数训练模拟器，实现快速预测，并揭示了这些参数对银河系质量晕及其卫星星系恒星质量的显著影响与简并性。
2024-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Locally Cold Flows from Large-Scale Structure
我们发现，“冷”哈勃流观察银河系周围的星系并不代表宇宙学的问题，但由于我们的本地壁的特定几何形状和动力学。银河系周围的扰动哈勃流的行为是两个主要因素的结果：在小尺度（R < 1 Mpc），流入是由银河系的引力影响主导的。在大尺度上（R > 1 Mpc），外流反映了我们的局部壁的膨胀，它“冷却”了特殊的速度。这是壁的固有性质，与宇宙学无关。我们发现，在低密度宇宙壁中心模拟的“银河系”晕周围，局部哈勃流（1 < R < 3 Mpc）的色散为σ_H ~ 30 km/s，与观测值非常吻合。我们的局部壁的膨胀也反映在测量的局部哈勃常数的值上。对于“银河系”晕内的墙壁，我们发现超哈勃流与h_本地\simeq 0.77 - 1.13。平衡半径（R_0）不仅取决于中心晕的质量和哈勃展开，而且还取决于局部LSS几何给出的动力学。我们的局部壁内的超级哈勃流具有减小局部膨胀平衡银河系引力影响的半径的作用。如果忽略局部壁的动力学效应，由R_0估计的银河系质量可能被低估约30%。
2011-03-09 astro-ph.CO
Spin Flips - II. Evolution of dark matter halo spin orientation, and its correlation with major mergers
我们扩展了我们以前关于暗物质晕的角动量矢量的方向变化（“自旋翻转”）与其质量变化之间关系的研究（Bett & Frenk 2012），以涵盖长度为100 $h^{-1}$ Mpc的模拟立方体中晕质量的全部范围。由于对晕的强烈扰动（例如自旋方向的巨大变化）也可能干扰星系内部的演化，自旋翻转可能是星系形态转变的一种机制，而不涉及重大合并。我们发现，35%的晕，在其生命周期的某个时候，有一个自旋翻转至少$45°$，不符合一个重大的合并。超过75%的大型自旋翻转与非重大合并相吻合;只有四分之一与重大合并相吻合。我们发现一个类似的图片的变化内晕自旋方向，虽然在这里有一个翻转发生的可能性增加。因此，除了晕合并之外，晕角动量方向的变化以及其他类似的晕扰动测量，在模拟星系的形成和演化以及用观测来对抗这种模型时，都是非常重要的考虑因素。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidals
自我相互作用的暗物质是一个有吸引力的替代冷暗物质的范例，只有当它能够大大减少中心密度的矮大小的晕，而保持密度和形状的集群大小的晕在目前的限制。考虑到后者表面上的严格性质，近十年来，人们一直认为SIDM只有在自散射的截面强烈依赖于速度时才是可行的。然而，最近有人提出，每单位质量的恒定截面σ_T/m~ 0.1cm ^2/g足以实现所需的效果。我们明确调查这一说法使用高分辨率宇宙学模拟银河大小的晕，并发现，类似于冷暗物质的情况下，这样的截面产生大量的subhaloes，这是不一致的经典矮椭球体的运动学，特别是与推断的天炉座和雕塑家的质量分布的斜率。如果在矮球尺度下σ_T/m~ 1cm ^2/g，这个问题就解决了。由于这个值可能与几个星系团的晕形状不一致，我们的结果只为速度无关的自相互作用暗物质模型留下了一个小窗口，可以作为冷暗物质的独特替代品。
2013-01-04 astro-ph.CO
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
Action and energy clustering of stellar streams in deforming Milky Way dark matter haloes
本研究针对银河系暗物质晕因吸积大麦哲伦云发生非绝热形变的问题，通过时变模拟分析不同恒星流的作用量与能量聚类特性，发现能量聚类对长周期近交会恒星流的势场形变敏感度更低，为银河系质量分布约束提供新方向。
2024-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A general explanation on the correlation of dark matter halo spin with the large scale environment
模拟和观测都发现，晕/星系的自旋与大尺度环境有关，特别是在暗条中晕的自旋翻转。至今仍缺乏一个在不同环境中晕旋演化的一致性图像。通过N体模拟，我们发现晕自旋随其环境从片到团不断演化，并且在丝和节点中都发生了晕自旋的翻转。对于暗条的翻转，可以用晕的形成时间和环境从片层到暗条的迁移时间来解释。对于低质量晕，它们先形成片层，然后迁移成丝，因此它们在丝内的质量和自旋增长都较低，并且初始自旋仍然平行于丝。对于大质量晕，它们首先迁移到暗条中，并且它们的质量和自旋增长大部分在暗条中获得，因此所产生的自旋垂直于暗条。我们的结果很好地解释了冷暗物质模型中宇宙网的整体演化，并且可以用高红移数据进行检验。这种情况也可以用暗物质的替代模型来测试，例如暖/热暗物质，其中结构形成将以不同的方式进行。
2017-03-14 astro-ph.CO
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Influence of Subhaloes on Host Halo Properties
本研究基于高分辨率放大N体模拟，分析排除子暗晕后银河系质量与星系团质量暗晕的浓度、自旋及形状的变化，发现子暗晕会导致暗晕性质测量偏差，偏差幅度主要与移除的子暗晕质量相关。
2023-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of warm dark matter haloes
暗物质的基本粒子候选者，如无菌中微子，表现为温暖的暗物质（WDM）。对于质量为keV的粒子，自由流在对应于矮星系的尺度上产生线性波动功率谱的截止。我们调查WDM晕和subhaloes在这些尺度上的丰度和结构，使用高分辨率的宇宙学N体模拟银河系晕的质量类似的银河系。在大于自由流截止的尺度上，初始条件与Springel等人先前模拟的冷暗物质（CDM）晕之一具有相同的功率谱和相位，作为Virgo财团Aquarius项目的一部分。我们已经模拟了四个晕WDM粒子质量在1.4-2.3keV的范围内，对于一种情况下，我们已经进行了进一步的模拟在不同的分辨率。在N体模拟中，功率谱截止被分辨出来，这是已知的，在细丝中进行人为的碎裂，产生虚假的团块，对于小质量（在我们的情况下小于10^7兆太阳），这些团块的数量超过了真正的晕。我们已经开发了一个强大的算法来识别这些虚假的对象，并将它们从我们的光环目录中删除。我们发现，当质量小于10^9 Msun时，相对于CDM情况，WDM次晕质量函数被抑制了一个数量级以上。要求至少有尽可能多的subhaloes有观测到的卫星在银河系中导致一个保守的下限（热当量）WDM粒子质量约1.5 \rmn{keV}。WDM晕和次晕具有尖点密度分布，可以用NFW或Einasto剖面很好地描述。它们的中心密度较低的WDM粒子质量和我们所考虑的模型都没有遭受的“太大而不能失败”的问题，…
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alignments between galaxies, satellite systems and haloes
银河系和仙女座星系卫星群的空间分布令人困惑，因为它们几乎垂直于它们中央星系的圆盘。为了了解这种配置的起源，我们研究了中央星系，卫星系统和暗物质晕在最大的“进化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）模拟的对齐。我们发现，中心体及其卫星系统往往与其晕很好地对准，在这两种情况下，中位数未对准角均为$33^{\circ}$。虽然中心更好地与内部$10$ kpc晕对齐，卫星系统更好地与整个晕对齐，表明卫星优先跟踪外晕。中心-卫星对准是弱的（中值失准角为$52^{\circ}$），我们发现在$20\%$周围的系统具有大于$78^{\circ}$的失准角，这是银河系的值。中心-卫星排列是两个成分倾向于与暗物质晕排列的结果。因此，当中心平行于卫星系统时，它也倾向于平行于晕。相比之下，如果中心垂直于卫星系统，就像银河系和仙女座星系那样，那么中心-晕排列就弱得多。色散主导的（球状）中心有一个更强的对齐与他们的晕和他们的卫星比旋转主导的（磁盘）中心。我们还发现，光环、中央星系和卫星系统往往与周围大规模物质分布一致，其中光环是三者中排列得更好的。
2016-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic stellar haloes in the CDM model
我们提出了六个模拟星系恒星晕的吸积矮星系在一个完全的宇宙学设置的潮汐破裂形成。我们的模型是基于宝瓶座项目，一套高分辨率的N体模拟个人暗物质晕。我们标记的粒子在这些模拟与恒星星族的Galform半解析模型预测的子集。我们的方法自洽地跟踪动力学演化和中断的卫星从高红移。幸存卫星的光度函数和结构特性与观测结果吻合良好，表明这种技术是适当的。我们发现吸积恒星晕是由少于5个重要的祖先星在1<z<7之间聚集而成的。这些祖先是古老的，富含金属的卫星，其恒星质量与最明亮的银河系矮球体相似。与以前的恒星晕模拟相反，我们发现这些主要贡献者中有几个作为自约束系统存活到今天。这些重要的祖先的数量和它们的下落时间都是固有的随机性。这导致了我们的恒星晕之间的巨大差异，这放大了它们的黑暗晕宿主形成历史之间的微小差异。恒星晕的质量和密度/表面亮度分布与银河系和M31的预期一致。每个晕都有复杂的结构，由混合良好的成分、潮汐流、贝壳和其他子成分组成。这种结构是不充分的光滑模型描述。我们找到一个吸积厚盘的例子。晕星和幸存的卫星之间年龄和金属丰度的对比与最近的观测结果基本一致。[摘要]
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A mass-dependent density profile for dark matter haloes including the influence of galaxy formation
我们引入了一个质量依赖的密度剖面来描述星系内暗物质的分布，它考虑了暗物质对重子过程的响应与恒星-晕质量的依赖关系。这项研究是基于对从矮星系到银河系质量的流体动力学模拟星系的分析，这些星系来自MaGICC项目，已被证明与广泛的磁盘缩放关系相匹配。我们发现，一个通用的双幂律密度分布的最佳拟合参数变化的系统方式，取决于每个星系的恒星晕质量比。因此，数量Mstar/Mhalo约束了暗物质密度的内（$γ$）和外（$β$）斜率，以及斜率（$α$）之间过渡的锐度，从而将模型的自由参数的数量减少到两个。由于恒星质量和晕质量之间的紧密关系，这两个量中的任何一个都足以描述包括重子效应在内的暗物质晕轮廓。在流体动力学模拟中的晕的浓度是一致的N体的期望到银河系质量的星系，在质量的晕成为两倍的浓度相比，纯暗物质运行。这种依赖于质量的密度分布可以直接应用于观测星系的自转曲线数据和半解析的星系形成模型，这是对通常使用的NFW分布的一个显著改进。
2014-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian inferences of galaxy formation from the K-band luminosity and HI mass functions of galaxies: constraining star formation and feedback
我们推断星系形成机制的一个广泛的家庭的半解析模型（SAM）的K波段光度函数和HI质量函数的本地星系使用贝叶斯分析工具的约束。即使在参数空间中进行广泛搜索，整个模型族也无法与约束数据匹配。在最佳拟合模型中，低质量晕中的恒星形成和反馈参数受到两个数据集的严格约束，分析揭示了类似适用于其他现有SAM的模型的几个通用故障。首先，基于重子吸积跟随暗物质吸积的假设，对于圆速度低于200 km/s的晕，需要大的质量加载因子，并且大部分风质量必须从晕中排出。第二，假设反馈是由II型超新星提供动力，具有Chabrier IMF，外流需要超过25%的可用SN动能。最后，恒星形成历史的后验预测分布与类似或小于银河质量的观测结果非常不一致。这些推论表明，目前的模型家族仍然缺少一些关键的物理过程，这些过程控制着质量低于银河系的星系中的气体吸积和恒星形成。
2014-07-04 astro-ph.CO
The origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
The Link between Galactic Satellite Orbits and Subhalo Accretion
我们计算的轨道角动量的暗物质subhaloes在水瓶座模拟冷暗物质星系晕。我们计算了它们的角动量相对于其宿主晕的自旋矢量的取向，并找到了各种不同的配置。所有六个宝瓶座光环都包含统计学上显著的与主光环自旋一致的次光环轨道。所有的晕都是以与主晕相同的方向旋转的亚晕群，其中三个还拥有以相反方向旋转的亚晕群。这些构形是由潜晕的惯性吸积引起的。在$Λ$ CDM宇宙的模拟中，自然会出现相干旋转卫星的准平面分布，例如在银河系和其他星系中推断的那些。
2011-04-18 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic angular momentum slews and flips and their effect on discs in galaxy formation models
在星系形成的半解析模型中，星系盘的角动量通常随物质吸积而随时间更新，并采用一个恒定的无量纲自旋参数，而很少考虑角动量错位的吸积效应.这些影响是本文的主题，我们采用蒙特卡罗模拟的星系盘的角动量的方向的变化，因为它吸积物质的基础上，从暗物质晕在千年II模拟的准确测量。在我们的半解析模型实现中，暗物质晕所看到的翻转被假设为对于冷重子是相同的;然而，我们也假设在后者中翻转也会导致盘难以增加其角动量，这导致盘相对于无翻转的情况变得更小。这使得恒星形成的速度更快，特别是在所有红移的低质量星系中，使星系能够更快地达到更高的恒星质量。我们采用了一个新的条件，在合并过程中触发星爆。由于这些产生最大的翻转，它是自然的，采用光盘不稳定性标准来评估触发的合并，而不是一个基于质量比在原来的模型。新的实现将盘的平均寿命减少了2倍，同时仍然允许大螺旋星系的现今盘的年龄。它还提供了一个更快的恒星形成在大质量星系的下降和一个更好的适合在z = 0的光度函数的亮端。
2014-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
The features of the Cosmic Web unveiled by the flip-flop field
只有在暗物质的理论框架中才能理解宇宙中观察到的结构。N体模拟对于分析暗物质网的形成和演化是必不可少的。在大多数研究中，使用了两个基本场-密度场和速度场。然而，暗物质提供了两个额外的领域，这是唯一的无碰撞介质。它们是欧拉空间中的多流场和拉格朗日空间中的触发场。触发器字段表示每个无碰撞流体元素的基本体积的符号反转的数量。这个场可以通过在模拟的每个时间步长对每个粒子处的雅可比矩阵的符号反转进行计数来估计。雅可比矩阵通过拉格朗日子流形的数值微分来计算，即，由三个拉格朗日坐标和三个欧拉坐标构成的六维空间中的三维暗物质层。我们提出了从z = 50到现在的时间z = 0的翻转场的演变的统计研究的结果。一些统计特征表明，从z = 30到现在，触发场的模式保持非常稳定。因此，在z = 0时计算的翻转场存储了大量关于暗物质网的动力学历史的信息。特别是，触发器最有趣的特性之一是保存暗物质晕合并历史信息的独特能力。
2016-09-27 astro-ph.CO
Tracing the Cosmic Web substructure with Lagrangian submanifold
提出了一种新的计算范式，用于分析宇宙学冷暗物质模拟中的宇宙网亚结构。我们引入了一个新的数据场-触发场-它承载着关于宇宙结构形成的历史和动力学的丰富信息。触发器场是拉格朗日空间中的有序数据集，其表示由N体模拟中的计算粒子表示的每个无碰撞流体元素的基本体积的由内而外符号反转的圈数。这个场是使用拉格朗日子流形计算的，即由模拟粒子的三个拉格朗日坐标和三个欧拉坐标形成的六维空间中的三维暗物质片。它表明，非常丰富的子结构的暗物质晕和空区可以可靠和明确地恢复从触发场。
2014-09-26 astro-ph.CO
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 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
Giant cold satellites from low-concentration haloes
银河系环形山II和Antlia II的矮卫星星系由于其大尺寸和低速色散，具有不寻常的低动力学质量密度。以前的工作未能确定$Λ$ CDM框架内的形成方案，并调用核心暗物质晕，潮汐处理。我表明，潮汐演化的$Λ$ CDM NFW晕是丰富的比以前认识到：潮汐加热导致的最内层地区的晕，达不到的质量浓度关系显着扩大，导致形成巨大的，运动学上冷的卫星，如火山口II和Antlia II。此外，当卫星到达远心点时，潮汐外的物质会导致更膨胀的外观。当存在时，就像较大的Antlia II一样，由于其稍微热的运动学和视线速度梯度，可以识别名义上未结合的材料。与其他形成的假设相反，陨石坑II和Antlia II可能经历了非常小的质量损失，事实上，正如它们所观察到的金属丰度所暗示的那样。如果它确实是NGC 1052的卫星，那么低浓度晕的潮汐演化可能同样导致了NGC 1052-DF 2的形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Streams and caustics: the fine-grained structure of LCDM haloes
我们提出了第一个也是迄今为止唯一的模拟遵循细粒度的相空间结构的星系晕形成的通用LCDM初始条件。我们整合的测地线偏差方程串联的N体运动方程，表明这可以产生数值收敛的结果细粒度相空间流的属性和相关的焦散线，即使在内部区域的晕。我们对这种结构的有效分辨率是许多数量级优于传统技术，即使是最大的模拟。我们将这些方法应用于六个银河系质量晕的宝瓶座项目。在距晕中心8千秒差距处，一个典型的点与大约10^14个密度范围很广的暗物质流相交;大约10^6个质量最大的暗物质流贡献了当地暗物质密度的一半。因此，暗物质粒子的速度分布应该是非常平滑的，最大质量的细粒流贡献了总信号的0.1%。自宇宙大爆炸以来，这个半径的暗物质粒子通常已经通过了200次焦散。内晕中现今焦散线的峰值密度几乎都远低于平均局部暗物质密度。因此，焦散线对预测的局部暗物质湮灭率的提高可以忽略不计（<0.1%）。有效的提升在外晕中更大，但从未超过约10%。因此，细粒流及其相关的焦散线对暗物质的可探测性没有影响，无论是直接在地球实验室中，还是通过湮灭辐射间接，除了寻找轴子的共振腔实验可能会看到最大质量的局部细粒流，因为它们在能量/动量空间中的极端局部化。（节略）
2011-02-01 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 astro-ph.CO
Stellar Disks in Aquarius Dark Matter Haloes
我们调查生活恒星盘和它们的暗物质晕之间的引力相互作用，使用LCDM晕类似的质量从宝瓶座项目的银河系。我们介绍了恒星盘，首先允许晕响应的影响，从z = 1.3到z = 1.0的增长刚性磁盘潜力。然后，刚性势被恒星粒子取代，这些恒星粒子与暗物质粒子自洽地演化，直到z = 0.0。无论盘的初始方向如何，当盘生长到其完整尺寸时，晕的内部部分收缩并从长球形变为扁球形。当圆盘法线最初在z=1.3处与晕的长轴对齐时，长轴的长度收缩，并在z=1.0处变为短轴。在我们的主要模拟组中，八个圆盘中有六个形成了条形，六个条形中有五个经历了屈曲不稳定性，导致垂直恒星速度色散的突然跳跃和圆盘表面密度的m=2傅立叶振幅的伴随下降。这些钢筋并没有被屈曲破坏，而是继续生长，直到今天。当盘质量减少两倍或更多时，大部分砂坝都不存在;因此，盘-晕相对质量是砂坝形成和演化的主要因素。一个子集的磁盘是扭曲的边缘，并包含突出的非共面材料与环状结构。许多盘在z=1和z=0之间以大角度重新定向，遵循其内部晕的一致重新定向。更大的重定向产生更强烈的翘曲盘，表明这两种现象之间的紧密联系。条纹和翘曲的起源似乎是独立的：一些具有强条纹的圆盘在外围没有干扰，而具有最弱条纹的圆盘则显示出严重的翘曲。
2012-08-14 astro-ph.CO
The DORCHA suite: nature, nurture, and the phase space distribution of the Milky Way's high redshift progenitors today
Facultad de Físicas, Multidisciplinary Unit for Energy Science, Universidad de Sevilla（塞维利亚大学物理学院能源科学多学科单元）；School of Physics, University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天体物理学卓越中心（ASTRO 3D））；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过DORCHA模拟研究银河系早期恒星遗迹的现代相空间分布，发现其高度集中于银河系核心区域，具有陡峭密度剖面和低速度分散，为银河考古观测提供物理基础。
2026-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity function and radial distribution of Milky Way Satellites in a LCDM Universe
利用数值N体技术和三种不同的半解析模型（SAMs）星系形成程序，研究了基于冷暗物质的星系形成模型中预测的银河系大小晕中卫星星系的光度函数和径向分布。我们从四个银河系大小的DM晕的非常高分辨率的无耗散模拟中提取合并树，并将其用作半解析模型的共同输入。我们提出了一个详细的比较，我们的预测与观测数据最近获得的银河系卫星光度函数（LF）。我们发现，具有相当标准天体物理成分的半解析模型能够再现观测到的亮度函数，其亮度可达6个数量级，低至M_V=-2。我们还进行了比较与实际观测到的卫星数量作为光度的函数，通过应用SDSS调查的选择标准，我们的模拟，而不是纠正观测的不完整性。使用这种方法，我们再次找到很好的协议的亮度和径向分布的MW卫星。我们调查的物理过程中，我们的模型是负责塑造预测的卫星LF，并发现潮汐破坏，抑制气体的光电离背景，和超新星反馈都作出了重要贡献。我们的结论是，银河系卫星的数量和光度可以自然占内（λ）冷暗物质范式，这应该不再被认为是一个问题。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum transfer to a Milky Way disk at high redshift
本文分析了一个自适应网格细化宇宙学再模拟，以检验在z ≥ 3的类银河系圆盘中，冷气体的附加流动是否是角动量积累的原因。一组算法，利用高空间分辨率的模拟（12 PC），以确定：（一）中央气体盘和其平面的方向;（二）复杂的单个灯丝的轨迹，连接到磁盘，和;（iii）下降的卫星。结果表明，在z>5.5时的两个暗条，后来在z<4时合并成一个暗条，在整个演化过程中驱动着盘的角动量和质量收支，而发光卫星合并的贡献可以忽略不计。结合在所有包括流体动力学的大尺度宇宙学模拟中普遍存在的这种细丝，这些发现提供了强有力的定量证据，证明质量低于10^{12} M_{sun}的晕中薄盘的生长是通过中等和高红移的冷气体流入来支持的。
2012-11-13 astro-ph.CO
Subhaloes gone Notts: Subhaloes as tracers of the dark matter halo shape
我们研究的形状subhalo分布从四个暗物质只模拟银河系型晕。将高分辨率下的暗晕分布的形状与底层的暗物质场的形状进行比较，我们发现，如果分析仅限于大质量的暗晕，则前者的形状更具有三轴性。对于四个分析的晕中的三个，大质量次晕分布的三轴性增加可以用物体数量少所引起的系统效应来解释。第四晕的子晕通过其强的三轴分布和相对于暗物质场的轨道排列显示出各向异性吸积的迹象。这些结果与所用的次晕探测器无关。将观测到的银河系卫星分布的形状与模拟的高分辨率次晕样本的形状进行比较，我们发现明亮卫星样本的一致性，但如果分析中包括暗淡卫星，则存在显著偏差。这些偏差可能是由于观测的不完整性造成的。
2014-09-10 astro-ph.CO
