Unbound Particles in Dark Matter Halos
我们调查未绑定的暗物质粒子晕跟踪粒子轨迹模拟运行到遥远的未来（a = 100）。我们发现，传统的动能和势能的总和是一个非常差的预测暗物质粒子最终将成为从晕中解脱出来。我们还研究了未结合粒子的质量分数，这增加了强烈的边缘晕，并在较高的红移显着降低。我们讨论了暗物质探测实验的影响，晕质量函数的精确校准，使用重子分数来约束暗能量，并寻找星系际超新星。
2013-06-25 astro-ph.CO
Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations
我们提出了模拟DensePak积分场单位（IFU）的速度场，旋转曲线，和晕适合盘星系形成的球形和三轴尖状暗物质晕，球形核心暗物质晕。模拟的星系在各种现实条件下进行“观察”，以确定如何以及底层的暗物质晕可以恢复和测试的假设，尖状晕可以被误认为核心晕。我们发现，速度场的外观是明显不同的基础晕类型。我们还发现，我们可以成功地恢复参数的基础暗物质晕。尖状晕在数据中显示为尖状，带芯晕显示为带芯。我们的研究结果表明，在真正的暗物质占主导地位的星系中使用高分辨率速度场观察到的核心是真实的，不能归因于系统误差，晕三轴，或非圆运动。
2011-03-09 astro-ph.CO
Dark matter haloes in modified gravity and dark energy: interaction rate, small-, and large-scale alignment
我们研究了暗物质晕的性质在广泛的修改后的重力模型，即$f(R)$，DGP，和相互作用的暗能量模型。我们研究了修正引力和暗能量对晕的自旋和结构参数等内部性质的影响。我们发现，$f(R)$引力增强布洛克自旋参数的中值，但不能检测到这样的效果DGP和耦合的暗能量。$f(R)$还产生较低的中值球度和扁率，而耦合的暗能量具有相反的效果。然而，这些影响非常小。然后我们研究了不同引力下晕的相互作用率，发现只有强耦合的暗能量模型才能增强相互作用率。然后，我们量化的增强相互作用的晕对的自旋的调整修改后的重力。最后，我们研究了晕长轴与大尺度结构的排列。DGP和耦合暗能量模型中相互作用的晕对的自旋排列与GR没有差异，而$f(R)$显示出较弱的排列。强耦合的暗能量显示出晕圈形状与大尺度结构更强的一致性。
2017-03-21 astro-ph.CO
Dynamical evolutin of quintessence dark energy in collapsing dark matter halos
本文分析了由暗物质晕坍缩引起的本质暗能量的动力学演化。不同于以往的研究，我们开发了一个数值策略，使我们能够计算的暗能量演化的整个历史的球形坍缩的暗物质晕，而不需要单独处理的线性，准线性和非线性阶段的晕形成。结果表明，暗能量扰动随红移的变化而变化，其具体行为不仅依赖于经典势，而且依赖于坍缩过程。对于团簇大小的晕，总的能量密度扰动在$10^{-6}$水平。扰动振幅随晕质量的减小而减小。在给定的红移下，暗能量扰动随到晕中心的半径而变化，并且可以是正的或负的，这取决于$\partial_t ϕ$、$\partial_r ϕ$和$ϕ$相对于背景的对比度，其中$ϕ$是精华场。对于$\partial_r ϕ$对比度占主导地位的壳层，暗能量扰动是正的，可以高达约$10^{-5}$。
2009-06-18 astro-ph.CO
Dynamical Dark Energy Properties Hidden in the Dark Matter Halos and Voids
在本文中，我们分析了基于GR的N体模拟的晕和空洞的性质进行了红移z= 0.0和z= 0.8之间的差异动力学暗能量模型（即PL和CPL）相对于LCDM。分析晕表明，PL和CPL这两个模型的行为都类似于LCDM，尽管晕的速度色散对动力学暗能量模型更敏感。此外，开发了一个空洞探测器，从模拟数据中提取空洞的属性。空隙的进一步统计模型证实，PL模型产生更大的空隙。总之，我们的新模拟表明，在区分暗能量模型方面，空洞属性优于晕属性。因此，研究结果表明，在未来的研究中，更多地利用空洞的性质来区分动力学暗能量模型。
2020-11-08 astro-ph.CO
The Density Profile of Dynamical Halos
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）
研究基于特定提议，将动态晕轨道分布的均值和散射表征为轨道质量的函数，证明其取决于晕半径这一动态变量，还分析了不同因素对晕半径散射的影响。
2026-07-10 astro-ph.CO
Non-universality of halo profiles and implications for dark matter experiments
我们探索宇宙学晕晕内的质量分布的暗物质晕散射利用一个良好的解决统计样本的集群从宇宙学千年模拟。我们发现，在任何半径，球平均暗物质密度的晕（对应于“光滑成分”）和它的对数斜率是很好地描述了高斯概率分布。在小半径（尺度半径内），密度分布完全由晕浓度的高斯分布决定。暗物质晕质量径向分布的差异对于解释直接和间接的暗物质探测工作是很重要的。在质量分布的散射赋予约25%的宇宙学不确定性的暗物质密度在太阳附近和一个因素的~3的不确定性在预期的银河系暗物质湮灭流量。如果所有晕质量的浓度分布都符合高斯分布，那么晕到晕分布散射的聚集效应会导致暗物质湮灭背景中的小的（几个百分比）增强，而在对数正态浓度分布的假设下则会导致10%的增强。团簇轮廓散射的高斯性质意味着“堆叠”晕圈以改善信噪比的技术不应受到偏差的影响。
2013-03-21 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
The Galaxy Number Density Profile of Haloes
本文提出一种新的暗晕星系数密度轮廓模型，以替代NFW轮廓，更准确地描述星系偏向暗晕外围的分布，并通过DARKSAGE模拟和SDSS DR10数据验证其能更好地再现晕占据分布和星系两点相关函数。
2023-09-25 astro-ph.CO
The detection of sub-solar mass dark matter halos
太阳质量以下的暗物质晕是冷暗物质理论中形成的第一个束缚物体。在这篇文章中，我将讨论目前对“微晕”的理解，它们在结构形成中的作用，以及它们潜在存在的意义，在解释暗物质实验中。
2009-05-13 astro-ph.CO
Halo growth and the NFW profile
我们进行了一个简单的测试表明，吸积晕增长的内部，并有密度分布，统计上无法区分的晕经历了重大的合并。测试还表明，能力的NFW的分析表达式，以适应密度分布的晕破坏对大质量在任何红移。基于这些结果，我们分析了基于数值数据的一般玩具模型和基于上述两个假设的一个物理模型在极端质量和红移域上的M-c关系，并得到了实验的证实。
2011-06-06 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
Dark haloes as seen with gravitational lensing
暗物质是星系的一个重要组成部分，这一点早在早期就被肯·弗里曼自己认识到了！暗物质晕的证据仍然是间接的，基于对气体和恒星等示踪剂运动的分析。从某种意义上说，可见星系是我们研究暗物质的一个面具。光线对引力场也很敏感，暗晕会引起可观测到的引力透镜效应。有三种制度：微透镜（探测暗物质晕的团块）、强透镜（对内部质量分布敏感）和弱透镜（可以探测距离中心100千秒差距的晕）。这篇评论将集中在弱透镜，并描述了一个新的调查，千度调查（KiDS），旨在研究星系晕的质量，范围和形状作为环境，星系类型和红移的函数。
2010-09-17 astro-ph.CO
Gravitational lensing properties of isothermal universal halo profile
N体模拟预测，具有不同质量尺度的暗物质晕可以用一个通用的模型Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面来描述。由于重子冷却效应，晕将变得更加集中，并且类似于大范围半径（$\sim 300$ $h^{-1}$ kpc）的等温球。然而，奇异等温球模型必须在大半径处人为截断，因为它延伸到无穷远。我们模型的一个大规模的星系晕作为一个等温球和NFW密度分布的组合。我们给出了不同重子分数下质量浓度的近似值，并给出了这种晕的弱透镜剪切和弯曲的精确表达式。我们比较了奇异等温球和NFW配置文件的透镜特性。我们发现，组合轮廓可以在小半径处产生高阶透镜信号，并且在产生强透镜事件方面更有效。为了将这样的晕轮轮廓与SIS或NFW轮廓区分开，需要结合对小半径和大半径的强透镜约束和弱透镜约束。
2012-12-17 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
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
Intragroup dark matter distribution in small groups of halos in a LCDM cosmology
我们研究了LCDM宇宙学中类星系大小的小团暗物质晕中团内暗物质的分布。这些星系群是使用物理标准来识别的，可能是小星系群的适当代表。我们量化了组内暗物质的数量并描述了其分布。我们发现，紧密的协会晕，以及那些中间和松散的群体，有相当平坦的群内暗物质的配置文件与对数斜率的伽玛~0和~-0.2$，分别。因此，这些晕系统的群内暗物质并不像星系晕那样具有尖突的趋势。在中等和松散的星系晕星协中，群内物质往往小于群总质量的50%，而在紧凑的星协中，群半径内的物质则小于20%。
2014-10-08 astro-ph.CO
Imprints of Dark Energy on Cosmic Structure Formation: III. Sparsity of Dark Matter Halo Profiles
我们使用暗能量宇宙模拟系列（DEUSS）中的一组高分辨率大体积宇宙学N体模拟研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响。我们首先集中在分析的拟合优度的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，我们发现，以不同的晕质量和红移。我们还发现，与NFW不匹配的光环比例随着宇宙学的变化而变化，从而表明具有扰动密度分布的光环的质量聚集体携带着暗能量的特征信号。为了独立于任何参数配置文件访问此信息，我们引入了一个新的可观测量：晕稀疏度$s_Δ$。这被定义为质量比$M_{200}/M_Δ$，即半径为$r_{200}$的球体内的质量与半径为$r_Δ$的球体内的质量之比，分别包围200和$Δ$乘以平均物质密度。我们发现，平均稀疏度几乎是独立的总晕质量，而它的值可以推断，以优于百分之几的比例的集成晕质量函数在超密度$Δ$和200分别。这提供了一个一致性关系，可以验证观测测量的晕稀疏。最重要的是，稀疏性随底层暗能量模型而显着变化，从而提供了另一种宇宙学探测。
2013-11-17 astro-ph.CO
The dark matter halo density profile, spiral arm morphology and black hole mass of M33
本文研究了M33的暗物质晕密度分布。我们发现M33的HI旋转曲线可以用NFW的暗物质晕密度剖面模型来描述，晕浓度为cvir = 4.0 \pm 1.0，维里质量为Mvir =（2.2 \pm 0.1）\times 10^11 Msun。我们继续使用M33的NFW浓度（cvir），以及其他星系的数值（如文献中所发现的），以表明cvir与旋臂俯仰角和超大质量黑洞质量相关。
2011-03-16 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
Cores and Cusps in Warm Dark Matter Halos
在低表面亮度星系中，大的核心半径的明显存在被认为是支持温暖的暗物质的证据。在这里，我们表明，WDM光环没有核心是光环大小的大部分：通常，r_core/r_200 < 0.001。这表明在这些星系中观察到的大核心的天体物理起源，正如其他作者所争论的那样。
2010-10-14 astro-ph.CO
Kinematic effects of the velocity fluctuations for dark halos population in LCDM model
$Λ$ CDM模型预测的暗晕比观测值多。过剩是从本超星系团内部及其周围的维里化质量的估计中看到的。结果表明，考虑到暗晕形成过程中的宇宙学速度涨落，有可能消除$Λ$ CDM宇宙学框架内的这一矛盾。基于Press和Schechter的理论，我们提出了一个考虑暗物质运动学效应的暗晕布居形成模型。该模型允许在本地宇宙的维里化质量的可观测赤字的定量解释。
2015-01-09 astro-ph.CO
Simulation studies of dark energy clustering induced by the formation of dark matter halos
在本文中，我们提出了一个模拟方法内的两个组件的球形坍缩模型来研究与暗物质晕的形成相关的暗能量扰动。考虑到它的快速和缓慢的增长被认为是通过施加合适的初始条件和各向同性维里化的球形坍缩过程的暗物质晕的现实质量吸积的历史。暗能量分量被视为由两个重要参数描述的理想流体，状态方程参数$w$和声速$c_s$。分析了$w>-1$的精髓模型。我们采用牛顿规范来描述时空的扰动主要是由一个暗物质晕的形成。研究发现，暗能量密度扰动$δ_{DE}$依赖于$w$和$c_s$，其行为与具有$δ_{DE}\approx -(1+w)Φ/c_s^2$的暗物质晕的引力势$Φ$密切相关.对于$w>-1$，在暗物质晕形成的整个过程中，从线性到非线性和维里化阶段，暗能量扰动与$δ_{DE}>0$呈现出成簇行为。$δ_{DE}$的值随晕质量的增加而增加。对于质量为$M\sim 10^{15} M_{\odot}$、$δ_{DE}\sim 10^{-5}$的簇，其在$c_s^2 \in [0.5, 1]$的维里化区域内，并且其可以达到具有$c_s^2=0.00001$的$δ_{DE}=O(1)$。对于标量场暗能量模型，我们发现通过适当的建模$w$和$c_s$，可以很好地用流体方法分析暗物质晕非线性形成过程中的扰动行为，从而证明了即使考虑到非线性暗物质结构形成阶段的扰动，流体描述对暗能量的有效性.
2011-12-19 astro-ph.CO
Metamorphosis of dwarf halo density profile under dark matter decays
我们研究了衰变暗物质（DDM）宇宙学中矮晕的密度分布，使用一种新的算法，解决晕密度分布的最内层$700$ pc鲁棒与高效率。根据Schwarzschild的基于轨道的方法，我们还开发了一个简化的模型来计算DDM晕密度分布，这与N体模拟的结果非常吻合。放大模拟和简化模型都揭示了暗物质衰变导致矮晕中心密度平坦化和整体密度降低，简化模型很好地解释了其物理机制。DDM矮晕的缓慢上升的标度自转曲线与本星系的观测结果一致。我们的研究结果表明，DDM具有解决冷暗物质（CDM）模型所面临的小尺度问题的巨大潜力。
2020-11-26 astro-ph.CO
Dynamics of minimally coupled dark energy in spherical halos of dark matter
本文分析了膨胀宇宙中引力束缚系统形成后期暗物质球晕中标量场暗能量的演化。在暗物质晕中心的典型暗能量的动力学强烈地依赖于有效声速$c_s$（以光速为单位）的值。如果是$c_s\sim1$（经典标量场），那么引力束缚系统中的暗能量只受到轻微的扰动，其密度实际上与宇宙学背景中的密度相同。相反，具有小声速值的暗能量（$c_s<0.1$）在晕的线性、非线性、反转、坍缩、维里化以及后来的演化过程中都是重要的动力学成分。通过与大尺度引力束缚系统观测数据的比较，可以利用暗能量的这些性质来约束有效声速$c_s$的值。
2016-02-25 astro-ph.CO
Effect of small scale density perturbations on the formation of dark matter halo profiles
借助一组玩具N体模型，我们研究了小尺度初始扰动对暗晕内部密度分布的影响。我们发现一个显着的平坦的内斜率$α={d \log ρ\over d \log r}$到$α=-0.5$在一定范围内的尺度和振幅的扰动（而在没有这些扰动的情况下，NFW配置文件与$α=-1$再现）。这种效应可能是形成无尖星系晕的原因。
2012-09-12 astro-ph.CO
Through a Mini Halo, Darkly
在这封信中，我们探讨了散射的影响，入射到暗物质晕通过与电子或光子的相互作用产生的暗物质湮灭。特别地，我们研究了这种散射对观测到的遥远活动星系核或宇宙微波背景的光谱的影响。我们的研究结果表明，超紧凑的迷你晕和其他致密的暗物质团块可以诱导一个可观察到的活动星系核光谱的康普顿化以及Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的光学深度类似的热电子在后发座星系团。一个遥远的活动星系核和这些密集的迷你晕之间的相遇率也估计使用微透镜限制存在于人口的黑暗紧凑机构。
2019-01-23 astro-ph.CO
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
Imprint of primordial non-Gaussianity on dark matter halo profiles
利用Dalal { \it et al.}最近提出的半解析模型，研究了原始非高斯性对暗物质晕密度分布的影响.其将初始线性密度场的峰值与暗物质晕的最终密度分布相关联。具有原始非高斯性的模型通常会产生与高斯模型不同的初始密度场。我们利用偏移集理论的路径积分公式计算了非高斯密度场对峰形的修正，导出了非高斯密度场峰的统计特性。在晕轮廓的半解析模型的背景下，目前允许的原始非高斯性值将增加内部暗物质轮廓的形状，但只有在亚百分比水平，除了在最里面的区域。
2013-09-16 astro-ph.CO
Gravitational Nanolensing from Subsolar Mass Dark Matter Halos
我们调查的可行性提取的引力纳米透镜信号，由于银河系大小的暗物质晕内的太阳下质量晕的存在。我们表明，在透镜星系的太阳下质量晕可以引起较短的持续时间和较小的振幅比恒星引起的微透镜事件的强烈的纳米透镜事件。我们开发的技术，可用于未来的调查，如泛星，LSST和欧米茄搜索太阳下质量晕的nanolensing信号。
2010-09-21 astro-ph.CO
The virialization density of peaks with general density profiles under spherical collapse
我们计算的非线性维里化密度，$Δ_c$，从一个任意的初始和最终的密度分布的峰值下的球形塌陷晕。这与$Δ_c$的标准计算相反，该标准计算假定了顶帽轮廓。给出我们的形式主义，一旦提供初始峰的密度轮廓的形状和维里化晕的轮廓的形状，就可以计算非线性晕密度。我们解决了$Δ_c$的Einstein de-Sitter和$Λ$ CDM宇宙中的晕。作为例子，我们考虑幂律的初始配置文件，以及球形平均峰值轮廓计算的高斯随机场的统计。我们发现，根据所使用的配置文件，$Δ_c$是小的几个因素，多达10的因素相比，由标准计算（$\approx 200$）给出的密度。使用我们的研究结果，我们表明，通过过密度阈值识别晕晕的算法，从宇宙学模拟测量的晕质量函数可以增强在所有晕质量的几个因素。当使用数值模拟来评估晕质量函数的分析模型的有效性时，这种差异可能是重要的。
2013-11-21 astro-ph.CO
Formation rates of Dark Matter Haloes
我们推导出的暗物质晕的形成率每单位体积的晕质量和红移的函数的估计。对暗物质晕的数密度的分析估计在模拟几种宇宙学现象中是有用的。我们使用偏移集理论计算了暗物质晕的形成率。我们使用的方法，使我们能够区分主要和次要的合并，因为这是一个相关的问题，半解析模型的星系形成。我们计算形成率的Press-Schechter和Sheth-Tormen质量函数。我们表明，以这种方式计算的形成率是积极的在所有尺度。我们评论Sasaki形式主义，负晕形成率。我们的估计与各种模型的N-Body模拟相比非常好。我们还讨论了晕的存活概率和形成红移分布。
2011-12-27 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mass Profiles
我提供了关于NFW、Einasto、Sersic和其他质量分布的注释，这些质量分布提供了与模拟暗物质晕的良好拟合（S3）。我总结了各种已发表的c（M）关系：晕浓度作为质量（S1）的函数。讨论了维里半径的定义，并给出了在晕圈过密度（S2）的各种定义值之间转换c_vir、M_vir和r_vir的关系。
2010-05-03 astro-ph.CO
Simulating the complexity of the dark matter sheet II: halo and subhalo mass functions for non-cold dark matter models
我们提出了“片+释放”的模拟，可靠地遵循暗物质结构的演变和以下的暗物质自由流的规模，在传统的N体模拟的不稳定性创造了大量的虚假人工晕。我们的模拟样本的功率谱截止函数，通过半模尺度$k_{\rm{hm}}$和斜率参数$β$参数化的大范围。这个参数空间可以代表许多非冷暗物质模型，包括热遗迹暖暗物质，不育中微子，模糊暗物质，和ETHOS模型的重要部分。结合这些模拟与额外的N体模拟，我们发现以下结果。(1)即使在消除假晕之后，强抑制区（$n_{\rm{X}}/n_{\rm{CDM}} < 5\%$）中的晕质量函数仍然不确定，因为它强烈依赖于晕的定义。在这些质量尺度上，传统的晕发现者主要识别未绑定的，高度拉长的，由潮汐场主导的，或远离维里化的超密度。(2)然而，抑制小于20倍的制度对这些不确定性是相当鲁棒的，并且可以从合适的N体模拟可靠地推断出。(3)参数化的抑制中的晕和subhalo质量函数通过规模的抑制达到$20\%$，$50\%$和$80\%$，我们提供了简单的公式，使许多非冷暗物质模型的预测。(4)在我们的片+释放模拟晕质量浓度关系同意与以前的结果的基础上N体模拟。(5)在一般情况下，我们证实了以前的N体研究的暖暗物质模型的有效性，在很大程度上消除了对人工晕的影响的担忧。
2021-10-19 astro-ph.CO
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 astro-ph.CO
The Cherenkov radiation in the galaxy halo of dark matter
考虑了由Navarro-Frenk-White和Burkett剖面描述的暗物质星系晕中光折射的影响。计算了具有这些剖面的引力场折射率的切伦科夫辐射功率。结果表明，在X射线范围内，相应的辐射温度具有微开的量级。指出它的探测可能是选择星系中较好的暗物质密度分布的依据。
2013-02-15 astro-ph.CO
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies
本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。
2020-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
halox: Dark matter halo properties and large-scale structure calculations using JAX
University of Maryland（马里兰大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）
提出halox包，基于JAX实现暗物质晕性质和晕质量函数的可微加速计算，支持梯度下降工作流。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
The effect of quark interactions on dark matter kinetic decoupling and the mass of the smallest dark halos
暗物质（DM）与原始等离子体的动力学解耦决定了第一个和最小的暗物质晕的大小。迄今为止，对DM动力学退耦的研究大多忽略了DM与等离子体中夸克之间的相互作用。在这里，我们说明了他们的重要性，使用两个框架：最小超对称标准模型（MSSM）的版本和有效的DM夸克相互作用算子的有效场论。我们连接粒子物理学和天体物理学获得的最小的暗物质晕尺寸从对撞机数据和直接暗物质搜索实验的界限。在MSSM框架下，在超对称参数空间的大范围内，将DM-夸克相互作用添加到DM-轻子相互作用中，使最小的暗物质晕质量增加一倍以上。
2012-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-Independent Analysis of Direct Dark Matter Detection Through Electron Scattering
亚GeV质量的暗物质粒子与原子核的碰撞不会产生足够的能量来被探测到，而是可以通过它们与电子的相互作用来揭示。对直接探测实验数据的分析通常需要假设局部的暗物质晕速度分布。在晕独立的分析方法中，该分布的性质是从直接的暗物质探测数据中推断的，这允许比较不同的数据，而不对不确定的局部暗晕进行任何假设。这种方法迄今已发展并应用于暗物质从原子核的散射。在这里，我们演示了如何将这种分析应用于散射电子。
2022-03-23 astro-ph.CO hep-ph
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
Resolving the outer density profile of dark matter halo in Andromeda galaxy
最近在仙女座星系（M31）晕中观测到的大尺度暗物质结构为研究M31外冷暗物质（CDM）晕的结构提供了一个有吸引力的窗口。利用N体模拟方法研究了吸积中的卫星星系与M31星系的相互作用，得到了CDM晕的质量密度分布。我们找到了M31中CDM晕外密度分布再现仙女座巨星流和M31东西两侧壳层的充分条件。结果表明，M31外暗物质晕的密度分布比基于CDM模型的结构形成理论的预测陡。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New model of density distribution for fermionic dark matter halos
在本文中，我们制定了一个新的模型的密度分布晕的暖暗物质（WDM）粒子。该模型是由一个单一的微观物理参数描述-质量（或，相当于初始相空间密度分布的最大值）的暗物质粒子。给定WDM粒子质量和在晕外围的暗物质密度分布的参数，该模型预测的内部密度分布。在初始费米-狄拉克分布的情况下，我们成功地再现了核心的暗物质配置文件从N体模拟。此外，我们还计算了粒子质量为$m_\text{FD}=$ 100，200，300和400 eV的矮球状星系的暖暗物质晕的核心半径。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
