Bound and unbound substructures in Galaxy-scale Dark Matter haloes
我们使用最先进的6D子结构探测器分析了宝瓶座项目的六个银河系尺度暗物质晕的粗粒度相空间结构。在r_50，我们发现，约35%的质量是在可识别的子结构，主要是潮汐流，但包括约14%的自我约束subhaloes。微分子结构质量函数的斜率接近于-2，这应该与自结合子晕的人口的-1.9左右相比较。在r_50附近，大约60%的质量在亚结构中，大约30%在自结合亚晕中。最高分辨率模拟的内部35千秒差距只有0.5%的质量在自约束subhaloes，但3.3%的检测到的子结构，再次主要是潮汐流。太阳位置附近的密集潮汐流具有约为当地平均值的1%的3-D质量密度，并且填充速度分布的高速尾部。
2010-10-12 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: II. Stripped Subhaloes
在论文中，我们使用的CUSP形式主义，从第一原理和没有一个自由参数的准确丰度和径向分布的扩散DM（dDM）和subhaloes吸积到晕和他们的祖先在所有以前的时间。在这里，我们使用这些结果作为初始条件的监测subhaloes和dDM内的主机晕的演变。具体而言，忽略动力学摩擦，我们准确地计算了重复的潮汐剥离和加热的影响，因为他们的主机晕内的轨道和推断的dDM和subsubhaloes，他们释放到内晕介质。然后，我们计算预期的丰度和径向分布的剥离subhaloes和dDM。这个推导澄清了晕浓度在子结构中的作用，并揭示了模拟中发现的一些关键特征的起源，包括子结构对晕质量的依赖。此外，还揭示了动摩擦对子结构的特殊影响。这里导出的结果是纯粹的吸积晕。在论文III中，我们完成了研究，解决低质量subhaloes的情况下，不受动力摩擦，在普通的晕遭受重大合并。
2021-10-05 astro-ph.CO
Peaks above the Maxwellian Sea: A New Approach to Finding Substructure in N-Body Haloes
我们描述了一种新的算法，从N体模拟中寻找暗物质晕内的子结构。该算法依赖于这样的事实，即晕中动态不同的子结构将具有显著不同于平均值的{ \em局部}速度分布，即平滑背景晕。我们使用粗粒度的细胞为基础的方法来表征大尺度的平均场，而核平滑过程被用来确定当地的速度分布。比较这两个估计的比率，使我们能够识别出相对于背景在速度空间中强烈聚集的粒子，从而驻留在子结构中。从这个离群值群体中，使用类似于双曲线的方法来识别组。使用泊松噪声参数拒绝误报。这种方法不需要搜索光环的完整相空间结构，这是一项重要的任务，因此在计算上是有利的。我们将我们的算法应用到几个测试案例中，并表明它不仅可以识别subhaloes，相空间中的约束超密度，但可以恢复潮汐流具有高纯度。我们的方法甚至可以找到在物理空间或相空间中不显着过密的流。
2011-07-21 astro-ph.CO
Dependence of the Substructure Abundance on the Orientation Coherence of the Halo Tidal Field
团晕的子结构丰度对周围潮汐场的取向相干性的依赖性的数值证据。应用自适应最小生成树（MST）算法的集群晕与$M\ge 10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$从大MultiDark-Planck模拟，我们确定主要的MST干组成的多个节点的细丝和测量其特定的大小（每个节点的空间范围），量化的方向一致性的潮汐场的集群规模。根据主丝的具体尺寸将团晕分为5个样品，并计算5个样品的质量分布，我们研究了团晕的子结构丰度在5个样品之间是否存在差异以及如何存在差异。结果表明，团簇晕镶嵌在具有较大比尺寸的丝中，往往具有较少的亚结构。这种反相关性也被证明是强大的，对缩小形成时代的集群晕，以及对固定的节点数的细丝。考虑到具有较大比尺寸的细丝形成于周围潮汐场在其主轴方向上在大尺度上相干的区域，我们认为，在具有较大比尺寸的细丝中，由于垂直于细丝细长轴的平面中的切向速度的发展，卫星下落和物质吸积到星系团晕上应该被阻碍。
2018-01-30 astro-ph.CO
Substructure depletion in the Milky Way halo by the disk
我们采用数值模拟和简单的分析估计认为，暗物质子结构的内部区域的银河系轨道可以有效地破坏磁盘冲击，一个动力学过程，已知影响球状星团。我们进行了一组基准的高分辨率无碰撞模拟，在其中，我们自动地生长一个磁盘，使我们能够检查磁盘上的子结构丰度的影响。我们还跟踪了高分辨率Aquarius模拟中的暗物质卫星的轨道，并分析估计了累积晕和磁盘冲击效应。我们的计算表明，只有10%的银河系总质量的磁盘的存在下，可以显着改变晕内部的子结构的质量函数。这具有重要的意义，特别是对于在银河系中心~30 kpc范围内看到的相对较少的卫星，在那里，盘冲击预计将使10^9 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约2倍，10^7 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约3倍。最大质量的10^10 M $_{\odot}$的次晕即使在盘的存在下也能存活下来。这表明不存在内部缺失卫星的问题，并质疑这些子结构是否可以在磁盘中产生瞬态特征，如多臂螺旋图案。此外，暗物质子结构通过撞击盘和中央隆起的重子结构而耗尽，这可能会加剧问题，以充分解释引力透镜系统中观察到的通量异常，并显着降低了内晕附近子结构预期的暗物质湮灭信号。
2009-12-07 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: I. Accreted Subhaloes
这是第一个系列的三篇论文致力于研究晕子结构的分层宇宙学的CUSP形式主义的手段。本文导出了暗晕和吸积在暗晕上的弥散暗物质（dDM）及其前身的性质。具体来说，我们与dDM目前在任何时候在晕间介质的真实宇宙或宇宙学模拟与相应的自由流动的质量或晕分辨率质量，分别，并建立subhaloes和它们的种子在初始密度场之间的联系。通过监测的崩溃和virialisation的晕，我们从第一原理，没有一个自由参数的丰度和径向分布的dDM和subhaloes吸积到他们身上。我们的预测与模拟结果非常一致，但对于预测的吸积dDM的分数，这是大于在以前的工作中报道的，因为他们只计算吸积到最后的晕上的dDM，而不是到它的祖先。这里所追求的推导澄清了子结构的一些关键特征的起源。总体而言，我们的研究结果表明，CUSP是一个强大的工具，了解晕子结构和扩展的模拟结果，以任意质量，红移和形成时间的晕在任何层次的宇宙学赋予随机高斯密度扰动。
2021-10-20 astro-ph.CO
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
Boosting the 21 cm forest signals by the clumpy substructures
我们研究的贡献subhalos的21厘米森林信号。晕可以容纳子结构，并且包括那些小尺度团块的影响可以潜在地提高21 cm光学深度，有利于检测21 cm森林信号。我们估计的升压因子表示的光学深度的比率，由于subhalo的贡献，由于主机晕单独（没有subhalos）。即使对于质量为$10^5 M_{\odot}$级的小主体晕，光学深度提升因子可以忽略不计，但是对于质量为$10^7 M_{\odot}$级的主体晕，次晕贡献可以将光学深度提高一个数量级。通过在与21 cm森林信号相关的晕质量范围上积分而获得的所得21 cm吸收线丰度由于子结构而可以增强高达$10\%$阶。对于21 cm森林检测，较大宿主晕的较大增强因子将是特别感兴趣的，因为较大宿主晕对21 cm森林信号的贡献较小，这是由于它们比较小宿主晕具有更高的温度和更少的丰度。因此，subhalos可以很好地帮助更大的主机晕更重要的信号估计，不考虑subhalos，可能不会给21厘米森林信号的贡献。
2023-03-07 astro-ph.CO
Hunting for dark halo substructure using submilliarcsecond-scale observations of macrolensed radio jets
暗晕子结构可能会通过次级的、小尺度的引力透镜效应显现出来，这些透镜效应作用于被前景星系宏观透镜化的光源。在这里，我们探讨的前景，使用甚长基线干涉测量（VLBI）观测多重成像的类星体喷流搜索亚毫角秒尺度的图像失真所产生的各种形式的黑暗子结构在1 e3 - 1 e8 Msolar质量范围。我们目前的透镜模拟相关的角分辨率可与现有的欧洲VLBI网络（EVN），全球VLBI阵列，和即将到来的观测模式中，阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）连接到全球VLBI阵列。虽然这种类型的观测对标准的冷暗物质次晕不敏感，但它们可以用来探测在替代结构形成情景中预测的更紧凑形式的晕子结构。通过映射~5个强透镜系统，如果它们在这些透镜中的暗物质中占>1%，则应该有可能检测到或有力地排除1 e3 - 1 e6 M太阳质量范围内的原始黑洞。超致密的小晕很难用这种技术探测到，但如果它们占暗物质的10%以上，原则上可以探测到1 e6 - 1 e8的太阳超致密小晕。
2013-02-25 astro-ph.CO
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dominance of Metal-Rich Streams in Stellar Halos: A Comparison Between Substructure in M31 and Lambda-CDM Models
对仙女座星系（M31）进行的广泛的光度测量和光谱测量发现了遍布M31恒星晕的潮汐碎片特征。我们目前的恒星运动学和金属丰度领域确定的子结构，从我们正在进行的SPLASH调查的M31红巨星支星与DEIMOS摄谱仪的凯克II 10米望远镜。径向速度标准用于隔离运动学冷子结构的成员。的子结构被证明是富含金属的相对于其余的动态热恒星星族在字段中，他们被发现。我们计算的平均金属丰度和平均表面亮度的各种运动学组件在每个字段中，并表明，平均而言，较高的表面亮度功能往往是更丰富的金属比较低的表面亮度功能。通过在宇宙学背景下吸积恒星晕形成的模拟被用来说明所观察到的趋势可以解释为所观察到的矮星系质量-金属丰度关系的自然结果。一个显着的传播在金属丰度在给定的表面亮度的数据，我们表明，这是由于时间的影响，即在时间的变化，因为吸积的潮汐流的祖到主机晕。我们表明，在这个理论框架中的α-增强和潮汐流的表面亮度之间的关系是预期的，这是由不同的时间吸积的祖卫星到主机晕。因此，测量的α-富集，金属丰度，和潮汐碎片的表面亮度，可以用来重建亮度和时间的吸积到主机晕的潮汐流的祖先。
2009-08-07 astro-ph.CO
The ongoing assembly of a central cluster galaxy: Phase-space substructures in the halo of M87
星系的晕保留了它们形成历史的独特记录。我们首次对室女星系团的中心星系M87的相空间晕子结构进行了观测和理论研究。我们分析了488个球状星团（GC）的前所未有的宽视场，高精度光度和光谱数据集，其中包括新的，大半径斯巴鲁/Suprime-Cam和Keck/DEIMOS观测。我们发现签名的两个子结构中的位置-速度相空间。一个是与外晕中已知的恒星细丝相关的小的冷流;另一个是内晕中的大的壳状图案，这意味着大规模的，迄今为止未被识别的吸积事件。我们进行了广泛的统计测试和独立的金属丰度分析，以验证这些功能的存在和特性，并提供更一般的方法，为未来的河外相空间子结构的研究。冷的外部流是一致的矮星系吸积事件，而对于内壳层有一个低的祖质量暗示的冷速度色散，和大量的GC，这可能是解决了~0.5 L* E/S 0祖的高质量之间的张力。我们还进行了M87类引力势中较小星系吸积的原理验证数值模拟。这些产生类似的功能，观察到的子结构，这应该有可观察的寿命~1 Gyr。壳层和流GC一起支持这样一种假设，即M87的扩展恒星包层是由持续到今天的稳定的物质雨建立起来的。这种相空间方法显示出独特的潜力，详细测试的星系形成超出本星系群。
2011-12-16 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
Dark matter halos in the multicomponent model. I. Substructure
具有自相互作用的多组分暗物质允许物种相互转化，是一种有前途的范例，已知它成功地同时解决了传统$Λ$ CDM宇宙学在星系和亚星系尺度上的主要问题。在本文中，我们提出的$N$体模拟的最简单的两个组件（2cDM）模型，旨在研究质量$M\lesssim10^{12}M_\odot$的暗物质晕的分布。特别是，我们调查的最大圆速度函数的晕是如何影响的速度依赖性的自相互作用的横截面，$σ(v)\propto v^a$，并与现有的观测数据进行比较。结果表明，2cDM范例的自相互作用截面的范围内，每粒子质量（评估在$v=100$ km s $^{-1}$）的$0.01\lesssim σ_0/m\lesssim 1 $ cm $^2$ g $^{-1}$和质量简并$Δm/m\sim 10^{-7}-10^{-8}$是强大的解决的子结构和太大而失败的问题，通过抑制子结构具有小的最大圆周速度，$V_{\rm max}\lesssim100$ km s $^{-1}$。我们还讨论了在本星系团中观测到的主晕中矮星的径向分布与CDM模拟结果之间的不一致。这可以看作是CDM的一个小问题。我们证明，这种分歧是缓解在2cDM。最后，计算的2cDM结构的物质功率谱表明该模型与现有的Ly-$α$森林约束的一致性。
2017-11-29 astro-ph.CO
Abell 2744: Too much substructure for Lambda CDM?
Jauzac等人（2016）在Abell 2744中发现的大质量子结构由于其数量和靠近星团中心而对冷暗物质范式提出了挑战。我们使用一个最大的N体模拟，千年XXL，调查的大样本的大量暗物质晕的子结构。考虑了一系列影响与观测结果比较的影响，扩展了Jauzac等人（2016）进行的初步评估。模拟中有数十个总质量与Abell 2744相当或大于Abell 2744的晕。然而，我们没有发现质量子结构（> 5 10^13 Msun）的数量和分布与阿贝尔2744的观测结果接近的晕。极值统计的应用表明，我们需要模拟至少十倍于千禧XXL体积的物质，才能找到一个内部结构与阿贝尔2744相似的暗物质晕。解释星系团中大质量子结构的分布是等级模型需要解决的一个新障碍，这一障碍不会因为对重子物理学的诉求或对暗物质粒子性质的不确定性而减弱。
2017-02-02 astro-ph.CO
Signatures of Kinematic Substructure in the Galactic Stellar Halo
来自坠落卫星的潮汐碎片可以在星系晕的相空间分布中留下可观测的结构。这样的子结构可以表现在晕中恒星的空间和/或速度分布中。本文重点研究一类子结构，这是纯粹的运动性质，没有伴随的空间特征。为了研究它的性质，我们使用模拟恒星晕动态填充通过Lactea II高分辨率N体模拟与恒星。在拉克蒂亚大道的内晕中，有相当一部分恒星具有共同的速度和金属丰度，尽管它们在空间上是弥散的。我们认为，这种运动学的子结构是一个通用的功能，潮汐碎片从旧的合并，并可能解释检测径向速度子结构的内晕的斯隆扩展银河系的理解和探索。GAIA卫星将提供数量空前的恒星的自行，它将进一步描述内晕中的运动学亚结构。我们对Via Lactea模拟的研究表明，恒星晕可以用来绘制局部暗物质晕的速度分布，这对暗物质直接探测实验具有重要意义。
2015-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
A machine learning-based method for populating dark matter halos in N-body simulations with substructure
Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Department of Physics, Sharif University of Technology（谢里夫理工大学物理系）
提出一种基于机器学习的方法，利用分类器和最近邻搜索，从高分辨率模拟中为低分辨率N体模拟的暗物质晕快速填充亚晕，预测误差低于5%。
2026-10-01 astro-ph.CO
Anisotropy probe of galactic and extra-galactic Dark Matter annihilations
本文研究了银河系和外星系晕中暗物质湮灭产生的γ射线通量和角功率谱。湮灭信号接收来自以下方面的贡献：a）平滑的MW晕，b）MW中已分辨和未分辨的子结构，c）所有红移处的外部DM晕，包括d）它们的子结构。采用自洽的描述本地和河外的子结构，我们表明，湮灭流量从子结构中的MW占主导地位的所有其他组件的角度大于O（1）度的银河系中心，除非采取极端处方的子结构浓度。我们还计算了伽马射线各向异性的角功率谱，发现对于粒子物理参数的乐观选择，费米LAT卫星很快就能在低多极子（l<100）发现DM湮灭的有趣特征，其中主要贡献来自质量M>10^4太阳质量的MW子结构。对于我们采用的子结构模型，我们发现河外湮灭的贡献在所有尺度上都是可以忽略的。
2009-01-19 astro-ph.CO
The Effects of Varying Cosmological Parameters on Halo Substructure
我们研究了不同的宇宙学参数，如WMAP和普朗克任务提供的参数，如何影响暗物质晕子结构的性质和演化。我们使用了一系列平坦的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙学$N$体模拟的结构形成，每个具有不同的功率谱，但相同的初始白噪声场。我们的基准模拟是基于WMAP第七年宇宙学的参数。然后，我们系统地改变了光谱指数，$n_s$，物质密度，$Ω_M$，和归一化的功率谱，$σ_8$，为7个独特的模拟。在这些，我们研究的subhalo质量函数，质量分数，最大圆速度函数，空间分布，浓度，形成时间，吸积时间和峰值质量的变化。我们消除了subhalo属性对主机晕质量的依赖，并在许多主机上进行平均以减少方差。虽然“相同的”subhalos从相同的初始过密度峰值在较高的$σ_8, n_s$，和$Ω_m$模拟吸积较早，并最终质量较低，更接近晕中心在$z=0$，连续subhalos吸积和破坏的过程中，导致这些属性的稳态分布在所有subhalos在一个给定的主机。这种稳态机制消除了宇宙学对上面列出的所有性质的依赖性，除了次晕浓度和$V_{max}$，它们在更高的$σ_8, n_s$和$Ω_m$模拟中保持更大，以及次晕形成时间，它保持更早。我们还发现，用于计算尺度半径和晕发现者使用的数值技术可以显着影响的浓度-质量关系计算的模拟。
2014-03-26 astro-ph.CO
Fine-grained dark matter substructure and axion haloscopes
本研究开发了精细轴子暗物质子结构模型，发现该子结构在轴子晕镜实验中不仅可探测，且在高频率分辨率下能增强轴子可探测性，推动高分辨率数据分析以揭示QCD轴子证据。
2025-09-18 astro-ph.CO hep-ph
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. IV. Two foreground populations possibly associated with the Monoceros substructure in the direction of NGC2419 and Koposov2
被称为麒麟座环的星系晕恒星结构的起源仍在争论中。在这项工作中，我们使用深CFHT宽场测光研究了球状星团NGC 2419和Koposov 2的晕子结构，其中麒麟座的存在变得重要，因为它们的投影位置重合。使用斯隆数字巡天光度和光谱学在这些球状星团周围的区域和超越，在那里相同的麒麟座人口被检测到，我们得出结论，第二个功能，不太可能与银河系盘星沿视线，是目前作为前景人口。我们的分析表明麒麟座环可能是由一个年龄为t ~ 9 Gyr的老恒星星族和一个年龄为t ~ 4 Gyr的新恒星族组成。或者，这个探测可能与麒麟座在天空方向的第二次包裹有关，也表明环中的金属丰度分布。在这个晕子结构的其他部分检测到这种低密度特征将揭示其性质。
2015-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic Evidence for Halo Substructure in Spiral Galaxies
本文介绍了对两个旋涡星系M83（NGC 5236）和M94（NGC 4736）外围行星状星云的运动学研究结果。我们发现，在星系的内部区域，垂直速度色散（sigma_z）与光指数下降，如预期的恒定的质光比，恒定厚度的磁盘。然而，从四个光学尺度长度开始，sigma_z渐近线大约在20 km/s。我们的分析也发现了在外部区域，特别是在M94中有显著耀斑的证据。这些意见是在很好的协议与来自模型的磁盘加热晕子结构的预测，并展示了如何在外部磁盘的螺旋运动调查可以用来测试层次模型的星系形成。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the line-of-sight contribution in substructure lensing
我们研究如何爱因斯坦环和放大弧的小质量的暗物质晕沿视线放置到引力透镜系统的影响。通过比较引力签名的视线晕与透镜星系内的子结构，我们得出一个质量红移关系，使我们能够重新调整检测阈值（即最低可检测质量）的子结构的检测阈值的视线晕在任何红移。然后，我们量化的视线的贡献，可以通过强引力透镜检测到的低质量物体的总数密度。最后，我们评估了不同质量和红移的子结构和视线晕之间的简并性，以提供对当前和未来检测的统计解释，目的是区分CDM和WDM。我们发现，视线晕统计上占主导地位的子结构，由一个量，强烈依赖于源和透镜红移，并选择暗物质模型。对于低透镜和源红移（对于SLACS透镜），子结构约占微扰子总数的30%，但对于高红移系统，子结构不到10%。我们还发现，对于具有足够高的信噪比和角分辨率的数据，双透镜平面配置产生的非线性效应使得人们能够通过观测恢复视线晕红移。在68%的置信水平下，绝对误差精度为0.15。
2018-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Population of the Andromeda Stellar Halo from a Subaru/Suprime-Cam Survey
我们提出了一个光度调查的恒星晕的仙女座星系，使用Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。详细分析VI色星等图的解决恒星星族被用来测量的属性，如视距，表面亮度，金属丰度，和年龄，这些被用来隔离和表征不同的组成部分的M31晕：（1）几个子结构，（2）光滑的晕。首先，我们研究了M31的晕子结构沿西北/东南短轴到R ~ 100 kpc和西南长轴区域在R ~ 60 kpc。我们证实了Ibata等人（2007）报道的东南晕中的两个亚结构，并在西北晕中发现了两个过密的亚结构。我们研究了这四个子结构以及包括西大陆架在内的其他结构的性质，发现这些系统之间的恒星星族存在差异，从而表明每个系统都有不同的起源。我们的统计分析表明，M31晕作为一个整体可能包含至少16个子结构，每一个都有不同的起源。其次，我们研究了R > 100 kpc的基础，光滑和扩展的晕分量的性质。我们发现这个光滑晕的表面密度可以用尺度半径为17 kpc的Hernquist模型或R^{-2.17 +/-0.15}的幂律分布拟合。与相对平滑的晕密度分布相反，它的金属丰度分布似乎是空间上不均匀的，随着半径的非单调变化，这表明晕人口没有足够的时间来动态均匀的吸积人口。对M31晕形成的进一步影响进行了讨论。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Focusing and Substructure Effects on the Rate Modulation in Direct Dark Matter Searches
我们研究了太阳对暗物质的引力聚焦（GF）如何影响非定向直接暗物质搜索中预期信号的年度和两年调制，在局部暗晕中存在暗物质子结构.我们认为人马座流和一个可能的黑暗的磁盘，并表明，GF抑制一些，但不是所有的显着特点，将表征子结构的黑暗晕被GF忽略。
2015-07-27 astro-ph.CO hep-ph
The effects of dynamical substructure on Milky Way mass estimates from the high velocity tail of the local stellar halo
我们调查的影响，动力流和子结构的估计本地逃逸速度和总质量的银河系质量的星系模拟本地晕星的高速尾巴。我们使用了一套高分辨率，磁流体力学宇宙放大模拟，解决了相空间子结构的局部体积周围的太阳一样的位置。我们表明，相空间结构显着不同的位置在个别星系和整个套件。子结构不均匀地填充高速尾部，并导致质量估计的差异。我们表明，流的组合，样本噪声和截断的高速尾部低于逃逸速度导致分布的质量估计值的中位数低于真实值的$\sim 20 \%$，并蔓延的一个因素2整个套件。修正这些偏差后，我们得到了Deason等人提出的银河系质量的修正值$1.29 ^{+0.37}_{-0.47} \times 10^{12}$ $\rm M_{\odot}$。
2019-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure of fuzzy dark matter haloes
通过求解与质量相关的势垒函数的偏移集问题，导出了模糊暗物质的晕质量函数。我们发现，与Sheth-Tormen HMF的FDM方法相比，我们的方法具有更高的截止质量，并且截止质量随红移的变化不太强烈。使用合并树构造与修改后的版本的莱西和科尔形式主义，占抑制小尺度功率和FDM晕的尺度依赖性的增长和半解析GALACTICUS代码，我们研究了统计的晕子结构，包括从动态摩擦和潮汐剥离的影响。我们发现，如果暗物质是冷暗物质（CDM）和FDM的混合物，则在小尺度上会对晕子结构产生抑制，这可能能够解决纯CDM模型所面临的缺星问题。随着FDM分数的增加或FDM质量的减少，抑制变得更强。因此，它可以用于约束FDM模型。
2016-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Energetic neutrinos from the Sun and Earth and dark matter substructure
暗物质晕包含着丰富的子结构，其形式为暗晕和潮汐流。这些区域的暗物质密度的增强导致直接探测实验中的速率增强，以及太阳和地球中的暗物质捕获速率增强。直接探测实验探测现今的暗物质密度，而高能中微子探测沿着太阳系绕银河系中心的轨道的暗物质密度的过去历史。我们讨论了如何使用高能量中微子通量来探测太阳系银河半径处存在的亚结构水平。
2009-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep Learning the Morphology of Dark Matter Substructure
强引力透镜是研究暗物质晕结构的一个很有前途的方法。深度学习方法有可能准确识别包含子结构的图像，并将WIMP暗物质与其他动机良好的模型区分开来，包括暗物质凝聚物和超流体的涡旋子结构。这对未来确定暗物质的真实性质至关重要。我们实现了，第一次，分类方法来识别暗物质子结构的基础上模拟强透镜图像与不同的子结构。利用在模拟图像集上训练的卷积神经网络，我们证明了深度神经网络可靠区分不同类型的暗物质子结构的可行性。随着LSST即将推出，预计将有数千张强透镜图像，我们预计监督和无监督深度学习模型将在确定暗物质的性质方面发挥关键作用。
2019-09-16 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ph
TDCOSMO III: Dark matter substructure meets dark energy -- the effects of (sub)halos on strong-lensing measurements of $H_0$
时间延迟宇宙学利用强引力透镜中图像之间的到达时间延迟来测量宇宙学参数，特别是哈勃常数$H_0$。时间延迟宇宙学中使用的透镜模型忽略了暗物质晕和视线晕，因为它们的影响被假定为可以忽略不计。我们明确量化这一假设，通过分析模拟透镜系统，包括完整的人口的暗物质subhalos和视线晕，应用相同的建模假设，在文献中使用的推断$H_0$。我们的模拟镜头的基础上，六个四倍成像类星体，提供了测量的哈勃常数，并量化的额外的不确定性和/或偏见的透镜透镜的基础。我们发现，省略暗子结构不偏向$H_0$的推论。然而，来自子结构的扰动在$H_0$的推断值中贡献了随机不确定性的额外来源，该推断值按透镜体积除以最长时间延迟的平方根缩放。这个额外的不确定性来源，我们提供了一个拟合函数，范围从$0.7 - 2.4\%$。它可能需要被纳入误差预算作为宇宙学推断从单透镜的精度提高，并设置一个精度限制从单透镜的推断。
2020-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Dark Matter Substructures around the Milky Way with Gaia
冷暗物质（CDM）理论是现代宇宙学和天体物理学的支柱，它预言了银河系周围存在大量无星暗物质晕。然而，这些“黑暗”子结构的明确观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们提出了一种检测方法的基础上小，但可检测的，速度变化的轨道子结构强加在MW磁盘上的恒星。使用高分辨率的数值模拟，我们估计，新的太空望远镜盖亚应该检测到一些无星子结构的运动学特征提供CDM范式持有。这样的测量将在低质量尺度上对原始物质的功率谱提供前所未有的限制，并提供对暗物质的粒子物理性质的新处理。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Out of sight, out of mind? The impact of correlated clustering in substructure lensing
揭示暗物质结构在质量尺度上的存在的一个有希望的途径是通过它们对强引力透镜的影响。我们研究的作用，本地，镜头接近集群在提高透镜的概率相对于子结构和非集群的视线（LOS）晕的贡献。使用两个宇宙学模拟，可以解决晕质量的$M_{\rm halo} \simeq 10^{9}\ M_{\odot}$（在一个模拟框的长度$L_{\rm box}{\sim}100\,{\rm Mpc}$）和$10^{7}\ M_{\odot}$（$L_{\rm box}\sim20\,{\rm Mpc}$），我们表明，在透镜主机附近的集群产生一个明显的增强相对于一个假设的非集群晕，持续到$> 20\,R_{\rm vir}$。这种增强超过了使用双晕项来解释聚类的估计，特别是在$2-5\,R_{\rm vir}$内。我们提供了一个分析表达式，这种过剩，集群的贡献。我们发现，本地集群提升预期的$10^9 \ M_\odot$扰动晕${\sim}35\%$相比，单独的子结构，结果将显着提高预期的信号低红移（$z_l \simeq 0.2$）镜头，其中子结构贡献大幅相比LOS晕。我们还发现透镜相对于视线的取向（例如，视线是否通过透镜的长轴）也可以对透镜信号产生显著影响，与随机取向相比，将计数增加额外的$\sim 50\%$。如果发现的透镜偏向于沿着其主轴定向，这可能是重要的。
2021-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Substructure under the Electron Scattering Lamppost
我们研究了暗物质-电子散射实验与盖亚数据所暗示的附近可能存在的新的暗物质亚结构之间的相互关系。我们展示了运动学子结构如何影响半导体中暗物质-电子散射的平均光谱和调制光谱，以及未来实验对这些目标的发现。相反，我们展示了未来的数据可以探测和约束的子结构暗物质部分，即使它构成了次主导的局部暗物质密度的组成部分。
2020-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep learning the astrometric signature of dark matter substructure
我们研究了机器学习技术在探测暗物质子结构的天体测量特征中的应用。在这个原理的证明中，银河系中的一群暗物质暗晕将充当星系外起源源（如类星体）的透镜。我们训练{ \it ResNet-18}，这是一种最先进的卷积神经网络，用于将类星体群体的角速度图分类为透镜类和非透镜类。我们表明，一个类似SKA的调查与扩展的操作基线可以用来探测银河系的子结构内容，并演示了公理属性可以用来定位子结构透镜地图。
2021-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting dark matter substructure with lensed quasars in optical bands
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Technology, Wuhan University（武汉大学物理科学与技术学院）
本文提出利用透镜类星体光学流量比探测暗物质子结构，通过KS检验分析100个强透镜系统，证明四像系统约束最强，并指出多波段流量比可显著减少所需样本量。
2025-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prospects for Detecting Dark Matter Halo Substructure with Pulsar Timing
现代宇宙学的一个悬而未决的问题是暗物质晕及其子结构的性质和特性。本文研究了暗物质子结构对脉冲星计时观测的引力效应。由于毫秒双星是稳定和精确的发射体，它们被认为是探测暗物质结构引力效应的可行天体物理工具。我们通过夏皮罗时间延迟（或综合萨克斯-沃尔夫（ISW）效应）和多普勒效应统计研究了这种对脉冲星计时的影响，表明后者在信号中占主导地位。对于这项任务，我们将脉冲星频率变化的功率谱与小尺度上的物质功率谱联系起来，我们使用稳定的聚类假设来计算。我们比较这个功率谱与当前和未来的观测脉冲星定时设计的引力波（GW）检测。我们的研究结果表明，虽然目前的观测无法检测到这些信号，但即将到来的平方公里阵列（SKA）的灵敏度仅比我们乐观的预测弱几分之一。
2011-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The angular power spectrum of the diffuse gamma-ray background as a probe of Galactic dark matter substructure
银河系内部的暗物质湮灭会在整个天空中产生强度非常恒定的弥散伽马射线辐射，一般来说，在与银河系中心成几十度以上的角度时，这种信号会超过平滑的晕轮信号。来自子结构的发射的大尺度各向同性表明，从河外伽马射线背景中提取银河系暗物质信号可能是困难的。我表明，暗物质子结构诱导特征的小尺度各向异性的漫发射，这可能提供了一个强大的手段区分这一组成部分。我讨论的角功率谱的漫发射从各种河外源类，以及从银河系的暗物质的预测，并表明，总的测量发射的角功率谱的能量依赖性可以用来自信地确定从银河系的暗物质的伽马射线信号。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Building Halo Merger Trees from the Q Continuum Simulation
宇宙学N体模拟是当今计算量最大的工作之一。一个关键的挑战是分析数十亿个紧凑的粒子团簇（称为晕）的结构、子结构和合并历史。有效地表示合并的历史晕是必不可少的许多星系形成模型用于生成合成天表，现代宇宙学模拟的一个重要应用。生成真实的模拟目录需要从模拟中计算大量的晕形成历史，并在许多时间步长内产生数十亿个晕，需要数百TB的分析数据。我们提出了快速并行算法产生晕合并树和跟踪晕子结构从一个单级，基于密度的聚类算法。合并树是通过分析相邻快照中的晕粒子隶属函数来创建的，子结构是通过跟踪合并晕的"核心"--靠近晕中心的粒子集来识别的。核心跟踪在创建合并树之后执行，并使用在树构造期间发现的关系将子结构与主机相关联。这些算法是用MPI实现的，并在Cray XK7超级计算机上进行了评估，使用了来自现代宇宙学模拟框架HACC的多达16，384个过程。我们目前的结果创建合并树从101个分析快照从Q连续体，大体积，高质量分辨率，宇宙学模拟进化的半万亿粒子。
2020-08-19 astro-ph.CO cs.DC
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation
我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Halo Substructure in Gaia Data Release 1
我们在第谷盖亚天体测量解决方案（TGAS）数据集中确定了一个晕子结构，与RAVE上的数据发布交叉匹配。经过质量切割后，具有大径向作用（$J_R > 800$ kms $^{-1}$ kpc）的恒星被提取出来。这些恒星的一个子集在经度和速度上聚集在一起，可以通过进一步的切割来选择。这14颗恒星以$(X,Y,Z) \approx (9.0,-1.0,-0.6)$ kpc为中心，在晕中形成了一个相干运动的结构，其中值为$(v_R,v_ϕ,v_z) = (167.33,0.86,-94.85)$ kms $^{-1}$。它们都是贫金属巨星，[Fe/H] $=-0.83$为中等值。为了防止距离误差的影响，我们计算了14颗恒星中的8颗的分光光度距离。我们发现有6颗恒星还在同步运动。这6颗恒星的[Fe/H]分布$\sim -0.7$也更紧密，只有一个例外（[Fe/H] = -2.12）。我们的结论是，存在的共动集群是稳定的，对距离估计的变化和猜测，这是一个很久以前吸积的球状星团溶解残留。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
AI-assisted super-resolution cosmological simulations II: Halo substructures, velocities and higher order statistics
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Flatiron Institute（弗拉蒂伦研究所）；University of California Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
在这项工作中，我们扩展和测试我们最近开发的超分辨率（SR）模型的能力，以产生高分辨率（HR）实现的全相空间物质分布，包括位移和速度，从计算成本低的低分辨率（LR）宇宙学N体模拟。SR模型通过产生512倍的示踪粒子来提高模拟分辨率，延伸到复杂结构形成过程发生的深度非线性区域。我们验证了SR模型部署在10个测试模拟箱大小100 Mpc/h，并检查在红移空间的物质功率谱，双谱和二维功率谱。我们发现生成的SR字段匹配真实的HR结果在百分比水平下到k ~ 10 h/Mpc的尺度。我们还识别和检查暗物质晕及其子结构。我们的SR模型生成视觉上真实的小尺度结构，这不能通过LR输入来解决，并且与真实的HR结果具有良好的统计一致性。SR模型在晕占据分布、实空间和红移空间中的晕相关以及成对速度分布上的表现令人满意，与HR结果相匹配，具有可比的散射，从而证明了它在制作模拟晕星表方面的潜力。SR技术可以是一个强大的和有前途的工具，模拟小尺度星系形成物理在大宇宙体积。
2021-09-17 astro-ph.CO cs.LG
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decoding Dark Matter Substructure without Supervision
暗物质的身份仍然是当今物理学中最紧迫的问题之一。虽然在过去的半个世纪里，人们提出了许多有希望的暗物质候选者，但迄今为止，暗物质的真实身份仍然难以捉摸。虽然有可能在众多候选者中有一个可能是暗物质，但至少同样可能的是，正确的物理描述还没有被提出。为了应对这一挑战，机器学习的新应用可以帮助物理学家从理论不可知论的角度深入了解暗区。在这项工作中，我们展示了使用无监督机器学习技术来推断子结构的存在下，在暗物质晕使用星系-星系强透镜模拟。
2021-09-28 astro-ph.CO hep-ph
Stellar streams and dark substructure: the diffusion regime
冷暗物质的图像预言了在星系晕内有丰富的亚结构。然而，大多数子结构没有恒星，只能间接检测。恒星流是探索这一黑暗结构的一个很有希望的方法。这些流来自潮汐剥离的星团或矮星系，它们的低动力学温度和可忽略的自引力使它们对由经过的黑暗子结构引起的引力扰动有着清晰的记忆。由于这个原因，扰动恒星流一直是大量研究的主题。虽然以前的研究主要是数值计算，我们在这里表明，在扩散制度-流星受到许多小的速度踢-流扰动可以理解在一个完全的分析水平。特别是，我们推导出如何（三维）的子结构密度场的功率谱确定的（一维）密度的恒星流的功率谱。我们的分析描述提供了一个清晰的画面流扰动的行为，在一个扰动的环境，其中可能包括黑暗和发光的子结构的贡献。特别是，气流扰动的幅度最初增长，进入稳定状态，并最终衰减。通过直接关联恒星流扰动周围的物质分布，这个分析框架是一个多功能的新工具，通过天体物理观测探测暗物质的性质。
2022-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sensitivity of Substructure Lensing to SIDM Core-collapse Model Variation
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Carnegie Science（卡内基科学）
通过测试多种核心坍缩晕模型，研究不同建模变化对有效偏转场散度和旋度的两点相关函数的影响，发现小尺度上透镜信号对模型变化敏感。
2026-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observability of Dark Matter Substructure with Pulsar Timing Correlations
小尺度下的暗物质亚结构目前是弱约束的，对它的研究可能有助于揭示暗物质的本质。本文研究了暗物质子结构的引力效应对脉冲星定时阵列中脉冲星相位测量的影响。由于几年来观测到的脉冲相位的稳定性，地球-脉冲星系统周围的暗物质子结构可以在引力多普勒和夏皮罗延迟中留下可辨别的特征。我们计算了一般暗物质子结构引起的脉冲星相位相关，并对一些模型，如单色原始黑洞（PBH）和冷暗物质（CDM）的NFW subhalos项目的限制。这项工作扩展了我们以前的分析，侧重于静态或单一的过境事件，多个过境事件的随机分析。我们发现，随机相关性，在一个PTA类似的平方公里阵列（SKA），是唯一强大的约束subhalos轻$\sim 10^{-13}~M_\odot$，浓度低的标准CDM预测。
2020-05-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Subhalos in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
通过数值模拟，我们研究了小熊座冷恒星团的溶解时间尺度，由于相混合和引力相遇的组合与小熊座晕中的致密暗子结构。我们比较两种情况;一种是暗晕由光粒子的平滑质量分布组成，另一种是暗晕以子结构（subhalos）的形式包含10%的质量。在一个光滑的晕中，如果暗物质晕有一个大的核心，恒星团可以存活一个哈勃时间。相比之下，当添加点质量暗子结构时，团块几乎不能存活\sim 1.5 Gyr。这些结果对矮星系尺度的Λ-冷暗物质假设进行了有力的检验。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation structure of dark matter halo properties
我们调查九个不同的暗物质晕属性之间的相关性，使用秩相关分析和主成分分析的样本跨越五个数量级的质量晕。我们认为质量和浓度，年龄，relaxedness，球形度，三轴度，子结构，自旋和环境，其中后者的定义方式，使其不敏感的质量无量纲的措施。我们发现浓度是最基本的性质。除环境外，所有参数均与浓度有较强的相关性。浓度、年龄、子结构、质量、球度和松弛度可以被认为是一个参数族，尽管具有很大的分散性。相比之下，自旋，环境和三轴性是更加独立的，虽然自旋强烈相关的子结构和自旋和三轴性相关的浓度。尽管质量决定了光环的尺度，但所有其他属性对浓度更敏感。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
