Phase Space Distribution Functions and Energy Distributions of Dark Matter Particles in Haloes
本文定量评估了NFW profile和DARKexp对IllustrisTNG模拟中暗物质晕相空间分布函数与能量分布的拟合，发现DARKexp在低能态表现更优，并揭示了两者能量尺度间的近似关系。
2024-03-24 astro-ph.CO
Earth-mass haloes and the emergence of NFW density profiles
我们模拟中性伴子暗物质（$χ$ DM）晕从它们最初的崩溃，在$\sim$地球质量，高达百分之几的太阳。我们的研究结果证实，第一晕的密度分布由$\sim r^{-1.5}$幂律描述。随着晕质量的增长，它们的密度分布也会发生显著的变化。在中心区域，它们变浅，平均达到$\sim r^{-1}$，即NFW剖面的渐近形式。使用非宇宙学控制的模拟，我们观察到，在引力势的时间变化所造成的主要合并导致变浅的内部配置文件。这种转换是更显着的较浅的初始配置文件和合并系统的数量较多。根据合并的细节，所产生的配置文件可以比NFW在其内部区域更浅或更陡。有趣的是，当曲线由内斜率为$-1$的破幂律曲线（如NFW或Hernquist曲线）给出时，合并的影响要弱得多。这为NFW样轮廓的出现提供了一个解释：在它们最初的崩溃之后，$r^{-1.5}$ $χ$ DM晕遭受大量的主要合并，这逐渐使轮廓变浅。一旦建立了类似NFW的配置文件，随后的合并就不再更改配置文件。这表明，晕轮廓并不是普遍的，而是（1）微晕形成的物理学和（2）它们早期的合并历史的结合-两者都由暗物质粒子的性质决定-以及（3）NFW样轮廓对扰动的弹性。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of universality of dark matter profile from Subaru weak lensing measurements of 50 massive clusters
我们开发了一种新的方法来测量集群的透镜畸变配置文件与堆叠的缩放幅度的背景星系椭圆作为缩放的中心半径的函数，根据NFW预测每个集群，基于假设不同的集群在一个样本中遵循的通用NFW配置文件。首先，我们证明了这种方法的可行性，使用分析NFW模型和模拟晕在高分辨率$N$体模拟。然后，我们应用，作为一个概念的证明，这种方法的斯巴鲁弱透镜数据和XMM/钱德拉X射线观测的样本中的50个大规模的集群的红移范围$0.15\le z\le 0.3$，他们的晕质量范围超过一个数量级。为了估计每个星系团的NFW参数，我们使用晕质量代理关系的X射线观测值，无论是基于流体静力学平衡或气体质量，然后推断模型$c(M)$关系的晕浓度。我们评估的NFW缩放分析的性能，通过测量50集群透镜配置文件相对于NFW的预测在一个范围内的半径，$0.14\le R/[h^{-1}{\rm Mpc}]\le 2.8$的散射。我们发现了一个4 - 6 $σ$水平的证据，在50个集群的通用NFW配置文件，为两个X射线晕质量代理关系，虽然气体质量似乎是一个更好的代理底层的真实质量。通过比较的测量与模拟集群透镜考虑到斯巴鲁数据中的固有星系形状的统计误差，我们认为，额外的晕质量误差或固有散射的$σ_{\ln M_{500c}}\sim 0.2$ - $0.3$可以调和测量和模拟之间的差异。
2015-09-29 astro-ph.CO
Gravitational lensing by a generalised-NFW halo via the Fox $H$-function and its application to the super-NFW
提出用 Fox $H$-函数表示轴对称引力透镜性质的解析框架，应用于 gNFW 和 sNFW 轮廓并简化为超几何与椭圆函数，研究了 sNFW、NFW 和 Hernquist 透镜在最大像数下带符号放大率之和 $I$ 对源位置与 $κ_0$ 的依赖性。
2025-06-02 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
From inflation to dark matter halo profiles: the impact of primordial non-Gaussianities on the central density cusp
本研究通过无碰撞模拟和稀疏度分析考察小尺度强局域PNG对暗物质晕轮廓的影响，发现负$f_{\rm NL}$下NFW不再是稳定吸引子，而$z=1$晕最能保留PNG信息。
2024-04-07 astro-ph.CO
Chameleon Screening Depends on the Shape and Structure of NFW Halos
变色龙引力是一个例子，它在宇宙学尺度上产生了有趣的现象学，同时拥有一个屏蔽机制，使其能够避免太阳系的限制。这种模型导致非线性场方程，其只能在简单的高度对称系统中解析求解。本文用有限元方法研究了变色龙屏蔽标量-张量理论的运动方程。更具体地说，我们解决了球形和三轴NFW集群大小的晕场方程。这使得一个详细的调查之间的关系NFW浓度和维里质量参数和变色龙加速度的幅度，在维里半径测量。此外，我们还研究了晕三轴性对变色龙加速度的影响。我们专注于参数空间区域，仍然允许的观测约束。我们发现，给定我们的数据集，在维里半径的变色龙到NFW加速比的最大允许值是$\sim 10^{-7}$。这一结果有力地表明，变色龙模型仍然允许的观测约束不会导致任何可测量的影响星系团规模。尽管如此，我们也发现，有一个直接的关系之间的NFW潜力和变色龙NFW加速比维里半径。类似地，在NFW浓度、维里质量和维里半径处的加速度比之间存在直接的（然而复杂得多的）关系。最后，我们发现，三轴度引入额外的方向效应的加速度测量。这些效应结合在一起可能会被用于未来对第五种力量的观测研究。
2021-12-25 astro-ph.CO gr-qc
Detailed cluster lensing profiles at large radii and the impact on cluster weak lensing studies
在N体模拟中使用大量的射线追踪，我们详细研究了大规模暗晕周围的透镜轮廓，特别强调了维里半径周围的轮廓。我们将径向收敛轮廓与我们简单的分析模型预测进行了比较，径向收敛轮廓是在射线追踪模拟中通过堆叠许多暗晕而准确测量的。我们的分析模型包括一个主晕，这是由Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面与三种不同形式的截断，加上相关的物质（2晕项）周围的主晕。我们发现，平滑截断的NFW配置文件最好地再现模拟透镜配置文件，超过10倍的维里半径。然后，我们使用这个分析模型来研究集群弱透镜效应研究中的潜在偏差，其中一个单一的，未截断的NFW组件通常是假设在解释观测到的信号。我们发现，集群的质量，推断通过拟合减少切向剪切剖面与NFW剖面，往往被低估了约5-10%，如果拟合进行到约10 '-30'。相反，对于相同的拟合范围，浓度参数通常高估约20%。我们还研究了计算弱透镜质量峰的信噪比的偏差，发现对于显著的质量峰，它们<4%。在附录中，我们提供了光滑截断NFW剖面的有用公式。
2011-05-18 astro-ph.CO
Evidence for axion miniclusters with an increased central density
通过高分辨率N体模拟，研究发现在辐射主导时期坍缩的轴子微团簇在晚期会形成具有更陡峭内侧斜率的修正NFW轮廓，其高中心密度可能引发引力微透镜并对轴子探测产生直接影响。
2024-08-28 astro-ph.CO
A Salpeter IMF and an NFW halo: Disentangling the dark and stellar mass of an elliptical galaxy through precise lens modelling of a double-source-plane system
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；The University of Sydney（悉尼大学）
通过双源平面系统透镜建模，研究暗物质和恒星质量的区分，发现恒星质量-光度比接近常数，暗物质晕符合NFW模型，结果对未来欧几里得任务的暗物质研究有指导意义。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Improved Modeling of the Mass Distribution of Disk Galaxies by the Einasto Halo Model
旋涡星系自转曲线的分析为研究暗物质晕的性质及其与重子物质的关系提供了一种有效的诊断方法。我们已经模拟了来自HI邻近星系巡天（THINGS）的星系RC与Einasto晕模型，该模型已成为无耗散宇宙学N体模拟中产生的晕的最佳拟合模型。我们发现，RC是显着更好地适应Einasto晕比伪等温球（ISO）或Navarro-Frenk-White（NFW）晕模型。在我们的最佳拟合模型中，密度斜率的半径与该半径处的密度高度相关。Einasto指数控制着密度剖面的整体形状，平均而言，中等质量和低质量晕的Einasto指数接近统一。这与LCDM模拟的预测不一致。最大质量的晕的指数与宇宙学模拟的指数大致一致，并且似乎与晕维里质量相关。我们发现，一个典型的Einasto密度分布下降更强烈，在其最外面的部分比任何的ISO或NFW模型，而它是相对较浅的最里面的区域。因此，这些晕区的核心性质将NFW模型中低表面密度星系的尖核争议扩展到了Einasto晕中，这些晕区的质量更大，就像那些东西一样。因此，我们发现，Einasto晕模型提供了，到目前为止，最好的匹配所观察到的RC，因此可以被认为是一个新的标准模型的暗物质晕。
2011-09-20 astro-ph.CO
Strong Lensing In The Inner Halo Of Galaxy Clusters
我们提出了一个轴对称的公式来计算在星系团中发现引力弧的概率，引力弧是由它们的大质量暗物质晕引起的，是星系团红移和维里质量的函数。该公式采用伪椭圆近似，包含了星系团暗物质势的椭圆率。的概率计算和比较两个暗物质晕配置文件，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）和非奇异等温球（NSIS）。我们通过Kolmogorov-Smirnov（KS）检验证明了我们的公式对低红移Abell团簇X射线明亮样本的强透镜统计的影响。这个KS测试允许建立NFW配置文件（$c_Δ$）和NSIS配置文件（\rc）的核心半径的浓度参数的值的限制，这是与最低的集群红移（$z_{\rm cut}$），可以观察到强弧。对于NFW暗物质配置文件，我们推断集群晕的浓度是一致的预测$Λ$ CDM模拟。至于NSIS的暗物质配置文件，我们发现只有上限的集群核心半径，因此不排除一个纯粹的SIS模型。对于替代的质量配置文件，我们的配方提供了通过$z_{\rm cut}$的参数，控制在集群晕的内部区域的质量浓度的约束。我们发现，$z_{\rm cut}$预计位于0.0- 0.2红移，强调需要包括非常低的$z$集群的样品中研究集群的质量配置文件。
2016-06-13 astro-ph.CO
A Short Research Note on Calculating Exact Distribution Functions and Random Sampling for the 3D NFW Profile
在这个简短的说明中，我们发布了Navarro，Frenk & White（NFW）剖面的分析分位数函数。用于从3D NFW PDF采样的所有已知的公开和编码方法使用接受-拒绝或数值插值（有时通过查找表）来通过分位数分布函数投影随机均匀样本以产生半径的样本。这是N体初始条件（IC）、晕占据分布（HOD）和半解析建模（SAM）工作中的一个常见要求，用于正确地将粒子或星系分配到给定NFW剖面假设浓度的位置。使用这种解析描述可以更快，更清晰的代码来解决现代天文学中常见的数值问题。我们发布了实现这种采样的简单代码的R和Python版本，我们注意到这在任何现代编程语言中都是微不足道的。
2018-05-25 astro-ph.CO
The Core-Cusp Problem Revisited: ULDM vs. CDM
核心尖点问题是一个被广泛引用的动机探索暗物质模型超越标准CDM。其中一个替代方案是ULDM;在千秒差距尺度上表现出波动性质的极轻标量粒子。天体物理上真实的ULDM晕预计由嵌入NFW样外晕的内孤子核心组成。孤子核心的存在表明，ULDM可以解决与纯NFW晕核心尖点的差异，而不求助于重子物理。然而，它已被证明，密度的ULDM晕可以超过那些可比的NFW配置在某些半径和晕质量，显然加剧了问题，而不是解决it. This情况出现，因为，虽然孤子核心是平坦的，在其中心，他们服从逆质量半径标度关系。同时，内孤子的质量随着总晕质量的增加而增加，因此，在大晕质量处，内核变得更加尖峰化。我们描述了一个参数化的径向密度分布的ULDM晕，允许环境变化的核心晕质量关系，以更详细地调查这个问题。对于质量为10^12太阳质量的晕，我们发现了可行的ULDM轮廓，其中心密度低于天体物理可达半径处的NFW对应物。然而，观察到的配置文件的比较并不强烈支持任何一个选项，都给合理的适合一些参数选择的数据子集。因此，我们发现，在ULDM的核心尖点问题的强大的测试将需要更全面的观测数据和模拟，包括重子反馈。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical ensembles of virialized halo matter density profiles
我们定义和研究统计合奏的物质密度分布描述球对称的，维里化的暗物质晕的有限程度与给定的质量和总引力势能。我们的合奏只包括空间自由度，微观状态是一个球对称的物质密度函数。我们提供了巨正则配分泛函的精确解，并证明了它与微正则系综的等价性。我们分析得到的平均配置文件，对应于绝大多数的微观国家。所有这些配置文件有一个无限深的势阱，与奇异的等温球在无限的温度极限。维里半径大于引力半径的系统表现出有限部分能量在中心的局部化。如果将势阱的最大深度设为一个上限，则在任何质量和能量下，NFW晕的统一性的通用对数内斜率被预测。在这种情况下，统计学上有利的平均曲线与NFW曲线比较良好。对于非常巨大的晕，这个协议变得精确。
2013-04-18 astro-ph.CO
The Extreme Small Scales: Do Satellite Galaxies Trace Dark Matter?
我们调查的径向分布的星系内的主机暗物质晕建模的小规模集群，测量斯隆数字巡天。具体来说，我们对Jiang等人（2011）测量的星系两点关联函数进行了建模，在很宽的亮度阈值样本范围内（绝对r波段星等为-18到-23），投影分离非常小（10 < r < 400 kpc/h）。我们使用晕占据分布（HOD）框架与自由参数，指定的数量和空间分布的星系内的主机暗物质晕。我们假设，在每个晕的第一个星系生活在晕中心和额外的卫星星系遵循径向密度分布类似的暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了浓度和内斜率允许变化。我们发现，在低光度的样本，卫星星系的径向配置文件是一致的NFW。M_r < -20和较亮的卫星星系的径向轮廓具有比NFW明显更陡的内斜率（我们发现内对数斜率范围为-1.6到-2.1，而NFW为-1）。我们定义了一个有用的浓度度量M_（1/10），它是包围在晕维里半径十分之一以内的卫星星系（或质量）的分数。我们发现低光度卫星星系的M_（1/10）与NFW一致，而亮星系的M_（1/10）则高出2.5-4倍，这表明这些星系的暗物质晕比暗物质本身更集中。因此，我们的研究结果表明，一旦星系合并成更大的晕，控制星系空间分布的过程必须依赖于光度，这样发光的星系就成为底层暗物质的不良示踪剂。
2012-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidences against cuspy dark matter halos in large galaxies
我们开发和应用新的技术，以揭示星系旋转曲线（RC）系统学。考虑到一个理想的暗物质（DM）的配置文件应该产生的RC没有偏向任何特定的半径，我们发现，Burkert DM配置文件满足测试，而Navarro-Frenk-While（NFW）的配置文件有一个更好地拟合一个和两个盘尺度长度之间的区域比内部盘尺度长度区域的趋势。我们的样本表明，这种行为发生在超过75%的星系配备了NFW晕。而且，考虑到“大”星系，例如那些具有$M_*\gtrsim 10^{10} M_\odot$的星系，这种趋势并没有减弱。除了对拟合的均匀性进行检验外，我们还使用62个不同类型的星系样本对每个星系的整体拟合质量进行检验，并寻找与恒星质量、气体质量和盘尺度长度的相关性。特别是，我们发现，只有13个星系是更好地拟合的NFW晕，即使是星系与$M_* \gtrsim 10^{10} M_\odot$的Burkert配置文件要么适合一样好，或更好地比，NFW配置文件。这一结果是相关的，因为不同的重子效应重要的较小的星系，如超新星反馈和动力学摩擦的重子块，表明在这样大的恒星质量的NFW配置文件应该是首选的Burkert配置文件。因此，我们的结果要么暗示了一种新的重子效应，要么暗示了暗物质物理的改变。
2017-06-13 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
Testing phenomenological and theoretical models of dark matter density profiles with galaxy clusters
我们使用Umetsu等人的4个高质量（M >~10^{15}Msun）星系团在z ~ 0.3附近的叠加引力透镜质量分布来拟合暗物质分布的唯象模型[Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Sérsic，Stadel，Baltz-Marshall-Oguri（BMO）和Hernquist]和理论模型（非奇异等温球，DARKexp和Kang & He）的密度分布。我们占大尺度结构的影响，包括在分析中的2-晕项。我们发现，BMO模型提供了对数据的最佳拟合，这是通过约化卡方来衡量的^[2]。其次是Stadel轮廓，广义NFW轮廓与自由内斜率和Einasto轮廓。NFW模型提供了最好的拟合，如果我们忽略2-halo项，在协议的结果从Umetsu等人。在理论配置文件中，DARKexp模型与一个单一的形式参数具有最好的性能，非常接近的BMO配置文件。这可能表明这个理论模型和暗物质晕现象之间的联系，揭示了从数值模拟中出现的经验配置文件的动力学基础。
2013-10-21 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
An efficient and robust method to estimate halo concentration
本文提出基于密度分布一阶矩 $R_1$ 的暗晕聚集度估计方法，通过三次多项式拟合 $R_1$ 与 NFW 聚集度参数的单调关系，在低粒子数暗晕中显著优于传统方法，误差小于 8%，并建议将其纳入宇宙学模拟暗晕目录。
2023-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
New catalogue of dark-matter halo properties identified in MICE-GC -- I. Analysis of density profile distributions
弱引力透镜对暗物质晕质量的约束可以通过使用关于其密度分布形态的额外信息来显着改善，从而导致来自晕质量函数的更严格的宇宙学约束。这项工作是第一个两个，我们调查的准确性晕形态和质量测量的2D和3D。为此，我们确定了几个晕物理性质的MICE-Grand挑战暗物质唯一的模拟。我们提出了一个公开的目录，这些属性，包括密度分布和形状参数测量的2D和3D，晕中心的3D密度分布的峰值，以及重力和动能和角动量矢量。密度分布计算使用球形和椭球形的径向箱，考虑到晕的形状。我们还提供了晕浓度和质量来自拟合的2D和3D密度分布使用NFW和Einasto模型晕超过$1000$颗粒（$\gtrsim 3 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$）。我们发现，Einasto模型提供了更好的拟合相比，NFW，无论晕弛豫状态和形状。从2D分布拟合得到的3D密度分布的质量和浓度参数通常是有偏差的。当约束质量和浓度使用弱透镜叠加分析时，也会得到类似的偏差。我们发现，这些偏差依赖于在拟合过程中采用的径向范围和密度剖面模型，但不是晕的形状。
2022-05-13 astro-ph.CO
Galaxy rotation curves and universal scaling relations: comparison between phenomenological and fermionic dark matter profiles
星系晕具有不同的尺度关系，如径向加速度关系、质量离散加速度关系（MDAR）或暗物质表面密度关系（SDR）。与传统的$Λ$ CDM晕的唯象研究不同，我们假设暗物质（DM）晕是通过最大熵原理（MEP）形成的，其中DM粒子的费米子（量子）性质得到了充分的解释。第一次有竞争力的DM模型的基础上的第一物理原理，如（量子）热力学和热力学，是测试对一个大的数据集的银河系观测。特别是，我们比较了费米DM模型与经验DM配置文件：NFW模型，广义NFW模型占重子反馈，Einasto模型和Burkert模型。对于这项任务，我们使用了一个大样本的120个星系从斯皮策测光和准确的旋转曲线数据集，从中我们推断DM内容与模型进行比较。我们发现，径向加速度关系和MDAR很好地解释了所有的模型具有可比的精度，而适合个人的旋转曲线，相反，核心DM晕是统计上首选的尖NFW配置文件。然而，非常不同的物理原理证明了最受欢迎的DM剖面中平坦的内晕斜率：而广义NFW或Einasto模型依赖于复杂的重子反馈过程，MEP场景涉及DM粒子的准热力学平衡。
2023-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles
准确预测暗物质晕的结构性质是现代宇宙学的基本目标之一。我们使用新的MultiDark宇宙学模拟套件来研究暗物质晕密度分布、浓度和速度各向异性的演化。MultiDark模拟涵盖了1e10 - 1e15Msun的大范围质量和高达50Gpc ** 3的体积。所有模拟中的暗物质晕总数超过600亿。我们发现，为了了解暗物质晕的结构，并作出~1%的密度分布准确的预测，需要认识到，晕浓度是比传统的维里半径的NFW配置文件中的核心半径的比率更复杂。对于质量晕，平均密度分布远离NFW形状，浓度由核半径和Einasto近似中的形状参数α定义。结合不同的红移，质量和宇宙学的结果，我们表明，通过三个阶段的演化晕的进展。(1)它们开始是罕见的密度峰值，经历非常快和几乎径向的下降。这种径向下沉使质量更接近中心，产生高度集中的晕。在这里，晕浓度随着晕质量的增加而增加，并且浓度由具有几乎恒定的核心半径的α参数定义。后来的晕滑入（2）高原区，在那里吸积变得不那么径向，但频繁的合并仍然影响甚至中心区域。现在浓度不依赖于晕质量。(3)一旦吸积速度减慢，晕就会进入浓度-质量关系下降的区域，因为新的吸积堆积了接近维里半径的质量，而核心半径保持不变。我们提供准确的分析适合晕密度分布和浓度的数值结果。
2016-02-03 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
Dark Matter Cores and Cusps: The Case of Multiple Stellar Populations in Dwarf Spheroidals
一些矮球状（dSph）星系被认为包含一个更广泛的，金属贫人口与平坦的速度色散曲线，和一个更集中的，金属丰富的人口与速度色散下降半径。这两个群体可以建模与金分布函数（DF）在等温和急剧截断的限制，分别。我们认为，截断的金属丰富的人口可以追溯到恒星形成气体的空间分布。假设D是中心总势的泰勒展开式中第一个非常数项的指数（对于NFW晕，D=1;对于核心晕，D=2）。然后，我们表明，提高到D/2功率的人口的半光半径的比率必须小于视线速度色散的比率。专门的情况下，雕塑dSph，我们开发了一种技术，同时适合两个人口与国王的DF。这使我们能够在0.2和1.2 kpc之间的径向范围内以前所未有的精度确定Sculptor dSph的质量分布。我们发现，核心晕模型是首选尖晕模型，似然比检验拒绝NFW模型在任何显着性水平高于0.05%。更令人担忧的是，最适合的NFW模型要求c<20的浓度，这不是矮星系的宇宙学首选范围。我们的结论是，dSphs中多个种群的运动学为星系形成理论提供了一个实质性的新挑战，现有证据的权重强烈反对中心的暗物质尖点。
2011-09-21 astro-ph.CO
Gravitational lensing by wave dark matter halos
波暗物质（WaveDM）最近作为解释宇宙中暗物质含量的可行候选者而受到关注。在本文中，我们探讨在何种程度上暗物质晕在这个模型中，在什么条件下，能够重现强透镜系统。首先，我们分析探讨透镜的模型-发现一个纯粹的WaveDM密度分布，孤立子的配置文件，产生较弱的透镜效应比其他类似的核心配置文件。然后，我们分析模型与孤立子嵌入在NFW的配置文件，已经发现在数值模拟的结构形成。我们使用一个基准模型与玻色子质量的$m_a=10^{-22}{\rm eV}$，我们看到，有一个双模态的贡献的外部NFW部分的配置文件，实际上，一些自由参数与它没有很好的约束。我们发现，配置与玻色子质量$10^{-23}$ - $10^{-22}{\rm eV}$，矮星系运动学的首选质量范围内，孤立子配置文件单独可以适合的数据，但它的大小是不兼容的透镜星系的发光程度。同样地，$10^{-21}{\rm eV}$量级的玻色子质量与莱曼- $α$约束一致，并且由更紧凑的孤子组态组成，为了再现观测到的爱因斯坦半径，它必然需要NFW部分。然后，我们得出结论，透镜系统施加一个保守的下限$m_a > 10^{-24}$和孤子周围的NFW包络必须存在，以满足观测要求。
2019-02-06 astro-ph.CO gr-qc
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
Modeling the Very Small-Scale Clustering of Luminous Red Galaxies
我们在斯隆数字巡天（SDSS）中模拟了发光红星系（LRGs; Masjedi et al. 2006）的小尺度聚类。具体而言，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义，在其宿主晕的大小范围内（0.016 Mpc/h < r < 0.42 Mpc/h），对LRG的投影两点关联函数进行建模。我们首先改变P（N| M），质量为M的暗物质晕包含N个LRG的概率分布，并假设晕内卫星LRG的径向分布跟踪NFW暗物质密度分布。我们发现，不同的P（N| M）本身不足以匹配小规模数据。接下来，我们允许卫星LRG星系的浓度不同于暗物质，并发现这也是不够的。最后，我们放松假设的NFW配置文件，并允许内部的密度分布的斜率变化。我们发现，该模型提供了一个很好的拟合数据，得到的斜率值为-2.17 +/- 0.12。因此，晕内卫星LRG的径向密度分布与底层暗物质的径向密度分布并不一致，而是更接近于等温分布。
2009-11-16 astro-ph.CO
Constraining dark matter halo profiles with symbolic regression
Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理学系）
本文用符号回归方法从观测数据约束暗物质晕密度轮廓，测试了在不同误差和样本量下模型选择的鲁棒性。
2025-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Finite-Core Signatures in LISA-Band Wave-Optics Lensing by Low-Mass Dark Matter Halos
Hunan Normal University（湖南师范大学）；Yangtze University（长江大学）；Wuhan University（武汉大学）
研究通过LISA波段引力波衍射透镜探测低质量暗物质晕的有限核结构，比较NFW和cored-NFW轮廓的波光学放大因子，发现有限核平滑时间延迟响应并重塑衍射峰，为孤立视线晕和子晕提供有限核基准。
2026-06-19 astro-ph.CO gr-qc
The cusp-halo relation
Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本文提出预测暗晕中心初始尖点系数A的框架，并给出cusp-NFW密度轮廓函数及代码包，以支持温暗物质模型研究。
2025-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The initial conditions and evolution of isolated galaxy models: effects of the hot gas halo
我们构建了几个银河系的星系模型，包含气体晕（以及气体和恒星盘，暗物质晕，恒星隆起）以下的等温或NFW密度分布与不同的质量和初始自旋。此外，在一些模拟中还测试了与恒星形成相关的银河风。我们使用GADGET-3 $N$ -体/流体动力学模拟代码来发展这些孤立星系模型，特别注意气体晕对演化的影响。我们发现，模型的演变强烈影响所采用的气体晕组件。没有气体晕的模型显示，在模拟开始时，恒星形成率（SFR）增加了数亿年，然后在3 Gyr运行结束时，恒星形成率持续下降。另一方面，在具有气体晕的模型中，SFR要么在整个模拟过程中相对平坦，要么在十亿年内增加，然后减少到最后。具有更集中的NFW气体晕的模型比具有相等质量的等温气体晕的模型显示出总体更高的SFR。从晕到盘上的气体吸积也发生在NFW气体晕的模型中，然而，这被证明主要发生在盘的内部，除非气体晕在中心部分具有非常高的密度，否则对恒星的形成没有显着的贡献。气体晕的旋转被发现，使SFR较低的模式。在运行中，包括银河风的SFR被发现低于相同的运行，但没有风。我们的结论是，热的气体晕对星系演化的影响通常是太显着的，不能简单地忽略，并期望更多的流体动力学过程中的星系可以理解通过数值模拟采用气体盘和气体晕组件。
2012-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the non-linear density field in the Millennium simulations with tessellations - I. The probability distribution function
我们使用Delaunay Tessellation Field Estimation（DTFE）来研究Millennium（MS）和Millennium-II（MS-II）模拟的单点密度分布函数。DTFE技术直接基于粒子位置，而不需要任何类型的平滑或分析网格，从而对通过模拟解决的所有非线性结构提供高灵敏度。为了确定一点密度概率分布函数（PDF）的形状的详细起源，我们根据其宿主FoF晕的质量分解模拟粒子，并检查不同晕质量范围对全局密度PDF的贡献。我们模型的一个点分布的FoF晕在每个晕质量箱与一组理想化的NFW暗物质晕的蒙特卡罗实现，发现这再现的测量从N体模拟相当不错，除了一个小的过剩存在于模拟结果。这种过剩随着晕圈质量的增加而增加。我们表明，它的起源在于子结构，这变得越来越丰富，更好地解决了更大规模的暗物质晕。我们证明了在质量较小的晕中，一点分布函数的高密度尾部受到引力软化长度和质量分辨率的严重影响。特别是，我们发现这两个参数是更重要的密度PDF比模拟量的准确测量。结合我们的结果，从个人晕质量箱，我们发现，一个点的密度PDF的一部分，起源于崩溃的晕，但可以很好地描述了一个简单的叠加一组NFW晕与预期的宇宙学丰度在解决的质量范围。然而，过渡区的低密度未结合的材料是没有很好地捕捉到这样的分析晕模型。
2013-08-13 astro-ph.CO
Non--power law behavior of the radial profile of phase--space density of halos
利用Del Popolo（2009）引入的模型，考虑了动力学摩擦、有序角动量和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质相互作用的影响，研究了含有和不含有重子（重子+DM和纯DM）的$Λ$ CDM暗物质晕的赝相空间密度$ρ(r)/σ^3(r)$.我们研究了$ρ(r)/σ^3(r)$的径向依赖性超过9个数量级的星系和星系团尺度的结构半径。我们发现，$ρ(r)/σ^3(r)$是近似的幂律仅在晕半径的范围内解决目前的模拟（下降到0.1%的维里半径），而它有一个非幂律行为低于引用的规模，与内部轮廓随质量变化。对于由暗物质和重子组成的晕，非幂律行为更为明显，而仅由暗物质组成的晕，其角动量被选择为再现Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，其特征在于近似幂律行为。本文的结果导致得出结论，NFW类型的密度分布与$ρ(r)/σ^3(r)$的幂律行为相容，而那些向晕中心变平的密度分布，如Del Popolo（2009）或Einasto分布或Burkert分布中发现的密度分布，不能产生在所有半径处均为幂律的伪相空间密度的径向分布。这些结果反对赝相空间密度的普适性，因此也反对由暗物质和重子构成的密度分布的普适性，正如Del Popolo（2009）所讨论的那样。
2011-12-18 astro-ph.CO
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
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
Is the Radial Profile of the Phase-Space Density of Dark Matter Halos a Power-Law?
最新的宇宙学N体模拟发现了暗物质晕的两个有趣的性质：（1）它们的径向密度分布ρ在晕中心处更好地拟合为常数（Einasto配置文件）比广泛使用的NFW形式;（2）另一方面，伪相空间密度ρ/σ 3的径向分布继续很好地符合幂律，如在较早的低分辨率模拟中看到的。在本文中，我们使用Jeans方程来论证（1）和（2）在所有半径上都不可能为真。我们研究隐含的径向依赖性的ρ/sigma 3超过12个数量级的半径通过求解Jeans方程的输入ρ和速度各向异性β的宽范围。独立的β，我们发现，rho/sigma 3近似是一个幂律仅在有限的范围内的晕半径可分辨的电流模拟（下降到维里半径的0.1%），和rho/sigma 3偏离显着低于这个规模的Einasto和NFW rho的幂律。同样的结论也适用于更一般的密度-速度关系rho/sigma_D^n。相反，当我们将ρ/σ ^3 r^{-eta}作为输入时，物理上允许的ρ（在1.8<eta<1.9444的窄范围内出现）都不符合Einasto形式。我们希望下一代模拟具有更好的空间分辨率来解决这一争论：要么Einasto剖面将继续保持，rho/sigma 3将偏离幂律，要么rho/sigma 3将继续作为幂律，rho将偏离其当前的参数化。
2009-07-17 astro-ph.CO
QSOs sigposting cluster size halos as gravitational lenses: halo mass, projected mass density profile and concentration at $z\sim0.7$
放大偏差是一种通常被忽视的引力透镜效应，因为与透镜剪切相比，它被认为是次优的。由于亚毫米星系（SMG）的透镜分析的最佳特性，在这项工作中，我们能够测量的放大偏差所产生的类星体的样本作为透镜，$0.2<z<1.0$，在SMG观测的赫歇尔在$1.2<z<4.0$。成功地应用了两种不同的方法：传统的互相关函数方法和通过叠加技术的Davis-Peebles估计。第二个被发现是更强大的分析强透镜制度（$<20-30$ arcsec在我们的情况下），并提供了可能性，考虑到我们的样本中的源的位置误差。根据互相关函数的晕模型，类星体作为透镜所处的晕质量估计大于$\log_{10}{(M_{min}/M_\odot)} > 13.6_{-0.4}^{+0.9}$，这也被质量密度分布分析（$M_{200c}\sim 10^{14} M_\odot$）所证实。这些质量值表明，我们正在观察的透镜效应的集群大小晕路标的类星体，在以前的研究中的放大偏差。此外，我们能够估计透镜收敛，$κ(θ)$，为我们的放大率偏差测量下降到几个kpcs。导出的质量密度分布与Navarro-Frank-White（NFW）分布非常一致。我们还尝试估计晕质量和浓度参数，获得$M_{NFW}=1.0^{+0.4}_{-0.2}\times10^{14} M_\odot$和$C=3.5_{-0.3}^{+0.5}$。这个浓度值是相当低…
2019-09-03 astro-ph.CO
Halo asymmetry in the modelling of galaxy clustering
本文在 HOD 框架中引入描述暗晕形变的 NFW 参数 $ϕ$，利用 BolshoiP 模拟和实测 $w_p(r_p)$ 验证其能在 1σ 内恢复暗晕不对称性，并给出与经典模型 2–6% 的暗晕质量差异。
2024-04-07 astro-ph.CO
Microlensing of halo objects in the exterior part of the Galaxy
本文基于NFW密度轮廓数值模拟银河系外部晕中MACHO微透镜体的引力势、偏转角及临界和焦散曲线，并与旧模型比较，发现差异微小且结构过小，仅能探测光变曲线。
2023-11-16 astro-ph.CO gr-qc
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
Constraining Dwarf Spheroidal Dark Matter Halos With The Galactic Center Excess
如果费米-LAT报告的来自星系中心的伽马射线过剩是湮灭暗物质的信号，那么人们必须质疑为什么在矮球状星系中没有观察到类似的过剩。我们用这个观测来限制矮球状星系的密度分布，假设星系中心过剩实际上是一个信号，从湮灭暗物质。我们将约束的广义NFW参数$γ$和Einasto配置文件参数$α$控制的对数斜率的内部区域的晕的密度分布。我们确定，在这些假设下的银河系中心过剩是不一致的标准NFW配置文件（和其他“尖”的配置文件）矮球状星系，但与观测的核心矮星系配置文件是一致的。具体来说，我们发现，矮球状轮廓必须比银河系的尖。暗物质通过光介质进行自我交互的模型可以实现这一点。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark matter profiles of SPARC galaxies: a challenge to fuzzy dark matter
本文用贝叶斯框架和模型比较分析SPARC星系旋转曲线，发现过半星系偏好模糊暗物质轮廓，但粒子质量无法用单一值拟合全部星系。
2022-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
What sets the central structure of dark matter haloes?
在密度扰动的热截止尺度附近形成的暗物质（DM）晕是独特的，因为它们是最小的物体，通过整体引力坍缩形成，而较大的晕则相反地经历了合并。虽然标准的冷暗物质（CDM）模拟很容易产生晕，遵循普遍的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布与内斜率，$ρ\propto r^{-α}$，与$α=1$，最近的模拟发现，当自由流截止预期的CDM模型是解决，所产生的晕遵循近幂律密度分布$α\sim1.5$。在本文中，我们使用理想化的$N$体模拟的原晕的崩溃，研究了密度尖点的形成晕。当原晕轮廓最初核心由于粒子自由流在高红移，我们普遍发现$\sim r^{-1.5}$配置文件，无论原晕轮廓斜率以外的核心和大规模的非球形扰动。相反，当原晕具有幂律轮廓时，则当原晕补丁的密度斜率比临界值$α_{\rm ini} \sim 0.3$浅时，我们获得与NFW形状兼容的轮廓，而最终斜率对于$α_{\rm ini}\ga 0.3$可以更陡。我们进一步证明，$r^{-1.5}$配置文件是敏感的小规模的噪音，这逐渐推动他们走向内斜率的$-1$，在那里他们成为弹性这样的扰动。我们表明，$r^{-1.5}$解决方案是在流体静力平衡，在很大程度上符合一个简单的分析模型，并提供参数，角动量出现，以确定内斜率。
2017-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing gravity with halo density profiles observed through gravitational lensing
利用引力透镜观测到的星系团晕的密度分布，对修正的万施泰因引力机制进行了新的检验。Vainshtein机制屏蔽了Galileon修正引力中的标量自由度，以恢复高密度区域的牛顿引力，但它可能不会完全隐藏在星系团的外侧。然后，修正后的引力可能会在通过引力透镜测量的星系团表面质量密度中产生观测信号，因为标量场可能有助于透镜势。假设星系团的密度分布遵循原始Navarro-Frenk-White（NFW）分布、广义NFW分布和Einasto分布，研究了Vainshtein机制中的跃迁对通过引力透镜观测到的星系团表面质量密度的影响.我们比较的理论预测与观测结果的表面质量密度最近由其他研究人员报道。在广义伽利略模型的一个子类中，我们得到了Vainshtein机制跃迁的振幅和典型尺度的限制。
2012-05-09 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Loss-Cone-Limited Dark Matter Capture by Early Black Hole Seeds
Center for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文学系天体物理学中心）
针对早期黑洞种子，建立损失锥框架研究无碰撞暗物质捕获，结合Fokker-Planck处理角动量输运，发现普通恒星弛豫贡献可忽略，原初黑洞或三轴轨道可产生显著增长，但自洽计算中吸积受供应限制，NFW模型高估持续增长。
2026-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Is a recently discovered HI cloud near M94 a starless dark matter halo?
本文研究了M94附近新发现的HI云Cloud-9，发现其性质与无星暗物质晕RELHIC的预测相符，尽管其延展性略高于ΛCDM模型预期，需进一步观测验证其是否为首个观测到的RELHIC。
2023-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
An improved Halo Occupation Distribution prescription from UNITsim H_alpha Emission Line Galaxies: conformity and modified radial profile
本研究利用半解析模型SAGE，提出改进的晕占据分布描述，纳入符合性并推广NFW轮廓，以准确重现发射线星系的成团性。
2024-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
