Non-halo structures and their effects on gravitationally lensed galaxies
本研究利用不同粒子质量的温暗物质模拟，结合BELLS-Gallery透镜系统构建模拟数据集，探究非晕暗物质结构对星系-星系引力透镜分析的影响，发现其效应易被标准透镜模型吸收，难以与主透镜变化区分。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitationally bound BCS state as dark matter
我们探讨了费米子暗物质经历BCS转变形成超流体的可能性。这需要费米子之间的相互作用，我们描述了一个可能的来源，这种相互作用引起的扭转。在局域密度近似下，我们用Bogoliubov-de Gennes形式描述引力费米子系统。我们求解泊松方程以及费米子的密度和能隙方程，以找到暗物质晕的自引力超流解。为了产生矮星系大小的晕，我们需要$\sim 200\mathrm{eV}$的粒子质量。我们发现一个最大的吸引力耦合强度之前，晕变得不稳定。如果暗物质晕确实有超流成分，这就增加了它们包含涡旋线的可能性。
2017-04-11 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Assembly bias and the dynamical structure of dark matter halos
基于千年模拟，我们检查组装偏差的晕属性：形状，三轴度，浓度，自旋，速度椭球的形状和速度各向异性。为了保持一致性，我们使用同一组粒子来确定所有这些性质，也就是说，所有引力自约束粒子都属于给定的朋友的朋友晕的最大质量子结构。我们确认，近球形和高自旋晕显示增强集群。对于强非球面和低自旋晕，情况正好相反。此外，低于典型的塌陷质量，M*，更集中的晕显示更强的集群，而不太集中的晕是不太集群，这是相反的质量以上M*。在前人工作的基础上，我们发现：（1）扁圆晕比长轴晕更强地聚集在一起;（2）尽管信号更强，但聚集对速度椭球形状的依赖性与实空间形状的依赖性一致;（3）速度各向异性弱的晕更容易聚集在一起，而径向各向异性的晕更容易聚集在一起;（4）对于所有高度聚集的子集，我们发现系统地径向偏移较小的速度各向异性剖面。这些结果表明，晕的速度结构与环境密切相关。
2009-11-18 astro-ph.CO
Why are some galaxy disks extremely thin?
一些低表面亮度的星系被认为具有极薄的恒星盘，垂直轴与平面轴的比率为0.1或更小，通常被称为超薄盘。虽然它们的存在已被发现超过30年，但薄分布的物理起源尚不清楚。我们模型的恒星厚度的两个组件（引力耦合的恒星和气体）磁盘嵌入在一个暗物质晕，超薄星系UGC 7321，它有一个密集的，紧凑的晕，并与一个典型的矮星系HoII，它有一个非紧凑的晕。我们表明，虽然气体的存在约束磁盘的厚度，它是紧凑的暗物质晕在确定超薄磁盘分布在低质量磁盘中起着决定性作用。因此，致密的暗物质晕对盘的结构有着重要的影响，这对星系的早期演化有重要意义。
2012-10-31 astro-ph.CO
A gravitationally-boosted MUSE survey for emission-line galaxies at z>~5 behind the massive cluster RCS 0224
我们提出了一个VLT/MUSE调查透镜高红移星系背后的z=0.77集群RCS 0224 -0002。我们研究了通过星系团观测到的高度放大的（μ~29）z=4.88星系的详细内部性质。我们探测到该星系广泛分布的星云CIVλλ 1548，1551辐射以及明亮的Lyα晕，在图像平面上具有空间均匀的风和吸收轮廓，跨越12 kpc。蓝移的高电离和低电离星际吸收表明存在来自星系的高速外流（Δv~300 km/s）。与z=2-3的星系的类似观测不同，来自晕的Lyα发射接近系统速度-比“壳”状外流模型预测的速度偏移低一个数量级。为了解释这些观测结果，我们倾向于一个具有强速度梯度的外流模型，它改变了Lyα光子所看到的有效柱密度。我们还寻找了高红移的Lyα发射体，并确定了14个z=4.8-6.6之间的候选者，包括z=4.88处的过密度，其中只有一个在HST/ACS+ WFC 3成像中检测到对应物。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A solution to the problems of cusps and rotation curves in dark matter halos in the cosmological standard model
我们讨论了在宇宙学标准模型中，维里化暗物质（DM）晕形成的原始密度不均匀性演变的内部结构的各个方面。主要的重点是研究中心尖点/核心和DM晕旋转曲线的配置文件，揭示理论，数值模拟和观测之间的分歧的问题。作者提出了一种描述平衡DM系统的方法，该方法可以分析地研究这些复杂的非线性结构，并将晕内的密度分布剖面与初始小尺度非均匀性场的参数和引力压缩物质的非线性弛豫特性联系起来。它表明，宇宙学的随机运动的物质“加热”的DM粒子在崩溃的晕，抑制尖状密度分布在发展中的晕，促进DM核心在星系中的形成，并提供了一个解释观测到的和模拟的星系旋转曲线之间的差异。在这种方法中得到的分析结论可以证实的N-体模型模拟，一旦提高空间分辨率实现中央晕区。
2012-09-03 astro-ph.CO
Soft X-ray line emission from hot gas in intervening galaxy halos and diffuse gas in the cosmic web
Tsinghua University（清华大学）
本研究借助TNG100模拟评估介入热气体（星系晕束缚气体与宇宙网弥漫气体）的软X射线线发射，发现弥漫气体发射可媲美晕内气体，视线污染通量可达目标的20-200%。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP - V. Modelling gravitationally-lensed radio arcs imaged with global VLBI observations
利用全球甚长基线干涉仪（VLBI）在1.65 GHz对引力透镜射电源MG J 0751 +2716（z=3.2）进行了毫角秒（mas）角分辨率观测。背景物体在切向和径向方向上都有很高的分辨率，显示出跨越几个200到600质量的引力弧的紧凑和扩展结构的证据。通过识别紧凑的子组件在多个图像中，我们约束的质量分布的前景z=0.35引力透镜使用分析模型的主偏转器[幂律椭圆质量模型; $ρ(r) \propto r^{-γ}$，其中$γ=2$对应于等温]和星系群的成员。此外，我们的质量模型，有和没有集团发现内部的质量密度斜率比等温的主透镜星系，$γ_1 = 2.08 \pm 0.02$和$γ_2 = 2.16 \pm 0.02$在4.2 $σ$水平和6.8 $σ$水平，分别在爱因斯坦半径（$b_1 = 0.4025 \pm 0.0008$和$b_2 = 0.307 \pm 0.002$ arcsec，分别）。我们发现随机分布的图像位置残差约3 mas，这是大得多的测量误差（$40$ $μ$平均）。这表明，在质量流水平上，平滑质量分布的假设失败了，需要在模型中添加额外的结构。然而，考虑到透镜星系的环境，目前还不清楚这种额外的质量是以透镜内或沿着视线的子晕的形式存在，还是来自星系群更复杂的晕。
2018-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of primordial black holes in the dark matter halos of galaxies
本文的目的是调查的索赔，在引力透镜类星体系统的透镜星系中的恒星总是可以解释观察到的类星体图像的微透镜。一个小样本的引力透镜类星体系统被选中的地方，类星体的图像似乎躺在边缘的恒星分布的透镜星系。与大多数类星体系统一样，所有单个类星体的图像都被观察到是微透镜的。透镜星系在类星体图像位置的表面亮度是从HST帧测量的，并转换为恒星表面质量密度。从类星体系统的透镜模型中获得了像点处光滑分布的暗物质的表面密度，并将其应用于恒星表面质量密度，从而给出了微透镜的光学深度。然后，这被用来评估透镜星系中的恒星可能对观察到的微透镜现象负责的概率。这些结果得到了类星体图像周围恒星场的微透镜模拟以及透镜模型中的会聚和剪切值的支持。总的来说，所有观测到的微透镜现象都是由恒星引起的概率约为0.0003。由表面亮度测量、质光比和暗物质晕的贡献引起的误差对这一结果没有显著影响。有人认为，最可能的微透镜候选者是原始的黑洞，无论是在透镜星系的暗物质晕，或更普遍地分布在视线的类星体。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter dominance at all radii in the superthin galaxy UGC 7321
利用观测到的旋转曲线和HI标度高度数据同时作为约束条件，模拟了低表面亮度超薄星系UGC 7321的暗物质晕的形状和密度分布。我们把星系看作是一个由恒星和气体组成的引力耦合系统，对暗物质晕的引力势作出反应。一个球形的等温晕，其核心密度在0.039 ~ 0.057 M_sun/pc ^3之间，核心半径在2.5 ~ 2.9 kpc之间，在假设的实际气体参数范围内，与观测结果最吻合。我们发现，最佳拟合的核心半径仅略高于恒星盘尺度长度（2.1 kpc），不像高表面亮度星系的晕核心半径通常是恒星盘尺度长度的3-4倍。因此，我们的模型表明，暗物质晕主导着低表面亮度，超薄星系UGC 7321在所有半径的动态，包括星系的内部。
2009-06-01 astro-ph.CO
The thermal and gravitational energy densities in the large-scale structure of the Universe
随着宇宙结构的形成，物质密度涨落会因引力而坍缩，重子物质会被冲击加热和热化。因此，我们认为坍缩晕的平均引力势能密度$Ω_{W}^{\rm halo}$与重子的平均热能密度$Ω_{\rm th}$之间存在联系。这些量可以得到使用两个根本不同的估计：我们计算$Ω_{W}^{\rm halo}$使用的理论框架的晕模型，这是由暗物质统计驱动，并测量$Ω_{\rm th}$使用的Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应，探测重子的平均热压力。首先，我们推导出，在目前的时间，大约90%的$Ω_{W}^{\rm halo}$起源于大量的晕与$M>10^{13}\,M_\odot$。然后，利用我们对SZ背景的测量，我们发现$Ω_{\rm th}$约占$z\lesssim 0.5$处晕中可用于压力的重子动能的80%。这限制了非热压力的量，例如，由于由质量吸积引起的体积和湍流气体运动，在$z=0$处约为$Ω_{\rm non-th}\simeq 0.4\times 10^{-8}$。
2021-03-05 astro-ph.CO
Gas Condensation in the Galactic Halo
使用自适应网格细化（AMR）的垂直分层热晕气体的流体动力学模拟，我们研究的条件下，云可以形成和冷凝出的热晕介质潜在的燃料恒星形成的气体盘。我们发现晕云不是由线性等压扰动发展而来的。这是冷却时间长于Brunt-Vaisala时间的状态，证实了先前的线性分析。我们扩展到非线性制度的分析，考虑轻度或强烈的非线性扰动与overdensities高达100，也改变了初始高度，云的大小，和金属的气体。在这里，结果取决于冷却时间与将云加速到声速所需时间的比率（类似于动力学时间）。如果这个比值超过一个临界值，云就会加速而不进一步冷却，并被开尔文-亥姆霍兹和/或瑞利-泰勒不稳定性破坏。如果它小于临界值，云在破裂之前冷却并凝结。超密度为10-20的吸积气体预计是边缘不稳定的;冷却分数将取决于金属丰度，传入云的大小以及到星系的距离。冷气流中局部增强的高密度有更大的冷却可能性。我们的研究结果的演变云播种冷吸积，几乎没有解决目前的宇宙学流体动力学模拟和星系晕中检测到的吸收线系统的影响。
2011-05-23 astro-ph.CO
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 astro-ph.CO
The Diversity of Core Halo Structure in the Fuzzy Dark Matter Model
在模糊暗物质（FDM）模型中，引力坍缩的物体总是由位于维里化晕内的孤子核心组成。虽然各种数值模拟已经证实，坍缩结构可以描述的核心NFW一样的密度分布，仍然有分歧的核心质量和晕质量之间的关系。为了充分理解这种关系，我们已经组装了一个大样本的核心晕的基础上理想化的孤子合并和宇宙学模拟与各种盒子的大小。我们发现，有一个相当大的分散在核心晕质量的关系，增加晕质量，表明FDM模型允许核心和晕共存于不同的配置。我们提供了一个新的经验方程的核心晕质量关系的不确定性，可以包括所有以前发现的关系中的色散，并强调，任何观测约束的粒子质量使用一个紧密的一对一的核心晕质量关系应遭受额外的不确定性的顺序为50%的晕质量$ \ge 10^9 (8 \times 10^{-23} eV/ (mc^2))^{3/2} M_\odot$。我们认为，潮汐剥离可能是一种影响，有助于分散的关系。
2022-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Soliton Random Walk and the Cluster-Stripping Problem in Ultralight Dark Matter
超轻、$\sim 10^{-22}\,\rm eV$、玻色子暗物质的模拟显示出丰富的波状结构，包括在德布罗意尺度上连续自干扰的周围晕内的孤子核心。我们在这里表明，作为一个固有的后果，孤立子经历了一个封闭的无规行走的基础上的晕势。这对波江座II中古老的中央星团的命运具有重要意义，因为搅动的孤立子在$\sim 100\,\rm Myr$的时间尺度上通过引力将星团摇动进出孤立子，因此在$\sim 1\,\rm Gyr$内可以发生星团的完全潮汐破裂。这种破坏性的影响可以通过潮汐剥离波江座II的光环来减轻，从而减少搅动，这取决于它围绕银河系的轨道。我们的模拟结果表明，银河系潮汐对晕的影响远大于孤立子，因此，如果波江二星团在晕剥离后形成，它可以在孤立子中存活超过$5\,\rm Gyr$。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Light Axion Dark Matter and its impacts on dark halo structure in $N$-body simulation
超轻轴子（Ultra-Light Axion，缩写为Axion）是一种质量为$\mathcal{O}(10^{-22})$ eV，德布罗意波长为kpc量级的暗物质候选者。这样的轴子，也被称为模糊暗物质（FDM），通过引力热化并形成玻色-爱因斯坦凝聚体。最近的研究表明，FDM产生的量子压力可以显著影响小尺度下的结构形成，从而缓解所谓的“小尺度危机”。在本文中，我们发展了一种新的技术来离散的量子压力和说明FDM粒子之间的相互作用的$N$体模拟，它准确地模拟了暗物质晕的形成及其内部结构的软化长度以外的区域。在自引力束缚的维里化晕中，我们发现了一个密度恒定的孤子核，这与理论预测是一致的。孤子核的存在揭示了量子压力的非线性效应，并影响了FDM模型中结构的形成。
2018-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep zoom-in simulation of a fuzzy dark matter galactic halo
由超轻玻色粒子构成的模糊暗物质（FDM）是冷暗物质（CDM）的一种可行的替代物，它在坍缩结构中具有清晰可区分的小尺度特征。在大尺度上，它的行为类似于CDM，只在初始功率谱中偏离一个截止值，可以使用N体方法进行研究。相反，德布罗意尺度附近的波干涉效应导致FDM特有的新现象。在暗条和晕中的干涉模产生随机振荡的颗粒结构，在晕形成过程中该颗粒结构凝聚成孤子核。研究这些高度非线性的波动现象需要空间分辨的薛定谔方程的数值积分。在以前的论文中，我们介绍了一种混合放大方案，该方案结合了N体方法来模拟周围的大尺度引力势和预选晕上的质量吸积，并模拟薛定谔-泊松方程来捕获这些晕内的波动效应。在这项工作中，我们提出了一个新的，大大改善了重建方法的波函数内部的先前崩溃的结构。我们展示了它的能力，一个深入的放大模拟一个充分研究的亚$L_\ast$大小的星系晕从宇宙学的初始条件。在（$60$ h ${^{-1}}$共动Mpc）${}^{3}$宇宙盒中，粒子质量为$m = 2.5\times 10^{-22}\,$ eV，晕质量为$M_{\text{vir}}=1.7\times 10^{11}\,M_{\odot}$，有效分辨率为20共动pc.这推动了$m$和$M$的值接近模拟显着的FDM质量的允许范围内研究星系演化的相关。
2021-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The halo finding problem revisited: a deep revision of the ASOHF code
上下文新一代的宇宙学模拟提供了大量的数据，其分析本身就成为一个尖端的计算问题。特别是，引力束缚结构的识别，称为晕发现，是主要的分析之一。在过去几年中，已经提出了一些为解决这一任务而开发的代码。目标。我们提出了一个深刻的修订已经存在的代码ASOHF。该算法已被彻底重新设计，以提高其能力，找到绑定结构和子结构，无论是使用暗物质粒子和恒星，其并行性能，并处理大量的粒子模拟输出的能力。ASOHF的这个升级版本被认为是一个公开可用的工具。方法.电池的理想化和现实的测试，以评估性能的新版本的光环发现者。结果在理想化的测试中，ASOHF产生优异的结果，能够找到几乎所有的结构和子结构放置在计算域。当应用于模拟的现实数据时，我们的发现者的性能与其他常用的晕发现者的结果完全一致，在子结构检测方面具有显着的性能。此外，ASOHF在计算成本方面是非常有效的。结论.我们提出了一个公开的，深入修订版本的ASOHF晕发现者。新版本的代码产生显着的结果，发现晕和subhaloes在宇宙学模拟，具有良好的并行性能和包含的计算成本。
2022-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Hierarchy in the Phase Space and Dark Matter Astronomy
我们开发了一个理论框架，用于描述冷暗物质晕的相空间的层次结构，由于引力约束的子结构。因为它包括了冷暗物质初始条件的完整层次，因此是对晕模型的补充，稳定的聚类假设在这里首次应用于小尺度相空间结构。作为一个应用程序，我们表明，粒子暗物质湮灭信号可以高达两个数量级大于银河系维里半径内的光滑晕。局部增强与平滑晕密度成反比，因此在太阳半径内是O（1），这可以转化为暗物质直接探测实验的有趣特征：暗物质探测的时间相关性可以在10年的跨度内改变2倍，而暗物质粒子的速度空间将存在显着的相关性。这可能会在本地暗物质风的方向上引入O（1）的不确定性，这被认为是定向暗物质搜索或年度调制信号的基准。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
