Virialized Profiles and Oscillations of Self-interacting Fuzzy Dark Matter Solitons
本研究探讨自相互作用对无晕背景下模糊暗物质孤子核心轮廓及振荡的影响，发现标度化相互作用强度下的普适特征，并通过模拟验证，提出同时提取静态与动态特征以唯一约束玻色子质量与自相互作用。
2025-02-25 astro-ph.CO
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 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
Dark matter halo concentrations: a short review
本文综述了近二十年来暗物质晕浓度的研究现状和进展。它首先介绍了文章，使该领域的聚光灯，然后通过与其他研究工作，研究了浓度的暗物质晕的年龄。除了讨论晕的质量浓度关系及其演化外，我们还考察了宇宙学、晕下和环境对晕质量浓度关系的影响。除了理论上的晕浓度，观测到的暗物质晕浓度也被考虑。本文将这一领域的研究进展综合成一篇清晰的文章。
2017-11-14 astro-ph.CO
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
Quantifying and controlling biases in dark matter halo concentration estimates
我们使用自助法来估计N体暗物质晕的浓度估计作为粒子数的函数的偏差。我们发现，算法的基础上的最大径向速度和径向粒子分箱往往高估浓度的15%-20%的晕采样200个粒子和7% - 10%的晕采样500个粒子。为了控制这种偏差在低粒子数，我们提出了一种新的算法，估计晕浓度的基础上的综合质量档案。该方法使用完整的粒子信息，没有任何装箱，使其可靠的情况下，低数值分辨率成为其他方法的限制。对于200-500个粒子的晕圈采样，该方法将偏差降低到小于3%。速度和密度方法必须使用至少4000个粒子的光晕，以保持偏差降低到相同的低水平。我们还表明，一旦考虑到不同浓度测量的偏差，质量浓度关系可能比预期的要浅。这些结果表明，自举和基于积分质量剖面的浓度估计是探测暗物质晕内部结构的有效工具。
2016-09-26 astro-ph.CO
The connection between halo concentrations and assembly histories: a probe of gravity?
我们使用两个高分辨率的N体模拟，一个假设广义相对论，另一个假设$f\left(R\right)$引力的Hu-Sawicki形式和$\vert \bar{f}_{R} \vert = 10^{-6}$，研究了暗物质晕的浓度-形成时间关系.我们堆叠晕在crummically间隔的质量箱，以适应中值密度分布和提取中值形成时间。在固定的质量，在修改后的重力晕更集中比那些在GR，特别是在低质量和低红移，并不遵循的浓度-形成时间的关系中看到GR。我们评估的灵敏度的关系如何定义的浓度和形成时间，以及隔离的晕人口的量的重力筛选。我们发现一个明显的差异晕浓度和组装的历史显示在修改后的重力和GR。现有的模型的质量-浓度-红移关系，已取得成功的冷，暖暗物质模型需要修订$f\left(R\right)$重力。
2019-03-18 astro-ph.CO
Pushing down the low-mass halo concentration frontier with the Lomonosov cosmological simulations
我们介绍了罗蒙诺索夫套件的高分辨率N体宇宙学模拟，涵盖了一个完整的盒子大小为32 $h^{-1}$ Mpc与低质量分辨率粒子（$2\times10^7$ $h^{-1}\,M_\odot$）和三个放大模拟过密，欠密和平均密度区域在更高的粒子分辨率（$4\times10^4$ $h^{-1}\,M_\odot$）。这个模拟套件的主要目的是将暗物质晕的浓度-质量关系扩展到大型宇宙学模拟中通常可用的质量以下。三个不同的密度区域可在更高的分辨率提供了一个更好的了解当地环境对晕浓度的影响，已知是潜在的重要的小模拟箱和小晕群众。然而，我们发现的校正是小的相比，晕浓度的分散。我们的结论是，变焦模拟，尽管其有限的宇宙体积的代表性，可以有效地用于测量晕浓度至少在晕质量探测我们的模拟。在任何情况下，在对这种效应进行精确表征之后，我们开发了一种强大的技术，可以将变焦模拟中发现的浓度值外推到更大的体积，具有更高的准确性。总之，罗蒙诺索夫提供了一个测量晕质量范围$10^7-10^{10}$ $h^{-1}\,M_\odot$的浓度-质量关系的极好的晕统计。这项工作代表了测量晕浓度的第一个重要步骤，但在中间，尚未广泛探索晕质量尺度，下降到最小的。所有罗蒙诺索夫的数据和文件都是公开的，供社区使用。
2017-09-06 astro-ph.CO
Prediction of Individual Halo Concentrations Across Cosmic Time Using Neural Networks
本研究利用大型宇宙学N体模拟的暗物质晕质量吸积历史训练神经网络，以预测给定红移下单个暗物质晕的浓度，其预测精度显著优于现有模型，为大型模拟提供了快速预测工具。
2025-01-28 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold and Warm Dark Matter Halos
我们利用一套宇宙学模拟来研究暗物质晕的质量-浓度-红移关系$c({\rm M},z)$。我们的模拟包括标准的$Λ$ -冷暗物质（CDM）模型，以及与热暖暗物质（WDM）方案一致的截断功率谱的额外运行。我们发现，CDM和WDM晕的质量分布是自相似的，以及近似的Einasto配置文件。CDM晕的$c({\rm M},z)$关系是单调的：在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小;在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小。CDM晕的质量吸积历史（MAH）也是无标度的，可以用来直接推断浓度。这些结果并不适用于WDM晕：他们的MAH不是无标度的，因为功率谱抑制所施加的特征尺度。此外，WDM $c({\rm M},z)$关系是非单调的：浓度在截断尺度决定的质量尺度处达到峰值，并在更高和更低的质量处降低。我们表明，组装历史的晕仍然可以用来推断其浓度，只要被认为是其祖先的总质量（“崩溃的质量历史”; CMH），而不仅仅是它的主要祖先。这利用CMH的无标度性质，导出一个简单的标度，再现质量浓度红移关系的CDM和WDM晕的质量和红移的巨大范围内。因此，我们的模型提供了一个强大的帐户的质量，红移，宇宙学和功率谱依赖的暗物质晕浓度。
2016-05-10 astro-ph.CO
A universal model for halo concentrations
本文对$Λ$ CDM和自相似宇宙学中的暗物质晕浓度进行了数值研究。我们表明，浓度之间的关系，$c$，和峰高，$ν$，表现出最小的偏差，从普遍性，如果晕质量定义相对于临界密度的宇宙。这些偏差可以解释的残余依赖的物质功率谱，$n$，影响的归一化和形状的$c$ - $ν$关系的局部斜率的浓度。特别是，在浓度值中没有明确定义的下限。相反，最小浓度取决于红移：在固定的$ν$下，$z$越高的晕经历更陡的斜率$n$，因此具有更低的最小浓度。我们表明，在我们的模拟中的浓度可以准确地描述由一个通用的七参数函数只有$ν$和$n$。该模型将我们的$Λ$ CDM结果与$\lesssim 5\%$精确度匹配到$z = 6$，并将无标度$Ω_{\rm m} = 1$模型与$\lesssim 15\%$匹配。该模型还再现了低浓度值的地球质量晕在$z \approx 30$，从而正确地推断出超过$16$数量级的晕质量。我们的模型的预测显着不同，从以前在文献中提出的所有模型在高质量和红移。我们的模型是在最近的集群浓度的透镜测量非常一致。
2015-01-20 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold Dark Matter Halos
我们使用千禧年模拟系列研究平衡态冷暗物质（CDM）晕的质量和红移浓度的依赖关系。我们扩展了早期关于晕质量分布和组装历史之间关系的工作，以展示后者如何用于预测所有质量和任何红移的晕的浓度。我们的结果澄清了浓度和晕的"坍缩红移“之间的联系，以及为什么浓度仅通过无量纲的"峰高”质量参数$ν(M,z)=δ_{\rm crit}(z)/σ(M,z)$依赖于质量和红移。我们结合这些结果与分析质量吸积的历史外推的$c(M,z)$关系，难以达到通过直接模拟的质量制度。我们的模型预测，在给定的$z$，$c(M)$应系统地偏离一个简单的幂律在高质量，其中浓度接近一个恒定值，并在低质量，其中浓度大大低于预期从外推公布的经验拟合。这种校正可以将子结构的预期自湮灭增强因子降低约一个数量级。该模型还再现了$c(M,z)$依赖于宇宙学参数的早期工作中报道，从而提供了一个简单而强大的帐户之间的关系，宇宙学和质量浓度红移关系的CDM晕。
2013-12-03 astro-ph.CO
Universal Fitting Formulae for the Peak Concentration of Dark Matter Halos
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
利用N体模拟套件，基于修正的峰值高度参数，推导出暗物质晕浓度与峰值高度之间的普适关系，该关系不依赖于红移、宇宙学参数等，并趋于渐近值2.54。
2026-08-13 astro-ph.CO
An emulator-based halo model in modified gravity -- I. The halo concentration-mass relation and density profile
在这一系列的论文中，我们提出了一个基于模拟器的晕模型的非线性星系团在修改后的重力宇宙学。在第一篇论文中，我们提出了以下晕性质的仿真器：晕质量函数，浓度-质量关系和晕物质交叉关联函数。仿真器的训练数据提取的\textsc{FORGE}和\textsc{BRIDGE}套件的$N$体模拟，分别为两个修改的重力（MG）理论：$f(R)$重力和DGP模型，改变三个标准的宇宙学参数$Ω_{\mathrm{m0}}, H_0, σ_8$，和一个MG参数，无论是$\bar{f}_{R0}$或$r_{\mathrm{c}}$。我们的光环属性仿真器在独立的测试数据集上实现了$\lesssim 1\%$的精度。我们表明，仿真器可以结合星系晕连接处方准确地预测星系星系和星系的物质关联函数使用晕模型框架。
2023-01-08 astro-ph.CO
Stellar mass-gap as a probe of halo assembly history and concentration: youth hidden among old fossils
我们调查使用的晕质量差距统计-定义为主机晕和它的最大的卫星subhalo之间的质量的对数差-作为探针的晕年龄和浓度。用宇宙学N体模拟研究了N ~25，000个质量范围为10^12.5 < M_halo/M_sol < 10^14.5的团簇晕。与以前的工作一致，我们发现晕的质量间隙与晕的形成时间和浓度有关。平均而言，年龄较大和浓度较高的晕有较大的晕质量差距，这种趋势是强于在类似的动态范围内的质量浓度关系。然而，由于卫星晕下总体的短暂性质，存在大量的散射，这限制了在逐个物体的基础上使用晕质量间隙统计。例如，我们发现20%的非常大的晕质量间隙系统（类似于“化石群”）是年轻的，并且可能经历了一个巨大的卫星次晕和中央次晕之间的合并。我们通过丰度匹配将晕质量隙与可观测的恒星质量隙联系起来。利用Sloan数字巡天数据Release 7构建的星系群星表，我们发现固定质量星系的恒星形成和结构性质不随恒星质量差的变化而变化。这是尽管变化的晕年龄~2.5 Gyr超过~1.2 dex的恒星质量差距。因此，我们没有发现证据表明，晕形成的历史显着影响星系的性质。
2013-09-02 astro-ph.CO
The Immitigable Nature of Assembly Bias: The Impact of Halo Definition on Assembly Bias
暗物质晕成簇不仅取决于晕质量，还取决于其他性质，如浓度和形状。这种现象被广泛地称为装配偏差。我们探讨了组装偏差对晕定义的依赖性，参数化的球形过密度参数，$Δ$。我们总结了浓度，形状和自旋依赖的晕集群作为晕质量和晕定义的函数的强度。浓度依赖性聚类强烈依赖于所有$Δ$的质量。对于常规晕定义（$Δ\sim 200\mathrm{m}-600\mathrm{m}$），低质量下的浓度依赖性聚类由通过与相邻晕相互作用而改变的晕群驱动。通过使用$Δ\sim 20\mathrm{m}-40\mathrm{m}$对使用$M_{200\mathrm{m}} \lesssim 10^{12}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$的晕进行质量相关晕定义，可以大大减少浓度相关的聚类。较小的$Δ$意味着较大的半径，并通过将改变的所谓后溅晕归入现在较大的宿主晕来减轻低质量下的组装偏差。在更高质量（$M_{200\mathrm{m}} \gtrsim 10^{13}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$）时，需要更大的超密度$Δ\gtrsim 600\mathrm{m}$。形状和自旋相关的集群是显着的所有晕的定义，我们探索和表现出相对较弱的质量依赖。一般来说，组装偏差的强度和感觉都取决于晕圈定义，即使在常见的定义中也会有很大的变化。我们确定没有光环的定义，减轻组装偏见的所有表现…
2017-09-16 astro-ph.CO
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
Dependency of halo concentration on mass, redshift and fossilness in Magneticum hydrodynamic simulations
我们研究的依赖性的质量和红移的浓度使用三个大N体宇宙流体动力学模拟由Magneticum项目进行。我们约束的质量浓度的关系与一个前所未有的质量范围内的流体动力学模拟的斜率，并发现一个负面的趋势上的质量浓度平面和一个轻微的负红移的依赖关系，与观测和其他数值工作。我们还展示了浓度与化石参数的相关性，化石参数定义为中央星系与最大质量卫星之间的恒星质量比，与观测结果一致。我们发现，具有高化石参数的晕具有系统的高浓度，并从两个不同的方面探讨了其原因。首先，我们研究了长时间不受干扰的晕的演化，我们发现随着化石参数的增加和尺度半径的减小（这增加了浓度），内部区域不断增加卫星。我们还研究了浓度对维里比的依赖性和表面压力$E_s$的能量项。我们的结论是，化石物体具有较高的浓度，因为它们是动态放松的，没有输入/输出的材料，并有时间增生他们的卫星。
2019-05-07 astro-ph.CO
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters: Concentration, Spin, and Shape
本文详细研究了LambdaCDM宇宙学中暗物质晕结构参数的红移演化。我们在Nbody模拟中研究了质量从10^{10} Msun/h到10^{15} Msun/h，红移从0到2的浓度，形状和自旋参数对质量和红移的依赖性。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们还研究了暗物质晕形状随红移的演化及其对质量的依赖性。在所研究的红移范围内，晕的形状与质量之间的关系可以很好地用幂律拟合。最后，我们表明，虽然对于z=0的自旋参数实际上是质量无关的，在增加红移，它表现出越来越多的相关性与质量。
2010-09-14 astro-ph.CO
The flattening of the concentration-mass relation towards low halo masses and its implications for the annihilation signal boost
在理解宇宙结构形成的标准冷暗物质（CDM）理论中，暗物质（DM）晕的性质与其形成时代之间存在着紧密的联系。这种关系可以用一个关键参数来表示，即晕圈浓度。在这项工作中，我们研究了目前超过20个数量级的晕质量的中位浓度-质量关系c（M），即，从微小的地球质量的微晕到星系团。Prada等人（2012）提出的c（M）模型将晕圈浓度与r.m.s.物质线性波动的振幅，非常好地描述了所有可用的N体模拟数据，直到~10^（-6）Msun微晕。一个明确的肥的晕浓度-质量关系向更小的质量被观察到，排除了常用的幂律c（M）模型，并作为一个自然的预测CDM范例。我们提供了一个参数化的c（M）的关系，准确地为所有晕质量。在低质量下c（M）关系中的这一特征具有决定性的后果，例如对于伽马射线DM搜索，因为它意味着由于子结构，即，星系团约为35，像我们这样的星系约为15，与文献中依赖于幂律c（M）外推的巨大值相比。我们提供了一个参数化的助推器，可以安全地用于矮星星系团大小的晕。
2014-06-06 astro-ph.CO
Assembly bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
The accretion history of dark matter halos III: A physical model for the concentration-mass relation
我们提出了一个半解析的，物理动机模型的暗物质晕浓度作为晕质量和红移的函数。半解析模型结合了分析模型的晕质量吸积的历史（MAH），扩展的Press Schechter（EPS）理论的基础上，与浓度和形成时间之间的经验关系，通过拟合数值模拟的结果。由于半解析模型是建立在EPS理论基础上的，因此它可以适用于更宽的质量、红移和宇宙学范围。由此产生的浓度-质量（c-M）的关系被认为是同意的模拟，因为该模型只适用于放松晕，他们没有表现出在高质量或高红移的一些最近的作品发现的向上。我们预测在质量尺度为$10^{11}\rm{M}_{\odot}$时z=0 c-M关系的斜率会发生变化。我们发现，这是由于晕MAH的功能形式的变化，这从占主导地位的指数（高质量晕）的幂律（低质量晕）。在后一阶段，核心半径保持近似恒定，并且浓度由于背景密度的下降而增长。我们还分析了这项工作预测的c-M关系如何影响暗物质湮灭产生的功率，发现在z = 0时，功率比外推最佳拟合的c-M关系低两个数量级。我们提供适合的c-M关系以及数值例程来计算浓度和MAH。
2015-08-03 astro-ph.CO
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
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
The Mass Function of Dark Halos in Superclusters and Voids
本文对Press-Schechter理论进行了修正，考虑了背景大尺度结构（LSS）--超星系团或空洞的存在。LSS被视为随机密度场的线性泛函形式的统计约束。在LSS内的背景密度的偏差被解释在伪宇宙学意义上。使用的约束形式主义，可以帮助我们探测非平凡的空间统计晕，例如边缘和形状的超星系团和空洞的边界上的影响。参数的约束连接到LSS的功能：它的平均密度，空间尺度和形状，空间动量的高阶。结果表明，存在的非维里化的LSS可以导致一个可观察到的偏差的质量函数。利用这种效应建立一个程序来恢复参数的观测估计的质量函数的背景扰动。
2014-04-18 astro-ph.CO
The cosmology dependence of the concentration-mass-redshift relation
暗物质晕的浓度提供了关于其内部结构以及它如何依赖于质量和红移的关键信息-所谓的浓度-质量-红移关系，表示为$c(M,z)$。我们在这里提出了一个广泛的研究的宇宙学依赖的$c(M,z)$是基于一套72重力，全N体模拟，其中以下宇宙学参数是不同的：$σ_{8}$，$Ω_{\mathrm{M}}$，$Ω_{\mathrm{b}}$，$n_{\mathrm{s}}$，$h$，$M_ν$，$w_{0}$和$w_{\mathrm{a}}$。我们的特点，这些参数对浓度的影响，不同的晕质量和红移。与之前的工作一致，对于研究的所有宇宙学，我们发现暗物质晕在其尺度半径内的特征密度$r_{-2}$与适当定义的宇宙临界密度之间存在密切相关性形成时间。这一发现，结合漂移集模型的晕形成的历史，使我们能够准确地预测暗物质晕的浓度作为质量，红移和宇宙学的函数。我们使用我们的模拟来测试一些已发表的模型预测晕浓度的可靠性，并强调当他们成功或失败，重现宇宙学的$c(M,z)$关系。
2022-07-27 astro-ph.CO
The dark matter halo concentration and stellar initial mass function of a CASSOWARY group
我们利用组环境的剑桥斯隆调查宽弧在天空中（CASSOWARY）z=0.3透镜J2158+0257测量组动力学质量作为补充的中心动力学和透镜质量约束。使用VLT/FORS 2进行候选组成员的后续光谱。从所得到的N=21确认的成员，我们测量组动力学质量校准分析示踪剂质量估计宇宙学模拟。光度加权的视线速度色散和爱因斯坦半径的透镜被用来作为质量探针在星系的内部区域。结合这三个观测探测器使我们能够独立地约束质量和浓度的暗物质晕，除了总恒星质量的中央星系。我们发现一个暗物质晕与模拟结果非常吻合（log_10 M_200/M_sun = 14.2 +/- 0.2，c_200 = 4.4（+1.6，-1.4）），恒星质光比有利于Salpeter初始质量函数（（M/L）* = 5.7 +/- 1.2）。我们对正常晕浓度的测量表明，在群体质量尺度上，模拟和观测之间没有差异。这与一些研究声称过度集中的晕的星团质量规模形成对比。虽然晕质量是稳健的确定，晕浓度是不显着的系统学的影响，由此产生的恒星质量-光比是敏感的恒星参数的选择，如密度分布和速度各向异性。
2013-06-12 astro-ph.CO
Halo Mass-Concentration Relation at High-Mass End
The concentration-mass (c-M) relation encodes the key information of the assembly history of the dark matter halos, however its behavior at the high mass end has not been measured precisely in observations yet. In this paper, we report the measurement of halo c-M relation with galaxy-galaxy lensing method, using shear catalog of the Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) Data Release 8, which covers a sky area of 9500 deg^2. The foreground lenses are selected from redMaPPer, LOWZ, and CMASS catalogs, with halo mass range from 10^{13} to 10^{15} M_sun and redshift range from z=0.08 to z=0.65…
2021-08-06 astro-ph.CO
Shape Profiles and Orientation Bias for Weak and Strong Lensing Cluster Halos
我们研究了从MultiDark MDR 1宇宙学模拟中提取的星系团晕的内在形状和等密度线的排列。我们发现，模拟晕，是非常长的小尺度上，越来越大的球形。由于这一趋势，沿视线的分析投影产生的浓度指数的高估作为半径的递减函数，我们量化使用的三维浓度（$c_{200}$）的内在分布和等密度形状弱和强透镜尺度。我们发现这种差异是$\sim 18\%$（$\sim 9\%$）低（中）质量集群晕与固有的低浓度（$c_{200}=1-3$），而我们发现几乎没有差异晕与固有的高浓度。等密度线被发现是相当良好的整个径向尺度的每个晕人口对齐。然而，已经发现单个晕的主轴偏离多达$\sim 30^{\circ}$。我们还提供了分析结果的增值目录，并已公开提供供下载。
2014-07-22 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
Beyond Assembly Bias: Exploring Secondary Halo Biases for Cluster-size Haloes
二次晕偏置，通常称为“组装偏置”，是晕簇对晕属性而不是质量的依赖。这种预测的拉姆达冷暗物质宇宙学是必不可少的模拟星系分布，以高精度和解释集群测量。顾名思义，次生晕偏差的不同表现被认为源于晕组装历史。我们得出结论，这是不正确的集群大小晕。我们提出了一个最新的总结高质量的晕由于各种晕属性，包括浓度，自旋，组装历史的几个代理，和subhalo属性的二次晕偏见。虽然浓度，自旋，和丰度和径向分布的subhaloes表现出显着的二次偏置，直接量化晕组装历史的属性不。事实上，成对的晕的整个组装历史几乎与孤立的晕的组装历史相同。一般来说，两个晕属性之间的全局相关性并不能预测这两个属性是否表现出类似的二次偏置。例如，组装历史和浓度（或subhalo丰度）相关的配对和孤立的晕，但在这两种情况下遵循略有不同的条件分布。这导致了由于浓度（或subhalo丰度）的二次晕偏置，尽管缺乏严格意义上的集群大小晕的组装偏置。由于这种复杂性，在使用任何一个晕圈属性作为代理来研究由于另一个属性而引起的二次偏倚时必须谨慎。
2018-08-28 astro-ph.CO
A general framework to test gravity using galaxy clusters II: A universal model for the halo concentration in $f(R)$ gravity
提出了一个新的拟合公式，用于描述变色龙$f(R)$引力相对于广义相对论（GR）的晕浓度增强。该公式是通过采用一个大的$N$体模拟的胡-Sawicki $f(R)$模型，其中涵盖了广泛的模型和宇宙学参数，分辨率和模拟框大小。浓度对晕质量$M$、红移$z$、$f(R)$和宇宙学参数的复杂依赖关系可以组合成一种简单的形式，它只依赖于重新标度的质量$M/10^{p_2}$，而$p_2\equiv1.5\log_{10}\left[|{\bar{f}_R(z)}|/(1+z)\right]+21.64$和$\bar{f}_R(z)$是$z$的背景标量场，与$f(R)$模型参数无关。我们的拟合公式可以很好地描述$z\leq3$红移的浓度增强，$M/10^{p_2}$的浓度增强近7个数量级，晕质量的浓度增强近50个数量级。这是一系列工作的一部分，其目的是提供一个一般的框架，使用目前和即将到来的星系团调查的重力自洽和公正的测试。的拟合公式，这是第一个定量模型的浓度增强由于变色龙型修改重力，是在这个框架中的一个重要组成部分，并允许不断探索的参数空间。它也可以用来模拟其他统计，如物质功率谱。
2019-05-16 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
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters
我们研究的质量和红移的浓度参数的Nbody模拟跨越质量从$10^{10} \hMsun$到$10^{15} \hMsun$和红移从0到2。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们提出了实施该模型的预测的浓度参数的值为不同的质量和红移的初步结果。
2011-02-11 astro-ph.CO
Halo assembly bias from a deep learning model of halo formation
本文提出用卷积神经网络从初始条件预测暗晕质量与聚集度，并作为代理模型推导暗晕偏袒参数，成功恢复线性、二阶及原初非高斯性偏袒的已知趋势，揭示了聚集度对组装偏袒的差异化影响。
2023-04-19 astro-ph.CO
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 astro-ph.CO
An upper limit on primordial magnetic fields from ultra-faint dwarf galaxies
原始磁场的存在增加了在高红移下可能形成恒星的最小晕质量。对超暗矮星系（UFD）在其半光半径内的动力学质量的估计限制了它们在进入银河系之前的维里化晕质量。推断的晕质量和形成红移的UFD放置上界的原始共动磁场，$B_0$。假设UFD主晕的平均形成红移为$z_{\rm form}=$ 10（20），我们分别推导了$B_0~$上的$0.50\pm 0.086$（$0.31\pm 0.04$）nG的上限。
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the Core-Halo Relation of Quantum Wave Dark Matter, $ψ$DM, from 3D Simulations
我们研究的非线性结构的引力坍缩的对象，形成在我们的模拟波状冷暗物质（$ψ$ DM），描述的薛定谔-泊松（SP）方程与粒子质量$\sim 10^{-22} {\rm eV}$。一个独特的引力自约束孤子核心被发现在每个晕的中心，与一个配置文件完全不同的核心在温暖或自相互作用的暗物质的情况下建模。此外，我们发现，每个孤立子的核心是由一个扩展的晕组成的大波动的暗物质颗粒调制的晕密度的规模可比的孤立子的核心的直径包围。SP方程的标度对称性和不确定性原理将核心质量与晕比能紧密联系起来，在宇宙结构形成的背景下，导致核心质量（$M_c$）和晕质量（$M_h$）之间的简单标度，$M_c \propto a^{-1/2} M_h^{1/3}$，其中$a$是宇宙标度因子。我们通过以下方式验证这种比例关系：（i）检查在我们的3D宇宙学模拟中形成的维里化晕的统计样本的内部结构，以及（ii）合并多个孤子以创建单个维里化对象。通过自适应网格细化和图形处理单元加速实现了足够的模拟分辨率。从这个比例关系，目前的矮卫星星系被预测有kpc大小的核心和$\sim 10^8 {M_\odot}$的最小质量，能够解决小尺度的冷暗物质模型的争议。此外，在$z=8$的$2\times10^{12} {M_\odot}$星系应该在$\sim 60 {\rm pc}$内有大质量的$\sim 2\times10^9 {M_\odot}…
2014-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational potential drives the concentration dependence of the stellar mass-halo mass relation
Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
研究发现引力势深度影响恒星质量-暗物质晕质量关系的散射，通过分析恒星金属度和浓度相关性，支持深引力势抑制反馈喷流从而增强物质保留的机制。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Random Walk Model for Dark Matter Halo Concentrations
对于由单参数密度剖面（如NFW剖面）描述的理想（球形、光滑）暗物质晕，存在晕的能量与其密度剖面的尺度半径之间的一对一映射。因此，能量唯一地决定了这种晕的浓度参数。我们利用这一事实来预测的浓度暗物质晕通过一个随机行走晕能量空间。给定一个光环的完整的合并树，该树中每个光环的总内能是通过对祖先光环的内能和轨道能求和来确定的。我们表明，校准时，该模型可以准确地再现N体模拟中测量的浓度-质量关系的平均值，并再现了该关系中的散射比以前的模型。我们进一步测试这个模型，通过检查尺度半径随时间的自相关性，和晕浓度和自旋之间的相关性，并比较从宇宙学N体模拟测量的结果。在这两种情况下，我们发现我们的模型与N体结果非常匹配。我们的模型是在开源的Galacticus工具包中实现的。
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axion core - halo mass and the black hole - halo mass relation: constraints on a few parsec scales
如果暗物质是由超轻的轴子组成，稳定的孤子核心就会在维里化晕的中心形成。在轴子粒子的质量$m$的某个范围内，这些核心足够紧凑，可以模拟位于星系核的超大质量黑洞（SMBH）。我们使用的孤子核心晕质量关系，在数值模拟中验证，约束一个新的范围内允许轴子质量的测量SMBH质量（伪）凸起和无凸起星系。这些限制是基于星系核的观测，尺度小于10 pc。我们的分析表明，数据排除了$m < 10^{-18}$ eV。我们简要地讨论了是否有吸引力的自相互作用的轴子可以减轻这种约束。
2020-04-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Differentiable Model of the Evolution of Dark Matter Halo Concentration
提出基于时间依赖幂律的暗物质晕浓度演化可微模型 Diffprof，用 Bolshoi-P 与 MDPL2 验证其高精度，并可生成晕总体浓度历史。
2023-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the mass-concentration relation of cold dark matter halos with 11 strong gravitational lenses
暗物质晕的质量浓度关系反映了天体在等级结构形成情景中的组装历史，并依赖于宇宙学中的基本量，如原始物质功率谱的斜率。这种关系不受亚星系尺度观测的限制。假设冷暗物质，我们推导出质量浓度关系的第一次测量，使用图像的位置和流量比从11个四重图像强引力透镜（quads）在质量范围$10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$。我们的分析框架包括subhalos和视线晕，边缘化的滋扰参数描述的镜头宏模型，考虑有限的源效应透镜观测，并同时约束的质量浓度关系的归一化和对数斜率，和subhalo质量函数的归一化。在$z=0$处，我们将$10^{8} M_{\odot}$晕的浓度限制在$68 \%$ CI处的$c=12_{-5}^{+6}$，以及将$c=12_{-9}^{+15}$限制在$95 \%$ CI处。对于$10^{7} M_{\odot}$晕轮，我们得到$68 \%$（$95 \%$）约束$c=15_{-8}^{+9}$（$c=15_{-11}^{+18}$），而对于$10^{9} M_{\odot}$晕轮，我们得到$c=10_{-4}^{+7}$（$c=10_{-7}^{+14}$）。这些结果与文献中质量浓度关系的理论预测是一致的，并建立了强透镜星系作为一个强大的探测器的晕浓度在亚星系尺度上跨越宇宙学距离。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Ultramarine Simulation: properties of dark matter haloes before redshift 5.5
我们介绍群青模拟，一个非常大的$N$体模拟的结构形成和演化的红移5.5，宇宙再电离刚刚完成。该模拟在$512~h^{-1}$ Mpc立方体内演化2.1万亿个粒子，并且对于这种大体积模拟具有前所未有的质量和力分辨率，分别为$5.6\times 10^6 h^{-1}$ M $_\odot$和$1.2~h^{-1}$ kpc。我们给出了模拟的一些基本统计结果，包括晕质量函数、晕偏置参数以及高红移下的晕质量-浓度关系，并与已有的一些代表性模型进行了比较。我们发现与一些模型的高红移晕质量函数，但无论是晕偏置因子，也晕质量浓度关系。所有晕偏置模型的比较超过预测高红移晕偏置的大因素，一个准确的适合我们的模拟。高红移的暗物质晕仍然可以用NFW模型进行合理的描述，晕的质量-浓度关系是单调的，质量越大的晕浓度越低，不利于一些研究报道的上升特征。质量浓度关系在$z=5.5$到$z=10$之间几乎没有变化，与大多数现有模型预测的强烈变化相反。此外，高红移暗物质晕的浓度参数远低于大多数模型的预测。
2022-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
