The Merger Rate of Primordial Black Hole-Neutron Star Binaries in Ellipsoidal-Collapse Dark Matter Halo Models
原始黑洞作为暗物质的潜在宏观候选者，由于其随机分布，可以在暗物质晕中遇到其他致密天体。此外，与恒星质量黑洞-中子星（BH-NS）合并有关的引力波（GW）的探测提出了参与此类事件的黑洞可能具有原始起源的可能性。本文在椭球坍缩暗物质晕模型的框架下计算了PBH-NS双星的合并速率，并与球形坍缩暗物质晕模型的相应结果进行了比较。我们的研究结果表明，椭球坍缩暗物质晕模型可以潜在地放大合并率的PBH-NS二进制的方式，它是非常接近的范围估计的LIGO-Virgo观测。虽然球形坍缩暗物质晕模型不能证明PBH-NS合并事件与LIGO-Virgo合作报告的最新GW数据一致。此外，我们计算合并率的PBH-NS二进制作为PBH的质量和分数的函数范围内的椭球坍缩暗物质晕模型。结果表明，如果$f_{PBH}\simeq 1$的质量为$(M_{PBH}\le 5 M_{\odot}, M_{NS}\simeq 1.4 M_{\odot})$，则PBH-NS并合事件与LIGO-Virgo观测结果一致.我们还表明，至少有一个$(M_{PBH}\simeq 5 M_{\odot}, M_{NS}\simeq 1.4 M_{\odot})$事件的共动体积$1 Gpc^{3}$每年，椭球坍缩暗物质晕模型约束的PBH的丰度为$f_{PBH} \geq 0.1$。
2022-11-25 astro-ph.CO gr-qc
Non-Spherical Newtonian Collapse: a Set of Exact Nonlinear Closed-Form Solutions
本文给出了牛顿引力下无压物质非球形坍缩的一组精确的非线性封闭解，并指出了它们在宇宙学中的可能应用。关键词：牛顿引力：自由坍缩，大尺度宇宙结构
2015-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Computation of the Halo Mass Function Using Physical Collapse Parameters: Application to Non-Standard Cosmologies
在这篇文章中，我们比较了晕质量函数的漂移集理论预测的漂移扩散势垒对N体模拟几个宇宙学模型的结果。这包括大范围晕质量的标准LCDM情况，具有不同类型原始非高斯性的模型，以及暗能量的Ratra-Peebles精髓模型。我们表明，在所有这些宇宙学的情况下，丰富的暗物质晕可以描述一个漂移的扩散障碍，其中两个参数描述的障碍有物理内容。在高斯LCDM的情况下，统计足够精确，可以实际预测这些参数在不同的红移从初始条件。此外，我们发现，在障碍的随机性是不可忽略的，使简单的确定性的球形塌陷模型一个坏的近似，即使在非常高的晕质量。我们还表明，使用标准的偏移集的方法与障碍启发峰补丁导致不一致的预测晕质量函数。
2014-11-11 astro-ph.CO gr-qc
The formation of CDM haloes I: Collapse thresholds and the ellipsoidal collapse model
在偏移集方法中，如果线性密度场的线性外推密度对比度在该尺度上平均超过某个临界阈值$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，则线性密度场的初始球形区域坍缩形成红移为$z_{\rm id}$的质量$M$的晕。$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的值通常是从球形或椭球形坍缩模型中计算出来的，这些模型在给定位置的潮汐场的辅助特性下提供了定义明确的预测。我们使用两个宇宙学模拟的结构增长的$Λ$冷暗物质的情况下，量化$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，它对周围的潮汐场的依赖，以及在$z_{\rm id}$崩溃形成晕的拉格朗日区域的形状。我们的研究结果表明，椭球坍缩模型提供了一个准确的描述$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的平均依赖于潮汐场的强度和晕质量。然而，对于给定的$z_{\rm id}$，$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$强烈地依赖于晕的特征形成红移：晕形成越早，其初始密度对比度越高。令人惊讶的是，大多数形成$today$的晕落在椭球体崩溃障碍之下，与模型预测相矛盾。我们追踪这种效果的起源，拉格朗日晕，这是自然产生的，由于线性潮汐场的不对称性的非球形形状。我们表明，一个修改后的崩溃模型，占原晕的三轴形状，提供了一个更准确的描述最近塌陷物体的测量最小超密度。
2014-11-06 astro-ph.CO
Spherical Collapse in Modified Gravity Theories
研究了参数化后弗里德曼（PPF）格式下的球坍缩问题。我们使用与泊松方程相关的PPF参数的一般形式，并找到了要求解的方程，该方程包括来自k空间中修改的重力项的卷积的非平凡的第五力。为了计算一个具体的模型，我们使用Bertschinger和Zukin提出的参数化。假设一个高斯密度分布的球形崩溃的方程求解，我们表明，有没有壳交叉之前到达转身点。我们表明，第五种力不满足伯克霍夫定理，并介绍了不同的行为的密度阈值$δ_{c}$，在这种情况下，这取决于初始密度分布的大小和形状，因此，人们期望在宇宙中的坍缩物体的不同统计。
2015-06-26 astro-ph.CO gr-qc
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes II: collapse time and tides
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成的LambdaCDM方案研究暗物质晕的演化历史，并从它们形成的拉格朗日区域的特征。我们专注于在红移z_id=0的晕，并表明经典的椭球坍缩模型系统地高估了他们的崩溃时间。如果强加晕塌缩发生在z_id处，则该模型需要从比在晕形成位置处的模拟中测量的线性密度对比度显著更低的线性密度对比度开始。我们试图通过测试模型的两个关键假设来解释这种差异。首先，我们表明，由于周围的大尺度结构的崩溃晕感到潮汐演变的非线性。虽然这种影响变得越来越重要的低质量的晕，占它在椭球崩溃模型中，只有轻微地提高了与N体模拟的协议。其次，我们跟踪的时间演化的物理体积所占据的形成晕，并表明，在转向后，它通常稳定在一个明确定义的红移，z_c>z_id，相反的基本假设扩展Press-Schechter理论的基础上的偏移集。我们讨论了这一结果的影响，了解质量依赖性和分散的线性阈值晕形成的起源。最后，我们表明，当调整崩溃在z_c，一个修改后的版本的椭球体崩溃模型，也占了三轴性质的原晕预测其线性密度对比在一个公正的方式。
2014-11-07 astro-ph.CO
Spherical Collapse in Chameleon Models
研究了在引力和变色龙标量场作用下，非相对论性物质的超密度引力坍缩。我们表明，球形塌陷模型是修改的变色龙场的存在。特别是，我们发现，即使变色龙效应可能是潜在的大，在小尺度上，对于足够大的初始尺寸的不均匀性的塌陷区域具有一个薄壳屏蔽变色龙场引起的重力的修改，恢复标准的重力结果。我们分析的行为的崩溃壳在宇宙学设置中的薄壳的存在下，发现，在通常的情况下，崩溃的临界密度取决于初始的共动大小的不均匀性。
2010-09-01 astro-ph.CO hep-th
Spherical collapse model in agegraphic dark energy cosmologies
在常用的球形坍缩模型下，我们研究了年龄暗能量模型中的暗能量对宇宙大尺度结构生长的影响。非线性区域中暗物质晕的球形坍缩动力学由暗能量模型的性质决定。我们发现，球坍缩模型的主要参数直接受到年龄暗能量模型中暗能量演化的影响。我们在两种不同的情况下计算了不同年龄模型参数$α$值的球形坍缩量：第一，当暗能量在星系团尺度上不表现出波动时，第二，当过密区域内的暗能量类似于暗物质坍缩时。利用Sheth-Tormen和Reed质量函数，我们在年龄暗能量宇宙学的框架下研究了暗物质晕的丰度。模型参数$α$是计算暗物质晕丰度的关键参数。具体而言，本分析表明，年龄暗能量模型与较大（较小）值的$α$预测较少（更多）维里化晕相对于$Λ$ CDM宇宙学。我们还表明，在年龄的暗能量模型，晕的数量强烈依赖于集群或均匀分布的暗能量。
2017-09-25 astro-ph.CO gr-qc
Ghost Collapse : exploring feasibility of spurious Spherical Collapses
我们在具有宇宙学常数的非平坦宇宙中探索了球形坍缩模型的真实解，并观察到一种可能的假坍缩或鬼坍缩的情况，即膨胀的过密球形区域，转向并开始坍缩，在有限的时间后再次转向并开始膨胀。为了使这种虚假坍缩的情况可行，我们对标准暗能量密度项进行了线性红移相关修正，该项最初是以宇宙学常数的形式存在的。有充分的理由相信这样的修正是基于最近的研究，这表明当与观测数据相吻合时，暗能量密度随着红移而演变（甚至变为负值）。
2019-02-25 astro-ph.CO
Aspherical ULDM Collapse: Variation in the Core-Halo Mass Relation
本研究通过AxioNyx模拟球形与非球形ULDM过密区域坍缩，发现核心的振荡行为及初始非球形度会导致核心形态与峰值密度变化，使真实晕偏离理论核心-晕分布。
2023-05-17 astro-ph.CO
Spherical "Top-Hat" Collapse in a Modified Chaplygin Gas Dominated Universe
考虑到广义Chaubergin气体支配宇宙中结构形成的球形Top-Hat模型中的微扰增长，我们想用一个修正的Chaubergin气体模型来研究这种情况.在不同的情况下，背景和塌陷区参数的演变。在不同的情况下，考虑了模型的稳定性和崩溃的时间率。还计算了转动红移，结果与目前的观测数据比较吻合。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Spherical collapse of non-top-hat profiles in the presence of dark energy with arbitrary sound speed
本文研究了在任意声速的暗能量存在下非大礼帽物质涨落的球形坍缩。该模型描述了一个系统的偏微分方程求解使用伪谱方法与配置点。该方法可以重现已知的解析解在线性政权的精度优于$10^{-6}\%$和更好的$10^{-2}\%$的维里化阈值通常的球形崩溃模型。我们展示了非线性暗能量涨落对物质轮廓、物质特有速度和引力势的影响。我们还表明，幻影暗能量模型与低声速可以开发周围的物质晕，即负能量密度的病理行为。还计算了崩塌的维里化阈值密度对暗能量声速的依赖性，证实并扩展了均匀和聚集暗能量极限的先前结果。
2022-10-26 astro-ph.CO gr-qc
ASOHF: a new adaptive spherical overdensity halo finder
我们提出并测试了一种新的光晕探测器的基础上的球形过密度（SO）方法。这种新的自适应球形高密度晕探测器（ASOHF）能够识别暗物质晕及其子结构（subhaloes）的分析模拟所允许的尺度。该代码是专门为自适应网格细化宇宙学代码而设计的，尽管它可以用作N体代码的独立晕轮查找器。它已被优化的目的是建立合并树的光环。为了验证这种新工具的可行性，我们开发了一套床测试，使我们能够估计查找器的性能。最后，我们应用晕发现者的宇宙学模拟和比较所得到的结果，由其他知名的公开可用的晕发现者。
2010-06-16 astro-ph.CO
Spherical collapse and halo mass function in the symmetron model
本文研究了在$Z_2$对称的标量场中的一种新的长程力的“Escherton模型”中球对称超密度的引力成团以及由此产生的暗物质晕的统计特性。根据初始半径的超密度，我们确定了两个不同的制度：对于小的初始半径的介子介导的力量影响的球形崩溃在所有的红移;对于初始半径大于一些临界尺寸，这种力量消失之前崩溃，因为介子屏蔽机制。在这两种情况下，超密度比$Λ$ CDM更早崩溃，并且在统计上倾向于形成更大质量的暗物质晕。关于这些对象的晕质量函数，我们观察到一阶偏离标准$Λ$ CDM预测。这里发展的形式可以很容易地应用到其他模型中，第五力参与的引力坍缩的动力学。
2014-01-21 astro-ph.CO hep-ph
Spherical Collapse for Viscous Generalized Chaplygin Gas Model
在球帽坍缩框架下分析了粘性广义Chaubergin气体模型（VGCG）的非线性坍缩。由于VGCG和重子是形成大尺度结构的必要条件，本文主要研究它们的非线性坍缩。通过改变模型参数$α$和$ζ_{0}$的取值，讨论了它们对球形坍缩的影响，并与$ΛCDM$进行了比较。结果表明，对于VGCG模型，$ζ_{0}$越小，$α$越大，结构形成的时间越早，速度越快;当模型参数$α$小于$10^{-2}$时，VGCG模型的坍塌曲线与$ΛCDM$模型的坍塌曲线基本相同。
2014-07-18 astro-ph.CO
Testing the isothermal Jeans model for self-interacting dark matter halos in the collapse phase
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Department of Astronomy, Peking University（北京大学天文学系）；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 Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）
本文检验了等温 Jeans 模型在自相互作用暗物质晕深坍缩阶段的适用性，发现其在描述密度演变和引力透镜观测指标方面具有较高的可靠性与计算效率。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beyond Spherical Top Hat Collapse
我们研究了宇宙中的非均匀球形扰动的演化，以一种简单的方式概括了球形礼帽坍缩。为此目的，我们推导出一个动力学方程的密度对比度的演化的上下文中的勒梅特-托尔曼-邦迪度规和构造解决方案，与和没有一个宇宙学常数的球形微扰与给定的初始径向轮廓的演化。
2010-08-13 astro-ph.CO
Gravothermal collapse of self-interacting dark-matter halos with anisotropic velocity distributions
本文研究自相互作用暗物质晕的引力热坍缩时间尺度如何依赖速度分布，发现各向异性分布可使坍缩时间相差超两倍，且差异源于速度弥散剖面的全局变化。
2025-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse
大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spherical top-hat Collapse of a Viscous Unified Dark Fluid
在本文中，我们测试了具有恒定绝热声速的粘性统一暗流体（VUDF）的球形坍缩，并显示了VUDF，重子和暗物质的非线性坍缩，这是重要的形成我们的宇宙的大尺度结构。通过改变模型参数$α$和$ζ_{0}$的取值，讨论了它们对VUDF模型非线性崩溃的影响，并与$ΛCDM$模型的结果进行了比较。分析结果表明，在球形顶帽型塌缩框架内，$α$值越大，$ζ_{0}$值越小，结构形成越早、越快;当体粘滞系数$ζ_{0}$小于$10^{-3}$时，其它塌缩曲线与$Λ CDM$模型曲线基本一致。
2014-05-08 astro-ph.CO
Non-Equilibrium Relativistic Core Collapse of Self-Interacting Dark Matter Halos -- Limits On Seed Black Hole Mass
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学天文与天体物理研究所）；Beijing Normal University（北京师范大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文研究了自相互作用暗物质晕的非平衡相对论性核心坍缩，探讨了种子黑洞质量的限制，结合广义相对论效应，揭示了黑洞形成机制中的关键因素。
2026-04-25 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Spherical collapse and halo mass function in f(R) theories
计算了一类f（R）修正引力模型中球对称超密度的临界坍缩密度。我们首次推导了爱因斯坦方程、标量场方程和非线性流体方程，并做出了最小的简化假设，即度规势和标量场在整个坍缩过程中保持准静态。最初演变的顶帽配置文件，我们发现，密度阈值崩溃显着依赖于施加的初始条件，特别是选择的大小和形状。通过施加“自然”的初始条件，我们得到了一个拟合函数的球形塌缩delta_c的塌缩红移的函数，质量的超密度和f_{R0}，背景标量场值在z=0。通过扩展delta_c到漂移和扩散势垒的漂移集理论的背景下，我们得到了一个现实的质量函数，可能会被用来面对这类标量张量模型与观测的暗物质晕。提出的晕质量函数的解析公式进行了测试，对Monte Carlo随机行走的移动障碍的广泛的类，因此可以应用到其他修改的重力理论。
2013-11-23 astro-ph.CO
Clarifying spherical collapse in coupled dark energy cosmologies
球形坍缩模型常被用来跟踪超密度到非线性区域的演化。我们描述了正确的方法，用于耦合暗能量宇宙学，第五种力，不同于重力和介导的暗能量标量场，影响崩溃。我们直接从非线性流体动力学纳维-斯托克斯方程中推导出球形坍缩描述。通过与相应的相对论方程的比较，我们指出了在球坍缩图象中应如何考虑第五种力，并澄清了在球坍缩图象中考虑非均匀标量场时所出现的问题.然后，我们应用我们的方法的情况下，耦合的quintessence，其中第五力之间的冷暗物质粒子的行为，并不断增长的中微子quintessence，其中第五力之间的中微子行为。此外，我们回顾这种方法时，适用于标准的宇宙学和应用我们的分析，以最小耦合quintessence和检查过去的结果，早期的暗能量parametriations。
2010-11-12 astro-ph.CO
Spherical collapse in Galileon gravity: fifth force solutions, halo mass function and halo bias
我们研究了四次和五次协变Galileon引力模型中的球坍缩。我们推导了准静态和弱场极限下的非线性球对称方程，重点讨论了适合当前CMB、SNIa和BAO数据的模型参数。我们证明了五次模型的方程不允许在高密度区域的第五种力的物理解，这阻碍了在这个模型中的结构形成的研究。对于四次模型，我们表明，有效引力强度偏离单位在后期（$z \lesssim 1$），变得更大，如果密度低，但如果密度高。这表明，在高密度下的Vainshtein机制不足以筛选所有的重力修改。这使得在$z \lesssim 1$坍缩的晕感觉到整体较弱的重力，这抑制了晕的形成。然而，四次模型中的物质密度高于标准$Λ$ CDM，这促进了结构的形成，并主导了较弱的重力的影响。在四次模型中，相对于$Λ$ CDM，高质量晕明显过剩。暗物质晕也比$Λ$ CDM中的偏差小，差异随着晕质量的增加而明显增加。然而，我们的研究结果表明，偏差可能不够小，以充分调和预测的物质功率谱与LRG聚类数据。
2014-04-23 astro-ph.CO
Self-Similar Solutions of Triaxial Dark Matter Halos
我们研究了暗物质晕的坍缩和内部结构。我们考虑晕的形成从最初的无标度扰动，其中引力坍缩是自相似的。Fillmore和Goldreich（1984）和Bertschinger（1985）解决了一维（即球对称）情况。我们推广了他们的结果制定的三维自相似方程。我们数值求解方程，并详细分析了相似解，侧重于内部密度分布的崩溃晕。通过将总密度分解成子轮廓的粒子崩溃coevally，我们确定了两个效果的内部密度结构的晕的主要决定因素：绝热收缩和形状的子轮廓后不久崩溃，后者在很大程度上反映了三维的子轮廓。我们开发了一个简单的模型来描述我们的3D模拟结果。在一篇配套论文中，我们将这个模型应用于更现实的宇宙学波动，从而解释了在N体模拟中发现的几乎普遍的（NFW样）密度分布的起源。
2011-06-20 astro-ph.CO
Spherical Collapse of a Unified Dark Fluid with Constant Adiabatic Sound Speed
在本文中，我们测试了具有恒定绝热声速的统一暗流体（UDF）的球形坍缩。通过选择不同的模型参数$B_s$和$α$，我们证明了UDF和重子的非线性坍缩，它们被认为是宇宙大尺度结构的形成原因。分析结果表明，$α$和$B_s$值越大，结构形成越快，形成时间越早。
2013-02-27 astro-ph.CO
Gravothermal Collapse: Robust Against Baryonic Feedback
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）
通过半解析振荡势模型和受控N体模拟，研究自相互作用暗物质晕中重子反馈对引力热坍缩的影响，发现高浓度晕的坍缩几乎不受延迟，而中等浓度晕的坍缩可被显著延迟但最终恢复，且最终密度分布对反馈历史敏感。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Role of prompt cusps in driving the core collapse of SIDM halos
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Rice University（莱斯大学）
研究通过高分辨率N体模拟，探讨了包含大质量提示尖峰的孤立SIDM晕核心形成与坍缩过程，发现提示尖峰影响核心形成和坍缩的动力学特性。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triaxial collapse and virialisation of dark-matter haloes
我们重新考虑椭球坍缩模型，并以两种方式扩展它：我们修改了外部引力剪切场的处理，引入了线性和非线性演化之间的混合模型，我们引入了一个维里化标准，来自张量维里定理，以取代特设标准迄今为止。我们计算的崩溃参数三角洲_c和三角洲_v，并发现它们增加与椭圆率e和减少与prolaticity p。我们边缘化他们在适当的分布e和p和显示边缘化的结果作为晕质量和维里化红移的函数。虽然外部剪切的混合模型给出的结果非常类似于从非线性模型中获得的结果，但椭球体坍塌通常会使坍塌参数改变（20…50）%，在某种程度上增加减少晕质量和减少维里化红移。我们定性地证实了δ_c的拟合公式对质量和维里化红移的依赖性，但发现特别是在低质量和高红移时有明显的定量差异。导出的质量函数与最近文献中提出的质量函数吻合得很好。
2010-09-01 astro-ph.CO
Extended Spherical Collapse and the Accelerating Universe
在Einstein-de Sitter（EdS）模型和$Λ$ CDM模型的框架下，讨论了剪切应力和角动量对非线性球形坍缩模型的影响.通过假设真空分量是不是集群内的均匀非球形的超密度，我们展示了如何本地旋转和剪切影响的线性密度阈值的非相对论组件（$δ_\mathrm{c}$）和它的维里超密度（$Δ_\mathrm{V}$）崩溃。它还发现，在银河系尺度的剪切和旋转的净效应是负责较高的值的线性过密度参数相比，标准的球形塌缩模型（没有剪切和旋转）。
2012-07-24 astro-ph.CO
Ellipsoidal halo finders and implications for models of triaxial halo formation
我们描述了一种算法，用于确定椭球晕在数值模拟，并量化如何得到的估计晕质量和形状不同的球形晕发现者。当与椭球体配合时，光晕变得更长，这种差异在更非球面的物体上最为明显。虽然椭球体的质量系统较大，这是小于10%的大多数晕。然而，即使是这种微小的质量差异也对应着形状上的显著差异。我们还量化了这些影响的初始质量和变形张量，大多数模型的三轴倒塌的基础上。通过对初始条件下原晕性质的研究，发现在拉格朗日空间中用变形张量的三个正特征值来识别原晕的模型只有在质量远大于$M_*$时才成立。几乎任何原晕内的过密度$δ$都大于与球形坍缩相关的临界值（随着质量的减小而增加）;这与模型的定性一致，模型识别的晕要求坍缩发生在所有三个主轴上，每个主轴在不同的时间从宇宙膨胀转向。初始值的分布与最简单的预测与椭球崩溃，假设最初的球形原生晕，周围的随机位置，这是足够的过度密集崩溃。然而，大多数原晕不是球形的，随着原晕质量的减少，偏离球形的情况也会增加。[删节]
2013-03-17 astro-ph.CO
Spherical collapse model with shear and angular momentum in dark energy cosmologies
我们研究，第一次，如何剪切和角动量修改典型参数的球形坍缩模型，在暗能量占主导地位的宇宙。特别地，我们研究了几种暗能量模型的线性密度阈值$δ_\mathrm{c}$和维里超密度$Δ_\mathrm{V}$，以及它对累积质量函数的影响。球形坍缩的方程是Pace等人（2010）获得的方程，他们使用来自牛顿流体力学的密度对比演化的完全非线性微分方程，并假设暗能量仅存在于背景水平。由于引入了剪切和旋转项，球形坍塌模型的参数现在是质量相关的。本文的结果表明，正如预期的那样，在球形塌缩模型中考虑的新条款反对星系尺度上的扰动崩溃，从而导致相对于非旋转的情况下，更高的线性过密度参数值。我们发现一个类似的效果也为维里密度参数。对于质量函数，我们发现它的高质量尾部被抑制，而低质量尾部受到轻微影响，除了在某些情况下，例如Chaubergin气体的情况。
2012-12-19 astro-ph.CO
Spherical Collapse and the Halo Model in Braneworld Gravity
我们提出了一个详细的研究DGP膜世界引力的球状微扰的崩溃的晕质量函数，偏差和物质功率谱的模拟结果的目的。标量膜弯曲模形式的引力演化修正的存在导致了与普通引力坍缩的质的差异。特别是，在能量的崩溃需要一个新的，广义的方法来定义维里半径，不依赖于严格的能量守恒。这些差异和技巧同样适用于w不等于-1的光滑暗能量模型。我们还讨论了由于DGP中缺少Birkhoff定理，扰动的外部对坍缩量的影响。由此产生的预测的质量函数，晕偏置和功率谱是在良好的整体协议与DGP N体模拟的自加速和正常的分支。特别是，Vainshtein机制的影响，在完整的模拟中测量匹配良好。这里介绍的模型和技术可以作为实用的工具，把一致的约束膜世界模型使用的观测大尺度结构。
2010-03-03 astro-ph.CO
Accelerated core collapse in tidally stripped self-interacting dark matter halos
我们使用一个半解析的方法，校准到N体模拟研究星系中自相互作用的暗物质核心的演化。我们划定制度的核心密度的时间演变遵循一个明确的轨道设置的初始晕参数和截面。沿着该轨迹，中心密度达到由初始晕圈密度设置的最小值。进一步的演化导致向外的热传递，诱导重力热核心塌陷，使得核心随着其密度的增加而收缩。我们表明，核心崩溃的时间尺度是高度敏感的外部径向密度分布。与孤立的晕相比，由于潮汐剥离而具有显著质量损失的卫星星系应该具有更大的中心密度和更快的核心崩溃。这种情况可以解释本星系群中矮星系的致密和紧凑的核心，如Tucana（与银河系隔离），经典的银河系卫星Draco和一些超暗卫星。如果核心坍缩的最终命运是黑洞的形成，那么加速的时间尺度就为创造中等质量的黑洞提供了一种新的机制。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
To collapse or not to collapse: Halo evolution with self-interacting dark matter mass segregation
本文提出一种由两种不等质量粒子组成的自相互作用暗物质（SIDM）模型，通过N体模拟证明其能产生密度核并避免引力热灾变，从而同时解释致密暗物质晕和高中心密度系统。
2025-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A core-halo pattern of entropy creation in gravitational collapse
本文提出了一个小扰动引起的引力坍缩的动力学理论模型。解相关方程会产生一种模式，在扰动周围的球形核心中熵被破坏，而在周围的晕中熵被创造。这表明在核心的碰撞“去弛豫”，在晕碰撞弛豫。核晕模式在天体物理学的引力坍缩中是普遍存在的，并且在这里发现，而没有任何通常在分析模型中对这种模式所做的预先假设。出于这种分析，本文概述了一个可能的方案，用于识别结构形成的一组观察或模拟。该方案涉及到选择适合于所考虑的结构的粗粒度尺度，并可能有助于探索层次结构的形成，补充通常的基于密度的方法，以突出不同尺度的天体物理和宇宙学结构。
2018-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Spherical collapse in $νΛCDM$
星系团中大量的暗物质晕为遗留中微子种类的质量提供了一个重要的测试。中微子质量的主要作用是降低最终形成晕的密度扰动的典型幅度，但对于中微子质量$> 0.4eV$，晕形成的阈值也可以显著改变。研究了中微子质量在$m_{νi} =0.05eV$-$1eV$范围内的宇宙学中晕形成的球形坍缩模型，发现晕形成对$Ω_ν$和$m_ν$的敏感性不同.也就是说，具有相同$Ω_ν$的不同中微子层次在原则上是可以区分的。对$m_ν$增加的灵敏度很小，但对较重的无菌中微子的情况可能很重要。大质量中微子导致密度扰动的演化在高红移处是尺度依赖的，这使得通常的坍缩阈值和晕丰度之间的映射变得复杂。我们提出了一种处理这种情况的方法，并在此框架内计算对晕质量函数的校正。对于$\sum m_{νi} < 0.3eV$，我们对晕丰度的规定仅与标准计算不同$\sim< 15\%$。然而，对于较大的中微子质量的差异接近$50-10\%$，如果通过模拟验证，可以改变中微子质量的限制集群丰度。
2014-10-31 astro-ph.CO
Shear and vorticity in the spherical collapse of dark matter haloes
传统的球形塌陷的对象研究相对于一个统一的背景密度，产生的临界过密度$δ_\mathrm{c}$作为维里化对象的质量函数的关键成分。本文研究高斯随机场中作用于峰值的剪切和旋转。通过假设坍缩的物体主要形成在这些峰值处，我们使用这种剪切和旋转作为外部效应来改变球形坍缩的动力学，这是由Raychaudhuri方程描述的。因此，我们假设剪切和旋转在它们的宇宙演化之上没有额外的动力学，因此在微分方程中只表现为不均匀性。
2017-11-06 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
Accurately simulating core-collapse self-interacting dark matter halos
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过SIDMN体模拟探讨暗物质晕坍缩过程，发现能量守恒误差和核尺寸对模拟结果敏感，提出高分辨率模拟数据可作为基准，指导参数选择以解释GD-1类恒星流观测。
2026-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Numerical Challenges in Modeling Gravothermal Collapse in Self-Interacting Dark Matter Halos
本文通过模拟理想化矮晕，比较三种SIDM数值实现，发现数值方法选择、力软化及时间步长显著影响核心塌缩，即使最高分辨率下塌缩时间仍有约10%变化。
2025-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Halo statistics in non-Gaussian cosmologies: the collapsed fraction, conditional mass function, and halo bias from the path-integral excursion set method
在结构形成的初始条件下表征原始非高斯性（PNG）的水平是测试暴胀和区分不同场景的最有前途的方法之一。PNG在星系和类星体的大规模聚集上的尺度依赖性印记已经被用来对我们观测到的宇宙中PNG的水平进行重大限制。这样的测量依赖于一个精确和可靠的理论，即PNG如何影响星系晕相对于底层物质密度场的偏差。我们改进了以前的工作，采用更一般的分析方法-的路径积分扩展的偏移集形式主义-这是能够占非马尔可夫造成的PNG在随机行走模型，用于识别晕在初始密度场。这种非Markovianity编码信息的环境对晕形成的影响，到目前为止还没有考虑到在分析偏差计算。我们计算的规模依赖和独立的更正晕偏差，一路上提出了一个表达式的条件塌缩分数的第一次，和一个新的表达式的条件晕质量函数。在我们的微扰计算中，我们恢复了Desjacques等人的晕偏结果。（2011），包括其中报告的新的尺度相关校正。然而，我们发现，非马尔可夫动力学从PNG可以导致显着的差异晕偏差时，下一个领先的顺序条款。我们在这里量化这些差异。[删节]
2012-10-22 astro-ph.CO
Statistics of Dark Matter Halos in the Excursion Set Peak Framework
我们得到近似的，但非常准确的解析表达式的丰度和聚类特性的暗物质晕的偏移集峰值框架，后者依赖于标准的偏移集的方法，但也包括一个现实的过滤的密度场，质量依赖的阈值崩溃，和处方从峰值理论，晕往往形成密度最大值周围的影响。我们发现，我们的近似工作出色的不同的功率谱，崩溃阈值和密度过滤器。此外，当采用冷暗物质功率谱，礼帽滤波和质量依赖的崩溃阈值（补充可想象的散射），我们近似的晕质量函数和晕偏差代表非常好的宇宙学$N-$体模拟的结果。
2014-07-04 astro-ph.CO
Feeding the Void: Co-evolution of the SIDM-seeded Black Hole and the dark halo after core-collapse
Texas A&M University（德州农工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
本文通过新颖N体框架模拟SIDM晕核心坍缩后黑洞吸积，发现黑洞质量可达总晕质量的5%-12%，并产生与强透镜JVAS B1938+666异常相符的结构印记。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tetrahedral collapse: a rotational toy model of simultaneous dark-matter halo, filament and wall formation
我们讨论了一个理想化的晕形成模型，其中一个崩溃的晕节点是四面体的，从它的四个面中的每一个突出的细丝，并与连接每对细丝的壁。在这个模型中，细丝在形成时通常是旋转的，当且仅当细丝中有一些旋转时，晕才会旋转。这是“折纸近似”中最简单的可能的全三维晕塌缩，其中空隙是无旋的，并且形成暗物质结构的暗物质片被允许在位置-速度相空间中折叠，但不拉伸（即，其密度不能沿溪流变化）。在整体尺度上，四个暗条方向，以及其他三个量，如暗条自旋，足以确定坍缩的所有性质：晕的形状、质量和自旋;每单位长度的密度和所有暗条的自旋;以及每单位面积的壁的质量。如果细丝是正四面体排列的，细丝的性质遵循简单的定律，让人想起角动量守恒。该模型可能是最有用的在理解相邻星系之间的自旋相关性加入细丝;这些相关性将给出星系之间的内在排列，理解精确的宇宙学弱透镜测量至关重要。
2016-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasi-spherical collapse of matter in $Λ$CDM
我们报告的宇宙流体方程的新的精确的解析解的结果，即初始条件的情况下，扰动接近一个球形的顶帽配置文件。要做到这一点，我们使流体描述的拉格朗日坐标的方法，并证明收敛的泰勒级数表示的拉格朗日位移场，直到崩溃的时间（“壳交叉”）。这使得准球形崩溃的时间，这是发生一般早于在球形的情况下，确定。出于教学的原因，计算首先给出了一个空间平坦的宇宙，只充满了冷暗物质（CDM）的非相对论成分。然后，该方法被更新为一个$Λ$ CDM宇宙，包括宇宙学常数$Λ>0$。
2019-02-27 astro-ph.CO
Truthing the stretch: Non-perturbative cosmological realizations with multiscale spherical collapse
在这里，我们提出了一个简单的，无参数，非微扰算法，使低红移宇宙粒子实现精确到几兆秒差距尺度，称为MUSCLE（多尺度球形坍缩演化）。它与产生N体模拟初始条件的成本几乎相同，因为它与“拉伸”参数λ，位移场的拉格朗日散度一起工作。它有望在快速制作模拟目录，并简化计算密集型星系调查重建有用。MUSCLE在多个高斯平滑尺度上应用球形塌陷处方。它比微扰格式（Zel'dovich和2LPT）具有更高的精度，并且通过包括云中空洞过程（大规模塌陷区域中的空洞），解决了单尺度球形塌陷格式的问题。通过在大尺度上混合2LPT估计，可能会有轻微的进一步改善。此外，我们显示了不同形态（空隙，墙壁，细丝，晕）的行为。生成这些实现的Python代码可以在http://skysrv.pha.jhu.edu/~neyrinck/muscle.html上获得。
2015-10-13 astro-ph.CO
Comments on "Remarks on the spherical scalar field halo in galaxies"
本文评述了Kamal K.“关于星系中球形标量场晕的评论”一文中关于标量场暗物质的一般解。Nandi，Ildar Valitov和Nail G.米格拉诺夫作者在切向压力分布p_t（r）的一般形式上犯了一个错误，它偏离了正确的分布，特别是当r较小时。虽然当积分常数D很小时，这个错误不会显著改变w（r）的值，但我们发现当D很大时，它确实会导致w（r）的高估。
2010-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Tilt of the Halo Velocity Ellipsoid and the Shape of the Milky Way Halo
大约有1，800个晕状亚矮星的样本，有径向速度和自行，使用重复的多波段斯隆数字巡天光度测量在条纹82中组装。我们的样本晕次矮星提取通过减少自行图和距离获得使用光度计的视差，从而提供完整的相空间信息。计算了速度椭球相对于球极坐标系的倾斜，发现三个倾斜角中的两个与零一致，第三个非常小。证明了如果内晕处于稳态，且三轴速度椭球在球极坐标中处处对齐，则势必定是球对称的。与球形极的可检测但非常轻微的错位与银河系盘对球形暗晕的微扰效应一致。香蕉轨道由圆盘在1：1共振（水平和垂直频率）下产生。在我们的亚矮星样本的典型半径处，它们与更占主导地位的短轴管一起占据银河势。然而，仅从几何学的角度来看，香蕉轨道的倾斜不能消失，这导致了轻微的，但可检测的，不对准。我们认为，恒星晕速度椭球的倾斜，因此提供了一个迄今为止在很大程度上被忽视，但重要的论点，银河系的黑暗晕，占主导地位的潜力，必须是近球形。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing non-spherical dark halos in the Galactic dwarf galaxies
我们构建轴对称质量模型的矮球状（dSph）星系在银河系中获得合理的限制非球形结构的黑暗晕。这是由于观测到的dSphs的发光部分实际上是非球形的，而冷暗物质（CDM）模型预测了非球形的维里化暗晕。我们的模型考虑速度各向异性的恒星$\bar{v^2_R} / \bar{v^2_ϕ}$，这可以改变所采用的柱坐标下的假设$\bar{v^2_z}=\bar{v^2_R}$为简单起见，也包括一个倾斜的系统作为拟合参数来解释所观察到的视线速度色散轮廓。将这些模型应用于银河系中六个明亮的dSphs，我们发现大多数dSphs的最佳拟合情况下产生扁圆和扁平的暗晕，而不管其中心部分的假设密度分布。我们还发现，包围在一个长轴长度为300 pc的球体内的dSphs的总质量从$10^6M_{\odot}$到$10^7M_{\odot}$不等，与球形模型的结论相反。这表明在dSphs的质量模型中考虑暗晕形状的重要性。我们还发现银河系dSphs的暗晕可能比N-体预测更平坦，从而暗示我们对矮星系尺度下的重子和/或非重子暗物质物理的理解还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Halo Mass Definition and Multiplicity Function
通过比较推导晕质量函数的偏移集和CUSP形式，我们研究了冷暗物质（CDM）晕多重函数性质中质量定义的作用.我们表明，从三轴峰，经历椭圆形的崩溃和维里化形成的晕的密度分布是这样的平均内部密度和外部局部密度之间的比率基本上是独立的质量。这导致，对于球形过密度$Δ$和连接长度$b$的合适值，SO和FoF质量基本上彼此相等，并且相应的多重性函数基本上相同。经历过椭球坍缩的晕的过密度与它们按照球形顶帽模型形成的情况相同，这导致对应于通常维里过密度的$b$值$Δ_{vir}$等于$\sim$ 0.2。由这样的质量定义得到的多重性函数，表示为球形坍缩的顶帽高度的函数，在所有CDM宇宙学中是非常近似普适的。其原因是，对于这样的质量定义，椭球坍缩和维里化的顶帽密度对比接近于一个普适值，等于$\sim$ 0.9倍于通常的球形坍缩的顶帽密度对比。
2014-01-28 astro-ph.CO
Direct collapse black hole formation from synchronized pairs of atomic cooling halos
高红移类星体的观测结果表明，大于$\sim 10^9 ~ M_\odot$的超大质量黑洞（SMBH）在$z=6$之前形成。如此大的SMBH在宇宙中如此早形成仍然是一个悬而未决的理论问题。一种可能性是，原子冷却晕中的气体暴露在强烈的莱曼-沃纳（LW）辐射下，形成$10^4-10^6 ~ M_\odot$超大质量恒星，这些恒星迅速坍缩成黑洞。我们提出了一个直接坍缩黑洞（DCBH）形成的基础上同步对原始原子冷却晕的方案。我们认为晕在非常小的分离与一个晕是另一个的subhalo。第一个超过原子冷却阈值的晕形成恒星。在这些恒星形成后不久，另一个晕达到冷却阈值，由于它与新形成的星系距离很小，暴露在形成DCBH所需的临界LW强度下。这种方案的主要优点是同步可以潜在地防止DCBH形成晕中的光蒸发和金属污染。由于晕几乎同时达到原子冷却阈值，形成DCBH的晕只暴露于电离辐射很短的时间。紧密的同步可以让DCBH在附近星系的恒星达到生命尽头并产生超新星风之前形成。我们使用N体模拟来估计以这种方式形成的DCBH的丰度。在我们的估计中，最大的不确定性来源是在原子冷却晕中形成的无金属恒星的初始质量函数（IMF）。我们发现，即使是紧同步，在这种情况下形成的DCBH的密度可以解释由$z=6$类星体观测暗示的SMBH。金属污染和光蒸发可能会降低DCBH的丰度，低于解释依赖于高LW通量的其他模型中的观测结果所需的丰度。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
