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
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
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 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
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
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
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
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
Haloes gone MAD: The Halo-Finder Comparison Project
我们提出了一个详细的比较基本的暗物质晕属性检索大量不同的晕发现者。这些代码涵盖了广泛的技术，包括朋友的朋友（FOF），球形过密度（SO）和相空间为基础的算法。我们进一步介绍了一个强大的（和公开可用的）测试场景套件，允许光环查找器开发人员比较他们的代码的性能与这里提出的。这一套包括模拟晕包含各种层次和分布的子结构在一系列的决议，以及宇宙学模拟的大尺度结构的宇宙。所有测试的光环寻找代码可以成功地恢复我们的模拟光环的空间位置。他们进一步返回了（可能）属于该对象的粒子列表，这些粒子导致圆速度剖面的最大值与达到的半径值重合。基于配置空间的所有发现者都在努力恢复位于靠近宿主晕中心的子结构，并且恢复的质量的径向依赖性因发现者而异。那些基于相空间的发现者可以解决中心子结构，但他们发现，准确地恢复其属性的困难。通过分辨率研究，我们发现大多数发现者不能可靠地恢复包含少于30-40个粒子的子结构。然而，在这里，相空间发现者也通过将子结构解析到10-20个粒子而表现出色。通过使用高分辨率宇宙学体积比较晕发现者，我们发现他们在天体物理学意义的基本性质（例如质量，位置，速度和旋转曲线的峰值）上非常一致。
2011-04-05 astro-ph.CO
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Phoenix Project: the Dark Side of Rich Galaxy Clusters
我们介绍凤凰计划，一套$Λ$ CDM模拟的暗物质组成的9个丰富的星系团。每个集群至少在两个不同的数值分辨率进行模拟。对于其中的八个，最高分辨率对应于维里半径内的$\sim 130$百万个粒子，而对于一个，这个数字超过十亿。我们研究了这些系统的结构和子结构，并将其与Aquarius项目中以可比分辨率模拟的六个星系大小的暗物质晕进行了对比。这种比较突出了CDM晕结构和亚结构的近似质量不变性。我们发现在球形平均质量，伪相空间密度，和速度各向异性配置文件的宝瓶座和凤凰晕的差异不大。当按宿主晕的维里性质进行缩放时，尽管水瓶座和凤凰座晕的维里质量相差大约三十年，但子晕的丰度和径向分布也非常相似。最显著的区别是，星系团晕是最近才组装起来的，因此比星系晕要松弛得多，这导致了规则性降低，晕到晕的散射增加，与平均趋势有相当大的偏差。这加剧了单个簇的强非球面性对表面密度分布的影响，在给定半径下，表面密度分布可能会变化高达三倍，具体取决于投影。一些强透镜团簇的高表观浓度可能很好地反映了这些影响。最近的一次装配也解释了为什么凤凰光环中的子结构比水瓶座稍微丰富，特别是在内部区域。然而，在凤凰星系团中，分解的次晕只贡献了位力质量的$11 \pm 3%$。.
2012-06-25 astro-ph.CO
Warm Dark Haloes Accretion Histories and their Gravitational Signatures
我们研究团簇在温暖的暗物质（WDM）模型的热产生的暗物质粒子$0.5$千电子伏的质量。我们发现，尽管集群在WDM宇宙学具有类似的密度分布，其冷暗物质（CDM）的同行，内部属性，如数量的子结构，显示出显着的差异。该结果是令人惊讶的，因为簇的质量尺度比结构形成被抑制的质量尺度大{ \em一千倍}。WDM集群通过平滑吸积获得更多的质量，并且包含比CDM兄弟更少的子结构。更高的平滑质量吸积导致物理上更扩展和更低密度的次晕。这些细微的差异可以通过强引力透镜来探测。我们发现，出乎意料的是，WDM集群有{ \em更高}的透镜效率比那些在CDM宇宙学，相反的天真的期望，WDM集群应该是效率较低，由于它们包含的子结构少。尽管密度较低，但较大的WDM子晕更有可能比CDM子晕具有更大的透镜截面。此外，WDM子晕通常位于更大的距离，这径向拉伸了与强引力透镜相关的临界线，导致在$\sim2σ$水平上具有大径向横截面的集群数量过多。尽管单个簇的透镜轮廓随视线而显著变化，但基于$\gtrsim100$簇的样本的径向弧分布可能被证明是WDM存在的关键测试。
2014-06-13 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
The cosmic web and the orientation of angular momenta
我们使用一个64 $h^{-1}$ Mpc的暗物质（DM）唯一的宇宙学模拟来研究大尺度方向的晕和子结构的宇宙网络。基于速度剪切张量的网络分类方案用于分配给模拟中的每个晕的网络类型：结，细丝，片材或空隙。使用$\sim10^6$晕跨度~3个数量级的质量的方向的晕的自旋和轨道角动量的subhaloes相对于本征矢量的剪切张量进行检查。我们发现，轨道角动量的subhaloes倾向于对齐的中间特征向量的速度剪切张量的所有晕在结，丝和片。这一结果表明，子结构的运动学位于一个晕的男性化区域内的深处是由它的下降，这反过来又是由大规模的速度剪切，一个令人惊讶的结果给出的男性化性质的晕确定。因此，在z = 0时测得的角动量上，印上了次晕吸积的非随机性质。我们还发现，晕的自旋轴是与第三个本征向量的速度剪切张量的丝和片：晕的自旋轴点沿丝和宇宙片的平面。
2012-01-16 astro-ph.CO
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
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
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
Tracing the Cosmic Web substructure with Lagrangian submanifold
提出了一种新的计算范式，用于分析宇宙学冷暗物质模拟中的宇宙网亚结构。我们引入了一个新的数据场-触发场-它承载着关于宇宙结构形成的历史和动力学的丰富信息。触发器场是拉格朗日空间中的有序数据集，其表示由N体模拟中的计算粒子表示的每个无碰撞流体元素的基本体积的由内而外符号反转的圈数。这个场是使用拉格朗日子流形计算的，即由模拟粒子的三个拉格朗日坐标和三个欧拉坐标形成的六维空间中的三维暗物质片。它表明，非常丰富的子结构的暗物质晕和空区可以可靠和明确地恢复从触发场。
2014-09-26 astro-ph.CO
Excess of substructure due to primordial black holes
本文通过宇宙学模拟研究原初黑洞对低质量晕和子晕丰度的影响，发现其可导致子结构显著过剩，并可通过强透镜和星系团亮度涨落来约束暗物质中原初黑洞的比例。
2025-09-23 astro-ph.CO
Orbital parameters of infalling satellite haloes in the hierarchical $Λ$CDM model
本文给出了质量范围为$10^{12}-10^{14}$ M $_\odot$的$Λ$ CDM晕坠落卫星的轨道参数分布，它代表了宿主晕内部子结构随后演化的初始条件。我们使用合并树构造在一个高分辨率的宇宙学N体模拟跟踪卫星晕，并确定的时间。我们发现显着的趋势与主机晕质量和卫星的主机晕质量的比例的轨道参数的分布。对于所有的主机晕质量，卫星的落质量是一个较大的分数的主机晕质量有更多的偏心，径向偏置的轨道。在固定的卫星与宿主晕质量比，高质量的晕偏向于吸积卫星上稍微更径向轨道。为了充分表征轨道分布，需要拟合两个选定的轨道参数（例如径向和切向速度或能量和角动量）的相关二元分布。我们提供了简单的适合一个选择的二元分布，当忠实地转换，捕捉任何预测的一维分布的行为。
2015-01-27 astro-ph.CO
Effects of Dark Matter Substructures on Gravitational Lensing: Results from the Aquarius Simulations
我们使用高分辨率的宝瓶座模拟银河系大小的晕在LCDM宇宙学研究暗物质子结构对引力透镜的影响。每个晕在其维里半径内可以分辨出约10^8个粒子（质量分辨率约为10^3-4 M_sun/h）。质量大于10^5 M_sun/h的次晕被很好地分辨出来，比以前的透镜研究至少提高了两个数量级。我们将重子组件建模为赫恩奎斯特配置文件和帐户的暗物质通过绝热收缩的响应。我们专注于“异常”的通量比问题，特别是对违反尖焦散关系由于子结构。我们发现，质量小于~ 10^8 M_sun/h的次晕在引起通量异常方面起着重要作用;这种低质量的次晕在以前的研究中一直没有得到解决。不同晕之间和同一晕的不同投影之间的预测通量比有很大的分散性。在某些情况下，预测的异常通量比的频率与射电透镜观察到的频率相当，尽管在大多数情况下并非如此。模拟再现所观察到的尖瓣透镜违规的概率约为0.001。因此，我们的结论是，在宝瓶座晕的中心区域的子结构的量是不够的，以解释所观察到的频率违反尖焦散关系。这些结论完全是基于我们的暗物质模拟，忽略了重子对次晕生存能力的影响。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes: a multistream view
神秘的暗物质占宇宙总质量的85%。暗物质的聚集在所有观测到的结构的形成中起着主导作用，其尺度从几分之一到几百兆秒差距。半导体激光器扮演着照亮这些结构的光的角色，因此它们可以被观察到。过去几十年的观测已经揭示了这些结构的丰富几何结构，目前被称为宇宙网。晕是暗物质的最高浓度，是发光星系的宿主。目前最精确的暗物质晕模型是在宇宙学N体模拟中实现的。在N体模拟中，从粒子分布中识别晕是一个引起人们极大兴趣和努力的问题。我们提出了一个新的框架来探测潜在的暗物质晕使用独特的暗物质-多流场。多流场出现在微扰增长的非线性阶段，因为暗物质没有碰撞。计算引力坍缩中速度流的数量补充了我们对空间聚集的认识。我们假设力素化晕具有凸边界。封闭和凸区域的多流场，因此隔离施加一个积极的条件上的所有三个特征值的海森估计的平滑多流场。在高多流场分辨率和低软化长度的单尺度分析中，具有局部多流最大值的晕子结构被隔离为单独的晕站点。
2017-06-09 astro-ph.CO
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity Structure Diagnostics of Simulated Galaxy Clusters
星系团团内热介质中的气体运动对X射线观测确定星系团质量有重要影响。为了实现精确的质量测量，除了静液压支持之外，还必须考虑相应的动态压力。ICM的模拟集群大小的晕，特别是专注于旋转模式的速度结构的分析，已被执行，证明他们是一个间歇性的现象，强烈相关的内部动态的子结构。我们发现，由于质量组装的预期建立的旋转很容易被破坏的通道的富含气体的子结构靠近中心区域。然而，如果建立了典型的旋转模式，则相应的质量贡献估计高达最内部区域总质量的~17%，将分析扩展到更大的模拟晕样本，我们统计地观察到：（i）最内部区域中气体速度的旋转分量的分布具有~200- 200的典型值。300 km/s;（ii）除了少数异常值外，没有像我们从接近松弛组态所期望的那样，自转速度随红移减小而单调增加。因此，旋转的建立受到内部动力学的强烈影响的假设得到了证实，并且像富含气体的子结构这样的小事件可以很容易地破坏任何有序的旋转模式。
2010-12-07 astro-ph.CO
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
Measuring Dark Matter Substructure with Galaxy-Galaxy Flexion Statistics
在星系和星系团尺度上测量暗物质晕的亚结构性质具有重要意义。在这里，我们提出了一种方法来约束子结构的性质，在星系星系透镜的背景下使用弱引力弯曲的方差。我们展示了弯曲方差在测量暗物质晕N体模拟中的子结构的有效性，并给出了预期的星系-星系透镜信号。我们表明，该方法的整体星系晕质量的不敏感性，并预测该方法的信号噪声的天基全天空调查，表明存在的子结构下降到10^9 M_ \odot晕可以可靠地检测。
2009-09-28 astro-ph.CO
MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
Setting the Stage: Structures from Gaussian Random Fields
我们在一组宇宙学模拟中研究结构的形成，以揭示导致当今结构形成的初始密度场中的尺度。我们的模拟共享一个共同的原始功率谱（这里的Lambda-CDM），但引入层次变化的相位信息，使我们能够系统地研究尺度，确定在以后的时间结构的形成。我们考虑z=0统计量的方差，如物质功率谱和晕质量函数。我们还定义了一个标准的存在个别晕模拟，并确定在初始密度场的尺度包含足够的信息，非线性形成独特的晕。我们研究了不同尺度上的变化如何影响单个晕的质量、浓度、位置和速度等特征，并给出了不同质量晕的标度关系。最后，我们用一个集群质量晕的例子来展示我们的初始密度场的分层参数化可以用来创建特定对象的变体。随着性质，如质量，浓度，运动学和子结构的晕设置在不同的和明确的尺度，其独特的能力，引入局部化的变化在真实空间中，我们的方法是一个强大的工具来研究宇宙学模拟中的结构形成。
2020-03-09 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 astro-ph.CO
Statistical properties of dark matter mini-haloes at z >= 15
理解宇宙中第一个物体的形成关键取决于知道在高红移（z > 15）的小暗物质结构的性质是否不同于它们更大质量的低红移对应物。为了澄清这一点，我们进行了一个高分辨率的N体模拟的宇宙体积1兆秒差距/小时的一面共动，达到最高的质量分辨率，迄今为止，在这个制度。我们对表征暗物质晕的各种物理性质（如维里比、自旋参数、形状和形成时间等）进行了精确的测量。对于高红移（z > 15）的暗物质小晕，我们在我们的模拟中发现，并比较它们与文献结果和中等分辨率的比较运行在一个立方体的边长100 Mpc/h。我们发现，在高红移的暗物质晕有一个对数正态分布的无量纲自旋参数的中心约为λ $\sim$ 0.03，类似于他们更大的质量的同行。它们倾向于具有最短轴与最长轴的长度的小比率（球形），并且是高度长的。事实上，最近形成的给定质量的晕是最不球形的，具有最高的维里比，并且具有最高的自旋。有趣的是，与质量更大的物体相比，我们的迷你晕的形成时间对质量的依赖非常微弱。这是预期的线性功率谱密度扰动在这个尺度上的斜率，但尽管有这种差异，暗物质结构在高红移共享许多属性与他们更大的质量在以后的时间观察到的同行。
2014-05-15 astro-ph.CO
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
The COpernicus COmplexio: Statistical Properties of Warm Dark Matter Haloes
Bulbul等人（2014 a）和Boyarsky等人（2014 a）最近从星系和星系团中心探测到的3.5 keV X射线线被解释为7 keV无菌中微子衰变的发射，这些中微子可能构成（温暖的）暗物质（WDM）。作为哥白尼COmplexio（COCO）计划的一部分，我们调查的暗物质晕形成的高分辨率宇宙学$N$ -体模拟的初始条件类似于宇宙中的预期，其中暗物质由7千电子伏的不育中微子。该模拟及其冷暗物质（CDM）对应物具有$\sim13.4$ bn粒子，每个粒子的质量均为$\sim 10^5\, h^{-1} M_\odot$，提供了有关晕结构和演化的详细信息，直至矮星系质量尺度。COCO-暖区小尺度非线性结构（$M_{200}\, \leq\, 2 \times 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$）的形成比COCO-冷区稍晚。在WDM模型中，目前的晕质量函数在质量$\sim 2 \times 10^{9}\,h^{-1}\,M_\odot$处开始下降到低于CDM对应物，并且非常迅速地向更低的质量下降，使得COCO-暖比COCO-冷中质量$M_{200}= 10^{8}\,h^{-1}\,M_\odot$的晕少五倍。在COCO暖星系中，矮星系尺度上的晕浓度相应较小，我们提供了一个简单的函数形式来描述其随红移的演化。在这两种情况下，晕的形状是相似的，但COCO-Warm中最小的…
2015-07-09 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
Statistical properties of the dark matter haloes of dwarf galaxies and correlations with the environment
根据现在强烈支持的和谐$Λ$ CDM模型，星系可以粗略地描述为嵌入在暗物质晕中的发光成分。这些质量主导晕的密度分布可以通过N体模拟来确定，N体模拟模拟了导致我们今天观察到的结构的过程中微小的初始密度扰动的演变。不幸的是，当考虑重子的影响时，由于模拟它们的物理学的困难，情况变得更加复杂。因此，关于暗物质晕目前应该是什么样子的确切预测仍然没有。在这里，我们从观测的角度重新审视这个问题，把我们的注意力集中在矮星系上。这些系统可能是暗物质占主导地位，是研究当今晕密度分布和检查暗物质相关量是否与恒星或环境相关的理想候选者。通过拟合大量实测旋转曲线样本，我们推断出对晕结构参数（如密度分布的对数斜率及其浓度）和导出量（例如，质量分数和牛顿加速度），然后可以用它来约束星系形成的情况。此外，我们还研究了晕的性质是否与星系所处的环境有关，从而为加深我们对星系形成的理解提供了一个新的工具。
2012-03-15 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the Segregation of Dark Matter Substructure
我们提出了第一个全面的分析分离的暗物质subhaloes在其主机晕。使用数值模拟，我们研究了12个不同的subhalo属性的轨道能量和晕中心半径（在真实空间以及投影）的隔离。吸积红移使暗晕强烈分离，这是其宿主晕由内而外组装的结果。由于较早被吸积的次晕经历了更多的潮汐剥离，在下沉时失去了大部分质量的次晕处于更多的束缚轨道上。在吸积时，深晕的质量和最大圆周速度也有很强的分离。我们证明，这种隔离的一部分已经印在下降的条件。对于大质量的次晕，它随后被动力学摩擦所推动，但仅在它们的第一个径向轨道期间。这两种效应的影响被抵消，不过，事实上，更大的吸积质量的subhaloes吸积后。由于潮汐剥离，subhaloes揭示了很少或没有分离的现代质量或最大圆周速度，而相应的扭矩导致subhaloes在更多的约束轨道有较小的自旋。有一个微弱的倾向，形成较早的subhaloes被隔离向他们的主机晕，这是一个间接的后果，即（子）晕形成时间与其他相关的中心，强烈隔离的属性。我们讨论了我们的研究结果的星系群和星系团的卫星星系的隔离的影响。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bloodhound Unleashed: Particle-based Substructure Tracking for Cosmological Simulations
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）
Bloodhound算法通过改进的子结构跟踪方法，在宇宙模拟中更准确地追踪暗物质晕内子晕，从而提高对暗物质性质和银河卫星系的研究能力。
2026-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing the distribution of haloes and mock galaxies below the resolution limit in cosmological simulations
我们提出了一种方法，用于填充暗物质模拟与质量低于分辨率限制晕。它是基于随机抽样的一个领域来自密度场的晕目录，使用的约束条件晕质量函数n（m| δ）。我们测试的方法的准确性，并显示其应用的背景下，建立模拟星系样本。我们发现，这种技术可以精确再现的两点统计的星系在模拟样本用这种方法构建。我们的研究结果表明，完整的信息内容的模拟可以有效地沟通，只使用一个目录的更大规模的晕。
2013-07-18 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
The abundance of (not just) dark matter haloes
利用GIMIC计划的一对高分辨率宇宙学模拟，研究了Lambda CDM宇宙学中重子对结构和子结构丰度的影响。两个模拟都使用相同的初始条件，但是一个只包含暗物质，另一个也包含重子。我们发现，与纯暗物质模拟相比，气体压力、再电离、超新星反馈、剥离和截断吸积系统地降低了总质量和结构丰度，使其低于~10^12太阳质量。考虑到这一点，并采取适当的检测阈值降低了观测到的星系的丰度与最大圆周速度低于100公里/秒，显着减少报告之间的差异Lambda CDM和测量的HI速度函数的ALCAFA调查。我们还表明，恒星质量在10^5 ~ 10^7太阳质量之间的星系，其恒星质量与总质量的比值增加了约2倍，这是根据（次）晕质量函数与观测星系质量函数的丰度匹配推断出来的。此外，我们发现，低质量的subhaloes的一个重要部分是完全没有恒星。考虑到10^10太阳质量以下的暗晕的存在，进一步减少了可观测天体的丰度，并导致在10^9 - 10^10太阳质量的晕中星系的恒星与总质量比的推断增加了2 - 10倍。这在很大程度上调和的丰度匹配结果与个别矮星系的运动学在λ-CDM。我们提出了近似修正的对象的质量来自纯暗物质计算占重子效应。
2013-04-24 astro-ph.CO
The MIP Ensemble Simulation: Local Ensemble Statistics in the Cosmic Web
我们提出了一种新的技术，使我们能够计算合奏统计在当地的基础上，直接晕属性到他们的当地环境。这是通过使用相关系综来实现的，其中大尺度结构对于所有实现是共同的，同时每个实现具有独立的晕圈种群。相关的合奏可以堆叠，有效地增加晕数密度的任意因素，从而打破了晕质量函数给出的晕数密度的基本限制。这种技术使我们能够计算\textit{local ensemble statistics}的物质/晕分布在任何位置的模拟盒，同时消除了固有的随机性在晕形成过程中，并直接与晕属性的环境。我们介绍了\textit{Multum In Parvo}（MIP）相关系综模拟，包括220个实现的32小时$^{-1}$ Mpc盒与$256^3$每个粒子。就有效体积和颗粒数量而言，这相当于一箱含有$\sim 5\times 10^6$晕圈的$\sim 193$ h $^{-1}$ Mpc，最小质量为$3.25 \times 10^9$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$。通过计算晕椭圆率和晕形状-LSS对准的局部系综统计，说明了这里提出的技术的潜力。我们发现，虽然有一般的趋势，椭圆度和对准的晕与他们的LSS，也有显着的空间变化，这对星系的形状和排列的观测研究具有重要意义。
2018-04-06 astro-ph.CO
Statistics of mass substructure from strong gravitational lensing: quantifying the mass fraction and mass function
本文提出了一种贝叶斯统计方法，用以定量描述强引力透镜星系中具有弧或爱因斯坦环的CDM子结构的质量函数斜率（α）和投影累积质量分数（f）随透镜巡天参数和子结构质量检测阈值的变化。该方法适用于不同的模拟数据集，探索一系列的观测限制：（一）在调查中的透镜星系的数量，（二）的质量阈值，Mlow，用于检测的子结构和（iii）测量的子结构质量的不确定性。我们在质量函数斜率上探索两种不同的先验：均匀先验和高斯先验，α = 1.90+-0.1。当子结构探测阈值Mlow= 3 × 10^8Msun，透镜数目n_l=30，（CDM）子结构中暗物质的真实质量分数≤ 1.0%，先验α = 1.90 ± 0.1时，我们发现f的上限可以被限制到≤ 1.0%（95%CL）的水平。在α上的高斯先验的情况下，总是可以对两个参数设置严格的约束。我们还发现，降低检测阈值对恢复α的能力影响最大，因为（预期）陡峭的质量函数斜率。在未来，由于SKA、LSST和JDEM等望远镜的新调查以及具有高保真数据的后续望远镜，已知透镜数量的显着增加将使我们能够完整地恢复卫星群。例如，200个镜片的样本，数据质量相当于斯隆镜片ACS调查，检测阈值为10^8 Msun，允许确定f=0.5+-0.1%（68%CL）和alpha=1.90+-0.2（68%CL）。
2009-09-29 astro-ph.CO
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
Three-point intrinsic alignments of galaxies and haloes in the FLAMINGO simulations
Leiden University（莱顿大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
该研究在FLAMINGO模拟中测量星系和晕的IA三点相关函数等统计量，用树级EFT建模，对比其他模型，发现简化EFT表现佳，还研究了高阶偏差参数的红移和质量依赖性，其共演化关系对光度剪切调查有价值。
2026-07-09 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
No Catch-22 for Fuzzy Dark Matter: testing substructure counts and core sizes via high-resolution cosmological simulations
本研究通过高分辨率宇宙学模拟探究模糊暗物质（FDM）的子结构丰度与暗晕核心特征，给出FDM与冷暗物质（CDM）子晕丰度比的拟合公式，发现存在FDM质量区间可同时匹配观测子结构计数与矮星系核心尺度，为区分FDM和CDM提供了观测依据。
2023-11-06 astro-ph.CO
Strongly Coupled Dark Energy Cosmologies: preserving LCDM success and easing low scale problems II - Cosmological simulations
在这第二篇论文中，我们提出了第一个Nbody宇宙学模拟强耦合暗能量模型（SCDEW），一类模型，阐明了理论问题的性质有关的暗能量。SCDEW模型假设暗能量（DE）和辅助冷暗物质（CDM）成分之间存在强耦合，同时存在非耦合的暖暗物质成分。CDM和DE之间的强耦合使我们能够保持小尺度的波动，即使温暖的粒子是相当轻（$\approx 100$ eV）。我们的大规模模拟表明，对于$10^{11}<M/M_\odot<10^{14}$，SCDEW晕表现出类似于标准的Lambda冷暗物质（LCDM）模型的数密度和分布，即使它们具有较低的浓度参数。星系晕（$M\sim 10^{12} M_{\odot} $）的高分辨率模拟显示，$\sim 60\%$的子结构比它的LCDM对应，但相同的尖状密度轮廓。在银河系卫星（$M\sim 10^{9} M_{\odot}$）的尺度上，SCDEW的晕与LCDM有很大的不同。由于WDM组件的高热速度，它们几乎没有任何子结构，并呈现强烈的核心暗物质密度分布。这些密度核心延伸了数百秒差距，与银河系卫星的观测结果非常一致。强耦合模式，由于它们能够匹配大尺度和小尺度上的观测结果，可能是简单LCDM模式的有效替代方案。
2015-10-08 astro-ph.CO
