Modelling Baryonic Effects on Galaxy Cluster Mass Profiles
引力透镜是研究星系团质量分布和宇宙学的有力工具。然而，精确测量的集群质量分布是有限的，在集群天体物理学的不确定性。在这项工作中，我们提出了一个物理激励模型的重子效应的集群质量配置文件，自洽地考虑到重子的浓度以及质量吸积历史的星系团的影响。我们校准这个模型使用Omega500流体动力学宇宙学模拟的星系团与不同的重子物理。我们的模型将使我们能够同时约束集群质量，浓度和宇宙学参数使用堆叠弱透镜测量即将到来的光学集群调查。
2018-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlation between baryonic process and galaxy assembly bias
Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所与物理与天文学院）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本文研究了恒星过程与星系组装偏差之间的联系，通过Galacticus半经验模型分析UNIT模拟，发现恒星质量选定的星系中气体冷却和恒星反馈是主导过程，而恒星形成率选定的星系中随着密度增加，主导过程从恒星形成转为气体冷却。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Secondary Dependence of Baryonic Effects on the Density Profile of Dark Matter Halos
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；Durham University（杜伦大学）；Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究恒星物理对恒星晕密度分布的影响，发现恒星浓度和大尺度环境对密度比有显著影响，尤其在低质量恒星中，浓度影响更明显，而环境影响较小且不随尺度变化。
2026-10-02 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on 28 model parameters in the CAMELS suite
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
利用 CAMELS 套件的 2048 个模拟，研究了 28 个模型参数对暗物质晕浓度-质量关系的影响，并构建了一个三组分现象学模型以快速纳入天体物理印记。
2026-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Discrepancy between Theoretical and X-Ray Concentration-Mass Relations for Galaxy Clusters
在过去的15年里，浓度-质量关系在理论研究中得到了广泛的研究。另一方面，这个关系式只是最近才从X射线观测中推导出来。当这种情况发生时，结果引起了一定程度的关注：发现X射线归一化和斜率与理论预测的明显不同。我们分析了52个物体，每次都用不同的重子成分物理配方进行模拟，以及60张合成X射线图像，以确定这些差异是真实的还是人为的。特别是，我们研究了模拟的浓度-质量关系如何依赖于（1）用于导出浓度的径向范围，（2）模拟中重子的存在，以及用于再现气体的处方。最后，我们评估（3）当采用X射线方法进行分析时，结果如何不同，以及（4）基于X射线光度的选择函数如何影响结果。所有研究的效应都是朝着减轻观测和模拟之间的差异的方向进行的，尽管意义不同：拟合的径向范围和重子分量只起很小的作用，而X射线方法和选择函数对所得到的浓度-质量关系有着深远的影响。
2013-09-16 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
Baryonic Imprints on DM Halos: characterizing the full concentration-mass probability distribution with CAMELS
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
本研究利用CAMELS模拟套件，通过归一化流刻画晕浓度-质量关系的前四阶矩，发现高阶矩对天体物理和宇宙学参数敏感，尤其影响银河系质量尺度晕的分析。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: The concentration-mass relation in the CAMELS simulations
本文利用CAMELS的IllustrisTNG与SIMBA各1000次模拟，建立浓度随晕质量、红移及6个参数变化的非线性模型，量化重子过程对$c_{\rm vir}-M_{\rm vir}$的影响并给出参数限制。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for Cooling Signatures in Strong Lensing Galaxy Clusters: Evidence Against Baryons Shaping the Matter Distribution in Cluster Cores
某些星系团的质量密度分布变得集中到足以产生高强度透镜（SL）截面的过程还没有得到很好的理解。有人认为，由于冷却导致的团内介质（ICM）的重子凝聚可能会将暗物质拖到核心，从而使剖面变陡。在这项工作中，我们在第一个大的，定义明确的强透镜选择星系团的样本中寻找持续的ICM冷却的证据，范围为0.1 < z < 0.6。基于ICM冷却速率与光发射线光度和恒星形成之间的已知相关性，我们测量了89个强透镜星系团样本中最亮星系团（BCG）中具有[OII]3727发射的星系团比例。我们发现当z > 0.2时，线发射的BCGs的比例是常数，并且与总的星系团数没有统计上的显著偏差。由4000埃的破裂强度D_4000所追踪到的特定恒星形成率也与一般的星团人口相一致。最后，我们使用SL集群的光学成像来测量角间距，R_arc，在我们的样品中的弧和每个透镜集群的质心之间，并测试改变[OII]发射和D_4000作为R_arc的函数，SL横截面的代理观察的证据。D_4000对于所有R_arc值都是恒定的，并且对于R_arc > 10”，[OII]发射分数显示不依赖于R_arc，并且对于R_arc < 10”的系统，只有非常微弱的证据表明弱[OII]发射增加。这些结果反对与星系团核心的冷核活动相关的重子冷却能力，强烈修改潜在的暗物质潜力，导致强透镜截面的增加。
2013-05-17 astro-ph.CO
Accounting for baryonic effects in cosmic shear tomography: Determining a minimal set of nuisance parameters using PCA
在过去的大尺度结构（LSS）调查中占主导地位的系统不确定性可能会超过当前和未来LSS数据集的统计不确定性，从而可能限制宇宙学信息的提取。在这里，我们提出了一个总体框架（PCA边缘化），一贯纳入系统性影响的可能性分析。这种技术自然地考虑了干扰参数之间的退化，并且可以大大减少需要采样的参数空间的维度。作为一个实际应用，我们应用PCA边缘化占重子物理作为一个不确定性，在宇宙剪切层析成像。具体来说，我们使用CosmoLike对三组独立的数值模拟进行模拟似然分析，每组模拟涵盖了冷却，恒星形成和反馈机制不同的各种重子场景。我们模拟了第三阶段（暗能量调查）和第四阶段（大型综合巡天望远镜/欧几里德）的调查，并发现一个重大的偏差，如果重子物理不占宇宙学约束。然后，我们表明，PCA边缘化（采用最多3至4滋扰参数）消除这种偏见。我们的研究表明，即使在天体物理过程中存在大量的系统不确定性，也有可能获得对暗能量状态方程的鲁棒的、精确的约束。我们的结论是，PCA边缘化技术是一个强大的，通用的工具来解决精密宇宙学计划所面临的许多挑战。
2014-05-28 astro-ph.CO
Baryonic effects on CMB lensing and neutrino mass constraints
对宇宙微波背景（CMB）引力透镜效应的测量有望在高红移下获得对宇宙学的独特见解。由于与星系形成和演化相关的重子效应，包括气体冷却、恒星形成以及来自活动星系核（AGN）和超新星的反馈，在预测未来CMB巡天的灵敏度时通常被忽略。在本文中，我们确定这些影响使用四套流体动力学模拟，其中包括各种处方重子过程，即OWLS，BAHAMAS，地平线，和IllustrisTNG。我们的分析表明，由于重子效应，在实验可观察到的角尺度下，与仅模拟暗物质相比，CMB透镜的特征功率为百分之几。我们研究了相关的偏见，如即将到来的西蒙斯天文台和CMB-S4的实验推断中微子质量。根据实验精度和模拟中重子反馈的强度，中微子质量和的偏差显示出显著的分散性，范围从非常小到高估1.1 $σ$。我们的结论是重子效应将可能是不可忽略的中微子质量的检测使用CMB透镜。
2020-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on halo and galaxy properties
研究利用CAMELS模拟量化了暗物质晕浓度-质量关系对五种星系/暗物质晕性质的依赖，构建了非线性模型，并发现忽略选取效应会导致重子印记建模约25%的误差。
2024-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of baryonic streaming motions on the formation of the first supermassive black holes
对红移z > 6的类星体的观测表明，当宇宙年龄小于0.9 Gyr时，10^9 Msol的超大质量黑洞（SMBH）已经形成。对于这些SMBH的起源，有一种假设是它们是从第一代大质量恒星的残余物中生长出来的，这些恒星在z > 20时形成于低质量（~ 10^5到10^6 Msol）的暗物质微晕中。在这个区域，重子流运动--早期宇宙中重子相对于暗物质的相对速度--通过抑制气体的流入和冷却，最强烈地抑制了恒星的形成。我们调查的第一SMBHs使用一套高保真，椭圆形崩溃的Monte Carlo合并树模拟增长的影响。我们发现，抑制种子BH形成的流动运动显着降低了最大质量的BH在z > 15的数密度，但在较低的红移的剩余效应基本上可以忽略不计。流动运动可以使z ~ 10-11处最明亮的类星体的数量密度减少几倍，詹姆斯韦伯太空望远镜可以探测到这些物体。我们的结论是，与轻微的理论警告，重子流运动不太可能构成一个显着的额外障碍，所观察到的高红移类星体SMBHs的形成。它们也不会明显影响宇宙的加热和再电离历史，或者在拟议的引力波探测器感兴趣的质量和红移范围内核黑洞的合并速率。
2013-09-09 astro-ph.CO
The mass-concentration relationship of virialized halos and its impact on cosmological observables
在冷暗物质宇宙起源中，尖形模拟的维里化晕的一个一般性质是它们的浓度与质量成反比。这种行为也在观测中得到了证实，尽管这种所谓的质量-浓度关系的确切形式和分散性存在差异。一些对大质量晕的观测研究表明，相对于Lambda CDM的预期，它们在统计上过于集中。在这里，我们调查的影响，各种已公布的质量浓度关系，无论是从模拟和来自观测，将对其他宇宙学观测，特别是考虑到即将到来的调查。我们发现，透镜剪切的积分测量，如从晕峰计数，是非常敏感的质量和浓度之间的关系，在固定的sigma-8，和一些报告的拟合之间的差距是远远大于在sigma-8本身的不确定性的影响。我们还简要地评估了重子物理学对集群规模可观的影响，使用国家的最先进的模拟，得出的结论是，它是不太可能引起的高浓度报告的一些集群。
2011-05-16 astro-ph.CO
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect
我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。
2012-09-25 astro-ph.CO
The relation between velocity dispersion and mass in simulated clusters of galaxies: dependence on the tracer and the baryonic physics
[摘要]本文分析了从$Λ$ CDM宇宙学N-体和流体动力学模拟中提取的团和群大小的晕的质量与它们的速度色散之间的关系，从$z=2$到$z=0$的不同红移。分析的主要目的是了解重子物理在模拟中的实施如何影响这种关系，即在何种程度上使用的速度色散作为集群质量确定代理重子物理的不完善的知识受到阻碍。在我们的分析中，我们使用了几组不同物理实现的模拟。速度色散是使用三种不同的示踪剂，DM粒子，subhalos，和星系。我们证实，DM粒子跟踪的关系，是完全一致的理论预期的基础上的维里定理和文献中提出的先前的结果。在另一方面，subhalos和星系跟踪陡峭的关系，并具有较大的值的归一化。这种关系意味着星系和subhalos有一个$\sim10$ %的速度偏差相对于DM粒子，这可以是积极的或消极的，这取决于晕质量，红移和物理实现的模拟。我们解释这些差异是由于动力学过程，即动力学摩擦和潮汐破裂，作用于亚结构和星系，但不是DM粒子。这些过程似乎是或多或少有效的，这取决于晕质量和重子冷却的重要性，并可能会创建一个非平凡的依赖性的速度偏置和$\soneD$ - $\Mtwo$关系的示踪剂，晕质量和它的红移。这些结果是相关的应用程序的速度色散作为一个代理集群质量在正在进行的和未来的大红移调查。
2013-02-11 astro-ph.CO
First application of weak lensing peak steepness statistics to HSC Y1 data: effectively probing halo density profiles
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南大学云南省测绘科学重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；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学与空间科学学院）；Southwest United Graduate School（西南联合研究生院）
研究将弱引力透镜峰值陡度统计首次应用于HSC Y1数据，结合HMcode2016框架分析得到S₈和浓度参数A，支持星系团尺度强重子反馈效应
2026-08-26 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey. IV. Baryonic Mass-Velocity-Size Relations of Massive Galaxies
作为正在进行的GALEX Arecibo SDSS巡天的一部分，我们展示了一个均匀的、有代表性的约500个大质量星系样本的动力学标度关系，这些星系仅根据恒星质量（>10^10 Msun）和红移（0.025<z<0.05）进行选择。我们比较重子Tully-Fisher（BTF）和Faber-Jackson（BFJ）的关系为这个样本，并研究星系如何分散周围的最佳拟合修剪的磁盘为主和膨胀为主的系统的子集。当BFJ关系应用于它们的最大样本时，BFJ关系比BTF分散得更少，并且不受困扰BTF的倾斜问题的影响。以星系为主导的富含气体的星系系统地偏离了由球状体定义的BFJ关系。我们表明，通过应用一个简单的校正恒星的速度色散，仅取决于星系的浓度指数，我们能够使磁盘和球状体到相同的动力学关系-换句话说，我们得到一个广义的BFJ关系，适用于我们的样本中的所有星系，无论形态，倾斜或气体含量，并具有小于0.1德克斯的散射。我们发现，磁盘和球状体的恒星色散的大小关系的偏移，而偏移被删除时，校正色散代替。广义的BFJ关系代表了全球暗物质和星系重子含量之间的基本相关性，这是服从所有（大质量）系统，无论形态。[删节]
2011-10-19 astro-ph.CO
On the intergalactic temperature-density relation
低密度星系际介质的宇宙学模拟显示出温度和密度之间惊人的紧密幂律关系，在密度上保持了二十多年。结果发现，在再电离事件后，这种关系式大致适用于Δ z ~ 1-2，这种限制行为激发了大多数Ly-alpha森林分析中使用的幂律参数化。这种关系已经被解释为使用重子过密度线性化的方程（这并没有解决为什么在密度的20年内严格的幂律关系保持不变），或者通过将光加热速率等同于宇宙膨胀的冷却速率（我们证明这是不正确的）。以前的解释也没有说明为什么复合冷却和康普顿冷却的宇宙微波背景，这是永远不可忽略的，不改变这个关系的性质。我们提供了一个理解，为什么一个紧密的幂律关系出现在所有密度的碰撞冷却是不重要的未受冲击的气体。我们还使用我们的结果来评论（1）再电离过程后温度红移的波动有多快，（2）在低密度星系际介质中发生了多少冲击加热，以及（3）坍缩气体包的温度如何演变。
2018-07-11 astro-ph.CO
High accuracy power spectra including baryonic physics in dynamical Dark Energy models
下一代质量探测器将获得非线性功率谱P（k，z）及其演化的信息，使我们能够研究暗能量的本质。为了利用这些数据，我们需要高精度的模拟，至少扩展到k 10 h/Mpc的尺度，重子的影响不能再被忽略。本文对LCDM和动力学暗能量（dDE）模型进行了一系列大尺度流体动力学模拟，其中状态方程参数是z依赖的。模拟包括气体冷却，恒星形成和超新星反馈。它们非常接近观测到的恒星形成率和坍缩系统中观测导出的恒星/暗物质质量比。与LCDM模拟中的纯n体模拟相比，重子动力学在k > 2-3 h/Mpc处引起超过1%的光谱位移。这与以前的研究一致，尽管我们发现在较高k时对功率谱振幅的影响较小（约50%）。dDE表现出类似的行为，即使dDE模拟产生的恒星比类似的LCDM宇宙学少20%。最后，我们表明，在Casarini等人介绍的技术，以获得光谱的任何$w(z)$宇宙学从常数w模型在任何红移仍然成立时，考虑到气体物理。虽然这减轻了需要探索整个功能空间的暗能量状态方程，我们说明了一个严重的风险，未来的数据分析可能会导致误解的DE状态方程。
2010-11-03 astro-ph.CO
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Impact of baryonic physics on the kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect
对“重子物理学”的理解不足会影响我们预测动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应的功率谱的能力。我们在一个样本中研究了星系形成和反馈的高分辨率模拟。高分辨率的Illustris允许我们探测多极$\ell =10^3-3\times 10^4$上的kSZ功率谱。强烈的活动星系核反馈几乎消除了$k\gtrsim1~h~\rm{Mpc}^{-1}$和后期的气体波动，这可能在一定程度上低于对$z\lesssim 1$产生的kSZ功率的预测。后再电离kSZ功率谱的Illustris是很好的拟合由$\mathcal{D}^{z<6}_{\ell} = 1.38[\ell/3000]^{0.21}~μK^2$超过$3000\lesssim\ell\lesssim10000$，略低于大多数其他报道的值，但与肖等人的分析一致。我们的分析的自由电子的偏置揭示了微妙的影响与多相气体物理和恒星分数，甚至影响线性尺度。特别是在偏置星系中，由于气体冷却和恒星形成，电子较少，这导致即使在低波数下电子偏置也小于1。确定总体抑制的偏压和电子分数的组合是相对恒定的，即$f_e^2b^2_{e0} \sim 0.7$，但需要更多的模拟来确定这是否是特定于插图的。通过将kSZ功率分成不同的项，我们发现即使不校正Illustris模拟盒的大小，在$\ell=3000\, (10000)$处的信号的至少$6\…
2017-11-30 astro-ph.CO
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: Population Statistics from Dwarf Galaxies to Galaxy Clusters
在一个纯冷的暗物质宇宙中，初始物质功率谱及其随后的引力增长不包含特殊的质量或时间尺度，因此内部暗物质（DM）晕属性的新兴人口统计也不包含。使用150万晕从三个IllustrisTNG实现的LambdaCDM宇宙，我们表明，星系形成物理驱动器的非单调功能（“摆动”）到DM属性统计在六十年的晕质量，从矮星系到星系团。我们通过提取晕质量相关的统计数据的五个DM晕属性-速度色散，NFW浓度，密度和速度空间形状，和形成时间-使用核本地化线性回归（KLLR），这些功能的特点。比较精确的估计标准化，斜率，和协方差之间的实现与没有星系形成，我们发现系统的偏差在所有的质量尺度，最大偏差为25%，在银河系质量为1 e12 Msun。不同的冷却和反馈机制之间的相互作用的摆动的质量依赖性，我们讨论了其观测意义。性质协方差强烈依赖于晕质量和物理处理，但大多数相关性是稳健的。使用多变量KLLR和可解释的机器学习，我们表明，晕浓度和速度空间形状的主要贡献者，在不同的质量，速度色散方差。质量吸积率和DM表面压能的统计数据在附录中提供。我们公开发布晕属性目录和KLLR参数的TNG运行在20 epochs到z = 12。
2021-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic errors in the measurement of neutrino masses due to baryonic feedback processes: Prospects for stage IV lensing surveys
我们研究了重子反馈效应对小尺度物质功率谱的重要性，以及通过弱引力透镜精确测量中微子质量的意义。计划中的大型星系巡天，如大型综合天空望远镜（LSST）和欧几里得，预计将测量中微子质量的总和达到极高的精度，即使在最小质量正常等级中也足以检测到非零中微子质量。我们表明，星系的弱透镜，而中微子质量的一个很好的探针，是非常敏感的重子反馈过程。我们使用公开的结果，从压倒性的大型模拟（OWLS）项目的活动星系核反馈，恒星初始质量函数的性质，和气体冷却速率的影响，对测得的弱透镜剪切功率谱。利用Fisher矩阵形式和CMB+BAO数据的先验，我们证明了当不考虑反馈时，测量的中微子质量可能比真实质量大得多或小得多，这取决于主导反馈机制，质量误差|Δm_nu|通常超过质量m_nu本身。我们还考虑了宇宙微波背景（CMB）的引力透镜效应，并表明它对尺度l < 2000的重子反馈不敏感，尽管CMB实验的目标是sigma灵敏度（m_nu）< 0.02 eV将需要在CMB透镜势的建模中包括重子效应。CMB透镜和星系透镜的结合可以帮助打破中微子质量和重子反馈过程之间的简并性。我们的结论是，未来的大型星系透镜调查，如LSST和欧几里得只能测量中微子质量准确，如果物质功率谱可以测量到类似的精度。
2014-09-04 astro-ph.CO hep-ph
The impact of baryons on the matter power spectrum from the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
未来弱透镜巡天的精确宇宙学依赖于在$k < 10$ $h$ /Mpc尺度下百分比水平的总物质功率谱的知识，重子物理学的影响建模是至关重要的。我们比较测量的总物质功率谱从地平线宇宙学流体动力学模拟：一个暗物质-只有运行，一个完整的重子物理，另一个缺乏活动星系核（AGN）的反馈。重子在$k\simeq 10$ $h/$ Mpc处导致能量的抑制，在$z=0$处导致$<15\%$的能量的抑制，并且由于更有效的冷却和恒星形成，在较小的尺度上导致能量的几倍的增强。结果对模拟中最高质量晕的存在很敏感，暗物质的分布也受到了几个百分点的影响。在整个$z=0-5$中，由于活动星系核反馈和气压的相互作用以及结构的生长，该效应的红移演化是非单调的。我们调查的有效性的分析重子校正模型在描述我们的结果。我们需要一个不同的红移演化，并提出了一个替代的拟合函数与$4$自由参数，重现我们的结果内$5\%$。与其他模拟相比，我们发现在$z=0$中重子过程对总物质功率谱的影响较小。相应地，我们的结果表明，活动星系核的反馈是不够强的模拟。来自地平线模拟的总物质功率谱在https://www.horizon-simulation.org/catalogues.html上公开提供
2018-09-24 astro-ph.CO
Emergent gravity fails to explain color-dependent galaxy-galaxy lensing signals from SDSS Dr7
我们使用基于SDSS DR 7数据的星系-星系透镜技术来检验涌现引力（EG）理论。在EG的情况下，我们不期望颜色依赖的星系样本中的“表观暗物质”预测EG，这是只施加重子质量。如果重子质量相似，那么根据EG，从重子质量预测的透镜轮廓应该是相似的，不管星系样本的颜色如何。我们使用星系的恒星质量作为其重子质量的代理。我们将星系样本分为5个恒星质量仓，并在每个恒星质量仓中将它们进一步分类为红色和蓝色子样本。如果我们设置晕质量和浓度为自由参数，$Λ$ CDM是有利于我们的数据方面的约化$χ^2$，而EG未能解释的颜色依赖性的ESD从星系-星系透镜测量。
2021-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Cluster Physics with the Shape of X-ray Clusters: Comparison of Local X-ray Clusters versus LCDM Clusters
对团簇形成的模拟表明，在团簇形成过程中，重子向中心星系的凝聚可以使星系团中的气体分布形状明显变圆，即使半径大到维里半径的一半。然而，这样的模拟通常预测在星团维里半径内的恒星分数比从观测中推断的恒星质量大2到3倍。在这项工作中，我们比较椭圆率配置文件的集群模拟与重子冷却和没有集群椭圆率配置文件来自钱德拉和ROSAT观测，努力约束气体冷却和冷凝成星系团内的中央星系的分数。我们发现，所观察到的椭圆率分布是相当恒定的半径，平均椭圆率为0.18 +/- 0.05。所观察到的椭圆率分布与非辐射模拟的预测吻合得很好。另一方面，在包括辐射冷却、恒星形成和超新星反馈（但没有活动星系核反馈）的模拟中，星系团的椭圆率分布在所有半径上都明显偏离观测到的椭圆率分布。在星系团的内（外）区，冷却的模拟高估（低估）了椭圆率。通过比较有冷却和无冷却的模拟，我们表明，通过在模拟团簇的中心区域的冷却流的气体的冷却导致的气体分布在中心区域更扁圆，但使外部气体分布更球形。我们发现，晚时间的气体冷却和恒星的形成是负责显着扁圆的气体分布在集群核心，但集群核心以外的气体形状主要是由重子耗散在高红移z > 2。
2012-09-05 astro-ph.CO
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relative impact of baryons and cluster shape on weak lensing mass estimates of galaxy clusters
弱引力透镜依赖于沿视线的积分质量。重子对星系团的质量分布和由透镜分析得到的质量估计有贡献。我们使用cosmo-OWLS套件的流体动力学模拟的影响，重子过程的偏差和分散的弱透镜质量估计的集群。这些估计是通过拟合NFW配置文件，模拟数据，使用MCMC技术。特别是，我们研究之间的差异估计暗物质，只有运行和那些包括重子物理学的各种处方。我们发现没有显着的差异时，重子物理的质量偏差包括在内，虽然整体质量的估计被抑制时，从活动星系核的反馈。对于可以获得可靠质量的最低质量系统（$M_{200} \approx 2 \times 10^{14}$ $M_{\odot}$），我们发现偏差为$\approx -10$ %。偏差的大小倾向于降低更高质量的集群，与没有偏差的质量最大的集群，其质量与CLASH和HFF样品中发现的质量相当。对于最低质量的集群，质量偏差是特别敏感的拟合半径和限制放在浓度之前，使可靠的质量估计困难。只有暗物质和各种重子运行之间的质量估计的分散小于单个星系团的不同投影之间的分散，突出了三轴性的重要性。
2018-05-30 astro-ph.CO
Seeding baryonic dark matter
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）
本文提出一种基于Peccei-Quinn畴壁的机制，论证原初夸克团（PQPs）可作为标准模型框架下观测可行的暗物质候选体。
2026-10-02 astro-ph.CO hep-ph
Cosmological back-reaction of baryons on dark matter in the CAMELS simulations
University of Connecticut（康涅狄格大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
CAMELS 模拟研究 baryons 对暗物质的反作用，发现暗物质密度在中心区域增加，外围减少，且受反馈机制和宇宙学参数影响显著。
2026-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anthropic Origin of the Neutrino Mass from Cooling Failure
活跃中微子质量的总和受到很好的约束，$58$ meV $\leq m_ν\lesssim 0.23$ eV，但这个尺度的起源还不清楚。在这里，我们调查的可能性，它产生的环境选择在一个大景观的真空。早期的工作已经注意到中微子对大尺度结构的有害影响。然而，使用玻尔兹曼代码来计算Mpc尺度上的平滑密度对比度，我们发现暗物质晕形成丰富的$m_ν\gtrsim 10$ eV。这一发现排除了$m_ν$的人为起源，除非可以确定一个不同的灾难性边界。在这里，我们认为，星系形成成为低效的$m_ν\gtrsim 10$电子伏特。我们发现，在这种制度下，结构形成晚，是由集群规模为主，在自上而下的情况下。这是灾难性的：重子气体冷却得太慢，无法形成与我们宇宙相当的恒星。在这个新的冷却边界下，我们发现$m_ν$的人为预测比$2σ$更符合当前的观测边界。一个退化的等级制度是温和的首选。
2015-04-02 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The baryonic Tully-Fisher relation and galactic outflows
宇宙中的大多数重子都不是恒星和星系中的冷气体的形式。由超新星/恒星风驱动的星系外流是解释这一事实的主要机制。星系质量和外旋速度之间的标度关系（也称为重子塔利-费舍尔关系，BTF）最近被用作反对这一观点的证据。我们使用基于LCDM的半解析盘星系形成模型来研究这些说法。在我们的模型中，恒星形成效率较低和气体比例较高的星系在从星系中喷射气体方面更有效。这是因为恒星形成效率较低、气体含量较高的星系往往生活在圆周速度较低的暗物质晕中，从那里逃离势阱所需的能量较少。在我们的模型中，BTF中的本征散射为0.15 dex，并且主要反映暗晕浓度中的散射。所观察到的散射，等于0.24 dex，主要是由测量误差。对固有散射的最佳估计是它小于0.15 dex，因此我们基于LCDM的模型（不包括所有可能的散射源）仅与此一致。在我们的模型中，富含气体的星系，在固定维里速度（V_vir），与较低的恒星质量有较低的重子质量。这与恒星质量较低的星系具有较少的能量来驱动外流的预期一致。然而，当使用外旋转速度（V_flat）时，相关性具有相反的符号，具有与观测一致的斜率。这是由于V_flat和V_vir之间的关系分散。总之，与以前的一些说法相反，我们表明，BTF的基本特征是一致的LCDM为基础的模型，其中的低效率的星系形成是由星系流出。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on the internal structure of dark matter haloes from dwarf galaxies to superclusters in the redshift range 0<z<7
本研究结合IllustrisTNG与MillenniumTNG模拟，在0<z<7红移、10^9.5-10^15.5太阳质量的晕质量范围内，揭示了重子对暗物质晕浓度-质量关系的影响机制，并给出可用于纯暗物质模拟的经验拟合公式。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights on low-mass dark matter subhalo tidal tracks via numerical simulations
Durham University（杜伦大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过高精度数值模拟研究低质量暗物质子晕在潮汐剥离下的结构参数演化，发现子晕浓度持续上升且速度浓度在近日点比远日点高约两个数量级，揭示了潮汐效应在重塑子晕中的主导作用。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Concentrations and the New Baseline X-ray Luminosity-Temperature and Mass Relations of Galaxy Clusters
星系团形成的标准自相似模型预言，在没有重子物理（如辐射冷却和来自恒星和黑洞的反馈）的情况下，星系团的X射线光度-温度（$L_X$）关系应该是$L_X\propto T_X^2$。然而，这种基线关系的预测没有考虑这样一个事实，即晕浓度和集群的特征密度增加，因为它们的质量减少，这是宇宙的层次结构形成的结果。在这里，我们表明，实际的基线关系应该是$L_X\propto T_X^α$，其中$α\sim 1.7$，而不是$α=2$，给定的质量依赖的浓度和基本平面关系的星系团。数值模拟结果表明，$α\sim 1.6$与理论预测是一致的.我们还表明，基线亮度质量（$L_X$ - $M_Δ$）的关系应该是$L_X\propto M_Δ^β$，其中$β\sim 1.1$-1.2，与传统的预测（$β=4/3$）。此外，$L_X$ - $M_Δ$关系中的一些分散可归因于浓度-质量（$c$ - $M$）关系中的分散。浅层边坡的确定可以作为系统聚类的一个证明。作为一个例子，我们表明，新的基线关系可以检查通过研究温度或质量依赖的气体质量分数的集群。此外，如果适当地去除冷核和团簇合并的影响，最高温度的团簇将遵循浅基线关系。
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
