Mass function of haloes: scale invariant models
Press-Schechter理论给出了暗物质晕质量函数的一个简单的近似函数形式。Sheth和Tormen（ST）改进了该质量函数，以改进N体模拟结果的分析拟合。这些形式的晕质量函数是通用的（独立于宇宙学和功率谱）时，在适当的变量缩放。使用LCDM N体模拟的大型套件，过去几年的研究表明，这种普遍性只是近似的。我们探讨是否有些偏离普适性可以归因于功率谱计算质量函数在N体模拟的各种无标度模型在爱因斯坦-德西特宇宙学。这种宇宙学的选择并没有在问题中引入任何尺度。这些模型具有自相似的优点，因此在运行这些模拟时可以进行严格的检查。这组数值实验的目的是隔离任何功率谱依赖偏离普遍性的质量函数。我们明确地表明，最佳拟合ST参数有一个明确的依赖于功率谱。我们的研究结果还表明，一个改进的分析理论，更多的参数是必要的，以提供更好的拟合质量函数。
2010-01-21 astro-ph.CO
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
3\%-accurate predictions for the clustering of dark matter, haloes and subhaloes, over a wide range of cosmologies and scales
根据宇宙学预测天体的空间分布是利用未来星系巡天的一个基本要素。在本文中，我们表明，一套专门设计的重力模拟与宇宙学重新缩放算法可以提供高精度的暗物质，晕和subhaloes的聚类。具体地说，只有3 $N$体模拟，我们获得的暗物质的功率谱在$z=0$和$z=1$优于3\%的精度，基本上所有目前可行的值的8个宇宙学参数，包括大质量中微子和动态暗能量，并在整个范围内的尺度探索，0.03 < $k/h^{-1}Mpc$ < 5。对于质量选择的晕和根据其峰值最大圆速度选择的亚晕，该精度保持在相同的水平。作为这些预测的初步应用，我们成功地约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，和散射在subhalo丰度匹配采用投影关联函数的模拟SDSS星系。
2020-09-22 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: characteristics of galaxies and haloes
我们讨论的宇宙学流体动力学模拟的星系形成与新的移动网格代码AREPO，这承诺更高的精度相比，传统的SPH技术，已被广泛用于这个问题。我们使用一套相同的物理在相应的模拟进行了测试良好的SPH代码GADGET，也采用相同的高分辨率重力求解器。因此，我们能够比较两个模拟集上的对象，对象的基础上，使我们能够干净地隔离不同的流体动力学方法对星系和晕属性的影响。在随附的论文中，我们重点分析了模拟代码预测的全局重子统计数据（Vogelsberger等人，2011）以及强调流体动力学方案之间差异的补充理想化模拟（Sijacki等人，2011）。在这里，我们研究它们对模拟星系及其周围晕的重子性质的影响。我们发现，AREPO导致显着更高的恒星形成率的星系在大规模的晕和更广泛的气体盘在星系中，这也具有更薄，更光滑的形态比他们的GADGET同行。因此，在AREPO中形成的星系比它们的SPH对应星系具有更大的尺寸和更高的比角动量。AREPO中更有效的冷却流在晕中心产生更高的密度和更低的熵（在晕外围则相反），导致大质量星系的恒星形成率更高。虽然这两个代码同意接受的准确度上的一些重子性质的宇宙结构，我们的研究结果清楚地表明，星系形成模拟大大受益于使用更准确的流体力学技术，如AREPO。
2012-07-23 astro-ph.CO
Cosmology with massive neutrinos I: towards a realistic modeling of the relation between matter, haloes and galaxies
通过使用一套大盒子大小的N体模拟，将大量的中微子作为一组额外的粒子，我们调查的影响中微子质量的空间分布的暗物质晕和星系。我们使用统计工具，如功率谱和两点关联函数计算暗物质晕的空间分布和整体物质和冷暗物质分布之间的偏差。总的来说，我们发现了一个规模依赖的大尺度上的宇宙学与大质量中微子的偏见。然而，我们的研究结果表明，规模依赖的偏见减少，如果后者是相对于冷暗物质分布计算。我们发现，一旦使用线性冷暗物质功率谱，而不是总物质功率谱，廷克拟合公式可以合理地再现大尺度上的偏差值。我们调查是否真的是来自纯粹的中微子效应或从非线性引力坍缩晕的尺度依赖的偏见。为此，我们讨论了$Ω_ν$ - $σ_8$简并，发现这种简并不是完美的，这意味着中微子的印记轻微的规模依赖于大规模的偏见。最后，利用一个简单的晕占据分布（HOD）模型，我们研究了大质量中微子对星系在暗物质晕中分布的影响。我们使用斯隆数字巡天II数据发布7中的主要星系样本来研究是否可以单独使用小尺度星系聚类来区分具有不同中微子质量的不同宇宙学模型。我们的研究结果表明，不同的选择的HOD参数可以重现观测测量相对较好，我们量化的HOD参数的值之间的差异无质量和大质量中微子宇宙学。
2013-11-04 astro-ph.CO hep-ph
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
Unveiling dark fifth forces with linear cosmology
本研究针对仅作用于暗物质的暗第五种力，通过线性宇宙学框架分析其背景与扰动演化效应，结合CMB和BAO数据得到迄今最强的力强度约束，并探讨其对哈勃张力等问题的意义。
2025-11-18 astro-ph.CO hep-ph
A dynamics-based density profile for dark haloes. I. Algorithm and basic results
暗物质晕的密度分布可以潜在地探测动力学、基础物理学和宇宙学，但是一些最有希望的信号存在于维里半径附近或之外。虽然这些尺度最近已经变得可观测，但在理论上对大半径的轮廓仍然知之甚少，主要是因为轨道物质的分布（单晕项）第一次被落入晕中的粒子部分掩盖。我们提出了一种算法，通过计算数十亿模拟粒子的近心通道来动态地解开轨道和下落的贡献。我们分析动态分裂的配置文件，以10 R200米在广泛的晕质量，红移和宇宙学。我们表明，轨道项的经验急剧截断的轨道分布的边缘。它的锐度和位置主要由质量吸积率决定，证实了整个轮廓形状主要取决于晕动力学，其次是质量，红移和宇宙学。下落项也取决于快速吸积晕的吸积速率，但主要是由缓慢吸积晕的环境所决定，导致各种形状不符合简单的理论模型。虽然在下落项中产生的散射达到1 dex，但在轨道项中的散射仅在0.1和0.4 dex之间，并且几乎与半径无关。我们证明了LCDM中的红移演化与物质功率谱的斜率之间的紧密对应。我们的代码和数据是公开的。
2022-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Typical density profile for warm dark matter haloes
利用Salvador-Solé等人（2012）最近提出的（自下而上）层次晕生长模型，我们推导出了具有两种不同质量的非热无菌中微子的和谐暖暗物质（ΛWDM）宇宙学中具有多个相关质量的晕的典型球平均密度分布。预测的密度分布在小半径处变得平坦，正如从光谱截止的影响所预期的那样。核心不能解决，但是，因为非零粒子速度产生的最小质量的原晕在小节点，这在相应的半径无效的模型的碎片。
2012-07-09 astro-ph.CO
Towards a universal model for the density profiles of dark matter haloes
从宇宙学模拟中可以很好地确定，暗物质晕并不是精确的自相似的，除了它们的浓度之外，还需要一个额外的参数来精确地描述它们的球平均质量密度分布。我们提出了，第一次，一个模型，以一贯的预测晕浓度，$c$，和这个额外的“形状”参数，$α$，对于给定的质量和红移的晕为指定的宇宙学。根据最近的研究，我们重铸依赖于质量，红移和宇宙学的依赖于“峰高”。我们表明，当采用峰高的标准定义时，即采用所谓的球形顶帽（STH）窗口函数时，浓度-峰高关系对宇宙学有很强的残差依赖性（即，它不是由峰高唯一确定的），而当采用STH窗函数时，$α$ -峰高关系近似是通用的。考虑到窗口函数选择的自由度，我们探索了一个简单的修改STH函数，限制其形式，使其产生的浓度和$α$作为一个函数的峰高使用一个大的宇宙学模拟的通用关系。它被发现，两个密度分布参数的普遍关系确实可以推导出，这些参数设置的线性功率谱，$P(k)$，过滤在不同的尺度上。我们表明，这项工作的结果概括到任何（合理）的$P(k)$和背景膨胀的历史，$H(z)$的组合，从而在广泛的宇宙学的暗物质晕的密度分布的准确预测。
2021-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of assembly bias - I. Clues from a LCDM cosmology
我们提出了一个新的代理的过密度峰值高度的大规模集群的晕的一个给定的质量不随大会的历史显着变化。峰高通常用维里质量来表示，但也可以用不同半径的球体内部的质量来近似，在某些情况下，球体内部的质量可以大于维里半径，因此包括单个宿主晕外部的质量。球半径被定义为r = $a$ delta_t + $b$ log_10（M_vir/M_nl），其中delta_t是相对于由维里质量M_vir的晕所承载的星系的典型年龄的年龄，M_nl是非线性质量，$a$ = 0.2和$b$ =-0.02是被调整以追踪组装偏差效应的自由参数。注意，$r$取决于晕圈质量和年龄。在这种新方法中，一些最初被认为是低质量峰的物体属于具有较高过密度的区域。在大尺度上，即在两个晕制度，该模型正确地恢复简单的处方，其中的偏差响应于单独的质量峰的高度，在通常的定义（维里质量），显示出强烈的依赖于额外的晕属性，如形成时间。单晕项对年龄的依赖性也显著降低。根据这个新定义，其"峰高"发生变化的星系群主要由老的恒星星族组成，并且优先由位于更大质量物体附近的低质量晕所承载。后者是在最近的结果表明，旧的，低质量的晕将遭受截断质量吸积附近较大的晕或仅仅是由于其周围的高密度，从而显示出组装偏置效应。质量的变化足够小，使得Sheth等人（2001）的质量函数仍然很好地拟合新质量的分布。
2010-11-05 astro-ph.CO
The network analysis of the cosmic web as a tool to constrain cosmology and cosmic magnetism
INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics of the NAS of Ukraine（乌克兰国家科学院波戈留博夫理论物理研究所）；Astronomical Observatory of Ivan Franko National University of Lviv（利沃夫伊万·弗兰科国立大学天文台）
通过分析宇宙网的网络结构，研究其对宇宙学参数σ_8和原始磁场模型的敏感性，以区分不同宇宙学场景。
2025-11-27 astro-ph.CO
ARTEMIS emulator: exploring the effect of cosmology and galaxy formation physics on Milky Way-mass haloes and their satellites
本文提出ARTEMIS Emulator高分辨率模拟套件，通过系统改变恒星反馈、再电离红移和温暗物质质量等参数训练模拟器，实现快速预测，并揭示了这些参数对银河系质量晕及其卫星星系恒星质量的显著影响与简并性。
2024-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
How accurate is it to update the cosmology of your halo catalogues?
我们测试并展示了Angulo & White（2010）的完全重标度方法在使用半解析星系属性进行宇宙学参数搜索的数值模拟中改变晕目录的宇宙学的应用。我们表明，该方法的简化形式可以应用于小型模拟箱侧~50/h Mpc。我们进行统计测试的准确性重新缩放的个人晕的属性，也重新缩放的人口作为一个整体。我们发现，个人的位置和速度恢复几乎没有可检测的偏差。恢复晕质量的分散似乎不依赖于模拟的分辨率。无论晕的质量，个人的吸积历史，自旋参数的演变和质量分数的子结构恢复良好。对于sigma_8或Omega_m的负（正）变化，重新标度的晕的质量可以被低估（高估），在某种程度上不依赖于晕的质量。晕的丰度和关联函数的统计数据也显示，当远离基础模拟时，偏差小于10%，偏差高达WMAP 7宇宙学参数不确定性的2倍。合并树的性质与最终的星系人口晕也显示出小的偏差;自上次重大合并以来的时间，组装时间尺度，以及与恒星年龄相关的时间尺度显示出相关的偏差，这表明星系的光谱形状只会受到全球年龄变化的影响~150百万年。我们显示了一些这些偏见的不同分离的宇宙学参数相对于所需的宇宙学，使这些可以用来估计预期的准确性所产生的晕人口。我们还提出了一种构建模拟网格的方法，以在Omega_m与sigma_8参数空间中提供稳定的准确性。
2011-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of dark matter haloes shape over six decades in mass: Insights from the Millennium XXL and SBARBINE simulations
在过去的30年里，许多观测和理论证据表明，星系团不是球形物体，它们的形状更好地描述了三轴几何。随着多波长数据质量的不断提高，对星系团的三轴研究引起了人们越来越大的兴趣，特别是在“精确宇宙学”时代。在这项工作中，我们的目标是利用Millennium XXL模拟的两个红移（z=0和z=1）的晕，在3 × 10^14 Mo/h以上的未探测质量范围内提供第一个统计上有意义的预测。这个宇宙学上的暗物质模拟的大小（4.1 Gpc）允许形成统计上显著数量的大质量星系团规模晕（M>2x10^15 Mo/h时约为500个，M>10^14 Mo/h时约为780000个）。此外，我们的目标是将这项研究扩展到更低的质量，以便在质量上接近6个数量级（从10^10到几乎10^16 Mo/h）的范围内寻找普遍的预测。为此，我们使用SBARBINE模拟，允许从10^10 Mo/h开始模拟质量晕。我们使用一个椭圆的密度过大的方法来选择晕和计算单峰的形状（约50%），而我们放弃了非放松。小到长轴和中间长轴比被发现是很好地描述了简单的功能形式。对于一个给定的质量，我们可以完全描述晕的形状，并给出关于给定宇宙学和红移的轴比分布的预测。此外，这些结果与Jing & Suto（2002）的发现存在一些分歧，后者在社区中广泛使用，尽管它们必须远超出其原始质量范围。这个“配方”在本文和一个专门的网页中向社区提供。
2014-09-30 astro-ph.CO
Void probability function in the Quijote simulations
Graduate Institute of Astronomy, National Central University（中央大学天文研究所）
本研究利用Quijote模拟系统研究空洞概率函数对宇宙学、红移、晕质量及形态的依赖，发现其可区分ΛCDM扩展模型，为未来巡天提供高效探针。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Moving mesh cosmology: tracing cosmological gas accretion
我们调查的性质气体吸积到晕和星系在z=2使用宇宙流体动力学模拟运行与移动网格代码AREPO。实施蒙特卡罗示踪粒子计划，以确定吸积气体的起源和热力学历史，我们进行定量比较，否则相同的模拟运行的平滑粒子流体动力学（SPH）代码GADGET-3。对比这两种数值方法，我们发现在10^10.5太阳质量以上的晕中，吸积气体的热力学历史存在显著的物理差异。与以前的工作一致，GADGET模拟显示了一个冷分数接近团结的星系形成在大规模的晕，这意味着只有一小部分的吸积气体加热到一个可观的分数的维里温度吸积过程中。在AREPO中的相同星系显示出更低的冷分数，在10^11太阳质量以上的晕中<20%。这是由于热气体吸积率，在这个相同的晕质量，是一个数量级大于GADGET，而冷吸积率也较低。这些差异增加了更大规模的系统，我们解释这两个由于数值不准确的标准制定的SPH。我们还观察到，在晕质量约为10^11时，从冷模到热模的相对急剧的转变主导了吸积，这是将过去的气体温度与一个与维里温度无关的恒定阈值进行比较的结果。检查吸积气体的空间分布，我们发现，气体细丝在GADGET往往保持准直和流动相干到小半径，或人为的碎片，并形成大量的纯数字的“斑点”。在AREPO中，类似的气流在0.25-0.5维里半径处显示出增加的加热和破坏，并以不同于经典冷却流的方式对热气体吸积速率作出贡献。
2013-01-28 astro-ph.CO
Proca-stinated Cosmology I: A N-body code for the vector Galileon
我们研究了广义Proca理论中的大尺度结构的非线性增长，其中自相互作用的大质量矢量场起着驱动宇宙膨胀加速的作用。专注于Proca拉格朗日在立方阶-立方矢量Galileon模型-我们推导出简化的重力方程，以及在弱场和准静态近似下的矢量场的纵向和横向模式，并实现它们在修改后的版本的ECOSMOG N体代码。我们的模拟结合了Vainshtein屏蔽效应，它调和了由三次矢量Galileon模型的纵向模式传播的第五种力与当地的重力测试。结果证实，对于模拟探测的所有尺度，在现实的宇宙学设置中，横模对结构形成的影响可以忽略不计。众所周知，在这个模型中，第五种力的强度由一个自由模型参数控制，我们将其表示为β_3。通过对不同β_3值的宇宙学模拟，我们发现这个参数也决定了Vainshtein屏蔽的有效性。当β_3趋于零时，该模型的行为与立方标量Galileon完全相同，其中第五种力在未屏蔽区域很强，但在高密度区域被有效屏蔽。在相反的极限下，β_3趋于无穷大，模型接近其"精髓"对应物，其具有消失的第五种力，但与Lambda CDM相比具有修改的膨胀历史。这赋予了丰富的现象学模型，这将在未来的工作进行调查。
2020-07-06 astro-ph.CO
The impact of baryons on the spins and shapes of dark matter haloes
我们使用数值模拟来研究暗物质（DM）晕的统计特性是如何受到与星系形成相关的重子过程的影响。我们专注于这些过程如何影响的自旋和形状的大量的DM晕覆盖了广泛的质量尺度，从星系到星系团在红移0和1，扩展到矮星系在红移2。这些晕是从超大规模模拟中提取的，这是一套最先进的高分辨率宇宙学模拟，使用一系列反馈处方运行。我们发现，在DM唯一的模拟中的中值自旋参数是独立的质量，红移和宇宙学。在z=0时，当反馈较弱或不存在时，重子使中心区域（<=0.25 r_200）的DM自旋增加高达30%。这种增加可以归因于角动量从重子转移到DM，但在z=2时不再存在。我们还提出了适合的质量依赖的DM晕形状在低和高红移。在z=0的球度（三轴性）是负（正）相关的晕质量和这两个结果是独立的宇宙学。有趣的是，这些质量相关的趋势在z=2时明显较弱。虽然重子的冷却作用使整个DM晕更球形，但更强的反馈处方往往通过降低中心晕质量浓度来降低重子的影响。更一般地说，我们证明了一个强烈的正（负）晕球度（三轴性）和星系形成效率之间的相关性，后者使用中央晕重子分数测量。总之，我们的研究结果表明，重子对DM晕的自旋和形状的影响是轻微的冷却的影响时，减轻所需的现实模型的星系形成，虽然他们仍然显着的内晕。
2013-01-21 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
Viability of Arctan Model of f(R) Gravity for Late-time Cosmology
爱因斯坦引力的$f(R)$修正是解释宇宙后期加速的一个有趣的可能性。在这项工作中，我们探索了一个这样的$f(R)$修改（Kruglov：2013）中提出的宇宙学可行性。我们发现，该模型违反了第五力约束。该模型还受到球形坍缩物体曲率奇异性问题的困扰，其中有效标量场达到发散标量曲率的点。
2016-01-27 astro-ph.CO gr-qc hep-th
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
Scaling relations of Fuzzy Dark Matter haloes I: individual systems in their cosmological environment
暗物质模型涉及一个非常轻的玻色子粒子，通常被称为模糊暗物质（FDM），最近吸引了宇宙学界的极大兴趣，因为他们的波状现象将同时解释长期错误检测的暗物质粒子，并有助于缓解小规模的问题与标准的冷暗物质（CDM）的情况。在目前的工作中，我们发起了一系列的论文，旨在调查FDM结构的演化与我们的N-体代码AX-GADGET进行的宇宙学框架中，详细介绍了在文献中的第一次如何的孤子核心和主机晕属性之间的实际标度关系显着影响的动力学状态，形态和合并历史的个别系统。特别是，在这第一篇论文中，我们确认AX-GADGET正确再现典型FDM孤子核心的能力，我们用它来研究8个FDM晕在其宇宙学背景下的非线性演化，通过放大模拟方法。我们发现，以前的工作中确定的孤立系的标度关系一般修改晕在现实的宇宙学环境中的演变，似乎是有效的，只有作为一个限制最宽松和球对称系统。
2020-07-02 astro-ph.CO
On the universality of the halo mass function beyond $Λ$CDM cosmology
本研究利用高分辨率$N$-body模拟，在$w$CDM及修改原初物理的模型下验证了friends-of-friends halo在peak height表示下的丰度普适性，发现在特定参数范围内偏离基准轨迹不超过5%。
2025-07-01 astro-ph.CO
Proca-stinated Cosmology II: Matter, Halo, and Lensing Statistics in the vector Galileon
广义普罗卡（GP）理论是一个修正的引力模型，其中宇宙膨胀率的加速可以用宇宙学矢量场的自相互作用来解释。在本文中，我们研究了一个特殊的子类的GP理论，高达三阶拉格朗日，被称为立方矢量伽利略（cvG）模型。该模型在许多方面类似于立方标量Galileon（csG），包括第五种力和Vainshtein筛选机制，但具有额外的灵活性，即第五种力的强度取决于一个额外的参数-在csG模型的零和全强度之间插值-而背景膨胀历史与该参数无关。它提供了一个有趣的替代LambdaCDM在解释宇宙加速，以及解决之间的紧张关系的早期和晚期测量的哈勃常数H_0。为了确定最好的方法来测试这个模型，在本文中，我们进行了全面的研究，这个模型的现象在非线性制度的大尺度结构形成，使用一套N体模拟运行与修改后的重力代码ECOSMOG。通过考察暗物质场、暗物质晕和弱透镜映射的13个统计量，我们发现该模型中的第五种力在后期对大尺度速度场和透镜势有特别显著的影响，这表明红移空间畸变和弱透镜对它有很强的约束作用。
2020-11-03 astro-ph.CO
FRW Cosmology From Five Dimensional Vacuum Brans-Dicke Theory
我们采用诱导物质理论的方法，在四维超曲面中引入诱导物质和诱导势，并采用广义FRW型解。我们把自己限制在标量场中，标度因子是时间的函数.这使得感应电势，根据其定义，为零。当第五维标度因子和标量场不为常数时，任何几何的五维方程都承认标量场与第五维标度因子之间存在幂律关系。因此，该过程表明，5D真空FRW类方程是等价的，一般来说，相应的4D真空具有相同的空间尺度因子，但新的标量场和耦合常数。我们表明，5D真空FRW一样的方程或其等效的4D真空承认加速的解决方案。对于常数标量场，方程退化为具有典型辐射支配宇宙的通常FRW方程。对于这种情况下，我们得到的动态的比例因子的任何几何形状，没有任何先验假设。对于非常数标量场和空间平坦的几何形状，解是幂律和指数的。我们还采用弱能量条件的诱导物质，允许负/正压。所有类型的解决方案在不同的范围内实现WEC。具有负/正压力的幂律解允许减速和加速。一些解决方案接受收缩额外维度。通过考虑非鬼标量场和最近的观测测量，解决方案受到更多的限制。我们证明了满足WEC和无鬼场的加速幂律解与最近的观测结果在范围-4/3 <ω </--1.3151和1.5208 </-n <1.9583内是相容的，因为第五维标度因子与通常标度因子的依赖关系。这些范围也满足条件nonghost领域在等效的4D真空BD方程。
2010-10-17 astro-ph.CO gr-qc hep-th
The Correspondence between Convergence Peaks from Weak Lensing and Massive Dark Matter Haloes
在弱透镜作用下，通过星系形状测量构造的会聚峰可以与下划线的暗物质晕联系起来，是宇宙学的一个强有力的探索。然而，收敛峰统计的能力受到星系形状测量中的噪声、信噪比以及大尺度结构沿视线（LOS）投影质量分布贡献的影响。在本文中，我们使用光线追迹模拟在弯曲的天空调查之间的对应关系的会聚峰和暗物质晕在LOS。我们发现，在没有噪声的情况下，对于$z_{\rm s}=1$处的源星系，多个具有$\text{SNR} \geq 3$（信噪比）的$65\%$峰与多个质量大于$10^{13} {\rm M}_{\odot}$的质量晕有关。这些巨大的晕贡献$87.2\%$的高峰（$\text{SNR} \geq 5$）与其余的贡献是来自大规模的结构。另一方面，星系形状测量中的噪声会使峰值分布发生偏斜，特别是对于信噪比较低的峰值。在形状噪声被建模为高斯分布的噪声场中，大约$60\%$的高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是真实峰值，并且对于较低的峰值（$ 3 \leq \text{SNR} < 5$），分数减小到$20\%$。此外，我们发现，高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是由非常巨大的晕大于$10^{14} {\rm M}_{\odot}$。
2018-05-16 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo kinematics and triaxial shape
在最近的一篇论文中，Salvador-Solé等人（2012）从初始随机高斯密度场中的峰值推导出了暗物质晕的典型内部结构，该密度场由表征所考虑的分层宇宙学的密度扰动的功率谱确定。在本文中，我们将这种形式主义的典型运动学和三轴形状的晕。具体来说，我们建立这样的晕属性和密度扰动的功率谱之间的联系，通过典型的形状的峰值。预测的典型晕形、赝相空间密度和各向异性分布的变化趋势与数值模拟结果吻合较好。我们的模型揭示了起源的幂律般的伪相空间密度轮廓的维里化晕。
2012-09-12 astro-ph.CO
The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Misalignments between Matter and Galaxy Distributions in Triaxial Clusters: A Signature of a Possible Fifth Force?
基于LCDM宇宙学的标准结构形成模型预测，星系团具有三轴形状，并且由于引力潮汐效应，星系团星系具有优先位于主星系团暗物质分布主轴上的强烈倾向。三轴星系团中暗物质与星系分布之间的相关性对初始宇宙学参数和星系偏差不敏感，因此可以为LCDM宇宙学的非线性结构形成提供一个独特的实验平台.最近，Oguri等人利用二维弱透镜剪切拟合方法对星系团中暗物质的分布进行了强有力的测定，结果表明星系团星系分布的取向与强有力测定的基础暗物质分布的取向只有很弱的相关性，这与基于LCDM的预测相反。利用Bootstrap方法和广义卡方统计量，对观测结果和基于LCDM的Millennium Run模拟结果进行了再分析和定量比较。在99%的置信水平下，排除了观测结果与基于LCDM的预测一致的假设。由暗能量和暗物质之间的非最小耦合引起的局部第五力可能是观测到的三轴星系团中暗物质和星系分布之间的不对准的原因。
2010-08-27 astro-ph.CO gr-qc
The other side of Bulge Formation in a Lambda-CDM cosmology: Bulgeless Galaxies in the Local Universe
我们研究的物理性质，形成的历史，和环境的星系没有一个显着的“经典”的球状组成部分，预测的半解析模型的星系形成和演化。这项工作是对De Lucia等人的分析的补充，（2011），在那里我们专注于在Lambda-CDM宇宙学中负责凸起组装的各种物理机制的相对贡献。我们发现，无球星系的比例是恒星质量的一个强递减函数：它们在M* > 10^12 Msun的星系中所占比例可以忽略不计，但在M* < 10^10 Msun时占主导地位。我们发现一个明确的二分法，在这个星系的人口，低质量的暗物质晕，和卫星星系的大规模集团/集群的中心星系之间。我们发现，无球星系是相对年轻的系统，它们的大部分质量聚集在低红移，但它们也可以容纳非常古老的恒星星族。由于星系星系合并被认为会导致形成一个球状组成部分，在我们的模型中，这些星系形成优先在低质量的晕，主机的卫星星系的数量很少。我们表明，所采用的星系合并模型是确定无凸星系的实际数量的一个关键因素。我们的结果表明，这些星系在理论模型中并不罕见：在z~0处，没有经典凸起的星系（但通常包括具有等效伪凸起的星系）占10^11 < M*/Msun < 10^12的星系的14%。
2011-05-11 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
Voronoi volume function: A new probe of cosmology and galaxy evolution
我们研究的Voronoi体积函数（VVF）-细胞体积的分布（或逆本地数密度）的Voronoi镶嵌的任何一组宇宙示踪剂（星系/晕）。我们发现，偏置示踪剂的VVF的形状敏感地响应物理性质，如晕质量，大尺度环境，子结构和红移空间效应，使之成为迄今为止未探索的探测原始宇宙学和星系演化。使用方便的汇总统计-的宽度，中位数和低百分位数的VVF作为平均示踪剂数密度的函数-我们探索这些影响的示踪剂人口在一套N体模拟的范围内的暗物质模型。我们的汇总统计敏感地探测原始特征，如初始物质功率谱中的小尺度振荡（如在暗区涉及碰撞效应的模型中出现的），而对初始功率的截断基本不敏感（如在温暖的暗物质模型中）。对于香草冷暗物质（CDM）宇宙学，总结统计显示强烈的演化和红移空间效应，也是敏感的现实示踪剂样品的宇宙学参数值。GAMA调查中星系的VVF与丰度匹配的CDM（子）晕的VVF比较，初步揭示了GAMA中超越晕质量的环境效应（模数未建模的卫星属性）。因此，我们的探索性分析铺平了道路，使用VVF作为一个新的探测星系演化物理学以及暗物质和暗能量的性质。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Goldstone models of modified gravity
我们研究标量张量理论，其中物质通过动力学相关的共形耦合耦合到标量场。这些模型可以看作是全局阿贝尔对称下不变场论的低能描述。标量场与对称性破缺的Goldstone模一致。结果表明，这些模型的性质与超局域理论的性质非常相似，在超局域理论中，标量场的值直接由局域物质密度决定。这导致了太阳系中和致密物体之间的第五种力的完全屏蔽，通过超局部屏蔽机制。另一方面，第五种力在具有大尺度密度梯度的扩展结构中有很大的影响，例如星系晕。有趣的是，它可以放大或阻尼牛顿引力，这取决于模型参数。我们还研究了背景宇宙学和线性宇宙学扰动。背景宇宙学与它的$Λ$ -CDM对应物几乎没有什么不同，而宇宙学扰动关键取决于耦合函数是凸的还是凹的。对于凹函数，增长被第五种力的排斥所阻碍，而在凸函数中，第五种力被增强。在这两种情况下，偏离$Λ$ -CDM宇宙学增加较小的尺度和峰值的星系结构。对于凹函数，结构的形成在低于某些特征质量时会发生很大的变化，因为较小的结构会延迟形成，并在稍后通过碎片形成，就像在一些温暖的暗物质场景中一样。对于凸模型，小结构比$Λ$ -CDM场景更容易形成。
2020-01-28 astro-ph.CO
SURFS: Riding the waves with Synthetic UniveRses For Surveys
我们提出了综合宇宙巡天（{ \sc surfs}）模拟，一组N体/水模拟的和谐$Λ$冷暗物质（\LCDM）宇宙学。这些模拟使用普朗克宇宙学，包含多达100亿个粒子和样本尺度和晕质量下降到$1~$ kpc和$10^8{\rm M}_\odot$。我们使用最先进的6D晕轮查找器和合并树构建器识别和跟踪从$z=24$到今天的晕轮。我们证明了晕合并树的某些属性是数值收敛的$\gtrsim100$粒子组成的晕。晕的质量平稳增长，$V_{\rm max}$，质量历史以$\log M(a)\propto\exp\left[-(a/β)^α\right]$为特征，其中$a$是比例因子，$α(M)\approx0.8$ \& $β(M)\approx0.024$，这些参数随着晕质量的减小而减小。子晕遵循幂律累积质量和速度函数，即$n(>f)\propto f^{-α}$与$α_{M}=0.83\pm0.01$和$α_{V_{\rm max}}=2.13\pm0.03$分别用于质量\速度，独立于红移，如在以前的研究中所看到的。晕到晕的振幅散射是$0.9$ ~dex。晕中亚晕的数量与晕的浓度$c$ \&自旋$λ$弱相关：高$c$ \&低$λ$的晕比低$c$ \&高$λ$的相似质量的晕具有更多的$60\%$亚晕。高节奏跟踪显示subhaloes是动态的居民，与$25\%$离开他们的主机晕暂时，成为一个ba…
2018-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes
一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。
2018-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fifth forces, Higgs portals and broken scale invariance
研究了粒子物理标准模型中第五种力的强度与尺度破缺的关系。我们从一个光的标量场开始，它通过度量的Weyl重标度共形地耦合到一个玩具SM物质扇区。在适当地规范化的领域，共形耦合标量直接与希格斯场通过动力学混合和希格斯门条款。因此，第一次，我们描述了共形耦合标量张量修改的重力和希格斯门理论的等价性，我们发现，通常的树级第五力只出现，如果有质量混合之间的共形耦合标量和希格斯场。由光标量介导的第五种力的强度取决于希格斯玻色子的质量是来自一个明确的破缺项还是一个自发的标度破缺机制。因此，太阳系对引力的测试和对第五种力的未观测有可能提供有关希格斯扇区结构及其对称性破缺起源的信息，为任何明确的标度破缺项的大小设定上限。这些结果表明，考虑如何标量张量修改的引力是嵌入在SM的扩展的现象学的重要性（无论是宇宙学和高能物理）。
2018-12-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A Promise for the JWST era: Massive black holes directly collapsed from wave dark matter haloes, and Star formation in and around their accretion flows
针对JWST观测挑战标准ΛCDM宇宙学的谜题，提出大质量黑洞由波动暗物质晕直接坍缩形成，并指出广义相对论不稳定性是DCBHs的具体机制，该黑洞形成后触发了吸积流内及周围特殊的恒星形成爆发。
2025-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Universal structure of dark matter haloes over a mass range of 20 orders of magnitude
宇宙学模型中，暗物质由冷的基本粒子组成，预测暗晕人口应该扩展到质量比星系形成的质量低许多数量级。在这里，我们报告了一个宇宙学模拟的形成今天的晕在整个范围内观察到的晕质量（20个数量级）时，暗物质被假定为在弱相互作用的质量约100千兆电子伏特的大质量粒子的形式。该模拟具有30个数量级的质量的完整动态范围，并解决了数百个地球质量晕的内部结构，其细节与数百个丰富的星系团一样。我们发现，晕密度分布是普遍的，在整个质量范围内，以及简单的两个参数拟合公式描述。晕的质量和浓度在某种程度上是紧密相关的，这取决于宇宙学和暗物质的性质。对于一个固定的质量，浓度是独立的本地环境的晕小于那些典型的星系。质量在10^3到10^11太阳质量范围内的晕对暗物质湮灭产生的光度的贡献大致相等（每对数间隔），我们发现它比以前所有的估计都要小1000倍。
2020-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
The Fifth Force in the Local Cosmic Web
粒子物理学和宇宙学的标准模型的扩展经常导致长程第五力，其性质依赖于引力环境。第五，天体物理学尺度上的力最好在微扰理论失效的宇宙网中进行研究。我们目前的约束变色龙和carton-screened第五力与汤川耦合和megaparsec范围-以及未屏蔽的第五力与差分耦合到星系质量分量-通过搜索他们预测星系的恒星和气体之间的位移。从Alfred HI调查中获取数据，使用Desmond等人的地图识别星系的引力环境。（2018 a）和贝叶斯似然框架的前向建模，我们设置了相对于牛顿引力的第五力强度的上限，从范围$λ_C = 50$ Mpc的$ΔG/G_N < \text{few} \: \times 10^{-4}$到$λ_C = 500$ kpc的$ΔG/G_N \lesssim 0.1$。在$f(R)$重力中，这需要$f_{R0} < \text{few} \: \times \: 10^{-8}$。没有筛选的类似边界是$ΔG/G_N < \text{few} \: \times 10^{-4}$和$ΔG/G_N < \text{few} \times 10^{-3}$。这些是最严格的，也是星系尺度上仅有的第五种力的约束之一。我们展示了我们的结果如何与未来的调查数据加强，并确定了进一步的第五力测试超越太阳系的观测计划的关键特征。
2018-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The contribution of massive haloes to the matter power spectrum in the presence of AGN feedback
本文利用cosmo-OWLS和BAHAMAS模拟，研究了AGN反馈对不同质量晕物质功率谱的影响，发现反馈通过喷射物质抑制了各质量晕的功率，并提出一个无自由参数模型，将功率抑制预测精度提升至百分比水平。
2023-09-12 astro-ph.CO
A dynamics-based density profile for dark haloes -- II. Fitting function
暗物质晕的密度分布通常由NFW或Einasto模型等拟合函数来描述，但这些近似在过渡区中破裂，在过渡区中晕由新吸积物质主导。在这里，我们提出了一个简单的，准确的新的拟合函数的灵感来自单独的轨道和下落晕组件的渐近形状。轨道项被描述为截断的Einasto轮廓，$ρ_{\rm orb} \propto \exp \left[-2/α (r / r_{\rm s})^α- 1/β (r / r_{\rm t})^β\right]$，具有归一化的五参数空间，物理上不同的尺度和截断半径，以及控制轮廓变陡的速度的$α$和$β$。下落的配置文件被建模为一个幂律的密度平稳过渡到一个常数在晕中心。我们发现，这些公式适合平均，总的配置文件在模拟中的精度约为5%，几乎所有的膨胀的参数空间中的晕质量，红移，宇宙学，吸积率。当固定$α= 0.18$和$β= 3$时，公式变为三参数模型，平均而言，该模型比Einasto配置文件更适合单个晕。通过与国王配置文件的类比，我们表明，尖锐的截断类似于一个截止的结合能。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly in cold and warm dark matter during the JWST frontier epoch
本文利用CDM与WDM的N体模拟比较高红移晕坍缩时间，发现坍缩延迟与后代晕质量反相关，JWST在无助于透镜观测时难以区分两种宇宙学。
2023-06-01 astro-ph.CO
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decaying Dark Matter and the Deficit of Dwarf Haloes
在λ-CDM宇宙学中固有的等级聚集似乎产生了许多观测到的大尺度结构的特征。但是仍然存在一些突出的问题，包括对本星系群中矮星系数量的过度预测（超过10倍）。已经提出了几种次级效应来解决这个问题。然而，我们仍然不清楚主要的解决方案是否取决于天体物理过程，例如超新星的早期反馈，或者可能是暗物质本身尚未确定的性质。在本文中，我们进行了一个详细的计算的矮晕演化的影响，包括一个假设的暗物质衰变，D -> D '+ l，其中D是不稳定的粒子，D'是更大质量的子粒子和l是另一个，更轻（或可能无质量）的子粒子。这一过程优先加热较小的晕，使它们在演化过程中膨胀，并降低了它们现在的圆周速度。我们发现，当dm/m_D' ~ 5-7 × 10^{-5}（dm是初态和终态的质量差）时，这种机制可以很好地解释速度为10- 20 km/s的系统的观测数目比数值模拟预测的数目少4倍的原因.相应的寿命τ不能长于~30 Gyr，但可以短至几Gyr。
2008-06-03 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
Screened Fifth Forces Mediated by Dark Matter-Baryon Interactions: Theory and Astrophysical Probes
我们推导了一种新的屏蔽机制的细节，该机制可以根据局域暗物质密度来屏蔽重子和暗物质的相互作用。在这个机制中，牛顿常数的值与暗物质的密度有关，这使得在密度小于银河系的星系中，天体物理现象可能会非常不同。参数化后牛顿参数$γ$，量化运动学和透镜探针之间的差异，也取决于暗物质密度。我们计算了不同的$G$对恒星演化的各个阶段的影响，专注于影响宇宙学的观测值：造父变星周期-光度关系和超新星Ia星等-红移关系。其他潜在的测试模型也进行了研究，包括主序星，主序星后，和低质量的矮星。最后，我们讨论了如何银河系外的测试$γ$可以提供补充约束。
2020-04-06 astro-ph.CO gr-qc
Cosmology with massive neutrinos III: the halo mass function and an application to galaxy clusters
我们使用一套N体模拟，将大量的中微子作为一组额外的粒子来研究它们对晕质量函数的影响。我们表明，对于具有大质量中微子的宇宙学，一旦考虑冷暗物质功率谱而不是总物质功率，则使用球形过密度（SO）标准选择的暗物质晕的质量函数可以很好地由Tinker等人（2008）的拟合公式再现。这两种实现方式之间的差异，即使用$P_{\rm cdm}(k)$而不是$P_{\rm m}(k)$，对于大的中微子质量值和晕质量函数的高端来说更加明显：特别是，当考虑$P_{\rm cdm}(k)$而不是$P_{\rm m}(k)$时，大质量晕的数量更高。作为我们的研究结果的定量应用，我们认为普朗克类SZ-集群调查，并表明，预测的数量计数的差异可以大到$30\%$为$\sum m_ν= 0.4$电子伏特。最后，我们使用的普朗克-SZ集群样本，与近似的似然计算，推导出类普朗克约束的宇宙学参数。我们发现，在一个大质量中微子宇宙学中，我们对晕质量函数的修正产生了$σ_8(Ω_{\rm m}/0.27)^γ$关系的移动，可以量化为$Δγ\sim 0.05$和$Δγ\sim 0.14$假设一个（$N_ν=1$）或三个（$N_ν=3$）简并大质量中微子，分别。该偏移分别导致$N_ν=1$的$σ_8$和$Δσ_8 = 0.01$的平均值较低，$N_ν=3$的$Δσ_8 = 0.02$的平均值较低。在有大量中微子的宇宙学中，这种差…
2013-12-03 astro-ph.CO hep-ph
The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions
The University of Tokyo（东京大学）；Center for Data-Driven Discovery (CD3), Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心 (CD3)，Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，UTIAS，东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS), The University of Tokyo（Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，东京大学高级研究学院 (UTIAS)，东京大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。
2026-07-14 astro-ph.CO
Evidence for the Fifth Element Astrophysical status of Dark Energy
10年前哈勃图所揭示的遥远Ia型超新星加速膨胀的证据代表了基础物理学和宇宙学的一次重大现代革命。对于引力在大尺度上变得相斥这一事实的解释，究竟是应该在广义相对论中找到，还是应该在一个新的引力理论中找到，目前还不清楚。然而，这种加速的现有证据都来自天体物理观测。在接受对基础物理学的重大修订之前，批判性地审视天体物理学观测的现状及其解释中可能存在的局限性是很有趣的。在这篇评论中，主要的各种观测探测器以及解释它们的框架，特别注意复杂的天体物理学和理论假设，可能会限制实际证据的加速膨胀。即使用怀疑的眼光审视，宇宙加速膨胀的证据也是强有力的。对它的起源的调查似乎是现代物理学最迷人的挑战。
2010-06-24 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
