Dark matter haloes in modified gravity and dark energy: interaction rate, small-, and large-scale alignment
我们研究了暗物质晕的性质在广泛的修改后的重力模型，即$f(R)$，DGP，和相互作用的暗能量模型。我们研究了修正引力和暗能量对晕的自旋和结构参数等内部性质的影响。我们发现，$f(R)$引力增强布洛克自旋参数的中值，但不能检测到这样的效果DGP和耦合的暗能量。$f(R)$还产生较低的中值球度和扁率，而耦合的暗能量具有相反的效果。然而，这些影响非常小。然后我们研究了不同引力下晕的相互作用率，发现只有强耦合的暗能量模型才能增强相互作用率。然后，我们量化的增强相互作用的晕对的自旋的调整修改后的重力。最后，我们研究了晕长轴与大尺度结构的排列。DGP和耦合暗能量模型中相互作用的晕对的自旋排列与GR没有差异，而$f(R)$显示出较弱的排列。强耦合的暗能量显示出晕圈形状与大尺度结构更强的一致性。
2017-03-21 astro-ph.CO
Dynamical evolutin of quintessence dark energy in collapsing dark matter halos
本文分析了由暗物质晕坍缩引起的本质暗能量的动力学演化。不同于以往的研究，我们开发了一个数值策略，使我们能够计算的暗能量演化的整个历史的球形坍缩的暗物质晕，而不需要单独处理的线性，准线性和非线性阶段的晕形成。结果表明，暗能量扰动随红移的变化而变化，其具体行为不仅依赖于经典势，而且依赖于坍缩过程。对于团簇大小的晕，总的能量密度扰动在$10^{-6}$水平。扰动振幅随晕质量的减小而减小。在给定的红移下，暗能量扰动随到晕中心的半径而变化，并且可以是正的或负的，这取决于$\partial_t ϕ$、$\partial_r ϕ$和$ϕ$相对于背景的对比度，其中$ϕ$是精华场。对于$\partial_r ϕ$对比度占主导地位的壳层，暗能量扰动是正的，可以高达约$10^{-5}$。
2009-06-18 astro-ph.CO
Dynamical Dark Energy Properties Hidden in the Dark Matter Halos and Voids
在本文中，我们分析了基于GR的N体模拟的晕和空洞的性质进行了红移z= 0.0和z= 0.8之间的差异动力学暗能量模型（即PL和CPL）相对于LCDM。分析晕表明，PL和CPL这两个模型的行为都类似于LCDM，尽管晕的速度色散对动力学暗能量模型更敏感。此外，开发了一个空洞探测器，从模拟数据中提取空洞的属性。空隙的进一步统计模型证实，PL模型产生更大的空隙。总之，我们的新模拟表明，在区分暗能量模型方面，空洞属性优于晕属性。因此，研究结果表明，在未来的研究中，更多地利用空洞的性质来区分动力学暗能量模型。
2020-11-08 astro-ph.CO
Non-universality of halo profiles and implications for dark matter experiments
我们探索宇宙学晕晕内的质量分布的暗物质晕散射利用一个良好的解决统计样本的集群从宇宙学千年模拟。我们发现，在任何半径，球平均暗物质密度的晕（对应于“光滑成分”）和它的对数斜率是很好地描述了高斯概率分布。在小半径（尺度半径内），密度分布完全由晕浓度的高斯分布决定。暗物质晕质量径向分布的差异对于解释直接和间接的暗物质探测工作是很重要的。在质量分布的散射赋予约25%的宇宙学不确定性的暗物质密度在太阳附近和一个因素的~3的不确定性在预期的银河系暗物质湮灭流量。如果所有晕质量的浓度分布都符合高斯分布，那么晕到晕分布散射的聚集效应会导致暗物质湮灭背景中的小的（几个百分比）增强，而在对数正态浓度分布的假设下则会导致10%的增强。团簇轮廓散射的高斯性质意味着“堆叠”晕圈以改善信噪比的技术不应受到偏差的影响。
2013-03-21 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
The detection of sub-solar mass dark matter halos
太阳质量以下的暗物质晕是冷暗物质理论中形成的第一个束缚物体。在这篇文章中，我将讨论目前对“微晕”的理解，它们在结构形成中的作用，以及它们潜在存在的意义，在解释暗物质实验中。
2009-05-13 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
Dark haloes as seen with gravitational lensing
暗物质是星系的一个重要组成部分，这一点早在早期就被肯·弗里曼自己认识到了！暗物质晕的证据仍然是间接的，基于对气体和恒星等示踪剂运动的分析。从某种意义上说，可见星系是我们研究暗物质的一个面具。光线对引力场也很敏感，暗晕会引起可观测到的引力透镜效应。有三种制度：微透镜（探测暗物质晕的团块）、强透镜（对内部质量分布敏感）和弱透镜（可以探测距离中心100千秒差距的晕）。这篇评论将集中在弱透镜，并描述了一个新的调查，千度调查（KiDS），旨在研究星系晕的质量，范围和形状作为环境，星系类型和红移的函数。
2010-09-17 astro-ph.CO
Cylindrical model for the dark matter halo of disk galaxies
本文发展了一个圆盘星系暗物质晕的圆柱模型。在圆柱的中心，在垂直于长轴的平面上，旋转曲线在远小于圆柱长度的距离上是恒定的，而在远大于圆柱长度的距离上是开普勒的。的旋转曲线是等效的球形截平（TF）的配置文件，一个模型，根据经验得出的径向速度分散的银河系暗晕。结果表明，一个等温的，自引力圆柱体的长度为89千秒差距可以解释所观察到的径向速度色散的银河系暗晕的质量小于NFW配置文件。此外，银河系暗晕的圆柱模型与质量为1.1 eV的自由流中微子一致。
2014-02-24 astro-ph.CO
Intragroup dark matter distribution in small groups of halos in a LCDM cosmology
我们研究了LCDM宇宙学中类星系大小的小团暗物质晕中团内暗物质的分布。这些星系群是使用物理标准来识别的，可能是小星系群的适当代表。我们量化了组内暗物质的数量并描述了其分布。我们发现，紧密的协会晕，以及那些中间和松散的群体，有相当平坦的群内暗物质的配置文件与对数斜率的伽玛~0和~-0.2$，分别。因此，这些晕系统的群内暗物质并不像星系晕那样具有尖突的趋势。在中等和松散的星系晕星协中，群内物质往往小于群总质量的50%，而在紧凑的星协中，群半径内的物质则小于20%。
2014-10-08 astro-ph.CO
Imprints of Dark Energy on Cosmic Structure Formation: III. Sparsity of Dark Matter Halo Profiles
我们使用暗能量宇宙模拟系列（DEUSS）中的一组高分辨率大体积宇宙学N体模拟研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响。我们首先集中在分析的拟合优度的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，我们发现，以不同的晕质量和红移。我们还发现，与NFW不匹配的光环比例随着宇宙学的变化而变化，从而表明具有扰动密度分布的光环的质量聚集体携带着暗能量的特征信号。为了独立于任何参数配置文件访问此信息，我们引入了一个新的可观测量：晕稀疏度$s_Δ$。这被定义为质量比$M_{200}/M_Δ$，即半径为$r_{200}$的球体内的质量与半径为$r_Δ$的球体内的质量之比，分别包围200和$Δ$乘以平均物质密度。我们发现，平均稀疏度几乎是独立的总晕质量，而它的值可以推断，以优于百分之几的比例的集成晕质量函数在超密度$Δ$和200分别。这提供了一个一致性关系，可以验证观测测量的晕稀疏。最重要的是，稀疏性随底层暗能量模型而显着变化，从而提供了另一种宇宙学探测。
2013-11-17 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
Cores and Cusps in Warm Dark Matter Halos
在低表面亮度星系中，大的核心半径的明显存在被认为是支持温暖的暗物质的证据。在这里，我们表明，WDM光环没有核心是光环大小的大部分：通常，r_core/r_200 < 0.001。这表明在这些星系中观察到的大核心的天体物理起源，正如其他作者所争论的那样。
2010-10-14 astro-ph.CO
Kinematic effects of the velocity fluctuations for dark halos population in LCDM model
$Λ$ CDM模型预测的暗晕比观测值多。过剩是从本超星系团内部及其周围的维里化质量的估计中看到的。结果表明，考虑到暗晕形成过程中的宇宙学速度涨落，有可能消除$Λ$ CDM宇宙学框架内的这一矛盾。基于Press和Schechter的理论，我们提出了一个考虑暗物质运动学效应的暗晕布居形成模型。该模型允许在本地宇宙的维里化质量的可观测赤字的定量解释。
2015-01-09 astro-ph.CO
Simulation studies of dark energy clustering induced by the formation of dark matter halos
在本文中，我们提出了一个模拟方法内的两个组件的球形坍缩模型来研究与暗物质晕的形成相关的暗能量扰动。考虑到它的快速和缓慢的增长被认为是通过施加合适的初始条件和各向同性维里化的球形坍缩过程的暗物质晕的现实质量吸积的历史。暗能量分量被视为由两个重要参数描述的理想流体，状态方程参数$w$和声速$c_s$。分析了$w>-1$的精髓模型。我们采用牛顿规范来描述时空的扰动主要是由一个暗物质晕的形成。研究发现，暗能量密度扰动$δ_{DE}$依赖于$w$和$c_s$，其行为与具有$δ_{DE}\approx -(1+w)Φ/c_s^2$的暗物质晕的引力势$Φ$密切相关.对于$w>-1$，在暗物质晕形成的整个过程中，从线性到非线性和维里化阶段，暗能量扰动与$δ_{DE}>0$呈现出成簇行为。$δ_{DE}$的值随晕质量的增加而增加。对于质量为$M\sim 10^{15} M_{\odot}$、$δ_{DE}\sim 10^{-5}$的簇，其在$c_s^2 \in [0.5, 1]$的维里化区域内，并且其可以达到具有$c_s^2=0.00001$的$δ_{DE}=O(1)$。对于标量场暗能量模型，我们发现通过适当的建模$w$和$c_s$，可以很好地用流体方法分析暗物质晕非线性形成过程中的扰动行为，从而证明了即使考虑到非线性暗物质结构形成阶段的扰动，流体描述对暗能量的有效性.
2011-12-19 astro-ph.CO
Dynamics of minimally coupled dark energy in spherical halos of dark matter
本文分析了膨胀宇宙中引力束缚系统形成后期暗物质球晕中标量场暗能量的演化。在暗物质晕中心的典型暗能量的动力学强烈地依赖于有效声速$c_s$（以光速为单位）的值。如果是$c_s\sim1$（经典标量场），那么引力束缚系统中的暗能量只受到轻微的扰动，其密度实际上与宇宙学背景中的密度相同。相反，具有小声速值的暗能量（$c_s<0.1$）在晕的线性、非线性、反转、坍缩、维里化以及后来的演化过程中都是重要的动力学成分。通过与大尺度引力束缚系统观测数据的比较，可以利用暗能量的这些性质来约束有效声速$c_s$的值。
2016-02-25 astro-ph.CO
Through a Mini Halo, Darkly
在这封信中，我们探讨了散射的影响，入射到暗物质晕通过与电子或光子的相互作用产生的暗物质湮灭。特别地，我们研究了这种散射对观测到的遥远活动星系核或宇宙微波背景的光谱的影响。我们的研究结果表明，超紧凑的迷你晕和其他致密的暗物质团块可以诱导一个可观察到的活动星系核光谱的康普顿化以及Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的光学深度类似的热电子在后发座星系团。一个遥远的活动星系核和这些密集的迷你晕之间的相遇率也估计使用微透镜限制存在于人口的黑暗紧凑机构。
2019-01-23 astro-ph.CO
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
Gravitational Nanolensing from Subsolar Mass Dark Matter Halos
我们调查的可行性提取的引力纳米透镜信号，由于银河系大小的暗物质晕内的太阳下质量晕的存在。我们表明，在透镜星系的太阳下质量晕可以引起较短的持续时间和较小的振幅比恒星引起的微透镜事件的强烈的纳米透镜事件。我们开发的技术，可用于未来的调查，如泛星，LSST和欧米茄搜索太阳下质量晕的nanolensing信号。
2010-09-21 astro-ph.CO
The dark matter halo density profile, spiral arm morphology and black hole mass of M33
本文研究了M33的暗物质晕密度分布。我们发现M33的HI旋转曲线可以用NFW的暗物质晕密度剖面模型来描述，晕浓度为cvir = 4.0 \pm 1.0，维里质量为Mvir =（2.2 \pm 0.1）\times 10^11 Msun。我们继续使用M33的NFW浓度（cvir），以及其他星系的数值（如文献中所发现的），以表明cvir与旋臂俯仰角和超大质量黑洞质量相关。
2011-03-16 astro-ph.CO
Formation rates of Dark Matter Haloes
我们推导出的暗物质晕的形成率每单位体积的晕质量和红移的函数的估计。对暗物质晕的数密度的分析估计在模拟几种宇宙学现象中是有用的。我们使用偏移集理论计算了暗物质晕的形成率。我们使用的方法，使我们能够区分主要和次要的合并，因为这是一个相关的问题，半解析模型的星系形成。我们计算形成率的Press-Schechter和Sheth-Tormen质量函数。我们表明，以这种方式计算的形成率是积极的在所有尺度。我们评论Sasaki形式主义，负晕形成率。我们的估计与各种模型的N-Body模拟相比非常好。我们还讨论了晕的存活概率和形成红移分布。
2011-12-27 astro-ph.CO
Metamorphosis of dwarf halo density profile under dark matter decays
我们研究了衰变暗物质（DDM）宇宙学中矮晕的密度分布，使用一种新的算法，解决晕密度分布的最内层$700$ pc鲁棒与高效率。根据Schwarzschild的基于轨道的方法，我们还开发了一个简化的模型来计算DDM晕密度分布，这与N体模拟的结果非常吻合。放大模拟和简化模型都揭示了暗物质衰变导致矮晕中心密度平坦化和整体密度降低，简化模型很好地解释了其物理机制。DDM矮晕的缓慢上升的标度自转曲线与本星系的观测结果一致。我们的研究结果表明，DDM具有解决冷暗物质（CDM）模型所面临的小尺度问题的巨大潜力。
2020-11-26 astro-ph.CO
Simulating the complexity of the dark matter sheet II: halo and subhalo mass functions for non-cold dark matter models
我们提出了“片+释放”的模拟，可靠地遵循暗物质结构的演变和以下的暗物质自由流的规模，在传统的N体模拟的不稳定性创造了大量的虚假人工晕。我们的模拟样本的功率谱截止函数，通过半模尺度$k_{\rm{hm}}$和斜率参数$β$参数化的大范围。这个参数空间可以代表许多非冷暗物质模型，包括热遗迹暖暗物质，不育中微子，模糊暗物质，和ETHOS模型的重要部分。结合这些模拟与额外的N体模拟，我们发现以下结果。(1)即使在消除假晕之后，强抑制区（$n_{\rm{X}}/n_{\rm{CDM}} < 5\%$）中的晕质量函数仍然不确定，因为它强烈依赖于晕的定义。在这些质量尺度上，传统的晕发现者主要识别未绑定的，高度拉长的，由潮汐场主导的，或远离维里化的超密度。(2)然而，抑制小于20倍的制度对这些不确定性是相当鲁棒的，并且可以从合适的N体模拟可靠地推断出。(3)参数化的抑制中的晕和subhalo质量函数通过规模的抑制达到$20\%$，$50\%$和$80\%$，我们提供了简单的公式，使许多非冷暗物质模型的预测。(4)在我们的片+释放模拟晕质量浓度关系同意与以前的结果的基础上N体模拟。(5)在一般情况下，我们证实了以前的N体研究的暖暗物质模型的有效性，在很大程度上消除了对人工晕的影响的担忧。
2021-10-19 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 Cherenkov radiation in the galaxy halo of dark matter
考虑了由Navarro-Frenk-White和Burkett剖面描述的暗物质星系晕中光折射的影响。计算了具有这些剖面的引力场折射率的切伦科夫辐射功率。结果表明，在X射线范围内，相应的辐射温度具有微开的量级。指出它的探测可能是选择星系中较好的暗物质密度分布的依据。
2013-02-15 astro-ph.CO
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 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
A test of invariance of halo surface density for FIRE-2 simulations with cold dark matter and self-interacting dark matter
Indian Institute of Technology, Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
本文通过FIRE-2模拟测试了冷暗物质和自相互作用暗物质在不同星系质量下的晕表面密度不变性，并验证了其与观测结果的一致性。
2026-02-27 astro-ph.CO
Testing DARKexp against energy and density distributions of Millennium-II halos
我们测试DARKexp模型放松，自引力，碰撞系统对平衡暗物质晕从千禧-II模拟。虽然DARKexp针对模拟和观测的有限测试已经在其他地方进行，但这是第一次使用大样本模拟晕进行测试，质量跨越约50倍，并使用独立拟合密度和能量分布。我们表明，DARKexp，一个形状参数的家庭，提供了非常好的拟合的形状的密度分布，ρ（r），和微分能量分布，N（E），个别模拟晕。从两种类型的拟合获得的最佳拟合形状参数$ϕ_{0}$是相关的，尽管具有分散性。我们最重要的结论来自于ρ（r）和N（E），它们是在许多晕上平均得到的。这表明DARKexp和个别的Millennium-II晕之间的大部分偏差来自晕到晕的波动，可能是由子结构和其他密度扰动驱动的。平均ρ（r）和N（E）非常平滑，并且非常接近DARKexp。在平均之后，唯一的偏差是小的，并且位于N（E）的最大束缚能和ρ（r）的最小半径处。由于偏差仅限于3-4个平滑长度，并且对于低质量晕更大，这可能是由于数值分辨率的影响。
2016-09-06 astro-ph.CO
The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies
本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。
2020-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
halox: Dark matter halo properties and large-scale structure calculations using JAX
University of Maryland（马里兰大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）
提出halox包，基于JAX实现暗物质晕性质和晕质量函数的可微加速计算，支持梯度下降工作流。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.IM
The effect of quark interactions on dark matter kinetic decoupling and the mass of the smallest dark halos
暗物质（DM）与原始等离子体的动力学解耦决定了第一个和最小的暗物质晕的大小。迄今为止，对DM动力学退耦的研究大多忽略了DM与等离子体中夸克之间的相互作用。在这里，我们说明了他们的重要性，使用两个框架：最小超对称标准模型（MSSM）的版本和有效的DM夸克相互作用算子的有效场论。我们连接粒子物理学和天体物理学获得的最小的暗物质晕尺寸从对撞机数据和直接暗物质搜索实验的界限。在MSSM框架下，在超对称参数空间的大范围内，将DM-夸克相互作用添加到DM-轻子相互作用中，使最小的暗物质晕质量增加一倍以上。
2012-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-Independent Analysis of Direct Dark Matter Detection Through Electron Scattering
亚GeV质量的暗物质粒子与原子核的碰撞不会产生足够的能量来被探测到，而是可以通过它们与电子的相互作用来揭示。对直接探测实验数据的分析通常需要假设局部的暗物质晕速度分布。在晕独立的分析方法中，该分布的性质是从直接的暗物质探测数据中推断的，这允许比较不同的数据，而不对不确定的局部暗晕进行任何假设。这种方法迄今已发展并应用于暗物质从原子核的散射。在这里，我们演示了如何将这种分析应用于散射电子。
2022-03-23 astro-ph.CO hep-ph
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；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 Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New model of density distribution for fermionic dark matter halos
在本文中，我们制定了一个新的模型的密度分布晕的暖暗物质（WDM）粒子。该模型是由一个单一的微观物理参数描述-质量（或，相当于初始相空间密度分布的最大值）的暗物质粒子。给定WDM粒子质量和在晕外围的暗物质密度分布的参数，该模型预测的内部密度分布。在初始费米-狄拉克分布的情况下，我们成功地再现了核心的暗物质配置文件从N体模拟。此外，我们还计算了粒子质量为$m_\text{FD}=$ 100，200，300和400 eV的矮球状星系的暖暗物质晕的核心半径。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Tidal Locking Theory: A new source of the Spin of Dark Matter Halos
我们重新讨论的问题是什么机制是负责自旋晕的暗物质。这个问题的答案是非常重要的建模星系的内在排列，这可能会污染当前和未来的透镜数据。特别是，我们表明，当暗物质晕通过几乎彼此在稠密的环境-即晕组件-他们摆动和旋转通过施加相互的潮汐力矩。我们发现，这有一个显着的贡献，自旋的暗物质晕可比的所谓的潮汐扭矩理论（TTT）计算。我们使用最先进的模拟的结果的Illutris检查这个理论的预测对模拟数据。
2020-07-26 astro-ph.CO gr-qc
The Halo Model of Large Scale Structure for Warm Dark Matter
本文对暖暗物质（WDM）结构形成情景下的宇宙学大尺度到小尺度结构统计的晕模型进行了全面分析。我们包括WDM对线性物质功率谱、晕密度分布、晕浓度关系、晕质量函数、次晕密度分布、次晕质量函数以及光滑暗物质分量的偏置的影响。正如预期的那样，我们发现在最小的物理尺度在WDM和冷暗物质之间的光环模型预测的非线性物质功率谱的差异，即使是合理的高尺度WDM粒子质量。我们发现，显着的影响是由改变晕密度分布和浓度，以及晕质量函数。我们进一步发现，WDM对次晕人口的影响是重要的，但次主导。WDM中平滑分量偏置的聚类效应并不显著。
2011-09-28 astro-ph.CO hep-ph
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Normalization and Slope of the Dark Matter (Sub-)Halo Mass Function on Sub-Galactic Scales
对冷暗物质的模拟对小尺度上的暗物质晕和次晕质量函数的斜率和归一化做出了强有力的预测。最近利用强引力透镜的观测进展表明，这种技术有能力将这些量限制在与$10^6$ -$10^9\mathrm{M}_\odot$的暗物质晕质量相对应的亚星系尺度上。在这些尺度上，重子的物理学，占宇宙物质含量的17%左右，但不包括在纯暗物质N体模拟中，预计会影响结构的生长和暗物质晕的坍缩。在这项工作中，我们发展了一个半解析模型来预测的振幅和斜率的暗物质晕和次晕质量函数在亚星系尺度上的重子的存在。我们发现，晕质量函数被抑制高达25%，和修改的斜率，范围从$-1.916$到$-1.868$在这个质量范围。这些结果与目前的测量结果一致，但与对暗物质唯一宇宙的期望有很大差异，这种期望可能在不久的将来得到验证。
2020-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of galaxy formation in the structure and dynamics of dark matter halos
由层次聚类方案预测的暗物质晕的结构和动力学与从星系尺度的观测中推断的性质不一致。我的论文通过采取进化的方法来解决这个问题。我详细分析了许多不同的观测证据，这些证据表明，预言的晕平衡态与根据盘星系的可测量性质推断的晕之间存在差异，以及亮暗成分的角动量、几何形状和质量分布之间存在的标度关系。我意识到，它们似乎都指向同一个结论：在晕内的重子通过坍缩和聚集形成星系，扰动了晕的平衡结构，使其演化为新的构型。从理论的观点来看，暗物质晕作为无碰撞的粒子系统的行为使得它们的平衡结构和质量分布对它们内部动力学的扰动极其敏感。发生在晕内的星系形成是一个巨大的事件，在原星系坍缩过程中，重子和暗物质之间的动力学耦合代表了晕动力学结构的扰动，大到足以触发晕演化，根据两个组件的相对质量和角动量。我的结论是，暗物质晕的结构和动力学，以及晕和星系性质之间的联系的起源，是要理解的重子和暗成分的联合演化，起源于星系的崩溃和形成的时代。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
