The properties of warm dark matter haloes
暗物质的基本粒子候选者，如无菌中微子，表现为温暖的暗物质（WDM）。对于质量为keV的粒子，自由流在对应于矮星系的尺度上产生线性波动功率谱的截止。我们调查WDM晕和subhaloes在这些尺度上的丰度和结构，使用高分辨率的宇宙学N体模拟银河系晕的质量类似的银河系。在大于自由流截止的尺度上，初始条件与Springel等人先前模拟的冷暗物质（CDM）晕之一具有相同的功率谱和相位，作为Virgo财团Aquarius项目的一部分。我们已经模拟了四个晕WDM粒子质量在1.4-2.3keV的范围内，对于一种情况下，我们已经进行了进一步的模拟在不同的分辨率。在N体模拟中，功率谱截止被分辨出来，这是已知的，在细丝中进行人为的碎裂，产生虚假的团块，对于小质量（在我们的情况下小于10^7兆太阳），这些团块的数量超过了真正的晕。我们已经开发了一个强大的算法来识别这些虚假的对象，并将它们从我们的光环目录中删除。我们发现，当质量小于10^9 Msun时，相对于CDM情况，WDM次晕质量函数被抑制了一个数量级以上。要求至少有尽可能多的subhaloes有观测到的卫星在银河系中导致一个保守的下限（热当量）WDM粒子质量约1.5 \rmn{keV}。WDM晕和次晕具有尖点密度分布，可以用NFW或Einasto剖面很好地描述。它们的中心密度较低的WDM粒子质量和我们所考虑的模型都没有遭受的“太大而不能失败”的问题，…
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warmth Elevating the Depths: Shallower Voids with Warm Dark Matter
暖暗物质（WDM）被提议作为冷暗物质（CDM）的替代品，以解决银河系周围明显缺乏卫星等问题。即使WDM不是观测问题的答案，但限制暗物质的性质是必不可少的。WDM对晕的影响已经得到了广泛的研究，但WDM中的小尺度初始平滑也影响了当今的宇宙网和空洞。它抑制了空洞内部的宇宙“子网络”，以及空洞晕和子空洞的形成。在$N$体模拟运行不同的假设WDM群众，我们确定与ZOBOV算法和宇宙网络组件与ORIGAMI算法的空隙。随着暗物质温度的增加（即，颗粒质量减少），空隙密度最小值变浅，而空隙边缘变化不大。此外，子空隙的数量减少。空洞中的密度场对重子物理特别不敏感，因此如果空洞密度分布和最小值可以通过观测测量，它们将为暗物质的性质提供有价值的探测。此外，细丝和壁变得更干净，因为其间的子结构已经被平滑;这导致密度PDF中的清晰的中间范围峰值。
2015-05-19 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discriminating power of milli-lensing observations for dark matter models
关于暗物质（DM）的性质仍有激烈的争论。亚银河系尺度是特别重要的，因为不同的，目前可行的DM模型作出不同的预测，在这些尺度上的DM晕的预期丰度和密度分布。我们调查的能力，亚银河DM晕作为强透镜背景紧凑的来源，生产引力透镜事件的毫角秒尺度（毫透镜），不同的DM模型。对于每一个DM方案，我们探讨是否样本的$\sim$ 5000远源是足够的，以检测至少一个毫透镜。我们开发了一个半解析模型来估计作为源的红移的函数的各种DM模型的毫透镜光学深度。我们采用Press-Schechter形式主义，以及最近的N体模拟计算的晕质量函数的结果，考虑到适当的球平均密度分布的晕每个DM模型。我们把透镜系统作为一个点质量透镜，并调用有效表面质量密度阈值来计算作为引力透镜的晕的分数。我们研究了三类暗物质模型：冷DM，热DM，和自相互作用DM。我们发现，晕组成的温暖DM原来是光学薄的强引力毫透镜（零预期透镜事件）。CDM晕可能会产生透镜效应，这取决于浓度-质量关系的陡度。自我相互作用的DM晕可以有效地作为引力毫透镜，只有当晕经历重力热塌缩，导致高密度的中央核心。
2022-09-27 astro-ph.CO
Cosmic metal invaders: Intergalactic OVII as a tracer of the warm-hot intergalactic medium within cosmic filaments in the EAGLE simulation
目前对热（log T（K）> 5.5）的温热星系际介质（WHIM）的观测状况还不完全。虽然最近通过堆叠大量宇宙网细丝进行的观测已经产生了统计学意义上的探测结果，但对单个物体的直接测量仍然很少。由于缺乏这样的样本，目前无法对由热WHIM组成的宇宙重子内容进行强有力的分析，这可能有助于解决宇宙学上的重子缺失问题。为了改进对失踪重子的搜索，我们使用了EAGLE模拟。我们的目标是了解宇宙网络中高度电离金属的富集和分布。我们检测到的细丝，通过应用Bisous形式主义的模拟星系，其特征在于空间分布以及质量和体积分数的辅助氧和OVII。然后，我们构建了OVII柱密度图，并用Athena X-IFU确定其可检测性。然而，氧气和OVII数密度下降迅速超过维里半径的晕，低于可检测的水平在700千秒差距。因此，只有约1%的长丝体积以可检测的密度填充有OVII。OVII的这种非均匀分布使其用于追踪丢失的重子变得复杂。相反，OVII在光环周围形成狭窄的信封。这种局部性质导致在SDSS灯丝目录中使用Athena X-IFU检测星系际OVII的机会很低（每视线10-20%）。对于来自4 MOST调查的未来长丝样品，机会增加到约50%的水平。尽管如此，根据EAGLE的结果，这不足以最终解决重子缺失的问题，因为它将被限制在晕维里半径的几倍。幸运的是，在热WHIM中，晕周围的体积是密集的，追踪它可以将仍然缺失的重子的…
2023-01-18 astro-ph.CO
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
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
Non-Halo Structures and their Effects on Gravitational Lensing
四倍透镜类星体影像的通量比异常已被用来限制暗物质的性质。假设这些透镜扰动是由暗物质晕引起的，目前有可能将假设的暖暗物质（WDM）粒子的质量限制为$m_χ> 5.2$ keV。然而，扰动只由DM晕引起的假设可能是不正确的，因为其他结构，如细丝和煎饼，存在并构成宇宙中质量的重要部分，范围在5 $\%$ - 50 $\%$之间，取决于暗物质模型。使用新的无碎片模拟1和3 keV WDM宇宙学，我们研究这些“非晕”的结构，并估计其对通量比观测的影响。我们发现，这些结构显示尖锐的密度梯度与短的相关长度，并可以贡献更多的透镜信号比所有的haloes半模质量相结合，从而减少WDM模型之间的差异。我们估计，非晕结构可以是视线通量比异常的主要原因，在非常温暖的，但已经排除，$m_x \sim 1 \rm{keV}$的情况。对于较冷的情况下$m_x \gtrsim 3 \rm{keV}$，我们估计，非晕可以贡献约$5 - 10\%$的总通量比信号。
2022-02-10 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
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing the Warm Dark Matter paradigm with large-scale structures
我们探讨了LWDM宇宙学方案对宇宙中大尺度结构成团性质的影响。我们通过扩展晕轮模型来做到这一点。新的发展是，我们认为两个组成部分的质量密度：一个产生的质量在崩溃的晕，第二个从一个光滑的组成部分的未崩溃的质量。假设暗物质晕的非线性聚集可以被理解，那么从守恒的论点，可以精确地计算出平滑分量的聚集特性及其与晕的互相关。然后，我们将探讨如何晕计算，质量函数，偏置和密度分布的三个主要成分受到WDM。我们表明，相对于CDM：质量函数被抑制了~ 50%，质量~100倍的自由流动质量尺度;低质量晕的偏差可以提高到20%;晕的核心密度可以被抑制。我们还研究了残余热速度对密度分布的影响，发现这些影响仅限于尺度r<1 kpc/h，因此由于重子物理的不确定性，对暗物质测试不太重要。我们用改进的晕模型计算了非线性物质的功率谱，发现在晕模型中存在显著的小尺度功率。然而，相对于CDM情况，功率被抑制。然后，我们计算预期的信号和噪声，我们的一组LWDM模型将为未来的弱透镜任务。我们表明，该模型原则上应该是可分离的高显着性。最后，使用Fisher矩阵形式主义，我们预测WDM粒子质量的限制，为未来的全天空弱透镜任务，如欧几里得或LSST。与普朗克先验和使用多极l<5000，我们发现，2.6千电子伏的下限应该很容易实现。
2011-08-08 astro-ph.CO hep-ph
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray line emission
利用EAGLE模拟方法，对大晕质量范围（$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} = 10^{11.5}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$）内星系环星系介质（CGM）的X射线金属线辐射的可探测性进行了估算.使用XRISM Resolve仪器，应可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕圈的少量亮（K-$α$或Fe L-壳层）线。使用Athena X-IFU或Lynx主阵列，可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim10^{12.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕内CGM的发射谱线（尤其是来自O VIII和O VII的发射谱线），并且可检测到维里半径外的组内和簇内气体。利用Lynx超高分辨率阵列，可以访问$\mathrm{L}_{*}$星系的晕的内部CGM。这些估计值确实假设了长暴露时间（$\sim 1 \,$ Ms）和大空间箱（$\sim1$ - $10\,\mathrm{arcmin}^{2}$）。这种发射主要是由碰撞电离（CI）气体，并往往来自晕中心。发射偏向于接近CI气体的最大发射率温度（$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$）的温度以及高密度和金属丰度。然而，…
2022-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
Star forming filaments in warm dark matter models
我们对暖暗物质（WDM）宇宙学中类银河星系的形成进行了流体动力学宇宙学模拟。光滑而致密的细丝，几个共同移动的兆秒差距长，在这个模型中一般形成在z 2以上。原子线冷却允许这些灯丝中心的气体冷却到冷却功能的基础，从而产生非常引人注目的扩展莱曼极限系统（LLS）模式。因此，对LLS的关联函数的观测可能会对暗物质的性质提供有用的限制。我们认为，自屏蔽的灯丝可能会导致恒星形成的热不稳定性。我们实现了一个子网格模型，并发现，细丝，而不是晕主导恒星形成，直到z 6。再电离降低了灯丝中的气体密度，更常见的恒星形成晕在z 6以下占主导地位，虽然恒星形成的灯丝继续，直到z=2。z=0星系中有15%的恒星形成为丝状。在更高的红移，这些恒星给星系一个弦的外观，如果观察到，这可能是一个强有力的迹象表明，暗物质是温暖的。
2015-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Nonlinear Evolution of Cosmological Structures in Warm Dark Matter Models
暗能量主导的暖暗物质（WDM）模型是一种很有前途的宇宙学方案。我们在这个范例中探索大尺度结构的形成。我们以两种不同的方式做到这一点：晕模型方法和高分辨率N体模拟的合奏的帮助下。结合这些准独立的方法，导致物理理解的重要过程，形成的结构。我们详细地研究了WDM的晕质量函数、浓度和线性晕偏置。在所有的情况下，我们发现有趣的偏差相对于CDM。特别是，浓度-质量关系显示营业额组规模的暗物质晕，WDM粒子的顺序质量为~0.25千电子伏的情况下。这可以解释为小尺度上自上而下结构形成的暗示。我们实现我们的结果到晕模型，并找到更好的协议与模拟。在小尺度上，WDM晕轮模型现在表现得和CDM模型一样好。
2012-05-04 astro-ph.CO
Determination of dark matter type by X-ray sources statistics
目前的宇宙学模型包括冷暗物质，它由大量的非相对论性粒子组成。也有一些观测和理论证据证明温暖的暗物质。通过测量星系团的密度分布和精确计数矮星系，可以检验暖DM的存在。在这项工作中，我认为DM晕是很好的跟踪X射线气体在集群，集团，对，甚至单星系。用XMM-牛顿观测到的5021个X射线发射星系的Xgal样本检验了DM的类型。并对该样本的选择偏倚进行了分析。
2014-10-11 astro-ph.CO
The Warm DM halo mass function below the cut-off scale
暖暗物质（WDM）宇宙学是冷暗物质（CDM）宇宙学的一个可行的替代方案。不幸的是，一个准确的审查WDM预测与N体模拟已被证明是困难的，由于数值伪影。在这里，我们报告的宇宙学模拟，第一次，没有这些问题，因此，能够准确地解决WDM晕质量函数远低于截止。我们发现了一个复杂的画面，在不同的演化阶段的扰动填充晕质量函数的不同范围。在我们能分辨的最小质量尺度上，已识别的物体通常是开始坍塌的细丝中心。在中等质量尺度上，物体通常对应于已经崩溃并处于弛豫过程中的波动，而高质量端则由类似于CDM模拟中确定的晕的物体主导。然后，我们明确地表明如何形成低质量的晕被抑制，这转化为一个强大的截止晕质量函数。这不利于一些分析公式，预测晕质量函数，将延伸远低于自由流动的质量。我们主张更详细地探索在给定的宇宙学中形成的最小结构的形成，我们预见，这将促进我们对结构形成的整体理解。
2013-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Projection effects in the strong lensing study of subhaloes
冷暗物质（CDM）假说的定义特征是存在大量的低质量晕，这些晕太小而无法形成可见的星系。其他关于暗物质性质的假说，如暖暗物质（WDM），预测这种低质量晕的数量要少得多。强透镜系统提供了通过它们在透镜图像中引起的扭曲来检测小质量晕的可能性。在这里，我们表明，主要的贡献，图像失真来自沿视线的光晕，而不是subhaloes在镜头通常已假定到目前为止。这些干扰者增强了CDM和WDM模型预测之间的差异。我们推导出总扰动质量函数，包括subhaloes和interlopers，并表明，测量约20强透镜系统的检测限$M_{\rm low}=10^7 h^{-1} M_{\odot}$将区分（在3西格玛）CDM和WDM模型组成的7千电子伏的无菌中微子，如那些需要解释最近检测到的3.5千电子伏的X射线发射线从星系和星系团的中心。
2016-12-19 astro-ph.CO
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 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 warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray and UV line absorption
我们利用EAGLE（Evolution and Assembly of Galvanes and their Environments）宇宙学模拟研究了红移为0.1的质量为$\mathrm{M}_{200c}=10^{11}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系和晕周围的重子、远紫外（O VI）、极紫外（Ne VIII）和X射线（O VII、O VIII、Ne IX和Fe XVII）线吸收体的分布。EAGLE预测，环星系介质（CGM）包含更多的金属比跨晕质量的星际介质。我们在这里研究的离子跟踪温暖的热，体积填充阶段的CGM，但偏向于温度对应的碰撞电离峰为每个离子，并对高金属。在维里半径内的气体主要是碰撞电离的，但在这个半径附近和之外，对于O VI，光电离变得显着。当提出可观的，我们的工作与列密度，但量化它们的关系与等效宽度分析虚拟光谱。维里温度碰撞电离平衡离子分数是很好的预测柱密度的趋势与晕质量，但低估了晕中的离子的多样性。Halo气体在X射线谱线的最高柱密度吸收中占主导地位，但较低密度的气体对来自O VI和Ne VIII的强UV吸收谱线有贡献。在雅典娜X-IFU盲法调查中可检测到的O VII（O VIII）吸收剂中，我们发现41%（56%）来自$\mathrm{M}_{200c}=10^{12.0}$ - $10^{13.5}\,\mathr…
2020-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
Differences in baryonic and dark matter scaling relations of galaxy clusters: A comparison between IllustrisTNG simulations and observations
本研究对比SPT-SZ巡天观测与IllustrisTNG模拟的星系团重子标度关系，验证大质量暗晕的自相似性，发现约14%的缺失重子来源，为缺失重子问题提供互补解释。
2025-05-02 astro-ph.CO
Simulating the Complexity of the Dark Matter Sheet I: Numerical Algorithms
在早期，暗物质具有未知幅度的热速度色散，对于温暖的暗物质模型，它可以影响可观测尺度上非线性结构的形成。我们提出了一个新的方案来模拟宇宙学与小规模的扰动抑制，结合了以前的两种方法的方式，避免了迄今为止阻止任何产生完全可靠的结果的数值文物。在低密度和整个宇宙体积的大部分，我们代表的暗物质相片直接使用高精度插值，从而避免了人为的碎片，折磨粒子为基础的方法在这个政权。然而，这样的相片方法，无法遵循迅速增加的复杂性的密集区域的暗物质晕，因此，对于这些我们切换到一个N体计划，使用测地偏差方程来跟踪相片属性本地每个粒子。此外，我们提出了一种新的高分辨率力计算方案的基础上的八叉树的立方力分辨率元素，这是非常适合近似的力场我们的组合片+粒子分布。我们的混合模拟方案，使第一个可靠的模拟低质量晕在温暖的暗物质宇宙学的内部结构。
2020-05-21 astro-ph.CO
Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies
本文研究了帕洛玛天文台宽视场红外巡天中恒星质量M*>10^10Msol的星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究了这些恒星质量选定的样本的集群作为红移和恒星质量的函数的属性，并发现，具有高恒星质量的星系有一个渐进的更高的集群强度比星系具有较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步估计这些恒星质量的选定星系的暗物质晕的平均总质量。对于我们样本中的所有星系，恒星质量与总质量的比值总是低于普适重子质量分数，恒星质量与总质量的比值与中心星系的晕质量密切相关，因此质量更大的晕以恒星的形式包含更低的质量分数。剩余的重子质量部分包含在这些晕中的卫星星系内的恒星中，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将此解释为“光环缩小”效应。
2011-02-24 astro-ph.CO
The halo mass function and inner structure of ETHOS haloes at high redshift
我们在ETHOS框架下研究了高红移下的晕质量函数和内晕结构（$z\geq5$）。各种强度的冷暗物质（CDM）、热暖暗物质（WDM）和暗声振荡（DAO）等场景都包含在ETHOS中，只有两个参数$h_{\rm peak}$和$k_{\rm peak}$，即第一个DAO峰值的幅度和尺度。具有平滑$k$滤波器的扩展Press-Schechter（EPS）形式能够预测ETHOS模型（由$k_{\rm peak}$控制）中小尺度功率抑制产生的晕质量函数的截止值，以及依赖于$h_{\rm peak}$的小质量下的斜率。有趣的是，我们发现DAO引入了一个本地化的功能，在质量分布的晕，导致质量函数是不同的形状相比，无论是CDM或WDM。我们发现，${\it all}$ ETHOS模型的晕密度分布很好地描述了NFW的配置文件，浓度低于CDM的情况下，在某种程度上，由$k_{\rm peak}$。我们发现，DAO模型的浓度-质量关系可以很好地近似的质量组装模型的基础上扩展的Press-Schechter理论，这已经提出了CDM和WDM的其他地方。我们的研究结果可以用来执行廉价的计算晕质量函数和浓度-质量关系内的ETHOS参数化，而不需要$N-$体模拟。
2021-06-16 astro-ph.CO
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
Cold versus Warm Dark Matter simulations of a galaxy group
冷（CDM）和暖（WDM）的暗物质之间的差异，在一组星系的形成检查通过运行两个相同的模拟，在WDM的情况下，初始功率谱已被改变，模仿1 keV的暗物质粒子。CDM的初始条件被限制为在z = 0时再现正确的局部环境，在该环境中可能形成“本星系群”（LG）。两个模拟之间的两个显着的差异被发现。虽然在CDM的情况下，一组星系，类似于真正的LG形式，WDM运行未能再现一个可行的LG，而是形成一个弥漫的集团，这仍然是在z = 0扩展。这是令人惊讶的，因为由于在其功率谱中抑制了小尺度功率，WDM被天真地认为只会影响小晕的坍缩，而不一定会影响星系群尺度上的动力学。此外，晕心中重子的浓度在CDM中比在WDM中大，并且盘的性质不同。
2013-05-23 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 Shape of Dark Matter Haloes in the Aquarius Simulations: Evolution and Memory
我们使用宝瓶座计划的高分辨率宇宙学N体模拟来详细研究确定银河系型暗物质晕形状的机制。我们发现，当在瞬时维里半径测量时，单个晕的形状随时间而变化，从早期阶段的典型长轴配置演变为目前的三轴/扁圆几何形状。这种演变的晕形状相关以及与下落的材料的分布：长形的配置出现时，晕是通过狭窄的细丝，其特征的早期时代的晕组装，而三轴/扁圆形的配置结果的吸积变成更各向同性在以后的时间。有趣的是，在红移z=0时，每个晕过去历史的清晰印记记录在它们不同半径的形状中，这些形状也表现出从内部区域的扁长到外围区域的三轴/扁长的变化。假设宝瓶座晕是类似银河系的10^12 Msun天体的典型代表，我们可以得出结论，这种暗物质晕的形状是一种复杂的、依赖于时间的性质，每个径向壳层都保留着坍缩时的条件记忆。
2011-07-29 astro-ph.CO
Exploiting flux ratio anomalies to probe warm dark matter in future large scale surveys
强引力透镜类星体中的通量比异常构成了一种独特的方式来探测非发光暗物质晕的丰度，从而探测暗物质的性质。在本文中，我们确定双成像类星体作为一个统计上有效的探测暗物质，因为他们是20倍以上丰富的四倍成像类星体。使用N体模拟，包括现实的重子反馈，我们测量的冷（CDM）和暖暗物质（WDM）宇宙学的双成像类星体的通量比的全部分布。通过这种方法，我们折叠在两个关键的系统-类星体的变化和视线结构。我们发现，WDM宇宙学预测的累积分布函数的通量比相对于CDM的差异约为6%，与CDM预测更多的小比率。最后，我们估计，~600双成像类星体将需要观察，以便能够明确区分CDM和这里研究的两个WDM模型。这样的样本量将很容易达到未来的大规模调查，如欧几里得。在准备这项调查的数据，我们需要辨别的规模的不确定性建模透镜星系及其子结构的模拟，再加上观察到的透镜类星体的选择功能的深刻理解。
2019-12-04 astro-ph.CO
Streams and caustics: the fine-grained structure of LCDM haloes
我们提出了第一个也是迄今为止唯一的模拟遵循细粒度的相空间结构的星系晕形成的通用LCDM初始条件。我们整合的测地线偏差方程串联的N体运动方程，表明这可以产生数值收敛的结果细粒度相空间流的属性和相关的焦散线，即使在内部区域的晕。我们对这种结构的有效分辨率是许多数量级优于传统技术，即使是最大的模拟。我们将这些方法应用于六个银河系质量晕的宝瓶座项目。在距晕中心8千秒差距处，一个典型的点与大约10^14个密度范围很广的暗物质流相交;大约10^6个质量最大的暗物质流贡献了当地暗物质密度的一半。因此，暗物质粒子的速度分布应该是非常平滑的，最大质量的细粒流贡献了总信号的0.1%。自宇宙大爆炸以来，这个半径的暗物质粒子通常已经通过了200次焦散。内晕中现今焦散线的峰值密度几乎都远低于平均局部暗物质密度。因此，焦散线对预测的局部暗物质湮灭率的提高可以忽略不计（<0.1%）。有效的提升在外晕中更大，但从未超过约10%。因此，细粒流及其相关的焦散线对暗物质的可探测性没有影响，无论是直接在地球实验室中，还是通过湮灭辐射间接，除了寻找轴子的共振腔实验可能会看到最大质量的局部细粒流，因为它们在能量/动量空间中的极端局部化。（节略）
2011-02-01 astro-ph.CO
The Effect of Thermal Velocities on Structure Formation in N-body Simulations of Warm Dark Matter
我们调查的影响，热速度在N体模拟的结构形成的温暖的暗物质模型。采用常用的方法添加热速度，随机选择的费米-狄拉克分布，模拟粒子的引力诱导的速度，我们比较了从CDM和WDM模拟测量的物质和速度功率谱，在后者的情况下，有和没有热速度。这种增加热速度的规定将数值噪声引入到初始条件中，从而影响结构的形成。在早期，噪声影响显着的功率谱测量从模拟与热速度，与$\sim \mathcal{O}(10)$的顺序（在物质功率谱）和$\sim \mathcal{O}(10^2)$的顺序（在速度功率谱）的偏差相比，从模拟中提取没有热速度。在后期，这些影响不太明显，偏差小于百分之几。增加N体模拟的分辨率将这些差异转移到更高的波数。我们还发现，假晕开始出现在模拟中，其中包括热速度在一个质量是$\sim$ 3倍以上的模拟没有热速度。
2017-11-16 astro-ph.CO
Lyman-α Forest and Cosmic Weak Lensing in a Warm Dark Matter Universe
本文综述了暖暗物质（WDM）宇宙学模型中大尺度结构理论的研究现状。特别是，我们专注于非线性建模的物质功率谱和质量函数的暗物质晕。我们描述了N体WDM模拟的结果，并提到重子物理可能引起的影响。我们还研究了大尺度结构的晕模型及其最近提出的WDM宇宙学的修改，这说明了初始物质密度场的小尺度光滑性，更好地拟合N体模拟的结果。在描述了理论模型之后，我们讨论了WDM粒子质量的当前下限m_w，其对应于假设粒子是热遗迹的WDM温度的上限。最好的约束来自Lyα森林，并在2σ置信水平下排除所有低于3.3 keV的质量。最后，我们回顾了未来透镜观测的预测，这将是相同的数量级的Lyα森林数据已经存在的限制，但探索一个不同的红移制度。
2013-11-20 astro-ph.CO
The most luminous quasars do not live in the most massive dark matter haloes at any redshift
类星体代表着宇宙中最明亮的活动星系核（AGN），并被认为是亮度高达10^48 erg/sec的惊人增长的黑洞（BH）的位置。人们通常认为，这样一个极其高能的过程将发生在暗物质（DM）分布中质量最大的束缚结构中。我们发现，与这一预期相反，在包含活动星系核反馈的星系形成模型中，类星体被预测生活在平均DM晕环境中，典型质量为10^12 M太阳的几倍。这一基本预测源于类星体活动（即，在活动星系核反馈作用的DM晕中，亮度大于10^46 erg/sec的BH吸积被抑制。在我们的模拟中，类星体的星系宿主被确定为超大质量（气体和恒星）的球状星系，其中BH吸积是通过星系合并或长期过程触发的。我们进一步证明了z=0的高红移（z~6）类星体的后代跨越了广泛的形态、星系和晕质量。到目前为止，z~6 BH通常仅增长适度的因子。值得注意的是，高红移类星体从来没有居住在当时最大的DM晕中，它们的后代很少在z=0的最大质量晕中发现。我们还表明，在观测上，它是很有可能发现的类星体周围的星系在z~5的丰度增强。然而，与DM分布的极端峰值处预期的过密度相比，这些增强明显较弱。因此，在$z\gtrsim5$宇宙中探测到的类星体不太可能精确地指出超星系团祖先在本宇宙中的位置。
2013-05-09 astro-ph.CO
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Milky Way Satellites in Cold and Warm Dark Matter: Dependence on Cosmology
我们调查的索赔，最大的subhaloes在高分辨率无耗散冷暗物质（CDM）模拟银河系的动态不一致的观测最明亮的卫星。我们发现，这种不一致性主要是由于在产生过早形成的卫星的不一致模拟中采用了较大的σ_8和n_s值，因此过于密集。我们发现观测和模拟之间的紧张关系，采用与WMAP 9一致的参数，大大减少了卫星CDM的敏感测试。我们发现通过Lactea II晕是非典型的晕在WMAP 3宇宙学中，我们归因于其形成时代比其质量的平均值的差异。我们还探讨了温暖的暗物质（WDM）宇宙学的1- 4千电子伏的热遗迹。在1千电子伏的宇宙学subhaloes有圆速度在kpc尺度~ 60%低于他们的CDM同行，但减少了只有10%，在4千电子伏的宇宙学。由于银河系卫星和莱曼-α森林数量的限制，排除了< 2-3 keV的遗迹质量，因此WDM在降低大质量卫星的密度方面作用较小。由于银河系的质量和形成时代的不确定性，需要减少与重子效应或WDM的卫星密度减轻。
2013-10-01 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
The First Billion Years of a Warm Dark Matter Universe
我们提出的宇宙学N体流体动力学化学模拟的原始结构的生长和演化的方案与温暖的暗物质（WDM）具有3千电子伏的质量（热遗迹）的结果，并与标准的冷暗物质（CDM）组成的模型进行比较。我们专注于高红移宇宙（$z>6$），在那里的结构形成过程应该更好地反映原始（线性）的差异，在物质功率谱。我们发现，早期的时代可以是特殊的探测暗物质的性质。非线性WDM的功率谱和质量函数比CDM低2倍，并在整个第一陀螺中表现出几个因子的扩展。逃逸分子冷却WDM晕的结果严重抑制，因为在大$k$模式的阻尼功率，因此宇宙（人口III和II-I）的恒星形成率（SFR）通常被抑制相对于CDM预测。在$z>10$，在WDM背景下形成的发光物体非常罕见，这是由于在黑暗时代早期WDM迷你晕的稀疏和延迟演化，它们的缺乏可以用一个简单的分析公式来拟合，只取决于震级和红移。未来对暗星系的高$z$观测有可能通过宇宙恒星质量密度（SMD）和特定的SFR来区分CDM和WDM情景。当与其他宇宙学（例如非高斯或暗能量模型）或大$z$的高阶修正（例如原始流运动或原始IMF的变化）的影响相比时，WDM引起的影响肯定更引人注目。
2014-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spurious Small-Scale Structure & Discreteness-Driven Relaxation in Cosmological Simulations
有强有力的证据表明，由暖暗物质（WDM）主导的宇宙学N体模拟包含虚假或非物理的晕，最明显的是沿着细丝排列的规则间隔的低质量晕。我们发现，虚假的晕是一个功能的传统N体模拟的宇宙学结构形成模型，包括WDM和冷暗物质（CDM）模型，其中引力坍缩收益在最初的各向异性的方式，自然产生的结果离散驱动的松弛。我们证明了这一点，使用控制N体模拟的平面对称崩溃，并表明，假晕播种在壳交叉由密度场的离散性引起的局部速度扰动，其特征分离应该是近似的平均粒子间分离的N体模拟，这是固定的质量分辨率内的体积。使用宇宙学的N体模拟，粒子被分裂成两个固定质量比的无碰撞组件，我们发现，这两个组件的空间分布显示在大尺度和小尺度上的离散驱动松弛的空间分布的签名。采用与粒子间间距同动平均量级的样条核引力软化有助于抑制离散驱动松弛的影响，但不能完全消除它。这些结果提供了新的算法，其中包括，例如，传统的N体方法的修订，通过空间自适应anistropric重力软化或明确的解决方案，在相空间中的暗物质的演变提供了进一步的动力。
2016-06-07 astro-ph.CO
The Total Mass of Dark Matter Haloes
宇宙学模拟中常用的简单传统的暗物质晕质量定义（“维里”质量，FoF质量，$M_{50,100,200,...}$）只捕获了部分坍缩物质，因此与结构形成的分析处理中使用的晕质量概念不一致。模拟表明，典型的暗物质粒子轨道延伸到其转向半径的90%左右，这导致在第一轨道和第二轨道上的远心通道超出当前的“维里”半径。在这里，我们描述了如何形成的历史晕可以用来识别那些粒子参加了晕崩溃，但错过了传统的组查找器，因为他们的远程目前的位置。这些粒子被添加到已经由FoF识别的晕的部分。暗晕的校正质量显着更高（中位数质量增加25%），有一个相当大的转变的光环质量函数向新闻和Schechter形式。我们的结论是，有意义的定量比较（半）分析预测晕属性（如质量函数，质量吸积率，合并率，空间集群等）。并且模拟结果将需要在两种方法中使用相同的晕圈定义。
2011-02-28 astro-ph.CO
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
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}$）的尺度上，SCDEW的晕与LCDM有很大的不同。由于WDM组件的高热速度，它们几乎没有任何子结构，并呈现强烈的核心暗物质密度分布。这些密度核心延伸了数百秒差距，与银河系卫星的观测结果非常一致。强耦合模式，由于它们能够匹配大尺度和小尺度上的观测结果，可能是简单LCDM模式的有效替代方案。
2015-10-08 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
Fixing a Rigorous Formalism for the Accurate Analytic Derivation of Halo Properties
我们建立了一个一对一的对应关系维里化晕和它们的种子，即在适当的高斯过滤半径，在初始高斯随机密度场的给定的密度对比度的峰值。这修正了一个严格的形式主义的分析推导晕属性的线性功率谱密度扰动在任何层次宇宙学。所得到的晕的典型球平均密度分布和质量函数与数值模拟结果相吻合。
2014-01-28 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$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
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
Vector modes in $Λ$CDM: the gravitomagnetic potential in dark matter haloes from relativistic $N$-body simulations
我们调查的横向模式的引力和速度场的$Λ$ CDM，使用自适应网格细化广义相对论$N$体代码GRAMSES进行高分辨率模拟的基础上。我们研究了低红移下暗物质速度场中涡度的产生，在一定尺度范围内拟合了其功率谱的形状和演化。通过分析重力磁矢势，这是缺乏在牛顿模拟，在暗物质晕质量范围从$\sim10^{12.5}~h^{-1}{M}_{\odot}$到$\sim10^{15}~h^{-1}{M}_{\odot}$，我们发现，其大小与晕质量，峰值在内部区域。然而，平均而言，它与标量引力势的比值保持相当恒定，低于百分之一水平，随红移近似线性下降，并显示出对晕质量的弱依赖性。此外，我们表明，重力磁加速度在晕峰值朝向核心，并达到几乎$10^{-10}$ $h$ cm/s $^2$在最大规模的晕的模拟。然而，不管晕的质量如何，重力磁力和标准重力之间的比值通常在晕内的$10^{-5}$水平附近，同样没有明显的半径依赖性。这一结果证实，重力磁效应对结构形成的影响可以忽略不计，即使是最大质量的结构，但其在低密度区域的行为仍有待探索。同样，对观测的影响仍有待于今后了解。
2020-12-28 astro-ph.CO
A possible challenge for Cold and Warm Dark Matter
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡佩恩天文研究所）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；Department of Physics, University of Pretoria（比勒陀利亚大学物理系）；Istituto di Radioastronomia, INAF（INAF射电天文研究所）；Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio, INAF（INAF天体物理学与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Sezione di Bologna, INFN（INFN博洛尼部分部）；Department of Physics and Astronomy, University of California Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）
该研究通过引力透镜发现了一个可能由自相互作用暗物质构成的天体，其结构与冷暗物质模型不兼容，可能对暗物质理论产生重大影响。
2026-01-05 astro-ph.CO
Inner cusps of the first dark matter haloes: Formation and survival in a cosmological context
本文通过高分辨率宇宙学缩放模拟研究十二个第一代暗物质晕，发现初始坍缩形成稳定的 $\rho\propto r^{-3/2}$ 内部尖点，并能在并合与晕增长后于最小尺度持续存活。
2022-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
