Correlations of Dark Matter, Gas and Stellar Profiles in Dark Matter Halos
类似质量和红移的晕在它们的微分性质上表现出很大程度的可变性，例如暗物质、热气体和恒星质量密度分布。这种变异性是这些暗物质晕的形成历史的多样性的指标，反映在平均关系的散射耦合。在这项工作中，我们表明，这种耦合的强度取决于测量晕配置文件的规模。通过分析输出的IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟，我们报告的径向和质量依赖的耦合之间的暗物质，热气体，和恒星质量径向密度分布利用人口多样性在暗物质晕。我们发现，对于相同质量的晕，重子和暗物质密度分布的散射在大尺度上是强耦合的（$r>R_{200}$），而气体和暗物质密度分布的耦合在晕核附近逐渐减弱（$r < 0.3 R_{200}$）。然后，我们表明，晕轮廓和积分量之间的相关性诱导半径依赖的添加剂的偏见时，晕的轮廓观测选择的性质，而不是他们的质量。我们讨论了这种效应对星系团丰度和交叉相关宇宙学与多波长宇宙学调查的影响。
2022-05-31 astro-ph.CO
The Galaxy Number Density Profile of Haloes
本文提出一种新的暗晕星系数密度轮廓模型，以替代NFW轮廓，更准确地描述星系偏向暗晕外围的分布，并通过DARKSAGE模拟和SDSS DR10数据验证其能更好地再现晕占据分布和星系两点相关函数。
2023-09-25 astro-ph.CO
Halo growth and the NFW profile
我们进行了一个简单的测试表明，吸积晕增长的内部，并有密度分布，统计上无法区分的晕经历了重大的合并。测试还表明，能力的NFW的分析表达式，以适应密度分布的晕破坏对大质量在任何红移。基于这些结果，我们分析了基于数值数据的一般玩具模型和基于上述两个假设的一个物理模型在极端质量和红移域上的M-c关系，并得到了实验的证实。
2011-06-06 astro-ph.CO
A comprehensive assessment of weak-lensing inferred circular velocity profiles of isolated galaxies
Indian Institute of Technology Hyderabad（印度理工学院海得拉巴分校）
本研究利用三种暗物质轮廓拟合KiDS孤立星系的弱透镜圆速度数据，发现仅伪等温轮廓能适配所有质量区间，NFW和Burkert轮廓均不适用。
2026-09-15 astro-ph.CO
Gravitational lensing properties of isothermal universal halo profile
N体模拟预测，具有不同质量尺度的暗物质晕可以用一个通用的模型Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面来描述。由于重子冷却效应，晕将变得更加集中，并且类似于大范围半径（$\sim 300$ $h^{-1}$ kpc）的等温球。然而，奇异等温球模型必须在大半径处人为截断，因为它延伸到无穷远。我们模型的一个大规模的星系晕作为一个等温球和NFW密度分布的组合。我们给出了不同重子分数下质量浓度的近似值，并给出了这种晕的弱透镜剪切和弯曲的精确表达式。我们比较了奇异等温球和NFW配置文件的透镜特性。我们发现，组合轮廓可以在小半径处产生高阶透镜信号，并且在产生强透镜事件方面更有效。为了将这样的晕轮轮廓与SIS或NFW轮廓区分开，需要结合对小半径和大半径的强透镜约束和弱透镜约束。
2012-12-17 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 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
On the isolated dwarf galaxies: from cuspy to flat dark matter density profiles and metallicity gradients
研究了孤立矮星系球形多分量自引力模型的化学动力学演化。我们比较了它们的演化和没有反馈效应的恒星形成过程。我们发现，最初尖形的暗物质的配置文件随着时间的推移，作为恒星形成的结果，没有任何特殊的调谐条件。因此，在许多矮星中发现的看似扁平的轮廓并不与宇宙学模型预测的尖形轮廓相矛盾。我们还计算了恒星和气体的化学演化，以便与观测数据进行比较。
2010-02-04 astro-ph.CO
Mass function and assembly of dark halos: an approach to inventory isolated overdense regions in random fields
为了达到宇宙密度波动的演化与数值模拟的结果一致的统计描述，我们引入了一个概率条件形式主义（CF）的基础上，在密度随机场孤立的过密区域的库存。这种形式主义是一个有用的工具，同时描述的质量函数（MF）的暗晕，他们的质量聚集历史（MAH）和合并率（MR）。CF以自洽的方式而不是以质量元素的方式关注维里化区域，并且它为各种随机场场提供了经济的描述。在CF的框架内，我们确认，对于高斯场，它是不可能在同一时间复制的MF，MAH，和MR的晕，无论是一个恒定的和移动的障碍。然后，我们开发了一种归纳方法，用于从给定的晕MF描述中约束累积条件概率，因此，使用CF，我们计算了晕MAH和MR。通过将这种方法应用于Tinker等人2008年数值模拟中测量的MF，我们发现，一个合理的解决方案，通过质量守恒论证，如果引入模拟中使用的维里质量的~30%的重新缩放增量和与高斯性的（轻微）偏差，则获得。因此，通过蒙特卡罗合并树得到的MAH和MR现在与数值模拟的预测一致。我们讨论的必要性，重新标度的维里质量的模拟时，与分析方法相比，地面上的物质不考虑作为一部分的晕和晕的质量限制，由于数值。我们的分析支持存在一个弥漫的暗物质的组成部分，没有考虑到在测量的晕MF，因为它不是坍塌结构的一部分。
2013-09-08 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
Effect of small scale density perturbations on the formation of dark matter halo profiles
借助一组玩具N体模型，我们研究了小尺度初始扰动对暗晕内部密度分布的影响。我们发现一个显着的平坦的内斜率$α={d \log ρ\over d \log r}$到$α=-0.5$在一定范围内的尺度和振幅的扰动（而在没有这些扰动的情况下，NFW配置文件与$α=-1$再现）。这种效应可能是形成无尖星系晕的原因。
2012-09-12 astro-ph.CO
Imprint of primordial non-Gaussianity on dark matter halo profiles
利用Dalal { \it et al.}最近提出的半解析模型，研究了原始非高斯性对暗物质晕密度分布的影响.其将初始线性密度场的峰值与暗物质晕的最终密度分布相关联。具有原始非高斯性的模型通常会产生与高斯模型不同的初始密度场。我们利用偏移集理论的路径积分公式计算了非高斯密度场对峰形的修正，导出了非高斯密度场峰的统计特性。在晕轮廓的半解析模型的背景下，目前允许的原始非高斯性值将增加内部暗物质轮廓的形状，但只有在亚百分比水平，除了在最里面的区域。
2013-09-16 astro-ph.CO
The virialization density of peaks with general density profiles under spherical collapse
我们计算的非线性维里化密度，$Δ_c$，从一个任意的初始和最终的密度分布的峰值下的球形塌陷晕。这与$Δ_c$的标准计算相反，该标准计算假定了顶帽轮廓。给出我们的形式主义，一旦提供初始峰的密度轮廓的形状和维里化晕的轮廓的形状，就可以计算非线性晕密度。我们解决了$Δ_c$的Einstein de-Sitter和$Λ$ CDM宇宙中的晕。作为例子，我们考虑幂律的初始配置文件，以及球形平均峰值轮廓计算的高斯随机场的统计。我们发现，根据所使用的配置文件，$Δ_c$是小的几个因素，多达10的因素相比，由标准计算（$\approx 200$）给出的密度。使用我们的研究结果，我们表明，通过过密度阈值识别晕晕的算法，从宇宙学模拟测量的晕质量函数可以增强在所有晕质量的几个因素。当使用数值模拟来评估晕质量函数的分析模型的有效性时，这种差异可能是重要的。
2013-11-21 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mass Profiles
我提供了关于NFW、Einasto、Sersic和其他质量分布的注释，这些质量分布提供了与模拟暗物质晕的良好拟合（S3）。我总结了各种已发表的c（M）关系：晕浓度作为质量（S1）的函数。讨论了维里半径的定义，并给出了在晕圈过密度（S2）的各种定义值之间转换c_vir、M_vir和r_vir的关系。
2010-05-03 astro-ph.CO
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
MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles
准确预测暗物质晕的结构性质是现代宇宙学的基本目标之一。我们使用新的MultiDark宇宙学模拟套件来研究暗物质晕密度分布、浓度和速度各向异性的演化。MultiDark模拟涵盖了1e10 - 1e15Msun的大范围质量和高达50Gpc ** 3的体积。所有模拟中的暗物质晕总数超过600亿。我们发现，为了了解暗物质晕的结构，并作出~1%的密度分布准确的预测，需要认识到，晕浓度是比传统的维里半径的NFW配置文件中的核心半径的比率更复杂。对于质量晕，平均密度分布远离NFW形状，浓度由核半径和Einasto近似中的形状参数α定义。结合不同的红移，质量和宇宙学的结果，我们表明，通过三个阶段的演化晕的进展。(1)它们开始是罕见的密度峰值，经历非常快和几乎径向的下降。这种径向下沉使质量更接近中心，产生高度集中的晕。在这里，晕浓度随着晕质量的增加而增加，并且浓度由具有几乎恒定的核心半径的α参数定义。后来的晕滑入（2）高原区，在那里吸积变得不那么径向，但频繁的合并仍然影响甚至中心区域。现在浓度不依赖于晕质量。(3)一旦吸积速度减慢，晕就会进入浓度-质量关系下降的区域，因为新的吸积堆积了接近维里半径的质量，而核心半径保持不变。我们提供准确的分析适合晕密度分布和浓度的数值结果。
2016-02-03 astro-ph.CO
New catalogue of dark-matter halo properties identified in MICE-GC -- I. Analysis of density profile distributions
弱引力透镜对暗物质晕质量的约束可以通过使用关于其密度分布形态的额外信息来显着改善，从而导致来自晕质量函数的更严格的宇宙学约束。这项工作是第一个两个，我们调查的准确性晕形态和质量测量的2D和3D。为此，我们确定了几个晕物理性质的MICE-Grand挑战暗物质唯一的模拟。我们提出了一个公开的目录，这些属性，包括密度分布和形状参数测量的2D和3D，晕中心的3D密度分布的峰值，以及重力和动能和角动量矢量。密度分布计算使用球形和椭球形的径向箱，考虑到晕的形状。我们还提供了晕浓度和质量来自拟合的2D和3D密度分布使用NFW和Einasto模型晕超过$1000$颗粒（$\gtrsim 3 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$）。我们发现，Einasto模型提供了更好的拟合相比，NFW，无论晕弛豫状态和形状。从2D分布拟合得到的3D密度分布的质量和浓度参数通常是有偏差的。当约束质量和浓度使用弱透镜叠加分析时，也会得到类似的偏差。我们发现，这些偏差依赖于在拟合过程中采用的径向范围和密度剖面模型，但不是晕的形状。
2022-05-13 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
Effects of baryons on the gravitational redshift profile of ΛCDM halos
引力红移和其他相对论效应开始在星系团的背景下进行研究。Wojtak等人和其他人在星系团红移剖面中以及Alam等人在星系群的互相关联函数中测量到了与广义相对论中预期的一致的畸变。在低于~20 Mpc的尺度上，$h$模拟表明引力红移比其他效应占主导地位。然而，这种信号与引力势的形状和深度有关，因此与星系和星系团中的物质密度有关。我们研究了重子物理对大质量（群和团大小）晕的引力红移剖面的影响。我们比较了从MassiveBlack-II宇宙流体动力学模拟和同一模拟的仅暗物质版本中获得的晕中不同组分的剖面。我们发现，包含重子，冷却，恒星形成和反馈显着改变相关的内部密度分布。这些重子效应导致整体增加的引力红移和横向相对论性多普勒效应高达~50%的群大小晕。我们将展示如何修改纳瓦罗弗伦克白晕配置文件可以用来参数化这些差异，并提供相关的晕配置文件适合。
2019-01-17 astro-ph.CO
Dependence of the outer density profiles of halos on their mass accretion rate
我们提出了一个系统的研究的密度分布LCDM晕，集中在外部区域，0.1 < r/Rvir < 9。我们发现，在半径r > 0.5 R200 m处，给定峰高的晕样品的中值和平均轮廓与文献中先前讨论的通用分析轮廓（如Navarro-Frenk-White和Einasto轮廓）存在显著偏差。特别是，在这些半径的对数斜率的中值密度分布的大规模或快速吸积晕陡峭比预测更急剧。剖面最陡斜率出现在r ~ R200 m处，其绝对值随峰高或质量增长率的增大而增大，最陡斜率可达-4，且斜率更陡。重要的是，我们发现当半径被R200 m重新标度时，在r > R200 m处的最外密度分布是显著自相似的。这种自相似性表明相对于平均密度定义的半径是优选的，用于描述外部轮廓的结构和演变。然而，当半径由R200 c重新缩放时，内部密度分布是最自相似的。我们提出了一个新的拟合公式，它描述了由峰高或质量吸积率选择的晕样品的中值和平均轮廓，在我们研究的所有半径，红移和质量下，精度< 10%，r < 9 Rvir，0 < z < 6 and Mvir >1.7E10 Msun/h。我们讨论了上述轮廓特征的观测特征，并表明在未来的大质量星系团弱透镜分析中应该可以检测到外部轮廓的陡峭化。这样的观测结果可以用来估计星系团晕的质量吸积率。
2014-06-10 astro-ph.CO
Getting the tiger by the tail: Probing the turnaround radius of structures with outer halo density profiles
本文提出一种基于球形坍缩的半解析方法，利用外部暗物质晕密度轮廓的普适几何特征来探测和测量结构的转向半径。
2024-06-05 astro-ph.CO
The Effect of a Single Supernova Explosion on the Cuspy Density Profile of a Small-Mass Dark Matter Halo
一些星系的观测，特别是矮星系，表明核心密度分布的存在与暗物质N体模拟预测的尖点分布明显矛盾。我们构建了一个分析模型，使用粒子分布函数（DFs），以显示超新星（SN）爆炸如何可以将小质量暗物质晕中的尖点密度轮廓转换为核心。考虑到SN有效地从第一晕的中心去除物质的事实，我们研究了通过SN扰动的DF质量去除的效果。我们发现，从一个尖点到核心配置文件的转换是存在的，即使是小到0.5%的总能量的晕，可以产生由一个单一的SN爆炸所造成的物质驱逐的变化。
2011-04-14 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Inferring Gravitational Potentials from Mass Densities in Cluster-sized Halos
我们使用N体模拟来量化如何在集群大小的晕的逃逸速度映射到引力势在一个LambdaCDM宇宙。利用球形密度-势对和泊松方程，我们发现，物质密度推断的引力势剖面预测的逃逸速度剖面，对于群和星团大小的晕（10^13 < M_200 < 10^15 M_sun，相对于临界密度），精度在百分之几以内。从核心外到维里半径外都是准确的。我们明确地将一个宇宙学常数的重要性时推断的潜在的泊松方程。我们考虑了三种密度模型，发现Einasto和Gamma剖面比Navarro，Frenk和White剖面提供了更好的密度和势剖面的联合估计，而Navarro，Frenk和White剖面不能准确地表示逃逸速度。对于单个晕，测量的逃逸速度和密度推断的电势分布之间的1 σ分散很小（<5%）。最后，虽然子晕显示15%的偏差，在他们的代表粒子的速度分散配置文件，子晕逃逸速度配置文件相匹配的暗物质逃逸速度配置文件，以高精度，没有证据表明速度偏差以外的0.4r_200。
2016-12-16 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
Statistical ensembles of virialized halo matter density profiles
我们定义和研究统计合奏的物质密度分布描述球对称的，维里化的暗物质晕的有限程度与给定的质量和总引力势能。我们的合奏只包括空间自由度，微观状态是一个球对称的物质密度函数。我们提供了巨正则配分泛函的精确解，并证明了它与微正则系综的等价性。我们分析得到的平均配置文件，对应于绝大多数的微观国家。所有这些配置文件有一个无限深的势阱，与奇异的等温球在无限的温度极限。维里半径大于引力半径的系统表现出有限部分能量在中心的局部化。如果将势阱的最大深度设为一个上限，则在任何质量和能量下，NFW晕的统一性的通用对数内斜率被预测。在这种情况下，统计学上有利的平均曲线与NFW曲线比较良好。对于非常巨大的晕，这个协议变得精确。
2013-04-18 astro-ph.CO
Strong orientation dependence of surface mass density profiles of dark haloes at large scales
我们研究了表面质量密度分布的依赖性，这可以直接测量弱引力透镜，晕相对于视线方向的方向，使用一套$N$体模拟。我们发现，当晕的主轴与视线方向对齐时，表面质量密度分布具有比所有晕方向上的平均值更高的振幅，在我们研究的从$0.1$到$100\,\mathrm{Mpc}/h$的所有尺度上。虽然在小尺度的取向依赖性归因于晕三轴性，我们的研究结果表明，甚至更强的取向依赖性，在所谓的两晕制度，高达$100\,\mathrm{Mpc}/h$。两个晕项的取向依赖性很好地近似于振幅的乘法移位，因此近似于晕偏置参数值的移位。根据视角，来自双晕项的晕偏差可被高估或低估达$\sim 30 \%$，这转化为估计的晕质量的偏差达晕偏差测量的两倍。在大尺度上的取向依赖性源于各向异性晕物质相关函数，它具有椭圆形状，$\sim 0.55$的轴比高达$100\, \mathrm{Mpc}/h$。我们讨论了晕取向偏差对其他观测量的潜在影响，如光学选择的集群样本和类星体等大尺度结构示踪剂的聚类分析。
2018-04-11 astro-ph.CO
Co-orbiting planes of sub-halos are similarly unlikely around paired and isolated hosts
在基于暗物质的宇宙学模拟中，子晕倾向于近似各向同性地分布在它们的宿主周围。因此，卫星星系的高度扁平、共轨平面的存在被认为是这些宇宙学模型的一个可能问题，但迄今为止的研究还没有考虑宿主的环境。现在已知的卫星平面围绕着本星系群中的两个主要星系，这提出了一个问题，即它们是否更有可能围绕着成对的宿主。在第一次尝试调查这种可能性，我们专注于11个最明亮的卫星星系的巨大的极地结构（VPOS）周围的银河系（MW）的扁平和轨道的连贯性。我们寻找VPOS类似物的ELVIS宇宙学模拟套件，其中包括24对和24个孤立的主机晕。我们没有发现显着差异的子晕分布周围配对和孤立的主机的属性。观测到的扁平化和观测到的轨道排列，每一个都只有0.2%至2%的成对和孤立系复制，这些系统包括随机取向的星系盘遮蔽的卫星。在所有4800个分析的实现中，只有一个（0.02%）同时再现了这两个参数，但是这个子晕系统的平均轨道极点与所观察到的平面拟合的法线并不一致。MW是一个星系对的一部分，因此，如果卫星星系被确定为在无耗散模拟中发现的子晕，则无助于解释VPOS的存在。
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outer profile of dark matter halos: an analytical approach
暗物质晕外密度剖面的陡化特征指示了反溅半径，近年来引起了人们的广泛关注。可能的观测探测甚至已经对星系团进行了。从理论上讲，Adhikari等人通过计算暗物质壳层穿过具有NFW轮廓的不断增长的暗物质晕的二次下落轨迹，估计了回溅半径的位置。然而，由于他们强加了晕轮廓的形状，而不是根据暗物质壳层的轨迹来计算，他们无法提供回溅半径周围暗物质轮廓的完整形状。我们通过将Fillmore \& Goldreich的自相似球形坍缩模型推广到$Λ$ CDM宇宙来改进这一点。这使我们能够计算的暗物质晕轮廓和轨迹同时从质量吸积的历史。我们的溅回位置的结果同意与Adhikari等人定性，但在大质量吸积率的小的定量差异。提出了各种形式的回溅半径$R_{\rm sp}$的新拟合公式，包括$R_{\rm sp} / R_{\rm 200c}$和$R_{\rm sp} / R_{\rm 200m}$的比值。数值模拟得出了一个令人困惑的发现，即回溅半径与$R_{\rm 200m}$很好地成比例，而与$R_{\rm 200c}$不成比例。我们追踪的起源，这是相关的增加$Ω_{\rm m}$和平均晕质量吸积率增加红移。
2016-06-13 astro-ph.CO
Extended Hot Halos Around Isolated Galaxies Observed in the ROSAT All-Sky Survey
我们把一般的限制的光度和质量的热X射线发射气体居住在附近的大质量星系周围的扩展的“热晕”。我们研究堆叠图像的2165星系从2 MASS非常孤立的星系目录（2 MVIG），以及该样本的子集的基础上星系形态和K波段光度。我们探测到的X射线辐射在高置信度（范围高达近10σ）的每个子样本的星系。在50 kpc范围内，L_X的平均值为1.0 \pm 0.1（统计）\pm 0.2（系统）× 10^40 erg/s，尽管早型星系的亮度是晚型星系的两倍多。使用空间分析，我们还发现了七个子样本中的五个（完整样本，发光星系，早期星系，发光晚期星系和发光早期星系）的扩展发射证据，置信度分别为92.7%，99.3%，89.3%，98.7%和92.1%。一些额外的证据也支持这一结论，并表明约1/2的总排放量是延长的，约1/3的延长排放量来自热气体。对于明亮星系的样本，它有最强的证据证明扩展发射，在50千秒差距内，平均热气质量为4 × 10^9兆太阳，隐含的吸积速率为0.4兆太阳/年。
2012-12-07 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$Λ$ CDM宇宙学中的预测轮廓近似地由Einasto轮廓描述，这意味着它没有尖点，而是有一个核心，其中内部斜率缓慢地收敛到零。下降到百分之一的总半径，配置文件有正确的NFW和Einasto的形式，接近后者下降到一个半径约4个数量级less. the模型的内部一致性意味着，晕的密度配置文件海港没有信息，他们过去的聚集历史。这就解释了为什么大的合并不会改变SI形成的维里化天体的典型密度分布，也不会使基于这种形成的峰值形式主义失效。
2012-07-09 astro-ph.CO
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
An emulator-based halo model in modified gravity -- I. The halo concentration-mass relation and density profile
在这一系列的论文中，我们提出了一个基于模拟器的晕模型的非线性星系团在修改后的重力宇宙学。在第一篇论文中，我们提出了以下晕性质的仿真器：晕质量函数，浓度-质量关系和晕物质交叉关联函数。仿真器的训练数据提取的\textsc{FORGE}和\textsc{BRIDGE}套件的$N$体模拟，分别为两个修改的重力（MG）理论：$f(R)$重力和DGP模型，改变三个标准的宇宙学参数$Ω_{\mathrm{m0}}, H_0, σ_8$，和一个MG参数，无论是$\bar{f}_{R0}$或$r_{\mathrm{c}}$。我们的光环属性仿真器在独立的测试数据集上实现了$\lesssim 1\%$的精度。我们表明，仿真器可以结合星系晕连接处方准确地预测星系星系和星系的物质关联函数使用晕模型框架。
2023-01-08 astro-ph.CO
Deep Surface Brightness Profiles of Spiral Galaxies from SDSS Stripe82: Touching Stellar Halos
利用SDSS Stripe 82的数据，我们获得了7个从正面到中间倾斜的晚型螺旋的深径向表面亮度剖面，其亮度在r '波段的范围内一直到\sim 30 mag arcsec^-2。我们没有发现任何证据表明，光盘的光分布的急剧切断，但顺利延续到星系的恒星晕。恒星晕在\sim 28等角秒^-2处开始影响星系的表面亮度轮廓，径向距离为\sim 4-10内标度长度。我们发现，从恒星晕的光的贡献可能是负责以前的分类的表面亮度轮廓为III型晚型星系。为了估计恒星晕光对星系总光的贡献，我们对所有分量进行了相似拟合，进行了Bulge/Disk/Stellar Halo分解。晕光对星系总光的贡献从~ 1%到~ 5%不等，但在正在进行的合并中，晕光的比例可以高达~ 10%，与星系的光度无关。我们还探索了我们星系的恒星晕的积分（g '-r'）色。我们发现（g '-r'）颜色范围从~ 0.4到~ 1.2。通过用模型预测来面对这些颜色，我们遇到了用传统IMF将我们非常红的颜色拟合到恒星星族网格上的问题。非常红的晕颜色可以归因于由底重的IMF产生的低到中等金属丰度的非常低质量的恒星所占的恒星星族。
2012-04-13 astro-ph.CO
From inflation to dark matter halo profiles: the impact of primordial non-Gaussianities on the central density cusp
本研究通过无碰撞模拟和稀疏度分析考察小尺度强局域PNG对暗物质晕轮廓的影响，发现负$f_{\rm NL}$下NFW不再是稳定吸引子，而$z=1$晕最能保留PNG信息。
2024-04-07 astro-ph.CO
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
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Measurement of the halo bias from stacked shear profiles of galaxy clusters
我们提出的观测证据的2-halo项的堆叠剪切剖面的约1200个光学选择的星系团的基础上成像数据和公共剪切目录从CFHTLenS。我们发现晕偏置是对星系团周围物质相关分布的一种度量，它与星系团质量具有振幅和相关性，这与基于LCDM标准宇宙学模型的预言非常吻合.质量浓度关系是平坦的，但高于理论预测。我们还证实了星系团的光学丰度与其质量之间密切的标度关系。
2014-02-19 astro-ph.CO
On the universality of density profiles
我们使用Del Popolo（2009）描述的二次下落模型，考虑了动力学摩擦、有序和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质重子相互作用的影响，研究了有和没有重子（重子+DM和纯DM）的弛豫LCDM暗物质（DM）晕的内斜率如何依赖于红移和晕质量。我们应用引用的方法对星系尺度和星系团尺度的结构。我们发现，含有重子的暗物质晕的内对数密度斜率与晕质量和红移有显著的依赖关系，斜率范围从矮星系的0到M = 10^13M_solar的0.4和M = 10^15M_solar星系团的0.94。结构斜率随着红移的增加而增加，这种趋势减少了从星系到星系团的变化。在仅由暗物质构成的密度分布的情况下，斜率对质量和红移的依赖性非常小。在最后一种情况下，我们使用了Merrit等人（2006）的分析，他们将N体密度分布与各种参数模型进行了比较，发现分布形状随晕质量的系统变化。最后的分析表明，我们的模型获得的星系大小的晕有不同的形状参数，即不同的质量分布，比集群大小的晕，获得相同的模型。本文的结果反对由暗物质和重子构成的密度剖面的普遍性，并证实了暗物质晕的剖面形状随晕质量的系统变化的说法。
2010-12-20 astro-ph.CO
Non--power law behavior of the radial profile of phase--space density of halos
利用Del Popolo（2009）引入的模型，考虑了动力学摩擦、有序角动量和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质相互作用的影响，研究了含有和不含有重子（重子+DM和纯DM）的$Λ$ CDM暗物质晕的赝相空间密度$ρ(r)/σ^3(r)$.我们研究了$ρ(r)/σ^3(r)$的径向依赖性超过9个数量级的星系和星系团尺度的结构半径。我们发现，$ρ(r)/σ^3(r)$是近似的幂律仅在晕半径的范围内解决目前的模拟（下降到0.1%的维里半径），而它有一个非幂律行为低于引用的规模，与内部轮廓随质量变化。对于由暗物质和重子组成的晕，非幂律行为更为明显，而仅由暗物质组成的晕，其角动量被选择为再现Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，其特征在于近似幂律行为。本文的结果导致得出结论，NFW类型的密度分布与$ρ(r)/σ^3(r)$的幂律行为相容，而那些向晕中心变平的密度分布，如Del Popolo（2009）或Einasto分布或Burkert分布中发现的密度分布，不能产生在所有半径处均为幂律的伪相空间密度的径向分布。这些结果反对赝相空间密度的普适性，因此也反对由暗物质和重子构成的密度分布的普适性，正如Del Popolo（2009）所讨论的那样。
2011-12-18 astro-ph.CO
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fitting functions for a disk-galaxy model with different LCDM-halo profiles
我们提出了一个适应的标准场景的磁盘星系形成的和谐LCDM宇宙学的目的是推导出解析表达式的尺度长度和旋转速度的现今磁盘内形成四个不同的，宇宙学动机原星系暗物质晕密度配置文件。我们调用一个标准的星系形成模型，其中包括维里平衡的球形暗晕，气体冷却过程中的特定角动量守恒，和绝热晕响应的气体流入。中心星盘的平均质量分数和质光比被视为自由参数，其值被调谐到与观测到的星系的大小-光度和圆速度-光度关系的零点相匹配。我们提供了在Einasto r^{1/6}、Hernquist、Burkert和Navarro-Frenk-White暗物质晕中形成的圆盘的特征尺寸和旋转速度的解析公式。这些表达式同时匹配所观察到的零点和斜率的不同的相关性，可以建立在RVL空间的盘星系的星系和恒星形成效率的合理值。
2010-05-05 astro-ph.CO
Density profiles and voids in modified gravity models
我们研究了在一个修改后的重力模型，其中重力一般是强或弱的大尺度上的空洞的形成。我们发现，空洞丰度提供了补充信息晕丰度：如果归一化的CMB，模型与较弱的大尺度重力有较小的大尺度功率，更少的大规模晕和更少的大空洞，虽然缩放不完全退化与$σ_8$。我们的研究结果表明，除了他们的丰度，晕和空隙密度分布也可能提供有趣的限制，这样的模型：更强的大尺度重力产生更集中的晕，和更薄的空隙壁。这可能会影响通常假设将星系团观测值转换为晕质量的标度关系，可能使这些也成为有用的引力探测器。
2009-11-10 astro-ph.CO
The initial conditions and evolution of isolated galaxy models: effects of the hot gas halo
我们构建了几个银河系的星系模型，包含气体晕（以及气体和恒星盘，暗物质晕，恒星隆起）以下的等温或NFW密度分布与不同的质量和初始自旋。此外，在一些模拟中还测试了与恒星形成相关的银河风。我们使用GADGET-3 $N$ -体/流体动力学模拟代码来发展这些孤立星系模型，特别注意气体晕对演化的影响。我们发现，模型的演变强烈影响所采用的气体晕组件。没有气体晕的模型显示，在模拟开始时，恒星形成率（SFR）增加了数亿年，然后在3 Gyr运行结束时，恒星形成率持续下降。另一方面，在具有气体晕的模型中，SFR要么在整个模拟过程中相对平坦，要么在十亿年内增加，然后减少到最后。具有更集中的NFW气体晕的模型比具有相等质量的等温气体晕的模型显示出总体更高的SFR。从晕到盘上的气体吸积也发生在NFW气体晕的模型中，然而，这被证明主要发生在盘的内部，除非气体晕在中心部分具有非常高的密度，否则对恒星的形成没有显着的贡献。气体晕的旋转被发现，使SFR较低的模式。在运行中，包括银河风的SFR被发现低于相同的运行，但没有风。我们的结论是，热的气体晕对星系演化的影响通常是太显着的，不能简单地忽略，并期望更多的流体动力学过程中的星系可以理解通过数值模拟采用气体盘和气体晕组件。
2012-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the outer density profile of dark matter halo in Andromeda galaxy
最近在仙女座星系（M31）晕中观测到的大尺度暗物质结构为研究M31外冷暗物质（CDM）晕的结构提供了一个有吸引力的窗口。利用N体模拟方法研究了吸积中的卫星星系与M31星系的相互作用，得到了CDM晕的质量密度分布。我们找到了M31中CDM晕外密度分布再现仙女座巨星流和M31东西两侧壳层的充分条件。结果表明，M31外暗物质晕的密度分布比基于CDM模型的结构形成理论的预测陡。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Varying alpha from N-body Simulations
我们研究了Bekenstein-Sandvik-Barrow-Magueijo（BSBM）模型的精细结构常数α的空间和时间变化，借助于全N体模拟，该模拟明确地和自洽地解决了驱动α演化的标量场。我们专注于暗物质晕内的标量场（或等效的α），发现标量场的轮廓基本上是独立的BSBM模型参数。这意味着，给定孤立晕的密度分布和标量场的背景值，我们可以精确地确定该晕中的标量场扰动。我们还推导出一个解析表达式的标量场扰动使用Navarro-Frenk-White晕配置文件，并表明，它同意以及与数值计算结果，至少对于孤立的晕;对于非孤立的晕，这种预测不同于数值计算结果的（几乎）恒定的偏移取决于环境的晕。
2010-09-07 astro-ph.CO hep-ph
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
Measuring the mass and concentration of dark matter halos from the velocity dispersion profile of their stars
我们使用的IllustrisTNG（TNG）宇宙学，星系形成的流体动力学模拟测量银河系质量，星系群和集群规模的暗物质晕的速度色散剖面的暗物质和恒星粒子。从暗示踪剂和亮示踪剂计算的平均剖面形状相似，在平均剖面周围表现出很大程度的晕-晕散射。所谓的“回溅”半径界定了晕的外边界，并表现为速度色散剖面中的扭结，平均位于$\sim 1.0-1.5r_{200m}$之间，其中$r_{200m}$是半径，在该半径内，晕的封闭密度等于该红移处宇宙平均背景密度的200倍。有趣的是，我们发现，这个位置也可以确定为半径（堆叠）速度色散曲线下降到60%的峰值（恒星和暗物质粒子在TNG晕的视线运动）。我们进一步表明，在速度色散分布的散射可能是由于主机晕的组装历史的变化。特别地，这将剖面分成两个区域：一个区域在$\sim0.1r_{200m}$内，其中速度色散的分散由晕的早期组装历史设定，另一个区域在该半径之外，其中速度色散的分散受其后期组装的影响更强烈。最后，我们表明，一个双参数模型可以用来拟合测得的速度弥散分布和拟合参数可以直接关系到两个基本的晕属性：质量和浓度。我们描述了一个简单的模型，使我们能够表达恒星的速度色散曲线的质量和浓度的主机晕作为唯一的自由参数。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Density and Pseudo-Phase-Space Density Profiles of CDM halos
宇宙学N体模拟表明，冷暗物质晕的球平均密度分布可以用Einasto分布精确描述，其对数斜率为指数可调的幂律，γ=dlnρ/dlnr ^α$。CDM晕的赝相空间密度（PPSD）分布也显示出明显的规律性，并可用简单的幂律Q（r）=ρ/σ^3 ~ r^-χ来近似。我们表明，这是预期从动力学平衡的考虑，因为牛仔裤方程预测，伪相空间密度分布的Einasto晕应该类似于幂律在很大范围内的半径。对于典型的CDM晕的α值，平衡晕的内部Q分布仅在非常接近中心的地方显著偏离幂律，并且需要极高分辨率的模拟来明确地检测这种偏离。我们使用的合奏晕从千禧-II模拟研究这两个替代品描述最好的质量分布的CDM晕。我们的分析表明，在最佳模拟的分辨率下，Einasto和幂律PPSD曲线（分别具有可调指数α和χ）对模拟提供了同样可接受的拟合。要全面了解CDM晕的结构，需要了解表征偏离自相似性的形状参数（如α或χ）如何由演化历史、环境或初始条件决定。
2011-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Earth-mass haloes and the emergence of NFW density profiles
我们模拟中性伴子暗物质（$χ$ DM）晕从它们最初的崩溃，在$\sim$地球质量，高达百分之几的太阳。我们的研究结果证实，第一晕的密度分布由$\sim r^{-1.5}$幂律描述。随着晕质量的增长，它们的密度分布也会发生显著的变化。在中心区域，它们变浅，平均达到$\sim r^{-1}$，即NFW剖面的渐近形式。使用非宇宙学控制的模拟，我们观察到，在引力势的时间变化所造成的主要合并导致变浅的内部配置文件。这种转换是更显着的较浅的初始配置文件和合并系统的数量较多。根据合并的细节，所产生的配置文件可以比NFW在其内部区域更浅或更陡。有趣的是，当曲线由内斜率为$-1$的破幂律曲线（如NFW或Hernquist曲线）给出时，合并的影响要弱得多。这为NFW样轮廓的出现提供了一个解释：在它们最初的崩溃之后，$r^{-1.5}$ $χ$ DM晕遭受大量的主要合并，这逐渐使轮廓变浅。一旦建立了类似NFW的配置文件，随后的合并就不再更改配置文件。这表明，晕轮廓并不是普遍的，而是（1）微晕形成的物理学和（2）它们早期的合并历史的结合-两者都由暗物质粒子的性质决定-以及（3）NFW样轮廓对扰动的弹性。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Angular Momentum on Halo Profiles
由N体模拟提供的DM晕密度分布的近普遍性已被证明对总质量密度、功率谱和某些形式的初始速度色散的变化是鲁棒的。在这封信中，我们研究了相干旋转一个孤立的DM只有祖晕结构的影响。自旋在模拟平均值（$λ\lesssim 0.20$）的几个标准偏差内的晕产生的轮廓与通用形式的偏差可以忽略不计。只有当自旋变得相当大（$λ\gtrsim 0.20$）时，偏离才变得明显。角动量分布也呈现出一种近似普适的形式，在$λ\lesssim 0.20$以下与晕自旋无关。还观察到这些流行病之间的相关性和存在一个强大的酒吧在男性化的光环。这些棒状结构与无转动极限下的径向轨道不稳定性有相似之处。
2016-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center
虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
