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 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
Triaxial collapse and virialisation of dark-matter haloes
我们重新考虑椭球坍缩模型，并以两种方式扩展它：我们修改了外部引力剪切场的处理，引入了线性和非线性演化之间的混合模型，我们引入了一个维里化标准，来自张量维里定理，以取代特设标准迄今为止。我们计算的崩溃参数三角洲_c和三角洲_v，并发现它们增加与椭圆率e和减少与prolaticity p。我们边缘化他们在适当的分布e和p和显示边缘化的结果作为晕质量和维里化红移的函数。虽然外部剪切的混合模型给出的结果非常类似于从非线性模型中获得的结果，但椭球体坍塌通常会使坍塌参数改变（20…50）%，在某种程度上增加减少晕质量和减少维里化红移。我们定性地证实了δ_c的拟合公式对质量和维里化红移的依赖性，但发现特别是在低质量和高红移时有明显的定量差异。导出的质量函数与最近文献中提出的质量函数吻合得很好。
2010-09-01 astro-ph.CO
Ellipsoidal halo finders and implications for models of triaxial halo formation
我们描述了一种算法，用于确定椭球晕在数值模拟，并量化如何得到的估计晕质量和形状不同的球形晕发现者。当与椭球体配合时，光晕变得更长，这种差异在更非球面的物体上最为明显。虽然椭球体的质量系统较大，这是小于10%的大多数晕。然而，即使是这种微小的质量差异也对应着形状上的显著差异。我们还量化了这些影响的初始质量和变形张量，大多数模型的三轴倒塌的基础上。通过对初始条件下原晕性质的研究，发现在拉格朗日空间中用变形张量的三个正特征值来识别原晕的模型只有在质量远大于$M_*$时才成立。几乎任何原晕内的过密度$δ$都大于与球形坍缩相关的临界值（随着质量的减小而增加）;这与模型的定性一致，模型识别的晕要求坍缩发生在所有三个主轴上，每个主轴在不同的时间从宇宙膨胀转向。初始值的分布与最简单的预测与椭球崩溃，假设最初的球形原生晕，周围的随机位置，这是足够的过度密集崩溃。然而，大多数原晕不是球形的，随着原晕质量的减少，偏离球形的情况也会增加。[删节]
2013-03-17 astro-ph.CO
Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations
我们提出了模拟DensePak积分场单位（IFU）的速度场，旋转曲线，和晕适合盘星系形成的球形和三轴尖状暗物质晕，球形核心暗物质晕。模拟的星系在各种现实条件下进行“观察”，以确定如何以及底层的暗物质晕可以恢复和测试的假设，尖状晕可以被误认为核心晕。我们发现，速度场的外观是明显不同的基础晕类型。我们还发现，我们可以成功地恢复参数的基础暗物质晕。尖状晕在数据中显示为尖状，带芯晕显示为带芯。我们的研究结果表明，在真正的暗物质占主导地位的星系中使用高分辨率速度场观察到的核心是真实的，不能归因于系统误差，晕三轴，或非圆运动。
2011-03-09 astro-ph.CO
Interaction between collisionless galactic discs and nonaxissymmetric dark matter haloes
使用$N$ -体模拟（$N\sim 10^6 - 10^7$），我们研究了如何非轴对称暗晕影响的结构在碰撞（恒星）光盘的动力学演化。我们演示了模型参数，如晕的质量，初始条件在光盘和晕轴比的影响形态和运动学的恒星盘。我们发现，一个非轴对称的晕可以产生一个大规模的螺旋密度图案嵌入恒星盘。这种模式在圆盘旋转的许多时期都可以观察到，即使圆盘在引力作用下是超稳定的。螺旋臂的增长并不伴随着显着的动态加热的磁盘，无关的初始参数。我们还研究了由盘中的长寿命螺旋图案驱动的暗晕形状的转变。我们表明，在恒星盘和螺旋图案中的速度场的分析给了我们一个可能性，找出空间方位的三轴形的暗晕和测量的三轴度。
2013-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar formation and evolution in disc galaxies with gas and a triaxial halo: Morphology, bar strength and halo properties
我们遵循的形成和演化的酒吧在N体模拟的盘星系与气体和/或三轴晕。我们发现相对气体含量和晕形状对坝的形成和演化都起着重要作用。在富含气体的模拟中，圆盘保持近轴对称的时间比缺乏气体的圆盘长得多，而且，当棒开始生长时，它的速度要慢得多。由于这两种效应的结合，大规模的酒吧形成后，在丰富的气体比在气体贫乏的磁盘。这可以解释在大质量的红色盘星系中，棒比在蓝色螺旋星系中更早出现的现象。我们还发现，在酒吧区的形态特征的强烈影响的气体分数。特别是，在模拟结束时的酒吧是在富含气体的情况下弱得多。我们没有看到酒吧被毁。晕三轴度对杆件强度有双重影响。在模拟的早期阶段，它诱导酒吧形成开始较早。另一方面，在后期，长期的演化阶段，三轴晕导致相当少的增加酒吧的强度比球形的。光环的形状随着时间的推移而发生相当大的变化。内晕圈部分可以变得更细长或更球形，这取决于棒强度。初始三轴晕的主体向球形演化，但在初始强三轴的情况下，它停止成为球形。部分被晕吸收的角动量会产生相当大的晕粒子旋转，这些粒子长时间保持在相对靠近圆盘的位置。另一部分产生晕体旋转，这与酒吧相反，随着时间的推移，但保持小。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Super-NFW model: an analytic dynamical model for cold dark matter haloes and elliptical galaxies
提出了一个小半径$ρ\sim r^{-1}$和大半径$ρ\sim r^{-3.5}$的解析星系模型。渐近密度下降比Hernquist模型慢，但比暗物质晕的Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓快，因此与宇宙学模拟的最新证据一致。该模型在双正交基函数展开式中提供了零阶项，这意味着可以很容易地添加轴对称、三轴和不平衡的扭曲（很像Hernquist模型本身，它是Hernquist-Ostriker展开式的零阶项）。球模型的属性，包括解析分布函数是各向同性，径向各向异性或切向各向异性，进行了详细讨论。提供了宇宙晕的质量浓度关系的模拟。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin and Modelling of Cold Dark Matter Halo Properties: IV. Triaxial Ellipticity
由于对先前提交的两份文件进行了重新安排，本文件已被撤回。关于暗物质晕的三轴形状的理论工作的新版本可以在ArXiv astro-ph list（CO）中找到，编号为1104.2905
2012-02-23 astro-ph.CO
The clustering of barred galaxies in the local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了棒星系的成团特性。我们使用Gadotti（2009）中描述的方法对近1000个星系进行了详细的结构分解，计算了投影红移空间两点交叉关联函数w_p（r_p）。样本包括286个棒星系。类似恒星质量的棒星系和无棒星系的集群在所有探测尺度（~ 20 kpc-30 Mpc）上都无法区分。即使样本仅限于g-i颜色更蓝的酒吧（因此年龄更小），这一结果也成立。我们的结果也不会改变，如果我们分裂我们的样本棒星系根据酒吧总光度比，酒吧boxyness，有效表面亮度，长度，或形状的表面密度分布在酒吧。有一个暗示，红色，椭圆形的酒吧更强烈的集群比红色和不太椭圆形的酒吧，规模>~ 1 Mpc，虽然统计学意义不高。我们的结论是，没有显著的证据表明酒吧是合并或相互作用的产物。我们尝试性地解释了更强的集群的椭圆酒吧的证据表明，它们位于更古老的星系，其中居住在更大规模的晕。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A look to the inside of haloes: a characterisation of the halo shape as a function of overdensity in the Planck cosmology
在本文中，我们研究了从一组宇宙学N体模拟中提取的大范围质量的暗物质晕的三轴性质。我们测量的形状在不同的距离晕中心（其特征在于不同的过密度阈值），在三维和二维。我们讨论了如何晕三轴度增加的质量，红移和距离晕中心。我们还研究了不同的椭球体的方向是如何相互对齐的，以及不同维里配置的晕的内部形状的梯度是什么。我们的研究结果强调，内部的晕保留暴力的形成过程的记忆，保持主轴朝向的优先方向的下落的材料，而外部变得更圆，由于连续的各向同性合并事件。这种效应在最近形成的高质量晕中非常明显，而在低质量晕中则更加模糊。我们提出了简单的分布，可用于各种质量重建算法的先验，在不同的波长下工作，以恢复一个更复杂和现实的暗物质分布的孤立和放松的系统。
2016-11-25 astro-ph.CO
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time
我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。
2014-07-10 astro-ph.CO
Rotation of classical bulges during secular evolution of barred galaxies
棒驱动的长期演化在改变盘星系的形态和运动学方面起着关键作用，导致快速旋转的方形/花生状凸起的形成。如果这些盘状星系也有一个先前存在的经典核球，那么长期演化将如何影响经典核球，以及观测性质。我们首先研究的酒吧和一个预先存在的非旋转的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系的共同演化。它与N体模拟表明，在长期的演变过程中，这样的凸起可以获得显着的角动量发出的酒吧通过共振和随机轨道。因此，它变成了一个圆柱形旋转，各向异性和三轴物体，嵌入通过磁盘不稳定性形成的快速旋转的方形凸起中（Saha等人，2012）。复合的方形/花生状凸起也以圆柱形旋转。然后，我们表明，酒吧的增长只略有依赖于预先存在的经典凸起的旋转特性。对于最初旋转的小的经典凸起，由此产生的复合方形/花生状凸起中的圆柱旋转延伸到较低的高度（Saha & Gerhard 2012）。更大质量的经典凸起也获得了由棒发射的角动量，在大约4 Gyrs内引起了令人惊讶的大旋转支持（Saha等人准备）。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation structure of dark matter halo properties
我们调查九个不同的暗物质晕属性之间的相关性，使用秩相关分析和主成分分析的样本跨越五个数量级的质量晕。我们认为质量和浓度，年龄，relaxedness，球形度，三轴度，子结构，自旋和环境，其中后者的定义方式，使其不敏感的质量无量纲的措施。我们发现浓度是最基本的性质。除环境外，所有参数均与浓度有较强的相关性。浓度、年龄、子结构、质量、球度和松弛度可以被认为是一个参数族，尽管具有很大的分散性。相比之下，自旋，环境和三轴性是更加独立的，虽然自旋强烈相关的子结构和自旋和三轴性相关的浓度。尽管质量决定了光环的尺度，但所有其他属性对浓度更敏感。
2011-05-25 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
Made-to-Measure Dark Matter Haloes, Elliptical Galaxies and Dwarf Galaxies in Action Coordinates
我们为常用于星系建模的双幂律密度族提供了一系列基于作用的分布函数（DF）。DF本身是一个双幂定律的行动的组合，并减少到已知的限制，在一个纯幂定律的情况下，在小和大半径。我们的方法使模型的速度各向异性进行调整，因此，在内部和外部的各向异性可以指定的手的应用程序。我们提供自洽的DF的Hernquist和Jaffe模型-无论是无处不在的各向同性速度分散，并与运动学，逐渐变得更加径向各向异性向外移动。我们也进行了这项工作的核心暗物质模型。这些都是量身定制的，以代表黑暗的晕和椭圆星系分别从模拟或观测数据推断的运动学特性。最后，我们放松核心发光组件内的暗物质晕提供一个自洽的模型嵌入在暗物质的矮椭球。DF为我们提供了非旋转的球形恒星系统，但与行动的工作的优点之一是相对容易，这样的模型可以转换成轴对称和三轴。
2015-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhaloes gone Notts: Subhaloes as tracers of the dark matter halo shape
我们研究的形状subhalo分布从四个暗物质只模拟银河系型晕。将高分辨率下的暗晕分布的形状与底层的暗物质场的形状进行比较，我们发现，如果分析仅限于大质量的暗晕，则前者的形状更具有三轴性。对于四个分析的晕中的三个，大质量次晕分布的三轴性增加可以用物体数量少所引起的系统效应来解释。第四晕的子晕通过其强的三轴分布和相对于暗物质场的轨道排列显示出各向异性吸积的迹象。这些结果与所用的次晕探测器无关。将观测到的银河系卫星分布的形状与模拟的高分辨率次晕样本的形状进行比较，我们发现明亮卫星样本的一致性，但如果分析中包括暗淡卫星，则存在显著偏差。这些偏差可能是由于观测的不完整性造成的。
2014-09-10 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
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
Galaxy Zoo: The Environmental Dependence of Bars and Bulges in Disc Galaxies
我们提出了一个分析的环境依赖的酒吧和隆起的盘星系，使用体积有限的目录15810星系在z<0.06从斯隆数字巡天与视觉形态从银河动物园2项目。我们发现，有一个酒吧，或凸起，在盘星系的可能性增加时，星系有红色（光学）的颜色和较大的恒星质量，并观察酒吧和凸起的可能性，这样的大规模盘星系更有可能主机酒吧和凸起的过渡。我们使用星系聚类的方法来证明统计上显着的环境相关性的酒吧，和膨胀为主，星系，从150千秒差距/小时到3百万秒差距/小时的预计分离。这些环境相关性似乎是相互独立的：即，球状主导盘星系表现出显著的棒环境相关性，棒盘星系表现出球状环境相关性。我们证明，大约一半（50 +/- 10%）的酒吧环境的相关性可以解释的事实，更大的质量暗物质晕主机红盘星系，然后更有可能有酒吧。同样，我们表明，恒星质量的环境依赖性只能解释一小部分（25 +/- 10%）的酒吧环境的相关性。因此，我们观察到的棒星系的环境依赖性中有很大一部分不是由于颜色或恒星质量的依赖性，因此可能是由于另一个星系的属性。最后，通过分析的投影集群的酒吧和无酒吧盘星系与晕占领模型，我们认为，酒吧星系是在略高于质量晕比无酒吧的，其中一些（约25%）的卫星星系的群体。我们还讨论了未成年人合并和相互作用对酒吧形成的影响。
2012-06-11 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxies Trace Weak Lensing Mass Bias and Halo Triaxiality in The Three Hundred Project
星系团具有三轴物质分布。弱透镜信号是宇宙学研究的重要组成部分，它测量所有物质沿视线的投影质量，因此随着星系团的方向而变化。研究表明，位于星系团中心的最亮星系团（BCG）的形状可以追溯到潜在的晕形状，从而使一种方法能够解释投影效应。我们使用324个模拟集群在四个红移0.1和0.6之间的“三百工程”量化的BCG和晕的方向和形状之间的相关性。我们发现，晕和它们嵌入的BCG是对齐的，它们的主轴之间的平均$\sim$ 20度角。弱透镜集群质量估计的偏差与晕和BCG的方向相关。模仿观察，我们计算的BCG的投影形状，作为BCG的方向的措施，并发现它是最强烈的相关性弱透镜质量松弛集群。我们还测试了一个2维集群松弛代理BCG质量等值线测量。投影的BCG核心中的恒星质量与总恒星质量相比的集中度提供了BCG方向的替代代理。我们发现，浓度不相关的弱透镜质量的偏见，但与真正的晕质量。这些结果表明，大样本的松弛集群的BCG形状和方向可以提供信息，以改善弱透镜质量的估计。
2022-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter haloes: results from weak lensing in the Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey (UNIONS)
本文利用UNIONS巡天的弱引力透镜数据测量SDSS DR7和BOSS亮红星系周围暗物质晕的椭率，发现晕椭率随晕质量增加而增大，与流体动力学模拟预测一致。
2023-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the starting redshift for cosmological simulations: Focusing on halo properties
本文系统地研究了在高度非线性区域中改变起始红移z_i对宇宙学模拟的影响。我们的主要焦点在于暗物质晕的（个体）属性-即质量，自旋，三轴性和浓度-我们发现即使z_i的实质性变化也只留下很小的印记，至少对于探测的质量范围M \in [10^{10}，10^{13}] Msun/h以及在红移z=0时进行研究。我们进一步比较模拟开始使用标准Zel'dovich近似运行的基础上产生的初始条件与二阶拉格朗日摄动理论。在这里，我们观察到同样的现象，即暗物质晕的研究（内部）属性的差异实际上是不可检测的。这些发现（探测质量范围）与文献中的其他工作一致。因此，我们的结论是，通常使用的技术建立宇宙学模拟导致稳定的结果，在红移z=0的质量，自旋参数，三轴度，和浓度的暗物质晕。
2009-04-01 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
Formation of elongated galaxies with low masses at high redshift
我们报告了在$z\simeq2$的宇宙学模拟中细长（三轴或长轴）星系的识别。这些都是低质量星系（$M_s \le 10^{9.5} \ M_\odot$），居住在暗物质（DM）晕与强烈拉长的内部部分，一个共同的特点，高红移DM晕在$Λ$ CDM宇宙学。反馈减缓了这些晕中心恒星的形成，因此，一个占主导地位的和扁长的DM分布产生了沿DM主轴拉长的星系。随着星系的恒星质量增长，恒星在星系半质量半径内占主导地位，使恒星和DM更圆，更扁。一个大的人口拉长星系产生一个非常不对称的分布投影轴比，在高z星系的调查观察。这表明大多数高红移的星系不是圆盘或球状体，而是具有拉长形态的星系。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy halo expansions: a new biorthogonal family of potential-density pairs
（暗）晕的引力场的有效展开在星系建模中有两个主要用途：第一，它们提供了一个紧凑的数字构造（或真实）宇宙学晕的表示，包括三轴性，不平衡性或其他扭曲的影响。其次，它们提供了用于$N$体系统演化的自洽场展开算法的基函数。我们提出了一个新的家庭的双正交位密度对构造使用的拉盖尔多项式的汉克尔变换。最低阶密度基函数是在小半径处像$ρ\sim r^{-2 + 1/α}$一样尖化的双幂律轮廓，具有像$ρ\sim r^{-3 -1/(2α)}$一样的渐近密度下降。这里，$α$是满足$α\ge 1/2$的参数。因此，该族跨越了数值模拟中发现的内密度尖点的范围，但具有比Zhao（1996）推导的唯一已知族的相应成员更浅-因此更真实-的外斜率，并由Hernquist & Ostriker（1992）举例说明。当$α=1$时，最低阶密度轮廓具有$ρ\sim r^{-1}$的内部密度尖点和$ρ\sim r^{-3.5}$的外部密度斜率，类似于著名的Navarro，Frenk & White（1997）模型。出于这个原因，我们证明，我们的新的扩展提供了一个更准确的表示扁平NFW晕比竞争的Hernquist-Ostriker扩展。我们利用我们的新的扩展，分析一套数字构造的晕，并提供的扩展系数的分布。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
The specific angular momentum of disc galaxies and its connection with galaxy morphology, bar structure and disc gravitational instability
本研究利用大质量盘星系样本，分析比角动量保留比例与星系属性的关联，发现重子比例更高的星系比角动量保留比例也更高，同时指出引力不稳定性判据区分棒旋星系的能力有限。
2022-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin-up of low mass classical bulges in barred galaxies
长期演化是星系沿哈勃序列演化的重要途径之一。不仅磁盘经历形态和运动学的变化，而且一个预先存在的经典的凸起可能会动态地改变主要由酒吧驱动的长期过程。我们研究了一个不断增长的酒吧的动力学演化的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系。使用自洽高分辨率{\it N}体模拟，我们研究了如何一个初始各向同性非旋转的小经典凸起吸收角动量发出的酒吧。这种角动量交换的基本机制是通过共振，并且相当一部分角动量通过拉格朗日点（-1：1）和ILR（2：1）轨道。在快速的动力学增长阶段，逆行的非共振轨道也吸收了大量的角动量。由于这种角动量的增加，最初不旋转的经典凸起转变为快速旋转，径向各向异性和三轴物体，嵌入在由盘形成的类似快速旋转的方形凸起中。在演化的末期，经典的凸起发展成圆柱形旋转。到那时，它的内部区域拥有一个“经典的膨胀棒”，其独特的运动学可以作为星系长期演化的直接观测证据。这些结果的一些影响进行了简要讨论。
2011-12-12 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes II: collapse time and tides
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成的LambdaCDM方案研究暗物质晕的演化历史，并从它们形成的拉格朗日区域的特征。我们专注于在红移z_id=0的晕，并表明经典的椭球坍缩模型系统地高估了他们的崩溃时间。如果强加晕塌缩发生在z_id处，则该模型需要从比在晕形成位置处的模拟中测量的线性密度对比度显著更低的线性密度对比度开始。我们试图通过测试模型的两个关键假设来解释这种差异。首先，我们表明，由于周围的大尺度结构的崩溃晕感到潮汐演变的非线性。虽然这种影响变得越来越重要的低质量的晕，占它在椭球崩溃模型中，只有轻微地提高了与N体模拟的协议。其次，我们跟踪的时间演化的物理体积所占据的形成晕，并表明，在转向后，它通常稳定在一个明确定义的红移，z_c>z_id，相反的基本假设扩展Press-Schechter理论的基础上的偏移集。我们讨论了这一结果的影响，了解质量依赖性和分散的线性阈值晕形成的起源。最后，我们表明，当调整崩溃在z_c，一个修改后的版本的椭球体崩溃模型，也占了三轴性质的原晕预测其线性密度对比在一个公正的方式。
2014-11-07 astro-ph.CO
Galactic halos in cosmology with long-range scalar DM interaction
基于一组宇宙学N体模拟，分析了修正的$\lcdm$宇宙学中星系质量范围（$10^{11} - 10^{13} h^{-1}M_{\odot}$）内的暗物质晕（DM）的性质，其中DM扇区中增加了动态屏蔽标量相互作用.我们的模拟表明，标量相互作用支持岛屿宇宙的图片。快速的结构形成过程被转移到更高的红移，导致在一个小得多的吸积和合并率的星系晕在低红移。最后，我们提出了这个“第五”力如何影响晕属性，如密度分布，三轴度，椭圆度和自旋参数。
2010-08-29 astro-ph.CO
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the shape of dark matter halos from MultiDark Planck simulations
晕的形状在确定晕的重要观测性质，如质量、浓度和透镜截面方面起着核心作用。透镜星系团的三轴性对最大爱因斯坦半径的分布有着重要的影响，而弱透镜技术对内禀晕椭圆率很敏感。在这项工作中，我们提供的缩放关系的暗物质晕的形状作为质量（峰高）和红移的函数超过四个数量级的晕质量，即从$10^{11.5}$到$10^{15.8}~h^{-1}~$ M $_\odot$。我们已经分析了四个暗物质只有模拟从MultiDark宇宙学模拟套件与超过560亿粒子的盒子内的4.0，2.5，1.0和0.4 $h^{-1}$ Gpc大小假设\textit{Planck}宇宙学。暗物质晕已被确定在模拟中使用{ \sc rockstar}晕发现，它也确定轴比的对角化的惯性张量。为了推断给定质量的假设晕在给定的红移的形状，我们提供拟合函数的短轴到长轴和中间轴到长轴的比率作为峰高的函数。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of CDM haloes I: Collapse thresholds and the ellipsoidal collapse model
在偏移集方法中，如果线性密度场的线性外推密度对比度在该尺度上平均超过某个临界阈值$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，则线性密度场的初始球形区域坍缩形成红移为$z_{\rm id}$的质量$M$的晕。$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的值通常是从球形或椭球形坍缩模型中计算出来的，这些模型在给定位置的潮汐场的辅助特性下提供了定义明确的预测。我们使用两个宇宙学模拟的结构增长的$Λ$冷暗物质的情况下，量化$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，它对周围的潮汐场的依赖，以及在$z_{\rm id}$崩溃形成晕的拉格朗日区域的形状。我们的研究结果表明，椭球坍缩模型提供了一个准确的描述$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的平均依赖于潮汐场的强度和晕质量。然而，对于给定的$z_{\rm id}$，$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$强烈地依赖于晕的特征形成红移：晕形成越早，其初始密度对比度越高。令人惊讶的是，大多数形成$today$的晕落在椭球体崩溃障碍之下，与模型预测相矛盾。我们追踪这种效果的起源，拉格朗日晕，这是自然产生的，由于线性潮汐场的不对称性的非球形形状。我们表明，一个修改后的崩溃模型，占原晕的三轴形状，提供了一个更准确的描述最近塌陷物体的测量最小超密度。
2014-11-06 astro-ph.CO
MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
Asymmetric velocity anisotropies in remnants of collisionless mergers
在宇宙学N体模拟中，暗物质晕会受到合并、吸积以及与重子物质的引力相互作用等过程的影响。通常情况下，暗物质晕的分析是在球形或椭圆形的箱中进行的，并且通常假设这些箱中的速度分布是恒定的。然而，速度各向异性，它描述了径向和切向速度色散之间的差异，最近已被证明有很强的依赖于方向在宇宙学模拟中形成的三轴晕。在这项研究中，我们推导出的圆锥体中的粒子平行或垂直于合并残留物的碰撞轴的属性。我们发现，速度各向异性有很强的方向依赖性。晕的速度各向异性的方向依赖性取决于合并的历史，这一发现解释了宇宙学模拟中这种趋势的存在。这也解释了为什么在宇宙晕的高分辨率模拟的外部的速度各向异性配置文件中看到了很大的多样性。
2012-06-28 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
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
Tightening weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale dark matter haloes
宇宙学模拟预测，星系被嵌入三轴暗物质晕中，在投影中呈现近似椭圆形。弱引力透镜使我们能够限制这些晕的形状，从而测试暗物质的性质。弱透镜效应已经提供了强有力的探测，在星系团和星系团的质量尺度上，晕的扁平化特征，而星系的结果还有些不确定。在这里，我们结合了五个调查（NGVSLENS，KiDS/KV 450，CFHTLENS，CS 82和RCSLENS）的数据，以收紧观测约束星系尺度晕椭圆光度选择的镜头样本。我们约束$f_\rm{h}$，平均比率之间的对齐组件的晕椭圆率和椭圆率的光分布，发现$f_\rm{h}=0.303^{+0.080}_{-0.079}$的红色透镜和$f_\rm{h}=0.217^{+0.160}_{-0.159}$的蓝色透镜时，假设椭圆NFW密度分布和线性缩放晕椭圆率和星系椭圆率。我们的限制红星系构成了目前最重要的（$3.8σ$）系统校正检测的质量尺度的星系晕平坦的签名。我们的结果是在良好的协议与预期的千年模拟，采用相同的分析方案，并纳入模型的星系晕错位。假设这些错位模型和上述分析假设是正确的，我们的测量意味着一个平均暗物质晕椭圆率为研究的红星系样本$\langle|ε_\rm{h}|\rangle=0.174\pm 0.046$，其中$|ε_{h}|=(1-q)/(1+q)$涉及的比例$q=b/a$的短轴和长轴的投影质量分布。基于更大的即将到来的弱透镜数据集的类似测…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimate of halo ellipticity as a function of radius with flexions
冷暗物质理论预言了三轴暗物质晕。晕椭圆率的径向分布取决于重子过程和暗物质粒子的性质（无碰撞或碰撞）。在这里，我们表明，我们可以使用透镜弯曲比来测量作为半径的函数的晕椭圆率。我们引入了一个权重函数，并研究了屈曲比的一阶和二阶统计量之间的关系，这两者都可以用来减少椭圆度估计的偏差。我们对我们的方法进行了数值试验，证明了它可以减少偏差，并确定晕的椭圆率作为半径的函数。我们还指出，最小平均弯曲比可以用来追踪星系团的中心。
2011-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large scale anisotropies on halo infall
我们在数值模拟中对暗物质晕周围的奇特速度场进行了统计分析。我们研究了不同的属性的落入的材料晕和它的关系，中央晕的形状和形状的大规模周围地区（LSSR）。结果表明，沿晕形短轴方向的速度场幅值比沿晕形长轴方向的大。这是一致的一般三轴晕，并为长扁系统。我们还报告了一个强大的各向异性的速度场沿主轴的LSSR。暗物质晕的下落速度场沿LSSR短轴方向最大，沿长轴方向最小。我们还分析了物质速度场对局部环境的依赖性。高密度区的入流速度幅值大于低密度区。速度场倾向于沿朝向LSSR的短轴的方向更加层流，其中流速和速度分散之间的平均比率是统一的，并且在高达15 Mpc/h的尺度下几乎恒定。我们还检测到各向异性的流出分量的速度场，沿周围的LSSR主轴显示出最大振幅。
2010-11-10 astro-ph.CO
The alignment and shape of dark matter, stellar, and hot gas distributions in the EAGLE and cosmo-OWLS simulations
我们报告的暗物质，恒星和热气体分布在EAGLE和cosmo-OWLS模拟的对齐和形状。结合这些最先进的水文宇宙学模拟，使我们能够跨越四个数量级的晕质量（$11 < log_{10}(M_{200}/ [h^{-1}M_\odot]) < 15$），一个广泛的径向范围（$-2.3 < log_{10}(r/[h^{-1}Mpc ]) < 1.3$）和红移$0 < z < 1$。暗物质、恒星和热气体分布的形状参数遵循定性相似的趋势：随着晕质量、半径和红移的增加，它们变得更加非球面（和三轴）。我们测量的重子组件（热气体和恒星）的星系与其主机晕作为晕质量，半径，红移和星系类型（中心与卫星和早期与晚期型）的函数的错位。总的来说，星系与总物质（主要是暗物质）的局部分布很好地对齐。然而，星系尺度上的恒星分布相对于它们的宿主晕呈现出大约45 - 50度的中位失准。在质量最大的晕（$13 < log_{10}(M_{200}/ [h^{-1}M_\odot ]) < 15$）中，这种不对准减小到25 - 30度。在EAGLE模拟中，有一半的盘星系相对于其宿主晕的失准角大于40度。我们提出的拟合函数和列表值的概率分布的星系晕错位，使我们的结果直接列入模型的星系形成的基础上纯粹的碰撞N体模拟。
2015-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three-Dimensional Shapes of Galaxy Clusters
虽然星系团被认为是最重要的宇宙学探测器之一，但暗物质和星系团内介质的标准球形模型只是一个粗略的近似。事实上，无论是理论上还是观测上，星系团都可以更好地近似为三轴天体。然而，对星系团非球面性的研究仍处于起步阶段。我们在这里回顾一下这个主题，它目前正在聚集集群社区越来越多的兴趣。我们首先介绍三轴几何。然后，我们讨论了主题的deprojection和演示需要结合不同的探针集群的潜力。我们讨论了解决这些问题的不同作品。我们提出了一个通用的参数框架，旨在同时适合互补的数据集（X射线，Sunyaev Zel'dovich和透镜数据）。我们详细讨论了阿贝尔1689的情况下，显示不同的模型/数据集如何导致不同的晕参数。我们提出了从拟合的三维NFW模型的X射线，SZ，和透镜数据4强透镜集群的结果。我们认为，一个三轴模型一般允许降低推断值的浓度参数相比，球形分析。这可能会缓解例如过度集中问题方面的紧张局势。然而，我们强调，从数值模拟预测依赖于三轴晕的球形分析。考虑到三轴分析在观测方面的重要性越来越大，我们主张需要以同样的方式进行模拟分析，以便进行可靠和有意义的比较。此外，还应在模拟的多波长观测上对推导星系团三维形状的方法进行广泛的检验。
2012-10-10 astro-ph.CO
The SLUGGS survey: Probing the supermassive black hole connection with bulges and haloes using red and blue globular cluster systems
了解是隆起还是晕提供了超大质量黑洞生长的主要联系，对星系演化和超大质量黑洞形成本身具有重要意义。在本文中，我们探讨这个问题，通过调查河外球状星团（GC）系统，它可以用来探测物理的球和晕的宿主星系。利用更新和改进的21个星系样本研究了超大质量黑洞质量M_BH与球状星团系统速度色散σ_GC之间的关系。我们利用球状星团系统颜色的二分法，测试蓝色和红色球状星团是否与黑洞质量有不同的相关性。如果它们分别追踪晕和主星系凸起的可能不同的形成历史，这是可以预期的。我们发现，M_BH与总GC系统的速度色散相关，虽然不像Sadoun和Colin最近的工作所声称的那样强烈。我们还研究了棒星系/无棒星系和核星系/非核星系的M_BH - sigma_GC关系，发现没有显著差异，并首次定量分析了GC系统速度色散剖面中径向梯度对M_BH - sigma_GC关系的影响。此外，我们还预测了包括矮椭圆星系和cD星系NGC 3311在内的13个星系的M_BH。我们的结论是，我们目前的结果不能区分凸起/晕的情况。虽然有迹象表明红色GC速度色散可能比蓝色GC速度色散更好地与M_BH相关，但数字统计仍然太低而无法确定。
2013-04-24 astro-ph.CO
Constraints on the shapes of galaxy dark matter haloes from weak gravitational lensing
利用第二次红序星系团巡天（RCS 2）中星系周围弱引力透镜信号的各向异性测量，研究了星系暗物质晕的形状。我们确定了三个透镜样本维里半径内的平均剪切各向异性：所有星系19<m_r '<21.5，以及“红”和“蓝”样本，其透镜信号分别由大质量低红移早型和晚型星系主导。为了研究透镜信号的环境依赖性，我们将每个透镜样本分成孤立和聚类部分，并分别进行分析。我们还测量了透镜样品周围物理关联星系分布的方位角依赖性。我们发现，这些卫星优先居住在透镜的主轴附近，并限制透镜的主轴和卫星的平均位置之间的角度<theta>=43.7度+/- 0.3度的“所有”透镜，<theta>=41.7度+/- 0.5度的“红色”透镜<theta>和=42.0度+/- 1.4度的“蓝色”透镜。对于“所有”样本，我们发现星系质量互相关联函数的各向<f-f_45>异性=0.23 +/- 0.12，为平均星系嵌入三轴暗物质晕中并优先与之对齐的观点提供了弱支持。假设椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓，我们发现暗物质晕的椭圆率与星系的椭圆率之比f_h=e_h/e_g=1.50+1.03-1.01，当透镜的平均椭圆率为0.25时，如果晕与透镜完全对准，则对应于投影晕的椭圆率e_h=0.38+0.26-0.25。对于“全部”样本的孤立星系，平均剪切各向异性增加到<f-f_45>=0.51+0.26-0.25和f…
2012-06-19 astro-ph.CO
Dark Matter in the Milky Way
我们回顾了大多数动力学的限制一般的螺旋星系的引力场，特别是银河系。这种限制对于确定星系中假定的暗物质晕的特征是至关重要的。对于银河系，我们审查的观测约束的内部部分（核心或尖状暗物质分布，最大磁盘或没有），在太阳附近（本地暗物质密度）和外部部分（维里质量和三轴形状的暗物质晕）。我们还指出了各种警告，系统性影响和当前的大不确定性。许多基本的参数，如当地的圆速度是知之甚少，证据的三轴性的暗晕是摇摇欲坠的，和不同的估计维里质量以及当地的暗物质密度变化至少有一个因素的两倍。然而，我们认为，目前最适合的本地暗物质密度，这应该被用作直接暗物质检测搜索的基准值，是0.5 GeV/cm 3的顺序。我们还解释了为什么在星系尺度上粒子暗物质的替代品仍然应该非常认真地考虑。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Nonspherical similarity solutions for dark halo formation
我们进行了全三维模拟的演化自相似，球对称的线性微扰的冷暗物质占主导地位的爱因斯坦-德西特宇宙。由于径向轨道的不稳定性，从这样的初始条件生长的晕是三轴的，长短轴比为3：1。然而，它们在时间上近似自相似地生长。在所有情况下，他们有幂律密度分布和近恒定的速度各向异性在其内部区域。幂律指数和速度各向异性的值取决于初始条件的相似性指数，前者从简单的标度参数预期。因此，晕圈结构不是“普遍的”，而是记住了初始条件。在较大的尺度上的密度和各向异性的配置文件显示两个特征尺度，对应于粒子在第一近心点和第一远心点后，落入。它们很好地近似NFW模型只有一个值的相似性指数。相比之下，在所有半径内的外部焦散的伪相空间密度可以通过一个单一的幂律与一个指数，它只依赖于非常弱的相似性指数的初始条件。这种行为是非常相似的，发现从LCDM初始条件形成的晕，所以可以被认为是近似普遍的。
2010-07-23 astro-ph.CO
Anisotropic Halo Model
在目前的工作中，我们扩展了经典的晕模型的大规模的物质分布，包括三轴模型的晕配置文件和他们的路线。特别是，我们推导出一般表达式的晕物质交叉关联函数。此外，通过数值积分，我们得到了交叉关联函数依赖于晕形轴方向的实例。这些函数被称为各向异性互相关。与我们的理论结果与模拟比较的目的，我们计算平均各向异性的相关性在圆锥体中的对称轴沿每个形状方向的中心晕。从这些比较中，我们通过所提出的各向异性晕模型，对$Λ$ CDM背景下的暗物质晕的排列进行了分析和量化。由于我们的模型需要多维积分计算，我们在GPU硬件上实现了Monte Carlo方法，这使我们能够提高结果的精度，同时提高了计算的性能。
2013-05-02 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models II: Galaxy clusters
我们使用一系列绝热SPH模拟，在相互作用和非相互作用的经典宇宙学模型的背景下研究星系团（和大星系团）的$z=0$性质。首先，我们研究了群体和集群的平均属性，量化它们在LCDM，非耦合暗能量（\ude）和耦合暗能量（\cde）宇宙学的差异。特别是，我们专注于径向分布的气体密度，温度和压力，我们还研究了如何标准的流体动力学平衡假设在精髓宇宙学。虽然我们能够确认以前的结果重子的分布，我们也发现，主要的差异（与差异高达$20\%$）可以看到在集群的压力分布。然后，我们将注意力转移到单个结构上，将精粹宇宙学中的每个光环映射到它的对应物\LCDM。我们能够确定一系列小的相关性之间的耦合在黑暗的部门和晕自旋，三轴性和维里化比。当看暗物质晕的自旋和维里化时，我们发现第五力场景与\LCDM有一个微弱的（$5\%$）但系统的偏差。
2014-01-21 astro-ph.CO
The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
