Path integral approach for merger rates of dark matter haloes
我们使用路径积分，以估计合并率的暗物质晕使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）的球形塌陷（SC）和椭球塌陷（EC）模型。合并率已计算的范围内的质量$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$ $10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移$z$在0至3。这些模型之间的详细比较。路径方法比\cite{shto02}方法更好地与约束分布的精确解吻合。虽然这种改进似乎不是很大，但我们的结果表明，路径方法是朝着正确方向迈出的一步。两种广泛使用的障碍，球形和椭球形之间的差异，关键取决于质量的后裔晕。这些差异变得更大的质量下降的后裔晕。在路径方法中使用的扩展中使用额外的术语，其他改进以及与N体模拟预测的详细比较，可以提高我们对结构形成这一重要问题的理解，正在研究中。
2012-07-18 astro-ph.CO
Dynamical Evolution of Primordial Dark Matter Haloes through Mergers
原始暗物质（DM）晕是最小的引力束缚DM结构，在早期宇宙中，第一批恒星，黑洞和星系形成和生长。然而，它们的结构是敏感的DM的自由流动规模，这反过来又取决于DM颗粒的性质。在这项工作中，我们测试的假设，在原始DM晕的中心尖点附近的自由流动规模的斜率取决于合并过程的性质。通过结合和分析小尺度物质功率谱截止的宇宙学模拟数据以及一系列受控的、高分辨率的二元合并模拟数据，我们发现：（1）原始DM晕优先通过径向轨道上的主要合并形成;（2）与星系和星系团大小的DM晕相比，它们的中心DM密度轮廓更容易受到合并过程的影响;（3）连续的主并合驱动中心密度斜率接近以NFW轮廓为特征的{ \it universal}形式，该形式对并合的影响具有鲁棒性，并且是DM晕密度结构的吸引子解。我们的工作突出了在黑暗时代的结构形成的动力学过程的重要性。
2016-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 astro-ph.CO
Mergers drive spin swings along the cosmic web
利用宇宙流体动力学模拟（Horizon-AGN）研究了星系合并和星系自旋重定向之间的密切关系。通过合并树的统计分析，我们表明，自旋摆动主要是由合并沿宇宙网的结构，这些事件占大质量星系的首选垂直取向相对于他们最近的灯丝。相比之下，低质量星系（在红移1.5时，M_s<10^10 M_sun）即使有合并，也很少合并，它们的自旋往往与它们的暗条很好地对齐。晕遵循与星系相同的趋势，但对平滑的各向异性吸积表现出更大的敏感性。合并对自旋大小的相对影响对于次要合并和主要合并来说有质的不同：合并（和扩散吸积）通常会增加角动量的大小，但最大质量的主要合并也会产生一群自旋较少的物体。如果没有合并，长期吸积会增加星系的自转，但不会增加晕的自转。它也（重新）调整星系与它们的灯丝。
2014-03-11 astro-ph.CO
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin flips I: Evolution of the angular momentum orientation of Milky Way-mass dark matter haloes
在冷暗物质晕的生长过程中，它的自旋方向会发生迅速的变化。这可能会破坏甚至摧毁在晕中形成的恒星盘，可能导致凸起或球体的产生。我们调查的频率显着变化的方向的角动量矢量的暗物质晕（“自旋翻转”），其程度的相关性合并。我们专注于类似的银河系（MW）晕在红移z=0（log M/（Msol/h）= 12.0至12.5）的质量晕，并考虑翻转的自旋的整个晕或只是其内部的部分。我们发现，更大比例的主要合并与大自旋翻转比小合并。然而，由于重大合并很少见，因此绝大多数（93%）大型全晕自旋翻转（角度变化>= 45度）与小的质量变化相一致，而不是重大合并。内晕的自旋矢量比整个晕经历更频繁的翻转。在它们的整个生命周期中（即在光环获得其最终质量的一半之后），超过10%的光环在整个光环的旋转中经历了至少45度的翻转，近60%的光环在内部光环中经历了如此大的翻转。当我们只考虑形成后没有重大合并的晕时，这些数字对于整个晕减少到9%，对于内晕减少到47%。我们的分析表明，自旋翻转（其影响目前不包括在星系形成模型）可能是一个重要的因素，在盘星系的形态转变。
2011-11-28 astro-ph.CO
Gas infall into atomic cooling haloes: on the formation of protogalactic disks and supermassive black holes at z > 10
利用RAMSES程序对z=10、质量为5E 7 Msun <~M<~ 2 E9 Msun的原子冷却晕进行了宇宙水模拟。我们假设原始气体和H2冷却和先前的恒星形成已经被抑制。我们分析了19晕（气体和DM）的分辨率为10（适当）pc，从总体积的~ 2 E3（共动）Mpc 3。这是最大的统计水模拟。到目前为止，在z>10的ACH研究。我们检查这些晕的形态，角动量（AM），热力学和湍流，以评估磁盘和超大质量黑洞（SMBHs）的流行。我们发现，无论是幅度或方向的AM的气体和它的父母DM晕之间没有相关性。只有3个晕形成旋转支撑的核心。两个最大的晕形成了巨大的、紧凑的、过密的斑点。这些斑点的吸积速率约为0.5 Msun/yr（距离为100 pc），可能是SMBH形成的地点。我们的研究结果表明，旋转支持的程度和晕中气体的命运是由其大规模的环境和合并的历史。特别是，形成斑点的两个晕位于宇宙网的结处，很早就冷却了，并经历了多次合并。在这些晕中的气体是强烈的，高度湍流的，马赫数为N。>~ 5.相比之下，形成旋转支撑核心的晕相对更加孤立，位于沿灯丝的中途，最近冷却，并经历了较少的合并。因此，在这些晕中的气体是不太明亮和不太湍流的（马赫数<~ 4），并且可以保留其大部分AM。其余14个晕具有中间性质。如果在更大的晕样本和额外的物理验证，我们的结果将有影响的最高红移星系和类星体的观测与JWST。
2013-01-23 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
Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- II. Profile and concentration changes
几条证据表明，随着暗物质晕的增长，它们的尺度半径也会增加，而它们中心区域的密度会下降。主要合并似乎是一个明显的机制来解释这两个现象，以及由此产生的模式的浓度-质量-红移关系。为了测试这种可能性，我们模拟了不同轨道上具有不同宇宙学密度分布的晕之间的等质量合并。遗迹通常具有比初始条件更高的密度，但与自相似标度预测略有不同。他们是合理的Einasto配置文件，但有不同的参数从初始条件。相对于初始条件的内能$κ$，合并残余物的净内能对最终质量分布的性质影响最大。正如预期的那样，高能碰撞产生更多的扩展残留物，而强束缚系统的合并产生紧凑的残留物。然而，令人惊讶的是，密度分布的尺度半径显示出相反的趋势，相对于高能碰撞，低能碰撞的残余物中的{ \it增加}。而且，即使在能量最高的碰撞中，尺度半径内的密度也只会略微降低（10- 20%），而对于能量非常低的系统，它在合并后会显著增加。我们的结论是，虽然主要的合并可以产生残留物，更弥漫在大半径，他们是相对无效的改变中心密度晕，似乎不太可能解释的浓度-质量-红移关系的平均趋势。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. I. Present-day properties
我们使用千禧年I和II宇宙学模拟重温合并的影响在LCDM方案中的中央星系的膨胀的增长。我们的种子星系内的CDM晕使用半经验关系分配恒星和气体的质量，和分析处理估计转移恒星质量的星系合并后的残留物的凸起。我们发现，这个模型大致再现了观测到的膨胀总质量比（B/T）和恒星质量之间的相关性，在今天的中央星系，以及他们的观察到的人口统计，虽然低质量B/T<0.1（无膨胀）星系可能是稀缺的相对于观测到的丰度。在我们的合并驱动的情况下，隆起有一个复合人口组成（i）恒星从坠落的卫星，（ii）恒星转移从主盘由于合并引起的扰动，和（iii）新形成的恒星在合并引发的星爆。我们发现，（i）和（ii）是质量组装的主要渠道，与第一个是占主导地位的大质量星系，创造不同的恒星星族的大隆起比那些内部盘，而第二个是占主导地位的中/低质量星系创造小隆起相似的恒星星族的内部盘。我们将第一（第二）通道的统治权与经典（伪）凸起相关联，并将预测分数与观测结果进行比较。我们注意到，我们的治疗不包括其他机制的隆起增长，如内在的长期光盘不稳定性或错位气体吸积。我们发现，卫星的恒星和气体的内容，因为它向中央星系的演变是一个关键因素，在设置的形态的残余物，和一个很好的匹配观察到的隆起人口发生时，这种演变的过程接近中央星系。
2012-09-07 astro-ph.CO
Constructing high-fidelity halo merger trees in AbacusSummit
跟踪暗物质晕的形成和演化是任何宇宙学$N$体模拟分析的关键方面。特别是，质量大会的晕及其祖先，封装在其合并树的形式，作为一个基本的输入构建半解析模型的星系形成，更普遍的是，为建设模拟目录，模仿星系调查。我们提出了一个算法构建晕合并树AbacusSummit，宇宙学$N$体模拟迄今为止进行了近60万亿粒子组成的最大的套件，并已被设计为满足宇宙学模拟要求的暗能量光谱仪（DESI）的调查。我们的方法跟踪光环的核心，以确定对象之间的关联在多个时间片，产生的光环祖先和后代的列表，在整个套件中确定了数百亿的光环。我们提出了一个应用程序，这些合并树作为一种手段，以提高AbacusSummit晕目录的保真度，通过标记和“合并”晕被认为表现出非单调的过去的合并历史。我们表明，这种清洁技术识别部分的晕人口已被分层，由于晕发现者所作的选择，但这可能是可行的一部分，更大的聚集体系统。我们证明，通过在这个后处理步骤中清理晕目录，我们删除了默认晕目录中潜在的非物理特征，留下了一个更强大的晕人口，可用于从AbacusSummit创建高度准确的模拟星系实现。
2022-03-14 astro-ph.CO
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Over-cooled haloes at z > 10: a route to form low-mass first stars
Shchekinov & Vasiliev 2006（SV 06）已经表明，HD分子可以是高红移z >10晕中的重要冷却剂，如果它们在特定条件下进行合并，从而产生合适的激波。在这里，我们建立在Prieto等人（2012）的基础上，他们详细研究了合并产生的冲击，并表明HD冷却的条件可以通过将这些结果与一套仅暗物质模拟相结合来研究。我们已经进行了一些暗物质只有模拟宇宙学的初始条件内的盒子大小从1至4百万秒差距。我们寻找具有至少两个祖先的晕，其中至少一个具有质量M > M_cr（z），其中M_cr（z）是HD过冷的SV 06临界质量。我们发现质量在M_cr（z）和10^{0.2} M_cr（z）之间的过冷晕的分数（大致低于原子冷却极限）在z ~ 10处可以高达~ 0.6，这取决于合并质量比。该分数在较高的红移处减小，在z ~ 15处达到值~0.2。对于更高的质量，即高于10^{0.2} M_cr（z）直到10^{0.6} M_cr（z），高于原子冷却极限，该分数上升到值~ 0.8直到z ~ 12.5。因此，不可忽略的一部分高红移z > 10的迷你晕可以将它们的气体温度降低到宇宙微波背景的温度极限，从而允许在原始环境中形成低质量恒星。
2013-07-04 astro-ph.CO
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 astro-ph.CO
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
The abundance of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用高分辨率嵌套VVV N体模拟，在宽质量与红移范围内检验三种暗物质晕丰度公式，发现ST适用于平均密度区域、EPS适用于低密度区域，验证了PS/ST对宇宙代表性区域总晕质量函数的准确描述。
2024-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Growth II: Diffuse Accretion and its Environmental Dependence
Lambda CDM模拟中的暗物质晕通过与其他晕合并以及“扩散”非晕物质的吸积而生长。我们量化的质量增长率通过这两个过程，dM_mer/dt和dM_dif/dt，以及它们对晕环境的依赖性使用的~ 500，000晕在千年模拟。采用局部质量密度参数作为衡量晕环境，我们发现这两个速率表现出强烈的，但相反的环境依赖性，与兼并发挥越来越重要的作用晕生长在过密区域和扩散吸积占主导地位的增长空隙。这种行为与用于定义晕与非晕的质量切割无关。对于银河系规模的晕，这两个相反的相关性在很大程度上抵消了，但仍然存在一个弱的环境依赖性，导致一个略低的平均总增长率，因此较早的平均形成红移，晕在密集的地区。另一方面，~5000团质量晕的平均形成红移似乎与晕环境无关。dM_mer/dt与局部密度的正相关性的起源可以追溯到晕外的周围质量库，其中在更密集的区域中可以获得更多的祖晕。然而，dM_dif/dt与密度的负相关性不能用储层中的可用扩散质量来解释，事实上，在密度较高的区域，扩散质量更大。因此，非晕成分可能部分地由真正扩散的暗物质粒子组成，这些粒子动态地更热，并且在密度更高的区域中以抑制的速率吸积。我们还讨论了这些结果的影响，如何修改扩展的Press-Schechter模型的晕增长，在其原始形式不预测环境的依赖性。
2009-10-19 astro-ph.CO
A Massive Cluster at z = 0.288 Caught in the Process of Formation: The Case of Abell 959
最大的星系团仍在通过主要的星系团合并形成，经常显示出观测特征，如射电遗迹和巨大的射电晕。使用LOFAR两米巡天数据，我们提出了新的检测无线电晕（与光谱指数$α_{143}^{1400}=1.48^{+0.06}_{-0.23}$）和可能的无线电遗迹在阿贝尔959，一个巨大的集群在红移z=0.288。使用一个样本的集群与巨大的无线电晕的文献（共80），我们表明，无线电晕在A959在于合理的系统的热功率和非热功率之间的标度关系。此外，我们发现的证据表明，陡峭的光谱晕往往驻留在集群与高X射线光度相对于那些预期从集群LM标度关系，这表明这样的系统可能优先位于合并的早期阶段，符合理论，一些陡峭的光谱晕低湍流合并的结果。最后，我们发现，含有无线电遗物的晕系统往往位于较低的X射线光度，相对于集群LM标度关系的预期，对于一个给定的晕无线电功率比那些没有遗物，这表明遗物的存在表明合并的后期阶段，与模拟一致。
2019-05-24 astro-ph.CO
Sussing Merger Trees: The Merger Trees Comparison Project
合并树遵循宇宙历史中暗物质晕的生长和合并。它们不仅对宇宙结构的发展提供了重要的见解，而且为星系形成的半解析模型提供了重要的基础。本文是第一个系列中出现的SUSSING合并树研讨会，其中10个不同的树的建设算法被应用到同一套光环目录和他们的结果进行了比较。虽然这些代码中的许多代码在本质上是相似的，但所有算法都产生了不同的结果。我们的主要结论是，一个有用的合并树代码应该具有以下功能：（i）使用粒子ID来匹配快照之间的晕;（ii）能够跳过至少一个，最好是多个，快照，以恢复subhaloes在合并过程中暂时丢失;（iii）能够应付（理想情况下平滑）大，临时flucuations晕质量。最后，为了使不同的团队能够有效地沟通，我们定义了一个通用的术语，我们在讨论合并树时使用，我们鼓励其他人采用相同的语言。我们还指定了一个最小的输出格式来记录结果。
2013-10-10 astro-ph.CO
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
Seeking Observable Imprints of Small-Scale Structure on the Properties of Dark Matter Haloes
冷暗物质（CDM）宇宙结构形成模型的特征性预测是宇宙应该包含丰富的小尺度结构--低质量暗物质晕和亚晕。然而，星系形成在它们的浅势阱中是低效的，因此我们预计这些低质量的晕和亚晕是黑暗的。我们能否区分一个存在低质量晕但黑暗的宇宙和一个从未形成过低质量晕的宇宙，从而为CDM模型提供一个可靠的测试？我们解决这个问题，使用宇宙学模拟来研究如何低质量的晕，有可能获得的观测，如它们的空间聚类，吸积和合并到大规模星系和大规模星系的角动量内容的速率，不同的LCDM模型和暗物质模型，其中低质量的晕形成被抑制。采用有效截止质量尺度M_cut，在初始条件下，小尺度能量被抑制，我们研究了M_cut在5e 9 Msol/h和1 e11 Msol/h之间变化的暗物质模型，相当于矮星系和低质量星系的宿主晕。我们的研究结果表明，无论是星系质量的主星系周围的低质量晕的集群强度和它们与这些主星系合并的速度是敏感的假设值的M_cut;相反，抑制低质量晕的形成对星系质量晕的角动量含量的影响很小-它是一个晕的组装历史的平静或暴力，有一个更显着的效果。然而，我们预计，测量对空间聚集或合并率的影响对于M_cut的实际值可能在观测上是困难的，因此分离这种小尺度结构的影响似乎非常难以检测，至少在当今的宇宙中。
2013-09-06 astro-ph.CO
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of simulated quasars
我们分析了类星体的聚类特性模拟使用半解析模型建立在千年模拟，测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动的星系合并触发的目标。当我们选择的类星体的光度范围内访问目前的观测，我们发现，预测值的红移演化的类星体偏差同意，而与现有的数据和集群的强度只依赖于微弱的光度。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是黑洞在爱丁顿极限附近吸积的。我们还使用了千年模拟可用的大型晕目录来测试最近合并的晕是否比相同质量的典型晕表现出更强的大规模聚集。这一效应可能有助于解释z~4类星体的高聚集强度。然而，我们没有检测到任何显着的过度偏见合并残留物的集群，这表明合并驱动的性质的对象不集群显着不同于其他对象的相同特征质量。
2009-09-18 astro-ph.CO
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
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
Unequal-mass mergers of dark matter haloes with rare and frequent self-interactions
暗物质（DM）的自相互作用被提出来解决标准冷DM宇宙学中的小尺度问题。在这里，我们研究DM自相互作用在星系和星系团合并系统中的作用。我们进行N体DM的理想化设置的模拟研究DM的自相互作用是弹性和速度无关的影响。我们超越了普遍采用的假设大角度（罕见）DM散射，注意小角度（频繁）散射对天体物理观测和相关量的影响。具体来说，我们专注于DM-星系偏移，星系-星系距离，晕的形状，形态，和相位-空间分布。此外，我们比较了两种方法来识别峰值：一种是基于重力势，一种是基于等密度线。我们发现，结果是敏感的峰值发现的方法，这对合并系统的模拟和观察，特别是对小合并的分析提出了挑战。大的DM-星系偏移可以发生在较小的合并中，特别是在频繁的自相互作用中。在这些情况下，次晕倾向于迅速溶解。虽然集群在合并后期阶段导致罕见的和频繁的散射之间的潜在的巨大差异，我们认为，这些差异是从观察中提取的非平凡的。因此，我们研究的星系/恒星的人口仍然不同，即使在DM晕合并。我们发现，这些无碰撞示踪剂的行为不同的罕见和频繁的散射，潜在地提供了一个手柄来了解DM的微观物理。
2022-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Merger Response of Halo Anisotropy Properties
利用IllustrisTNG模拟研究暗物质晕各向异性性质对并合活动的响应，发现响应轨迹偏离长期演化且具有普适特征，并测量了动力学时间尺度，为理解标度关系散点与质量组装历史的联系奠定基础。
2023-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Birth and Growth of Neutralino Haloes
我们使用扩展的Press Schechter（EPS）形式主义研究晕组装的历史，在一个标准的$Λ$ CDM宇宙学。一个大的Monte Carlo随机游走的合奏提供了{ \it整个}晕成员历史的一组代表性的暗物质粒子，我们假设是中性伴子。大多数粒子的第一代晕并不具有类似于中性伴子功率谱的自由流截止$M_{f.s.}$的质量，也不会在高红移时形成。根据EPS模型中假设的崩塌障碍物的形式，中值为$M_1 = 10^5$至$10^7M_{f.s.}$和$z_1 = 13$至8。几乎三分之一的粒子的第一代晕具有$M_1>10^9M_{f.s.}$。当红移超过20时，大多数中性伴子还不是任何晕的一部分，但仍然是弥散的。这些数字几乎不加修改地适用于中性伴子，它们是今天类似于银河系晕的一部分。在这样的光环中，有多达10%的粒子从来不是较小物体的一部分;典型的粒子经历了$\sim 5$“吸积事件”，其中光环的一部分落入更大质量的物体。可用的N体模拟同意EPS预测的“椭球”崩溃障碍，所以这些可能会提供一个可靠的扩展模拟结果，以更小的尺度。大多数中性伴子的第一代晕形成时间较晚，质量较大，这意味着它们在晕组装过程中会被高效率地破坏。
2009-06-09 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
Building Merger Trees from Cosmological N-body Simulations
虽然相当数量的工作一直致力于增长蒙特卡洛合并树，类似于那些建立从N体模拟，相对较少的努力已经投入量化的警告，一个必然遇到的，当一个提取树直接从这样的模拟。为了扭转这种趋势，本文试图为读者提供一个全面的研究问题时，面临的这条路线。建立暗物质晕及其子晕的合并历史的第一步是在模拟产生的每个时间输出（快照）中识别这些结构。即使我们在本文中讨论了这样一个算法（称为AdaptaHOP）的特定实现，我们相信我们的结果不依赖于实现的确切细节，但扩展到大多数（如果不是所有）（子）结构查找。然后，我们强调不同的方式来建立合并的历史，从AdaptaHOP晕和subhaloes，对比他们的各种优点和缺点。我们发现，最好的方法（分）晕合并的历史是通过分析，来回识别和树的建设，而不是一个进行一个简单的顺序处理这两个步骤之间。这是植根于合并树的复杂性，必须描绘一个固有的动态过程中包含的部分时间信息的收集瞬时快照从N体模拟。
2009-10-05 astro-ph.CO
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass accretion history of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用“Cosmic-Zoom”项目探讨了降至地球质量的暗物质晕质量吸积历史，发现扩展Press-Schechter理论在整个质量范围内能较好预测暗物质晕的层级构建。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
On the choice of the most suitable indicator for the assembly state of dark matter haloes through cosmic time
星系和星系团及其高红移前体的动力学状态和形态特征与它们的聚集历史紧密相关，编码了关于这些宇宙结构形成和演化的关键信息。作为第一步，寻找一个最佳的指示器的组装状态的观察到的结构，我们使用的宇宙学模拟的一个中等的体积，严格审查的最佳定义的一个指标，能够区分暗物质晕进行合并和/或强吸积晕实验一个轻松的演变。使用中心偏移，维里比，平均径向速度，稀疏性和椭圆率的暗物质晕的组合，我们研究如何对这些参数的阈值，以及它们的相对权重，应与红移的演变，以提供最好的分类可能。这使我们能够将晕的样本分为完全放松的，轻微放松的和未放松的子样本。由此产生的分类强烈相关的合并活动，从整个模拟数据中提取的完整的合并树的分析。关于不同指标如何取决于红移和晕质量的结果，以及它们的最佳组合如何更好地匹配晕的真实组装历史，可以构成相关的提示，以找到一套适用于观测数据的合适指标。
2023-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Galaxy Formation with BECDM: I. Turbulence and relaxation of idealised haloes
本文对弛豫的玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的一些未探索的方面进行了理论分析。这种类型的超轻玻色子标量场暗物质是标准冷暗物质（CDM）范式的可行替代方案，因为它可以做出与CDM相同的大尺度预测，并可能通过星系尺度的德布罗意波长克服CDM的小尺度问题。我们模拟BECDM晕形成通过合并，薛定谔-泊松方程下演变。所形成的晕由量子压力张量和渐近$r^{-3}$ NFW状轮廓支持以对抗引力坍缩的孤子核心组成。我们发现一个基本关系的核心=晕质量与无量纲不变$Ξ\equiv \lvert E \rvert/M^3/(Gm/\hbar)^2$或$M_{\rm c}/M \simeq 2.6 Ξ^{1/3}$，连接孤立子全球晕属性。对于$r \geq 3.5 \,r_{\rm c}$核心半径，我们发现潜在的，经典的动力学和量子梯度能量之间的均分。由于波的干扰，涡线的连续重联驱动的晕也表现出显着的湍流行为。对湍流一维速度功率谱进行了分析，发现了一个$k^{-1.1}$幂律。这表明BECDM晕中的涡度是均匀的，类似于凝聚态物理学中的热驱动逆流BEC系统，而不是机械驱动量子系统中的$k^{-5/3}$柯尔莫哥洛夫幂律。功率谱峰值的模式近似为孤子宽度，这意味着孤子大小的颗粒携带了BECDM晕中的大部分湍流能量。
2017-07-21 astro-ph.CO
Spin Flips - II. Evolution of dark matter halo spin orientation, and its correlation with major mergers
我们扩展了我们以前关于暗物质晕的角动量矢量的方向变化（“自旋翻转”）与其质量变化之间关系的研究（Bett & Frenk 2012），以涵盖长度为100 $h^{-1}$ Mpc的模拟立方体中晕质量的全部范围。由于对晕的强烈扰动（例如自旋方向的巨大变化）也可能干扰星系内部的演化，自旋翻转可能是星系形态转变的一种机制，而不涉及重大合并。我们发现，35%的晕，在其生命周期的某个时候，有一个自旋翻转至少$45°$，不符合一个重大的合并。超过75%的大型自旋翻转与非重大合并相吻合;只有四分之一与重大合并相吻合。我们发现一个类似的图片的变化内晕自旋方向，虽然在这里有一个翻转发生的可能性增加。因此，除了晕合并之外，晕角动量方向的变化以及其他类似的晕扰动测量，在模拟星系的形成和演化以及用观测来对抗这种模型时，都是非常重要的考虑因素。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo mass function in alternative dark matter models
声称检测到大量的子结构透镜通量异常，并在银河系恒星流间隙的统计数据，导致了一个简单的温暖的暗物质模型的限制步骤的变化。在这项研究中，我们计算预测的晕质量函数，这些简单的模型，也为全面的粒子物理模型的不育中微子和暗声振荡。我们表明，质量函数适合Lovell等人。低估了haloes的数量小于半模质量，$M_\mathrm{hm}$的一个因素2，相对于扩展的Press-Schechter（EPS）方法。将EPS应用于Viel等人的物质功率谱拟合的替代方法表明，相对于综合模型物质功率谱结果，$M_\mathrm{hm}$具有良好的一致性，尽管由于拟合函数中缺乏小尺度功率，具有质量$<M_\mathrm{hm}$的晕的数量仍然受到抑制。总体而言，我们发现，竞争粒子物理模型预测的质量$<10^{8}M_{\odot}$的暗物质晕的数量被低估了一个因素的$\sim2$时，应用流行的拟合函数，虽然仔细的研究，剥离和破坏的subhaloes将需要为了得出有力的结论。
2020-08-19 astro-ph.CO hep-ph
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 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
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ecology of dark matter haloes I: The rates and types of halo interactions
合并和飞越等相互作用在塑造星系形态方面发挥着重要作用。使用Horizon Run 4宇宙学N体模拟，我们研究了晕相互作用的频率和类型，以及它们的红移演化作为由大尺度密度，对分离，质量比和目标晕质量定义的环境的函数。大多数相互作用发生在大尺度的密度差$δ\approx 20$，无论红移，对应于集团和相对密集的部分的细丝。然而，相互作用靶标的分数在$δ\approx 1000$处最大。我们提供了一个新的经验拟合形式的相互作用率作为晕质量，大尺度密度和红移的函数。从质量比和相对距离的分布来看，存在两种相互作用模式，这意味着相互作用的两种不同的物理起源。卫星目标在深入宿主晕的过程中失去质量。这两种趋势的相对重要性强烈地依赖于大尺度密度、目标质量和红移。
2015-05-04 astro-ph.CO
The growth of brightest cluster galaxies in the TNG300 simulation:dissecting the contributions from mergers and in situ star formation
我们研究了最亮星系团（BCGs）的形成在TNG 300宇宙学模拟的IllustrisTNG项目。我们的集群样本包括700个在$z=0$具有$M_{200} \geq 5 \times 10^{13} \, \mathrm{M}_{\odot}$的晕，以及它们在更早时期的祖先。这包括在$z=0$的280个带有$M_{200} \geq 10^{14} \, \mathrm{M}_{\odot}$的系统，以及带有$M_{200} \geq 10^{15} \, \mathrm{M}_{\odot}$的三个光环。我们发现，我们模拟的BCGs的恒星质量和恒星形成率与$z \lesssim 0.4$的观测结果吻合得很好，并且它们平均经历了$\sim$ 2（$\sim$ 3）自$z=1$（$z=2$）以来的主要合并。通过固定的30千秒差距孔径将BCG与团内光（ICL）分离，我们发现，在$z=0$，由异位（即吸积）恒星贡献的恒星质量分数分别为BCG，BCG+ICL和ICL的约70%，80%和90%。使用合并树跟踪我们模拟的BCGs，我们发现它们在$z \sim $ 1-2中被异位星所主导，并且在$z=0$中作为BCG一部分的一半恒星在其他星系中早期形成（$z \sim 3$），但直到后来才“组装”到BCG上（$z \approx 0.8$为整个样本，$z \approx 0.5$为$M_{200…
2023-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rise and fall of radio-luminous merger shocks from a large sample of galaxy cluster simulations
本文基于 The Three Hundred Project 的星系团并合模拟大样本，研究了射电遗迹作为星系团质量和红移函数的中位演化，详细计算了射电激波从产生到消亡的光度输出。
2025-04-03 astro-ph.CO
The Emergence of the First Star-free Atomic Cooling Haloes in the Universe
利用文艺复兴时期的模拟套件，我们研究了早期宇宙中既无金属又无恒星的原始原子冷却晕的出现。金属的缺乏防止了灾难性的冷却，抑制了碎片化，并可能允许形成巨大的黑洞种子。在这里，我们报告的原始原子冷却晕的丰度发现和特定的物理条件，允许这些直接坍缩黑洞（DCBH）晕的形成。在我们的模拟中，我们发现在红移11.6之前总共形成了79个DCBH晕。我们发现，原始的原子晕的形成是由快速组装的原子冷却晕合并，无论是轻微的和/或重大的，达到原子冷却极限的要求之前。然而，集合晕保持不受（外部）金属富集的能力同样重要，并强调了在这种模拟中跟踪金属迁移的必要性。我们发现的候选DCBH宿主晕已经暴露在J $_{LW}$ $\sim$ 1 J $_{21}$的平均莱曼-沃纳辐射场中，并且通常距离最近的大质量星系至少10 kpc（物理）。晕的增长率达到每单位红移大于10 $^7$ M $_{\odot}$的值，导致显着的动态加热和抑制有效的冷却，直到晕越过原子冷却阈值。最后，我们还发现了五个同步晕候选人的原始原子冷却晕出现的空间和时间同步。
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
星系被认为存在于暗物质的大型引力束缚结构中，即所谓的晕。虽然这些晕中最小的没有恒星或只有几颗恒星，但最大的却拥有整个星系团。在宇宙的历史中，光环经常碰撞和合并，形成越来越大的结构。合并树，即，不断演化的晕的目录，以及它们在生长和合并时的联系，已经成为描述和理解宇宙学物体（如我们的银河系）历史的重要工具。建立在这种合并树之上的半解析模型是宇宙学理论研究的常用方法。当需要考虑的空间和时间尺度的动态范围对于数值模拟来说变得太大时，这种模型的半分析性质特别有益。通过追踪晕的古代恒星和局部可观测物（A-SLOTH）就是这样一个半分析模型，它旨在以快速和可访问的方式模拟早期宇宙中的恒星形成。它使用合并树，无论是从数值模拟或统计算法产生的描述星系的历史。用近似和统计模型描述重子物理过程，特别是气体冷却、恒星形成和恒星反馈。该模型的应用范围很广，因此我们将其提供给科学界。
2022-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
