Angular Momentum Acquisition in Galaxy Halos
利用高分辨率宇宙流体动力学模拟研究了银河系大小星系周围气体晕的角动量获取。我们发现，冷模吸积气体进入星系晕的比暗物质平均在宇宙时间（虽然有一个非常大的色散）的角动量约70%。事实上，我们发现所有物质在吸积时的自旋参数都比在整个晕寿命内平均时的自旋参数高，吸积时的自旋参数λ~0.1。再加上冷流气体在晕中停留的时间相对较短（1-2个动力学时间），这就很自然地解释了为什么冷流晕气体具有比晕高得多的角动量，并经常形成“冷流盘”。我们证明了冷流气体较高的角动量与它倾向于沿细丝吸积的事实有关。
2013-07-25 astro-ph.CO
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
Characterizing dark interactions with the halo mass accretion history and structural properties
研究了耦合暗能量宇宙学中晕质量吸积历史及其与内部结构性质的关系。为了准确预测暗相互作用引起的所有非线性效应，我们使用耦合暗能量宇宙学模拟（CoDECS）。我们测量在z=0的晕浓度和每个晕的质量分辨率阈值以上的子结构的数量。通过追溯晕合并的历史树，根据主晕的质量，我们建立了一个MAH模型，该模型精确地再现了ΛCDM宇宙中晕的M_{200}增长，并比较了不同宇宙学情景下的MAH。对于弱常数耦合的cDE模型，我们的MAH模型可以通过适当地重新标度z=0，σ_8处的线性物质功率谱来重现模拟结果，精度在10%以内。然而，这不是更复杂的情况下，如“弹跳”的cDE模型，数值分析表明，在高红移晕的快速增长，不能简单地重新调整σ_8的值再现。此外，在固定的σ_8值，冷暗物质（CDM）晕在这些cDE方案往往是更集中，并有更多的子结构相对于ΛCDM预测。最后，我们提出了一个准确的模型，涉及晕浓度的时间，它组装一半或4%的质量。结合我们的MAH模型，我们展示了在一个ΛCDM宇宙中，在固定的晕质量下，晕浓度是如何变化的。
2013-07-16 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Merger Histories Beyond Cold Dark Matter: I - Methods and Application to Warm Dark Matter
我们描述了一种方法来准确地计算晕质量函数，祖质量函数，合并率和合并树在非冷暗物质宇宙中使用的广义扩展Press-Schechter形式主义的自洽处理。我们的方法允许快速探索的subhalo人口的星系晕在暗物质模型与各种不同的粒子属性或宇宙滚动，截断，或更复杂的功率谱。我们做了详细的比较，解析推导的质量函数和合并的历史与最近的温暖暗物质宇宙学N体模拟，并找到很好的协议。我们表明，一旦吸积的平滑分布的物质占，粗粒度的统计数据，如质量吸积历史的晕可以几乎无法区分冷，暖暗物质的情况下。然而，晕质量函数和祖质量函数显着不同，与温暖的暗物质的情况下，被强烈抑制以下的自由流动尺度的暗物质。我们证明了使用正确的解决方案的漂移集障碍首次穿越分布在温暖的暗物质的重要性-如果一个平坦的障碍的解决方案，而不是使用的截断晕质量函数慢得多，导致高估的低质量晕的数量。
2012-10-07 astro-ph.CO
Rhapsody. I. Structural Properties and Formation History From a Statistical Sample of Re-simulated Cluster-size Halos
我们给出了Rhapsody星系团再模拟项目的第一批结果：从1（Gpc/h）^3体积中选出的96个“放大”模拟的暗物质晕的样本，其速度为10^14.8 +- 0.05 Msun/h。这个模拟套件是第一个解决这么多的晕与~5x10^6粒子每个晕在集群质量制度，使我们能够统计特征的分布和晕属性之间的相关性在固定的质量。我们专注于主要晕的性质以及它们如何受到形成历史的影响，我们追溯到z=12，质量超过50年。我们特别注意的形成历史上的晕的密度分布的影响。我们发现，Navarro-Frenk-White（NFW）模型和Einasto模型的偏差依赖于形成时间。晚形成的晕往往有相当大的偏差，从两个模型，部分是由于存在大量的subhalos，而早期形成的晕偏离较小，但仍然显着从NFW模型和更好地描述了Einasto模型。我们发现，晕的形状只适度依赖于形成时间。偏离球对称性会通过大质量下晕的各向异性分布影响密度剖面。通过分析相空间结构提供了进一步的证据的影响subhalos。详细分析的subhalo人口在狂想曲的属性是在一个配套文件。
2013-01-10 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
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
Phase-space structure of cold dark matter halos inside splashback: multi-stream flows and self-similar solution
利用宇宙学$N$ -体模拟中吸积粒子在晕上的运动，研究了冷暗物质（CDM）晕的径向相空间结构。在CDM宇宙学中，维里化晕的形成通常会产生径向焦散，然后在晕内产生吸积暗物质的多流流动。特别是，称为回溅半径的最外焦散的半径在密度分布的斜率中表现出急剧下降。在这里，我们专注于多流结构的CDM晕内的溅回半径。为了分析这一点，我们使用和扩展的SPARTA算法开发的Diemer。通过跟踪吸积到晕上的粒子轨迹，我们计算出它们的远心通道数，然后用它来揭示暗物质粒子的多流流动。由此产生的径向相空间中的多流结构进行比较，由Fillmore和Goldreich为每个晕的自相似解决方案的预测。我们发现，$\sim30\%$的模拟晕满足我们的标准被视为是很好地拟合的自相似的解决方案。自相似解中的拟合参数表征晕的物理性质，包括质量吸积速率和最外焦散的大小（即，回溅半径）。我们详细讨论了这些拟合参数和直接从$N$ -身体模拟中提取的其他措施的相关性。
2020-02-10 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
Stellar mass-gap as a probe of halo assembly history and concentration: youth hidden among old fossils
我们调查使用的晕质量差距统计-定义为主机晕和它的最大的卫星subhalo之间的质量的对数差-作为探针的晕年龄和浓度。用宇宙学N体模拟研究了N ~25，000个质量范围为10^12.5 < M_halo/M_sol < 10^14.5的团簇晕。与以前的工作一致，我们发现晕的质量间隙与晕的形成时间和浓度有关。平均而言，年龄较大和浓度较高的晕有较大的晕质量差距，这种趋势是强于在类似的动态范围内的质量浓度关系。然而，由于卫星晕下总体的短暂性质，存在大量的散射，这限制了在逐个物体的基础上使用晕质量间隙统计。例如，我们发现20%的非常大的晕质量间隙系统（类似于“化石群”）是年轻的，并且可能经历了一个巨大的卫星次晕和中央次晕之间的合并。我们通过丰度匹配将晕质量隙与可观测的恒星质量隙联系起来。利用Sloan数字巡天数据Release 7构建的星系群星表，我们发现固定质量星系的恒星形成和结构性质不随恒星质量差的变化而变化。这是尽管变化的晕年龄~2.5 Gyr超过~1.2 dex的恒星质量差距。因此，我们没有发现证据表明，晕形成的历史显着影响星系的性质。
2013-09-02 astro-ph.CO
Observing the End of Cold Flow Accretion using Halo Absorption Systems
我们使用宇宙学SPH模拟来研究两个银河系大小的星系中的冷吸积气体，通过宇宙时间z=0。我们发现，气体合并和冷流吸积的结果在星系晕中的冷气体的显着数量。一旦星系超过临界质量，形成稳定的激波，Mvir = Msh ~ 10^12 Msun，这种冷的环星系成分就会急剧下降。在达到Msh之前，星系经历冷模吸积（T<10^5 K），并在吸积气体中显示出中等程度的高覆盖率：当R为10^16 cm^-2时，f_c ~ 30-50%<50 co-moving kpc and N_HI>。这些值比观测到的覆盖分数要低得多，这表明外流气体（不包括在这里）在模拟具有真实气体晕的星系中很重要。在超过Msh阈值约500 Myr内，每个星系都会转变为热模式气体吸积，f_c下降到约5%。在覆盖分数的急剧转变主要是晕质量的函数，而不是红移。这个签名应该是可检测的吸收系统的研究，目标星系不同的主机质量，并可能提供一个直接的观测示踪剂的过渡，从冷流吸积到热模式吸积的星系。
2011-06-06 astro-ph.CO
Properties of gas in and around galaxy haloes
我们研究了星系晕内部和周围气体的性质作为半径和晕质量的函数，主要集中在z = 2，但也显示了一些结果z = 0。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OverWhelmomentally大型模拟项目。冷模和热模气体的性质，我们根据它在河外时的温度是否高于10^5.5 K来区分，在大质量晕的外部（维里温度>> 10^5 K）是可以清楚区分的。冷态气体和热态气体之间的差异类似于流入气体和流出气体之间的差异。冷模气体主要局限于与扩散的热模气体近似处于压力平衡的凝块细丝。除了更冷和密度更大之外，冷模式气体通常具有更低的金属含量，并且更有可能坠落。然而，即使对于给定的模式和固定的半径和晕质量，气体性质的差异也很大，这使得不可能对单个气体云做出强有力的陈述。金属线冷却在中央星系附近引起强烈的冷却流，这使得很难区分内晕中通过冷模式和热模式吸积的气体。更强的反馈导致更大的流出速度，并将热模气体推向更大的半径。气体性质的演变，如预期的维里参数，这也可以解释许多气体性质的依赖晕质量。我们认为，冷流穿透热晕是可观察到的高柱密度HI莱曼α吸收系统在视线附近的大规模前景星系。
2012-07-18 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
The Past History of Galaxy Clusters told by their present neighbors
星系团可以在现代宇宙学中发挥关键作用，只要它们的演化得到正确的理解。然而，观察到的集群只给我们一个单一的时间框架，他们的动力学状态。因此，寻找与它们的组装历史有很好关联的星团的当前可观测数据构成了宇宙学的不可估量的工具。以往将星系团的环境描述因子与其形成历史联系起来的研究主要是晕的质量-环境关系。本文提出了一个无质量的集群大小晕的邻居分布和后者的质量组装历史之间的相关性。从Big Multidark模拟中，我们提取了两个大样本的随机晕，其质量范围从Virgo到Coma集群大小。此外，为了找到室女星系团形成历史的主要环境罪魁祸首，我们将室女座大小的晕与从模拟中提取的200个类似室女座的晕进行了比较。在不同的集群为中心的距离的邻居的数量允许区分集群与不同的质量吸积历史。与室女座晕类似，在大约2倍维里半径的距离内有许多邻居的星系团在z~1处经历了相对于平均值的质量吸积活跃期和平静历史之间的过渡。相反，具有很少邻居的集群共享相反的趋势：从被动到主动组装历史。此外，在大约4倍维里半径范围内有大质量伴星的星系团往往有最近的活跃合并历史。因此，星团邻居的径向分布为了解这些天体的过去历史提供了宝贵的见解。
2020-07-07 astro-ph.CO
MultiCAM: A multivariable framework for connecting the mass accretion history of haloes with their properties
MultiCAM框架通过同时利用暗晕完整质量吸积历史来连接多个暗晕或星系性质，克服了传统单值概括的信息损失，并在暗物质模拟中验证了其优于单时期条件丰度匹配模型的精度。
2023-07-10 astro-ph.CO
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 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
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
A test of invariance of halo surface density for FIRE-2 simulations with cold dark matter and self-interacting dark matter
Indian Institute of Technology, Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
本文通过FIRE-2模拟测试了冷暗物质和自相互作用暗物质在不同星系质量下的晕表面密度不变性，并验证了其与观测结果的一致性。
2026-02-27 astro-ph.CO
Universal multi-stream radial structures of cold dark matter halos
该研究通过宇宙学N体模拟追踪粒子轨迹，发现冷暗物质晕的多流径向密度剖面具有普适的双幂律结构，且该结构不依赖于晕质量、浓度或吸积率，并指出需考虑角动量分布或并合等复杂性。
2023-06-21 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold and Warm Dark Matter Halos
我们利用一套宇宙学模拟来研究暗物质晕的质量-浓度-红移关系$c({\rm M},z)$。我们的模拟包括标准的$Λ$ -冷暗物质（CDM）模型，以及与热暖暗物质（WDM）方案一致的截断功率谱的额外运行。我们发现，CDM和WDM晕的质量分布是自相似的，以及近似的Einasto配置文件。CDM晕的$c({\rm M},z)$关系是单调的：在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小;在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小。CDM晕的质量吸积历史（MAH）也是无标度的，可以用来直接推断浓度。这些结果并不适用于WDM晕：他们的MAH不是无标度的，因为功率谱抑制所施加的特征尺度。此外，WDM $c({\rm M},z)$关系是非单调的：浓度在截断尺度决定的质量尺度处达到峰值，并在更高和更低的质量处降低。我们表明，组装历史的晕仍然可以用来推断其浓度，只要被认为是其祖先的总质量（“崩溃的质量历史”; CMH），而不仅仅是它的主要祖先。这利用CMH的无标度性质，导出一个简单的标度，再现质量浓度红移关系的CDM和WDM晕的质量和红移的巨大范围内。因此，我们的模型提供了一个强大的帐户的质量，红移，宇宙学和功率谱依赖的暗物质晕浓度。
2016-05-10 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold Dark Matter Halos
我们使用千禧年模拟系列研究平衡态冷暗物质（CDM）晕的质量和红移浓度的依赖关系。我们扩展了早期关于晕质量分布和组装历史之间关系的工作，以展示后者如何用于预测所有质量和任何红移的晕的浓度。我们的结果澄清了浓度和晕的"坍缩红移“之间的联系，以及为什么浓度仅通过无量纲的"峰高”质量参数$ν(M,z)=δ_{\rm crit}(z)/σ(M,z)$依赖于质量和红移。我们结合这些结果与分析质量吸积的历史外推的$c(M,z)$关系，难以达到通过直接模拟的质量制度。我们的模型预测，在给定的$z$，$c(M)$应系统地偏离一个简单的幂律在高质量，其中浓度接近一个恒定值，并在低质量，其中浓度大大低于预期从外推公布的经验拟合。这种校正可以将子结构的预期自湮灭增强因子降低约一个数量级。该模型还再现了$c(M,z)$依赖于宇宙学参数的早期工作中报道，从而提供了一个简单而强大的帐户之间的关系，宇宙学和质量浓度红移关系的CDM晕。
2013-12-03 astro-ph.CO
The Structure of Cold Dark Matter Halos: Recent Insights from High Resolution Simulations
我们回顾了最近的高分辨率宇宙学结构形成模拟，即通过Lactea I和II和GHALO项目的结果。这些模拟在宇宙学框架内研究银河系大小物体的形成。我们讨论了在红移z = 0的冷暗物质晕的一般性质，并专注于新的见解晕的结构，我们得到了前所未有的高分辨率在这些模拟。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Mass distribution and accretion of sub-halos
我们使用“千禧年模拟”来研究暗晕组装历史中的合并事件中吸积子晕的质量函数。我们的研究包括三种次晕合并：（1）发生在暗晕主要祖先的合并;（2）发生在暗晕整个合并历史树上的合并;（3）在现今暗晕中留下可识别的次晕的合并。我们估计未发展的子晕质量函数（USMFs），子晕质量的测量时，他们的吸积。对于子晕合并到一个主要分支的今天的黑暗晕，他们的USMF可以很好地描述了一个通用的功能形式，在良好的协议与以前的结果。对于在整个晕合并历史期间合并成亚晕的所有祖星的USMF，也可以得出相同的结论。在这两种情况下，USMF也是独立的主机晕的红移。由于潮汐的破坏，只有一小部分的吸积晕作为亚晕在今天的暗晕中幸存下来。在星系团大小的晕中，大约30%的幸存的次晕是次次晕，这一比例随着晕质量的减少而减少。对于给定的晕和亚晕质量，吸积时间有很宽的分布，但幸存的亚晕都是最近才吸积的。
2009-08-03 astro-ph.CO
Extended Lyman-alpha emission from cold accretion streams
我们研究了红移3处冷吸积流通过Lyman-alpha（Lya）发射的可观测性以及冷吸积作为Lya斑点（LABs）主要驱动者的可行性。我们运行宇宙学变焦模拟，重点是3个质量跨越两个数量级的晕，大约从10^11到10^13太阳质量。我们使用一个版本的拉美西斯代码，其中包括紫外光子的辐射转移，我们采用了一种改进策略，使我们能够解决吸积流在其自然环境中的一个前所未有的水平。这是第一次，我们自洽模型自屏蔽的冷流从宇宙学的紫外背景，这使我们能够预测它们的温度，电离状态和Lya光度提高精度。我们发现，在太阳质量约为10^11的晕中，冷流的引力加热效率在晕的大部分区域约为10-20%，但在靠近中心的地方会达到更高的值。因此，大部分的Lya光度来自气体，这些气体集中在晕半径的20%中心，导致Lya发射没有扩展。在质量大于10^12太阳质量的更大质量晕中，冷吸积是复杂的和不连续的，引力加热不是一个稳定的过程。忽略Lya散射，局部紫外增强和SNe反馈的因素，在这些巨大的晕中单独的冷吸积可以产生在形态，范围和光度方面与观测基本一致的LAB。我们的模拟稍微和系统地过度预测LAB丰度，也许暗示这些被忽略的因素的相互作用可能对范围和光度产生负面的净影响。我们预测，从目前的观测极限的灵敏度增加几个因素，应该明确地揭示连续免费吸积流周围的大质量星系z=3。
2012-03-07 astro-ph.CO
Feebly Self-Interacting Cold Dark Matter: New theory for the Core-Halo structure in GLSB Galaxies
本文研究了弱自相互作用冷暗物质的低能宇宙动力学，并对大质量LSB（低表面亮度）星系的核晕模型的旋转曲线提出了一个新的简单解释。我们认为冷暗物质具有真正的无碰撞性质，即在相等和复合时期之间的小尺度上存在微弱的自相互作用，为此，我们假设了一个模型，其中强耦合重子辐射等离子体从小区域的冷暗物质中逸出而不失去平衡。利用经典动力学的变质量形式的Merscerskii方程，我们得到了关于CMB各向异性振荡与重子辐射等离子体喷射速度之间的关系的新结果，这些结果为研究CMB第二峰的数值计算提供了有用的工具.在此基础上，我们分别在Jeans理论和牛顿理论中讨论了这种弱自相互作用的冷暗物质中微扰的增长，得到了冷暗物质中分数微扰增长的表达式，该表达式简化为微扰理论在后期复合时期的标准结果.我们看到了冷暗物质势的平均扰动对宇宙微波背景温度各向异性的影响，这些各向异性起源于相等和复合之间的红移，即1100 < z < z_{eq}。我们还得到了Sachs-Wolfe效应的一个表达式，即在冷暗物质势的平均扰动下，在去耦时CMB温度各向异性。
2013-08-01 astro-ph.CO
Quenched Cold Accretion of a Large Scale Metal-Poor Filament due to Virial Shocking in the Halo of a Massive z=0.7 Galaxy
利用HST/COS/STIS和HIRES/Keck高分辨光谱，我们研究了类星体Q1317+277的一个显著的HI吸收复合体（z=0.672）。HI吸收具有1600 km/s的速度扩展，包括21个Voigt轮廓分量，并且位于来自明亮的高质量[log（M_vir/M_sun）~ 13.7]椭圆星系的D=58 kpc的碰撞参量处，该椭圆星系被推断为具有6 Gyr年龄的太阳金属丰度恒星星族。电离模型表明，该结构的大部分是冷气体周围的冲击加热的云，是运动学上相邻的多相组云检测CIII，CIV和OVI吸收，暗示附近的冲击导电界面。相对于在z ~ 3 Ly-alpha森林中观测到的水平，推断的金属丰度与中等原位富集一致。我们解释的HI复杂作为一个贫金属的外延结构被冲击加热，因为它吸积到星系的晕。这些数据支持星系早期形成时期（z > 4）的假设，在此期间，星系可能由冷模气体吸积提供，后来通过热晕的维里冲击淬灭，这样，通过中等红移，冷的吸积气体继续被冲击加热破坏。因此，持续的惯性吸积被混合到热晕中，这表明星系的恒星形成可能会保持熄灭。迄今为止，银河系和HI吸收复合体提供了一些最引人注目的观测数据，支持吸积是维里冲击在高质量星系的热日冕晕的理论图片。
2012-05-03 astro-ph.CO
The enrichment history of cosmic metals
我们使用一套宇宙学，流体动力学模拟来研究宇宙的化学富集历史。具体来说，我们追溯了金属的起源，以调查各种气相何时富集以及晕质量。我们发现，金属的年龄随着它们最终所处气体的密度而急剧下降。至少有一半的金属存在于红移为零（2）的弥散星系际介质（IGM）中，是从红移为二（3）以上的星系中喷射出来的。最后含有金属的晕的质量随着气体密度的增加而迅速增加。超过一半的星系际金属是由总质量小于1e11太阳质量和恒星质量小于1e9太阳质量的晕喷出的。在IGM较热的部分，有助于富集的晕质量范围较宽。通过结合“何时”和“由什么”方面的富集历史，我们表明，金属居住在较低密度的气体通常喷出较早，质量较低的晕。
2010-07-06 astro-ph.CO
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
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
What Do Dark Matter Properties Tell Us About Their Mass Assembly Histories?
在宇宙学模拟中，单个的暗物质晕在其详细的结构特性上有很大的差异，如形状、旋转、子结构和内部弛豫程度。最近的非参数（主成分）分析表明，一些主成分解释了很大一部分的晕属性的分散。主要的主成分与浓度密切相关，而浓度又与晕的质量吸积历史有关。在这里，我们检查更一般的质量吸积的历史和结构参数之间的联系。质量吸积历史的空间有它自己的主成分。我们发现，最强的两个可以解释为光环的整体年龄和后期增长的加速或减速。这两个组件只占$\sim70$ %\的质量吸积的历史中的分散，然而，由于随机效应的主要合并。有关的结构参数的形成历史，我们发现，浓度强烈相关的早期历史的晕，而弛豫相关的晚期历史。我们研究的推论形成的历史，可以通过分裂成子样本的晕，根据可观察到的属性，如浓度和形状在一些最终的时间。这种方法提出了一些有趣的可能性，例如以严格的定量方式定义星系团的年轻和年老样本的可能性，或者凭经验测试星系形成模型的动力学假设。
2011-12-19 astro-ph.CO
Dark Matter Halos in Interacting Dark Energy Models: Formation History, Density Profile, Spin and Shape
相互作用暗能量（IDE）模型考虑了暗能量与暗物质之间的相互作用，为解决符合问题提供了一种自然的机制，也可以缓解$Λ$ CDM模型下的观测紧张。以往的研究通过对宇宙膨胀历史、宇宙微波背景和大尺度结构的观测对IDE模型进行了限制。然而，这些数据还不足以有效地区分IDE模型和$Λ$ CDM。由于非线性结构的形成包含了丰富的宇宙学信息，它可以提供额外的手段来区分不同的模型。本文基于一组IDE模型的$N$体模拟，研究了暗物质晕的形成历史和性质，并与$Λ$ CDM模型进行了比较。对于暗物质衰减为暗能量的模型，参数是先前约束的最佳拟合值，结构形成明显减慢，并且晕具有系统的较低质量，较松散的内部结构，较高的自旋和各向异性。这与观察到的结构形成不一致，因此从非线性结构形成的角度可以安全地排除该模型。此外，我们发现IDE和$Λ$ CDM对应物之间的晕浓度比敏感地依赖于相互作用参数，而与晕质量无关。这可以作为一个强大的探测器来约束IDE模型。我们的结果具体地表明，两个暗分量的相互作用可以影响晕的形成相当大，因此，来自非线性结构的约束是必不可少的。
2022-01-24 astro-ph.CO
Hot Gas, Cold Gas and Sub-Halos in a Lyman-alpha Blob at Redshift 2.38
我们提出了积分场光谱的莱曼α斑点在红移2.38，光谱分辨率比以前发表的工作好三倍。与以前的观察一样，斑点具有混沌的速度结构，其中大部分分解为多个分量。然而，我们的光谱学表明，这些多重分量中的一些非常窄：它们的速度宽度小于100 km/s。结合这些新的数据和以前的观测，我们认为这个莱曼α斑点存在于一个大约10^13太阳质量的暗物质晕中。在这个光环的中心是两个紧凑的红色大质量星系。它们被炽热的气体包围，可能是合并引发的核恒星爆发产生的超级风。这种炽热的气体关闭了这些星系非核区域的恒星形成，导致它们的红色和死亡的颜色。一个丝状或块状的下沉冷气体与热气体相碰撞，并被冲击到高温，同时仍然距离红色星系约30千秒差距。激波区是莱曼α自吸收区，但产生C IV辐射。更远的地方，一些次晕中的冷气体被点亮，最有可能是潮汐触发的恒星形成，当它们犁过热晕介质时的弓形激波，来自灯丝碰撞的莱曼-α共振散射，以及潮汐剥离的气体，这增加了莱曼-α逃逸分数。观测到的莱曼α发射从斑点是占主导地位的总和发射从这些子晕。从统计学的角度来看，我们认为莱曼α斑点的形状并没有被大大拉长，而且大多数并不是由中央活动星系核或星爆的电离或散射提供动力的。
2012-09-17 astro-ph.CO
The same with less: The cosmic web of warm versus cold dark matter dwarf galaxies
我们利用暖暗物质（WDM）和冷暗物质（CDM）的宇宙学模拟来探索宇宙网中低质量暗物质晕分布的基本性质。使用自丰度匹配的模拟星系目录，我们表明，在WDM宇宙中的矮星系的分布，其中低质量的晕形成严重抑制，是几乎无法区分的CDM宇宙的低质量的晕是看不到的，因为星系形成抑制低于一些阈值晕质量。然而，如果矮星系光度和晕属性之间的散射足够大，低质量的CDM晕有时会拥有相对明亮的星系，从而偶尔会有孤立的星系填充CDM空洞，并减少完全空的空洞的数量。否则，如果没有高质量的光散射，我们考虑的所有模拟星系聚类统计数据--自动关联函数、卫星的数量和径向轮廓、孤立星系的数量以及小空洞的PDF--在CDM和WDM中几乎是相同的。当从丰度匹配的晕目录构造时，WDM空洞既不大于CDM空洞，也不空。因此，这是一个挑战，以确定是否CDM问题的小晕相对于观测到的矮星系的数量密度过剩有一个宇宙学的解决方案或天体物理学的解决方案。然而，在未来的局部体积调查中，可能会在星系的宇宙网络中发现一些关于暗物质粒子以及矮星系和它们的暗物质晕宿主之间的分散性的线索。
2015-07-15 astro-ph.CO
Numerical convergence of simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of cold dark matter haloes
我们研究了数值参数对在无碰撞宇宙学模拟中形成的冷暗物质晕性质的影响。我们量化的收敛在中间球平均圆速度分布的晕广泛变化的粒子数，以及在统计的结构标度关系和质量函数。与先前专注于单个晕的工作一致，我们的结果表明，宇宙学模拟在广泛的引力软化参数$ε$范围内产生鲁棒的晕特性，条件是：1）$ε$不大于“会聚半径”$r_{\rm conv}$，其由2体弛豫决定并由粒子数确定，以及2）采取足够数量的时间步长以精确地解析具有短动力学时间的粒子轨道。提供这些条件得到满足，中值圆速度分布收敛到$\approx 10$的百分之半径超过当地2体弛豫时标超过哈勃时间的一个因素$κ\equiv t_{\rm relax}/t_{\rm H}\gt 0.177$，与更好的收敛达到更高的$κ$。我们提供了分析估计的$r_{\rm conv}$，建立在以前的尝试在两个方面：第一，通过突出其明确的（但弱）软化依赖，第二，通过提供一个更简单的标准，其中$r_{\rm conv}$是完全由平均粒子间间距，$l$ ;例如，比$10$百分之收敛圆速度为$r\gt 0.05\,l$。我们展示了如何使用这些分析标准来评估收敛的暗物质晕作为其质量或最大圆周速度的函数的结构标度关系。
2019-07-11 astro-ph.CO
Non-Gaussian halo assembly bias
大尺度暗物质晕偏置对（局部）非高斯性参数f_NL的强烈依赖性，为用大尺度结构调查约束原始非高斯性提供了一条有前途的途径。在本文中，我们提出了第一次检测的依赖性的非高斯晕偏置晕形成的历史，使用N体模拟。我们还提出了一个扩展的Press-Schechter形式主义的基础上的预期信号的解析推导。与我们的分析预测非常一致，我们发现，晕形成的历史依赖的贡献的非高斯晕偏置（我们称之为非高斯晕组装偏置）可以分解的形式近似独立的红移和晕质量。由于晕形成历史，对非高斯晕偏置的校正可以高达100%，对于最近形成的晕抑制信号，对于旧晕增强信号。如果观测选择效应只选择最近形成的晕圈，那么这在原则上对现实的星系巡天来说可能是个问题。目前的半解析星系形成模型，例如，意味着在预期的信号增强~23%和~48%的星系在z=1选定的恒星质量和恒星形成率，分别。
2010-12-13 astro-ph.CO
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cold stream stability during minor mergers
我们使用高分辨率的欧拉模拟来研究红移z=2的星系大小的暗物质晕（10^12 Msun）中冷气体流的稳定性。我们的模拟表明，冷流穿透热气体晕是稳定的热对流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性。然后，我们调查的影响，卫星轨道的主要晕在平面上的流。该卫星能够扰动气流，并在0.5 Gyr内抑制冷气体向晕中心的吸积。然而，如果在大距离处冷气体的供应保持恒定，冷流能够在0.3 Gyr之后重新建立。我们的结论是，冷流是非常稳定的，对各种各样的内部和外部扰动。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos I: The physical origin of the universal function
了解暗物质晕的普遍吸积历史是确定其结构起源的第一步。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义，从初始密度扰动的增长率导出晕质量吸积历史。我们表明，晕质量的历史是很好地描述了指数函数的红移在高红移制度。然而，在低红移区域，质量历史遵循幂律，因为在暗能量主导的时代，由于宇宙的加速膨胀，密度扰动的增长停止了。我们提供了一个解析模型，遵循表达式$M(z) = M_{0}(1+z)^{af(M_{0})}e^{-f(M_{0})z}$，其中$M_{0} = M(z=0)$，$a$依赖于宇宙学和$f(M_{0})$只依赖于线性物质的功率谱。解析模型不依赖于数值模拟的校准，适用于任何宇宙学。我们比较了我们的模型与文献中的质量吸积历史的最新经验模型，发现非常好的协议。我们在线提供模型的数值例程。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Giant cold satellites from low-concentration haloes
银河系环形山II和Antlia II的矮卫星星系由于其大尺寸和低速色散，具有不寻常的低动力学质量密度。以前的工作未能确定$Λ$ CDM框架内的形成方案，并调用核心暗物质晕，潮汐处理。我表明，潮汐演化的$Λ$ CDM NFW晕是丰富的比以前认识到：潮汐加热导致的最内层地区的晕，达不到的质量浓度关系显着扩大，导致形成巨大的，运动学上冷的卫星，如火山口II和Antlia II。此外，当卫星到达远心点时，潮汐外的物质会导致更膨胀的外观。当存在时，就像较大的Antlia II一样，由于其稍微热的运动学和视线速度梯度，可以识别名义上未结合的材料。与其他形成的假设相反，陨石坑II和Antlia II可能经历了非常小的质量损失，事实上，正如它们所观察到的金属丰度所暗示的那样。如果它确实是NGC 1052的卫星，那么低浓度晕的潮汐演化可能同样导致了NGC 1052-DF 2的形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Condensation of Galactic Cold Dark Matter
如果把暗物质看作是玻色-爱因斯坦凝聚体，我们考虑描述暗物质晕密度分布的稳态区域。我们首先解决“典型”冷暗物质的流体方程，获得一类密度分布，其中包括Navarro-Frenk-White轮廓，并在晕核发散。然后，我们数值求解的方程时，得到一个额外的“量子压力”项包括在计算的密度分布。后一种情况的解决方案在晕核处是有限的，可能避免了一些冷暗物质理论中存在的“尖晕问题”。在所提出的模型中，我们预测冷暗物质粒子的质量为M_chi c2 = 10^-24 eV的量级，这与超轻标量冷暗物质模型中预测的质量的量级相同。最后，我们导出了描述暗物质流体的密度和压力扰动的微分方程。
2016-06-28 astro-ph.CO hep-ph
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
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
