Dynamical evolution of dark matter subhaloes in the Milky Way: role of the Galactic disc
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）
通过N体模拟研究银河系盘对暗物质子晕轨道倾角的影响，发现小倾角增强潮汐加热和质量损失，共面轨道因绝热屏蔽而损失较小，影响子晕信号可探测性。
2026-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the subhalo mass function and implications for gravitational lensing
我们调查的重子物理学的subhalo人口的影响，通过分析最近的两个流体动力学模拟（EAGLE和Illustris），这有非常相似的配置，但重子物理学的不同模型的结果。我们集中研究质量在$10^{12.5}$和$10^{14}M_{\odot}h^{-1}$之间、红移在0.2和0.5之间的晕，并与观测结果和早期星系透镜中的次晕探测结果进行比较。我们比较的数量和空间分布的subhaloes在完全水力运行，并在他们的暗物质只对应，专注于两个模拟之间的差异。我们发现，重子的存在减少了subhaloes的数量，特别是在低质量端（$\leq 10^{10}M_{\odot}h^{-1}$），由不同的量取决于模型。在subhalo质量函数的变化是强烈依赖于那些在晕质量函数，这是由恒星和AGN反馈的效果移动。最后，我们在模拟中寻找观测透镜（SLACS）的类似物，选择它们的速度色散和动力学性质。我们使用选定的星系，以量化检测预期的基础上的subhalo人口在不同的模拟，计算检测概率和预测值的投影暗物质分数subhaloes $f_{DM}$和质量函数$α$的斜率。我们将这些值与观测中的次晕探测值进行比较，得出结论，仅暗物质和水EAGLE运行都与观测结果相兼容，而水Illustris运行的结果不在误差范围内。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhaloes gone Notts: Spin across subhaloes and finders
我们提出了一个研究的自旋分布的subhaloes发现与主机晕的比较。在两个类似银河系的星系的宇宙学模拟家族中发现了暗晕，即宝瓶座和GHALO模拟。这两个模拟使用不同的引力代码和宇宙学。我们使用了10种不同的子结构发现器，这些子结构发现器涵盖了从简单的位形空间超密度到粒子的全6维相空间分析的广泛方法。我们将结果提交给一个通用的后处理管道，以一致的方式分析结果，恢复无量纲自旋参数。我们发现，自旋分布是一个很好的指标，以及背景粒子的去除（解绑）已进行。我们还发现，自旋分布降低子结构的更接近他们的主机晕的，和自旋参数的值上升与封闭的质量对边缘的子结构。最后，subhaloes旋转支持比场晕，具有较低的自旋参数的自旋分布的峰值。
2012-12-04 astro-ph.CO
Tiny galaxies and dark substructures: exploring the "dark" subhaloes in TNG50
Durham University（杜伦大学）；University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；STAR Institute（STAR研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文基于TNG50模拟研究暗子晕的存在，发现暗子晕在星系团中普遍存在，且质量范围在4.5×10⁷至2.1×10⁸ M☉的子晕更可能出现在强引力透镜区域。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe
银河系冷暗物质晕的高分辨率N体模拟表明，我们应该期望在银河系周围找到一些卫星星系，其晕的最大圆周速度超过40公里。然而，除了麦哲伦云和人马座矮星，它们可能存在于比这更大速度的subhaloes中，银河系的明亮卫星似乎都存在于最大圆周速度低于40公里的subhaloes中。正如Boylan-Kolchin等人最近强调的那样，这种差异意味着，在冷的暗物质星系晕中，大多数质量最大的次晕过于集中，与明亮的银河系卫星的运动学数据不一致。在这里，我们表明，没有这样的差异存在，如果晕是由温暖的，而不是冷的暗物质，因为这些晕是不太集中的帐户，其通常较晚的形成时代。温暖的暗物质是对观测到的卫星运动学的几种可能解释之一。
2012-01-16 astro-ph.CO
The imprint of dark subhaloes on the circumgalactic medium
宇宙学的标准模型，LCDM模型，有力地预言了像银河系这样的星系周围存在大量的暗物质“亚晕”。人们提出了各种各样的观测方法来寻找这种次晕在可观测物质中引起的引力效应。这些方法中的大多数都适用于物质的恒星或冷气体相。在这里，我们提出了一种新的方法，这是寻找扰动，这种黑暗的subhaloes源在温暖/热的环星系介质（CGM）周围的正常星系。结合分析理论，精心控制的高分辨率理想化模拟和完整的宇宙学流体动力学模拟（ARTEMIS模拟），我们计算出预期的信号以及它如何依赖于重要的物理参数（晕下质量，CGM温度和相对速度）。我们发现，黑暗的subhaloes提高本地CGM的温度和密度，因此，也压力。对于压力和密度，波动的幅度可以从百分之几十（对于M_sub=10^10 Msun的次晕）到百分之几（对于M_sub=10^8 Msun的次晕）不等，尽管这在很大程度上取决于CGM温度。亚晕还引起速度场的波动，幅度从几公里/秒到25公里/秒不等。我们建议，X射线，Sunyaev-Zel'dovich效应，无线电色散措施，和类星体吸收线观测可以用来测量这些波动和地方的丰度和分布的暗subhaloes的约束，从而把约束的性质的暗物质。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark side of FIRE: predicting the population of dark matter subhaloes around Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2重子模拟分析银河系质量暗晕的暗物质子晕特性，给出不同质量、距离和红移下的子晕数量拟合结果，对比纯暗物质模拟的偏差，指出大麦哲伦云类穿行事件会提升子晕数量，证实子晕与恒星流相互作用可用于暗物质探测。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
3\%-accurate predictions for the clustering of dark matter, haloes and subhaloes, over a wide range of cosmologies and scales
根据宇宙学预测天体的空间分布是利用未来星系巡天的一个基本要素。在本文中，我们表明，一套专门设计的重力模拟与宇宙学重新缩放算法可以提供高精度的暗物质，晕和subhaloes的聚类。具体地说，只有3 $N$体模拟，我们获得的暗物质的功率谱在$z=0$和$z=1$优于3\%的精度，基本上所有目前可行的值的8个宇宙学参数，包括大质量中微子和动态暗能量，并在整个范围内的尺度探索，0.03 < $k/h^{-1}Mpc$ < 5。对于质量选择的晕和根据其峰值最大圆速度选择的亚晕，该精度保持在相同的水平。作为这些预测的初步应用，我们成功地约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，和散射在subhalo丰度匹配采用投影关联函数的模拟SDSS星系。
2020-09-22 astro-ph.CO
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Projection effects in the strong lensing study of subhaloes
冷暗物质（CDM）假说的定义特征是存在大量的低质量晕，这些晕太小而无法形成可见的星系。其他关于暗物质性质的假说，如暖暗物质（WDM），预测这种低质量晕的数量要少得多。强透镜系统提供了通过它们在透镜图像中引起的扭曲来检测小质量晕的可能性。在这里，我们表明，主要的贡献，图像失真来自沿视线的光晕，而不是subhaloes在镜头通常已假定到目前为止。这些干扰者增强了CDM和WDM模型预测之间的差异。我们推导出总扰动质量函数，包括subhaloes和interlopers，并表明，测量约20强透镜系统的检测限$M_{\rm low}=10^7 h^{-1} M_{\odot}$将区分（在3西格玛）CDM和WDM模型组成的7千电子伏的无菌中微子，如那些需要解释最近检测到的3.5千电子伏的X射线发射线从星系和星系团的中心。
2016-12-19 astro-ph.CO
Dark Subhaloes and Disturbances in Extended HI Discs
我们发展了一种微扰的方法来研究星系的扩展原子氢（HI）盘中的扰动的激发通过暗物质subhaloes。暗物质次晕的引力势较浅（与主晕相比），这使我们能够使用周转近似，我们通过模态分析求解方程，即，假设盘由具有M个模式的N个径向环组成。我们发现，暗物质subhaloes的属性，可以推断出从光盘的模式能量的配置文件和振幅。也就是说，我们发现，响应的整体幅度给出了暗子晕的质量。出于这种模式分析，我们然后表明，密度响应显示出类似的功能。最后，我们表明，我们的结果同意从全流体动力学模拟。我们发现一个简单的比例关系的卫星质量和傅立叶振幅的合成表面密度的气体盘的有效傅立叶振幅（基本上是一个总和的低阶模式）的规模为$m_{s}^{1/2}$，其中$m_{s}$是卫星质量。这个关系的效用是，它可以很容易地应用到一个观察到的HI地图推断卫星的质量，而不求助于充分的数值模拟。这将极大地帮助我们分析大样本的螺旋星系，以限制人口的矮卫星在本地体积。
2011-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A unified model for the spatial and mass distribution of subhaloes
N体模拟表明，在暗物质晕内部生存的子结构遵循质量和径向数密度的普遍分布。我们表明，一个简单的分析模型可以解释这些subhalo分布，由于潮汐剥离，越来越多地减少了质量的subhaloes减少晕中心的距离。作为一个出发点，任何给定的落入质量的subhaloes的空间分布被证明是在很大程度上无法区分的主机晕的整体质量分布。使用物理动机的统计描述的量的质量剥离从个人subhaloes，该模型充分描述了联合分布的subhaloes在最终质量，下落质量和半径。因此，它可以用来预测几个派生的分布，涉及这些量的组合，包括但不限于，通用的subhalo质量函数，subhalo空间分布，引力透镜配置文件，暗物质湮灭辐射配置文件和助推因子。这个模型澄清了一个常见的混乱时，比较星系和subhaloes的空间分布，所谓的“反偏见”，作为一个简单的选择效应。我们在http://icc.dur.ac.uk/data/上提供了一个Python代码SubGen，用于使用subhalo填充halo
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter-radiation interactions: the structure of Milky Way satellite galaxies
在热暗物质（DM）范式中，DM和标准模型粒子之间的原始相互作用是观测到的DM遗迹密度的原因。在Boehm等人（2014）中，我们表明DM和辐射（光子或中微子）之间的弱相互作用可以消除小尺度密度波动，导致与无碰撞冷DM（CDM）模型相比物质功率谱的抑制。这导致在银河系中的DM subhaloes类似DM晕，这意味着卫星星系的丰度减少。在这里，我们使用非常高的分辨率N体模拟来测量这些subhaloes的动态。我们发现，当包括相互作用，最大的subhaloes是不太集中比他们的同行在无碰撞CDM模型，并有旋转曲线，匹配观测数据，提供了一个新的解决方案，“太大而不能失败”的问题。
2016-04-13 astro-ph.CO hep-ph
Size matters: the non-universal density profile of subhaloes in SPH simulations and implications for the Milky Way's dSphs
我们利用仅含暗物质的流体动力学约束局域宇宙模拟（CLUES）研究了银河系和仙女座星系的暗晕密度分布。我们发现，Einasto模型提供了最好的描述subhaloes的密度分布，而不是更常用的NFW配置文件或任何概括it. We进一步发现，Einasto形状参数\nEin \是强烈相关的总subhalo质量，指向的概念的subhaloes的密度分布的非普遍性。我们观察到，由于潮汐剥离的质量损失的影响，在暗物质和流体动力学运行，是减少的形状参数\nEin \之间的下降和现在的时间。现在假设我们银河系的dSphs遵循Einasto轮廓，并使用流体动力学模拟中\nEin \的最大值和最小值作为规范，我们可以改进银河系最亮卫星星系的\Rmax - \Vmax \对的观测约束。当只考虑具有$-13.2\lesssim M_V\lesssim-8.8$的亚晕时，即经典矮星的光度范围，我们发现，如果它们的晕符合具有$1.6\lesssim n_{\rm E} \lesssim5.3$的Einasto模型，则所有模拟的天体都与观测到的dSphs一致。数值激励Einasto配置文件所观察到的dSphs将缓解最近提出的“大规模故障”的问题。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of dark subhaloes in dwarf spheroidal galaxies: II. Transient and localised kinematic features
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh（皇家天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（粒子物理研究所（IFIC），西班牙国家研究委员会-巴伦西亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学天体物理学中心威廉H米勒三世物理与天文学系）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克休斯宇宙学与天体物理中心）
本研究通过N体模拟发现暗物质次晕遭遇会在矮球状星系中产生瞬态、局部的旋转样运动学特征，其功率谱可量化空间尺度，为探测暗物质次结构提供群体级诊断工具。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The gap of stellar mass in galaxy groups: another perspective of the Too-big-To-Fail problem in the Milky Way
银河系存在“太大而不能倒”（TBTF）的问题，即有两个观测到的卫星星系的最大圆周速度大于55 km/s，其他的速度小于25 km/s，但冷暗物质模型预测应该有超过10个速度大于25 km/s的亚晕。那些含有$25km/s<V_{max}<55km/s$的巨大次晕应该不会形成恒星。TBTF问题严重挑战了CDM模式。大多数的努力都是寻求重子反馈的影响，减少银河系的质量，改变暗物质的性质，以便将观测到的低速卫星分配到模拟中发现的大质量亚晕中。然而，如果MW没有以$25km/s<V_{max}<55km/s$之间的速度吸积亚晕，则可以避免TBTF问题，尽管这种间隙的概率低于$\sim 1\%$，并且不能根据观测进行检验。本文利用SDSS星表和半解析模型研究了卫星星系的质量间隙。我们发现，有1- 2%的星系群的卫星恒星质量存在较大的间隙。这些“大间隙”星系团在其形成历史中吸积了质量较小的次晕，自然会在它们的卫星星系之间显示出间隙。如果将我们的结果外推到银河系是合适的，我们得出的结论是，我们的银河系很可能没有吸积足够大质量的subhalo来容纳这些低速卫星，TBTF问题自然就被避免了。
2016-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal evolution of anisotropic subhaloes: A new pathway to creating isotropic and cored satellites
Yale University（耶鲁大学）；National Taiwan University（台湾大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
本文利用理想化N体模拟研究了落入时具有各向异性的子晕的潮汐演化，发现径向各向异性会导致更快质量损失和尖点-核化转变，而轨道剥离与重新位力化最终使子晕速度分布趋于各向同性，有助于缓解银河系卫星动力学建模中的简并问题。
2025-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of baryon removal on the structure of dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系（dSphs）是一种极度缺乏气体、以暗物质为主的星系，这使得它们成为测试冷暗物质（CDM）模型预测的理想对象。我们认为，从富含气体的矮不规则星系，dSphs的祖先，重子组件的删除，可以大大降低其中心密度。因此，它可能在缓解CDM模型中与银河系（MW）相对大质量卫星星系结构相关的问题之一方面发挥重要作用。传统上，无碰撞宇宙学N体模拟被用来对抗理论预测与观测。然而，这些模拟假设宇宙中任何地方的重子分数都等于宇宙平均值，这对dSphs来说可能是不正确的。我们发现，结合（i）较低的重子分数dSphs相比，宇宙平均值和（ii）的重子浓度的内部部分的MW晕可以去很长的路要走，解释所观察到的圆速度分布的dSphs。我们发现，当矮星系落入较大星系时，由于撞击压力的作用，重子被吹走，从而降低了卫星星系的圆速度分布，并使中心约200-500 pc的密度降低了（1 - f_b）^[4]~ 0.5倍，其中f_b是重子的宇宙学分数。此外，母星系中心区域增强的重子质量产生了潮汐力，这比传统N体模拟中的亚晕所经历的更大。潮汐力的增加大大改变了近心点小于50千秒差距的卫星的圆速度分布。我们表明，这两个影响是强大的，足以使从CDM模拟的subhaloes的预测与观察到的结构MW dSphs的协议，无论重子过程的细节。
2013-12-11 astro-ph.CO
Scale-Dependent Bias of Galaxies from Baryonic Acoustic Oscillations
重子声振荡（BAO）调制宇宙大区域中重子与暗物质的密度比。我们表明，星系的质光比的相关变化应该产生一个振荡的，尺度依赖的星系相对于潜在的暗物质分布的偏差。对这种效应的测量将校准星系特征质光比对大尺度环境中重子质量分数的依赖性。然而，这种偏差不太可能显著影响BAO峰位置的测量。
2010-09-07 astro-ph.CO
Rosella: A mock catalogue from the P-Millennium simulation
科学利用的暗能量光谱仪器明亮的星系调查（DESI BGS）的数据，需要建造模拟的星系人口性质密切模仿的实际DESI BGS的目标。我们创建一个高保真模拟星系目录，包括有关星系和它们的主机暗物质subhaloes的信息。模拟星表使用了带散射的次晕丰度匹配（SHAM）来填充P-Millennium N体模拟，其中星系的BGS红移中值为~ 0.2，使用形成红移信息来分配（g-r）静止坐标系颜色。该模型提供了一个体积为（542 Mpc/h）^[3]的完整DESI BGS星系样本的r波段绝对星等、（g-r）静止坐标系颜色、三维位置和速度以及宿主暗物质晕质量的信息。这个P-Millennium DESI BGS模拟目录非常适合于调整无法解析DESI BGS星系所在的subhaloes的近似模拟，以测试分析管道中的系统学并解释（非宇宙学重点）DESI BGS分析。
2021-04-30 astro-ph.CO
The Link between Galactic Satellite Orbits and Subhalo Accretion
我们计算的轨道角动量的暗物质subhaloes在水瓶座模拟冷暗物质星系晕。我们计算了它们的角动量相对于其宿主晕的自旋矢量的取向，并找到了各种不同的配置。所有六个宝瓶座光环都包含统计学上显著的与主光环自旋一致的次光环轨道。所有的晕都是以与主晕相同的方向旋转的亚晕群，其中三个还拥有以相反方向旋转的亚晕群。这些构形是由潜晕的惯性吸积引起的。在$Λ$ CDM宇宙的模拟中，自然会出现相干旋转卫星的准平面分布，例如在银河系和其他星系中推断的那些。
2011-04-18 astro-ph.CO
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 astro-ph.CO
On the Segregation of Dark Matter Substructure
我们提出了第一个全面的分析分离的暗物质subhaloes在其主机晕。使用数值模拟，我们研究了12个不同的subhalo属性的轨道能量和晕中心半径（在真实空间以及投影）的隔离。吸积红移使暗晕强烈分离，这是其宿主晕由内而外组装的结果。由于较早被吸积的次晕经历了更多的潮汐剥离，在下沉时失去了大部分质量的次晕处于更多的束缚轨道上。在吸积时，深晕的质量和最大圆周速度也有很强的分离。我们证明，这种隔离的一部分已经印在下降的条件。对于大质量的次晕，它随后被动力学摩擦所推动，但仅在它们的第一个径向轨道期间。这两种效应的影响被抵消，不过，事实上，更大的吸积质量的subhaloes吸积后。由于潮汐剥离，subhaloes揭示了很少或没有分离的现代质量或最大圆周速度，而相应的扭矩导致subhaloes在更多的约束轨道有较小的自旋。有一个微弱的倾向，形成较早的subhaloes被隔离向他们的主机晕，这是一个间接的后果，即（子）晕形成时间与其他相关的中心，强烈隔离的属性。我们讨论了我们的研究结果的星系群和星系团的卫星星系的隔离的影响。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Not All Subhaloes Are Created Equal: Modelling the Diversity of Subhalo Density Profiles in TNG50
分析了TNG50模拟中子晕密度剖面，发现常用模型拟合不佳，提出改进的三参数NFW模型显著提升拟合优度，并给出参数随子晕属性变化的标度关系以预测受重子影响的子晕性质。
2023-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A First Attempt to Calibrate the Baryonic Tully-Fisher Relation with Gas Dominated Galaxies
我们校准重子塔利-费舍尔（BTF）关系使用气体占主导地位的星系的样本。这些决定的绝对规模的重子质量-转速关系的选择独立的恒星质量估计。我们发现BTF斜率为3.94 +/- 0.07（随机）+/- 0.08（系统），零点为1.79 +/- 0.26（随机）+/- 0.25（系统）。我们应用这个关系来估计恒星质量的星占主导地位的星系。该过程再现了由群体合成模型预测的质光比与颜色的趋势。标准化也是正确的，与IMF在这些模型中使用的经验估计一致。
2009-10-23 astro-ph.CO
Dark matter haloes and subhaloes
解决经典、无碰撞、非相对论性粒子的$N$体问题的方法和算法的发展，使我们有可能在宇宙历史的大部分时间里跟踪宇宙暗物质结构的生长和演化。在研究得最好的情况下，冷暗物质$-$或CDM模型$-$，暗物质被假定由早期热速度可以忽略不计的基本粒子组成。过去三十年的进展导致了对暗物质晕的组装、结构和空间分布的几乎完整的描述，以及在这个模型中的子结构，几乎涵盖了整个天体质量范围。在星系及以上的尺度上，这个标准CDM模型的预测已经被证明在很大范围的时期内，从宇宙背景辐射的温度结构到星系的大尺度分布，都能提供非常好的匹配。这一领域的前沿已经转移到相对未被探索的亚星系尺度，大质量晕的中心区域，以及低质量晕和亚星系晕的区域，这些区域仍然存在潜在的基本问题。要使这些文件生效，可能需要：（i）已知但不确定的重子过程（涉及气体和恒星）的影响，和/或（ii）新的暗物质物理学的替代模型。在这里，我们提出了一个审查的领域，侧重于我们目前的理解暗物质结构的$N$体模拟和未来的挑战。
2019-07-26 astro-ph.CO hep-ph
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Baryonic Contents of Low Mass Galaxies
重子Tully-Fisher关系是宇宙学和银河系模型中一个重要的观测约束。然而，重要的是要记住，在观测中，只有恒星，分子和原子气体被计算在内，而电离气体的贡献几乎普遍被忽略。然而，电离气体被认为存在于矮星系的气体盘中，仅仅是因为它们暴露在宇宙电离背景和恒星辐射中，这些恒星辐射设法从星系盘的中心区域逃逸到它们的外层。事实上，这样的预期是由宇宙学数值模拟和简单的分析模型所证实的。
2012-06-11 astro-ph.CO
The Link between the Baryonic Mass Distribution and the Rotation Curve Shape
从晚型矮星系到早型螺旋星系，观测到的盘星系的自转曲线可以很好地拟合，只要简单地按比例增加恒星盘和HI盘的贡献。这个“重子标度模型”可以用两个自由参数解释观测到的旋转曲线的全部宽度。对于一小部分星系，特别是早期型旋涡星系，HI标度似乎失败的外部部分，可能是由于观测效应或电离的HI。重子标度模型的整体成功表明，星系的重子质量和其旋转速度之间的众所周知的全球耦合（称为重子塔利-费舍尔关系）也适用于更局部的水平，它似乎暗示了重子质量分布和总质量（包括暗物质）分布之间的联系。
2012-07-11 astro-ph.CO
GHASP: an Hα kinematic survey of spiral and irregular galaxies -- IX. The NIR, stellar and baryonic Tully-Fisher relations
我们研究了，第一次，近红外，恒星和重子Tully-Fisher关系的场星系的样本从一个均匀的法布里-珀罗样本的星系（GHASP调查）。GHASP相对于其他样本的主要优点是，最大旋转速度是从2D速度场估计的，避免了对星系倾角和位置角的假设。通过结合这些数据与2 MASS测光，光学颜色，HI质量和不同的质光比估计，我们发现一个斜率为4.48 \pm 0.38和3.64 \pm 0.28恒星和重子Tully-Fisher关系，分别。我们发现，当使用不同的质光比配方时，这些值不会发生显着变化。我们还指出，第一次，上升的旋转曲线，以及不对称的旋转曲线表现出更大的分散在塔利-费舍尔关系比平坦的或对称的。利用星系的重子质量和光学半径，我们发现该样本中所有星系的表面重子质量密度几乎是常数。在这项研究中，我们还强调了在M（H，K）\sim-20的近红外塔利-费舍尔关系的中断的存在，我们证实，晚型星系提出了更高的总重子质量比早型螺旋，这表明超新星反馈实际上是一个重要的问题，在晚型螺旋。由于GHASP星系的Tully-Fisher关系具有良好的样本选择标准和数据分析的均匀性，因此它可以作为研究其他环境和高红移下Tully-Fisher关系的参考。
2011-06-02 astro-ph.CO
Detecting low-mass haloes with strong gravitational lensing II: constraints on the density profiles of two detected subhaloes
本研究通过四种密度轮廓模型分析两个引力透镜系统中的低质量子晕，发现其内部密度斜率陡峭，NFW轮廓需极高浓度，TNG50模拟的多样性部分缓解了与观测的矛盾，但J0946+1006的恒星含量仍存冲突。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The virial mass distribution of ultra-diffuse galaxies in clusters and groups
利用星系团和星系群中超弥散星系的观测丰度和ΛCDM次晕质量函数，对超弥散星系的现晕质量分布进行了约束。如果群集中所有最大的子晕都托管UDG，则UDG将占用\log M_{sub} /M_ \odot \gtrsim 11的所有子晕。对于其中UDG形成的效率在一些特征晕质量周围更高的模型，大质量UDG的更高分数需要UDG质量分布中的更大的散布。在维里质量为10^{15}M_ \odot的团簇中，\log M_{sub} /M_ \odot >12的UDG分数的90%上限为7%，占相同质量以上所有团簇亚晕的70%。然而，为了重现观测到的丰度，卫星UDG的质量分布必须是宽的，其中>30%具有\log M_{sub} /M_ \odot <10.9。这有力地支持了UDG是一个连续分布的一部分，其中大多数是由低质量晕托管。在低质量宿主中，卫星UDG的丰度可能达不到与簇/群质量M_{host}的线性关系，\log M_{host} /M_ \odot \sim 12。表征这些偏差-或缺乏偏差-将允许对UDG维里质量分布进行严格限制。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic alignments of the extended radio continuum emission of galaxies in the EAGLE simulations
我们目前的EAGLE模拟的星系的恒星形成气体的内在排列（IA）的测量。这种气体的无线电连续成像使宇宙剪切测量成为光学测量的补充。我们测量恒星形成气体相对于邻近星系的方向和方向的方向。恒星形成气体表现出优先的径向取向方向对齐，这是一个星系对分离的递减函数，但仍然显着的$\gtrsim 1$ Mpc在$z=0$。这种排列在性质上类似于恒星所表现出的排列，但在固定的距离上较弱。由更大质量的暗晕承载的星系对在固定距离处表现出更强的对准，但是紧密对的强对准由${\sim}L^\star$星系和它们的卫星星系主导。在固定的同动间距下，红移越大，径向排列越强。尽管subhaloes表现出优先的平行短轴对齐，但在所有分离处的取向-取向对齐与随机一致。较弱的IA的恒星形成的气体比恒星源于前者的倾向是不太好地对准星系的暗物质结构比后者，并意味着系统的不确定性，由于IA可能是不太严重的无线电连续弱透镜调查比光学同行。因此，将恒星形成气体盘的取向等同于恒星盘或宿主subhaloes的DM结构的对准模型将高估IA对射电连续统宇宙剪切测量的影响。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Competitive Accretion and the Baryonic Fraction in Galaxies
本研究提出星系重子组分随暗物质晕质量变化的趋势可由竞争性吸积解释：低质量星系受Bondi-Hoyle吸积限制，大质量星系经潮汐吸积，且小星系群中低质量晕重子组分更高。
2025-03-19 astro-ph.CO
The grouping, merging and survival of subhaloes in the simulated Local Group
我们使用的约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行的模拟来研究一个现实的本地组类对象。我们聘请这个小组作为一个数值实验室，从它可能对不同类型的矮星系的起源的影响的角度来研究其subhaloes的人口的演变。重点讨论了卫星在入轨前的潮汐剥离、相互作用、合并和组合过程。潮汐剥离表现在质量吸积和质量损失阶段之间的过渡，在大多数次晕中看到，这发生在落入宿主晕的时刻，以及它们的质量函数的形状随红移的变化。虽然卫星经常形成群体，但它们松散地结合在一起，彼此之间不相互作用。然而，一个大星系群的陷落可以解释观测到的本星系群卫星的特殊分布，但只有在最近才发生的情况下。预期的次晕之间的合并只有在进化的早期阶段才有意义，即7亿年前，那时它们还在宿主晕之外。因此，这些事件可能有助于形成更遥远的早期类型的银河系同伴。一旦次晕进入主晕，合并就变得非常罕见。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shedding light on low-mass subhalo survival and annihilation luminosity with numerical simulations
在这项工作中，我们进行了一套专门设计的数值模拟，以进一步阐明暗物质（DM）subhalo生存在质量尺度相关的伽马射线DM搜索，一个话题受到激烈的辩论。具体来说，我们已经开发并采用了改进版本的DASH，GPU $N$体代码，以前所未有的准确性研究低质量subhaloes内的银河系般的光环的演变，达到太阳质量和亚秒差距的分辨率在我们的模拟。我们模拟不同的质量，浓度和轨道特性的subhaloes，并考虑银河系本身的引力势的影响。更具体地说，我们分析了subhaloes的束缚质量分数和湮灭光度的演变，发现大多数subhaloes生存到现在的时间，即使在某些情况下，他们失去了超过99%的质量吸积。宿主中的重子会引起更严重的质量损失，特别是当次晕轨道与银盘更平行时。许多这样的次晕穿过太阳的银河系中心半径，因此更容易从地球上探测到它们的湮灭通量。我们发现，在太阳附近的一个近心点的DM只有晕轨道的subhaloes失去70-90%的初始湮灭光度在红移为零，增加到99%时，重子也包括在主机。我们发现，在近心点的有效潮汐场的子晕的质量损失之间有很强的关系。事实上，许多对浓度、轨道参数、宿主势和重子分量的依赖都可以通过这个单一参数来解释。除了阐明低质量银河系subhaloes的生存，我们的研究结果可以提供详细的预测，这将有助于当前和未来的探索DM的性质。
2022-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Dependence of Halo Clustering on Subhalo Anisotropy and Planarity
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过宇宙N体模拟揭示次晕的各向异性和平面性影响暗物质晕聚类，发现环境因素显著改变次晕分布特征，为理解卫星晕的各向异性提供新视角。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas Rich Galaxies as a Test of LCDM and MOND
重子塔利-费雪关系（英语：Baryonic Tully-Fisher Relation，BTFR）是盘状星系中重子质量与自转速度之间的经验关系。它提供了LCDM中的星系形成模型和MOND等替代理论的测试。对富含气体的星系的观测提供了一个比恒星主导的螺旋星系更精确（如果不那么精确的话）的BTFR的斜率和归一化的测量，因为它们的质量对恒星星族建模的细节不敏感。这些星系的最新独立数据与Mb = AVf ^4和A = 47+/-6 Msun（km/s）^-4相一致。这相当于MOND，其中$a_0 = 1.3 +/- 0.3 A/s/s。数据中的分散性与完全由观测不确定性造成的一致。目前还不清楚为什么LCDM中的星系形成物理学恰好挑选出MOND预测的关系。我们引入了一个反馈功效参数E晕的性质，他们的主机的星系。E与恒星形成率和气体分数相关，因为经历了最少恒星形成的星系受到反馈的影响最大。
2011-12-07 astro-ph.CO
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Influence of baryonic physics on the merger time-scale of galaxies in N-body/hydrodynamical simulations
根据我们以前的工作（Jiang et al.（2008））中，我们在高分辨率的宇宙学水/N体模拟中研究了星系的合并时间尺度，我们研究了重子物理数值实现中的不确定性对合并时间尺度的潜在影响。在以前的工作中使用的模拟遭受过冷的问题，导致中央星系的大晕太大。这可能导致合并的时间尺度比真实宇宙中的时间尺度更短。我们运行类似的模拟，但恒星质量显着减少，以模拟另一种极端情况下的低恒星质量。我们的结果表明，合并的时间尺度是受恒星形成配方的影响很小，除了在近径向轨道的卫星，显示出22%的时间尺度在较低的恒星质量的情况下，高。由于径向轨道只占卫星轨道的一小部分，因此，Jiang等人的拟合公式是不适用的。（2008）仍然适用于合理的精度，几乎不受重子物理学中的不确定性的影响。
2009-02-21 astro-ph.CO
The baryonic Tully-Fisher relation and its implication for dark matter halos
重子Tully-Fisher关系（BTF）是重子质量与最大自转速度之间的基本关系。它可以用来估计距离，也可以用来约束暗物质的性质及其与可见物质的关系。在本文中，我们探讨了极低质量矮星系是否遵循与高质量星系相同的BTF关系。我们量化的BTF关系中的散射，并使用它来约束允许的伸长的暗物质晕电位。我们获得了11个矮星系的HI合成数据，并得到了几个独立的最大自转速度的估计。构建一个BTF关系使用的数据从文献中的高质量端，从我们的样本中检测到旋转的低质量端的结果在BTF与0.33马格的散射。这种散射约束的椭圆度的潜力在平面上的磁盘的星系的上限为0-0.06，表明矮星系最多只有轻度三轴。我们的结果表明，BTF关系是一个基本的关系，所有的旋转支配星系似乎遵循。
2009-07-31 astro-ph.CO
Tracking the orbit of unresolved subhalos for semi-analytic models
我们提出了一个模型来跟踪宇宙学模拟中的“未解决的subhaloes”（USHs）的轨道演化。超星系是一种次晕，由于有限的质量分辨率，它们在更大的宿主系统中不再被晕发现者区分为自约束超密度。在星系形成和演化的半解析模型（SAMs）中，这些暗晕可能是“孤儿星系”的所在。预测相空间组件的USHS的演变是至关重要的环境过程，相互作用和合并实施的SAM影响孤儿卫星的重子属性的充分建模。我们的模型考虑了动力学摩擦阻力，质量损失潮汐剥离和合并与主机晕，涉及三个自由参数。为了校准这个模型，我们考虑了两个不同质量分辨率的仅DM模拟（MultiDark模拟）。具有较高质量分辨率的模拟（{ \sc smdpl}; $ m_{\rm DM} = 9.6 \times 10^7 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）提供了关于在较低质量分辨率的模拟（{ \sc mdpl 2}; $ m_{\rm DM} = 1.5 \times 10^9 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）中未分辨的亚晕的信息;这些超高压的轨道由我们的模型跟踪。我们使用作为约束函数的subhalo质量函数（SHMF）和两点关联函数（2 PCF）从{ \sc smdpl}，后者是我们的方法的一个新的方面。虽然SHMF未能把严格的约束动力学摩擦的效率和合并条件，聚类信息的添加有助于指定的参数的模型…
2021-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights on low-mass dark matter subhalo tidal tracks via numerical simulations
Durham University（杜伦大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过高精度数值模拟研究低质量暗物质子晕在潮汐剥离下的结构参数演化，发现子晕浓度持续上升且速度浓度在近日点比远日点高约两个数量级，揭示了潮汐效应在重塑子晕中的主导作用。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\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
Looking at the relation between haloes and galaxies under the lens
我们使用经验的方法来模拟恒星质量的星系根据其主机暗物质晕和subhaloes（'HASH'），其中每个星系居住在一个subhalo从一个大的N体宇宙学模拟。利用弱透镜信号（WL）、两点自关联函数（CF）和星系的恒星质量函数（SMF）研究了暗晕与星系的质量关系。我们的方法是基于模拟直接从宇宙学模拟的透镜信号，因此应该是更准确的比其他方法的基础上分析晕模型。我们发现，WL不提供一个强有力的约束MR，允许超过10个因素的自由中央星系的subhalo质量，对于一个给定的恒星质量。卫星星系的自由度要大得多，对卫星星系的比例（0.05-0.8）提供了非常差的限制。当同时使用SMF和WL作为约束时，这些结果没有显著修改。我们发现，对于最大质量的星系，观测约束的基础上的CF与0.1德克斯的错误，相当于0.05德克斯的错误在WL。对于中低质量星系，WL和CF以不同的方式约束MR。虽然WL目前在这些质量上没有增加太多信息，但它有可能在未来使用更精确的测量时发挥重要作用。这里发现的模型不匹配同时观察到的CF和WL信号，并显示出有限的能力，以匹配WL和SMF。我们怀疑这部分是由于这里假设的宇宙学模型，因此我们在大部分工作中采用了模拟WL信号。与文献中以前的模型相比，这里提出的方法可能更一般，因为它揭示了一组给定的观测约束的更大范围的解决方案。
2012-09-03 astro-ph.CO
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 astro-ph.CO
