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
A universal model for halo concentrations
本文对$Λ$ CDM和自相似宇宙学中的暗物质晕浓度进行了数值研究。我们表明，浓度之间的关系，$c$，和峰高，$ν$，表现出最小的偏差，从普遍性，如果晕质量定义相对于临界密度的宇宙。这些偏差可以解释的残余依赖的物质功率谱，$n$，影响的归一化和形状的$c$ - $ν$关系的局部斜率的浓度。特别是，在浓度值中没有明确定义的下限。相反，最小浓度取决于红移：在固定的$ν$下，$z$越高的晕经历更陡的斜率$n$，因此具有更低的最小浓度。我们表明，在我们的模拟中的浓度可以准确地描述由一个通用的七参数函数只有$ν$和$n$。该模型将我们的$Λ$ CDM结果与$\lesssim 5\%$精确度匹配到$z = 6$，并将无标度$Ω_{\rm m} = 1$模型与$\lesssim 15\%$匹配。该模型还再现了低浓度值的地球质量晕在$z \approx 30$，从而正确地推断出超过$16$数量级的晕质量。我们的模型的预测显着不同，从以前在文献中提出的所有模型在高质量和红移。我们的模型是在最近的集群浓度的透镜测量非常一致。
2015-01-20 astro-ph.CO
Universal Fitting Formulae for the Peak Concentration of Dark Matter Halos
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
利用N体模拟套件，基于修正的峰值高度参数，推导出暗物质晕浓度与峰值高度之间的普适关系，该关系不依赖于红移、宇宙学参数等，并趋于渐近值2.54。
2026-08-13 astro-ph.CO
An emulator-based halo model in modified gravity -- I. The halo concentration-mass relation and density profile
在这一系列的论文中，我们提出了一个基于模拟器的晕模型的非线性星系团在修改后的重力宇宙学。在第一篇论文中，我们提出了以下晕性质的仿真器：晕质量函数，浓度-质量关系和晕物质交叉关联函数。仿真器的训练数据提取的\textsc{FORGE}和\textsc{BRIDGE}套件的$N$体模拟，分别为两个修改的重力（MG）理论：$f(R)$重力和DGP模型，改变三个标准的宇宙学参数$Ω_{\mathrm{m0}}, H_0, σ_8$，和一个MG参数，无论是$\bar{f}_{R0}$或$r_{\mathrm{c}}$。我们的光环属性仿真器在独立的测试数据集上实现了$\lesssim 1\%$的精度。我们表明，仿真器可以结合星系晕连接处方准确地预测星系星系和星系的物质关联函数使用晕模型框架。
2023-01-08 astro-ph.CO
Effect of Massive Neutrinos on the Position of Cold Dark Matter Halo: Revealed via Delaunay Triangulation Void
通过对冷暗物质（CDM）和中微子粒子共同演化的宇宙学$N$ -体模拟，我们发现了大质量中微子对CDM晕空间分布的局域效应，反映在Delaunay三角网（DT）空洞的性质上。较小的空洞通常位于中微子丰度较高的区域，因此它们周围的晕受到更强的中微子自由流的影响。这使得空洞更大（周围的光晕被冲到空洞中心之外）。相反，较大的空洞通常位于中微子丰度较低的区域，因此它们周围的晕较少受到中微子自由流的影响，使空洞变小（周围的晕被挤压向空洞中心）。晕的空间分布的这一特征变化抑制了2点关联函数的规模$\sim$ 1兆秒差距$/h$晕和显着倾斜的DT空隙，作为可测量的中微子效应在当前或未来的星系调查的数函数。
2017-11-04 astro-ph.CO
The mass-concentration relationship of virialized halos and its impact on cosmological observables
在冷暗物质宇宙起源中，尖形模拟的维里化晕的一个一般性质是它们的浓度与质量成反比。这种行为也在观测中得到了证实，尽管这种所谓的质量-浓度关系的确切形式和分散性存在差异。一些对大质量晕的观测研究表明，相对于Lambda CDM的预期，它们在统计上过于集中。在这里，我们调查的影响，各种已公布的质量浓度关系，无论是从模拟和来自观测，将对其他宇宙学观测，特别是考虑到即将到来的调查。我们发现，透镜剪切的积分测量，如从晕峰计数，是非常敏感的质量和浓度之间的关系，在固定的sigma-8，和一些报告的拟合之间的差距是远远大于在sigma-8本身的不确定性的影响。我们还简要地评估了重子物理学对集群规模可观的影响，使用国家的最先进的模拟，得出的结论是，它是不太可能引起的高浓度报告的一些集群。
2011-05-16 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 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
The Immitigable Nature of Assembly Bias: The Impact of Halo Definition on Assembly Bias
暗物质晕成簇不仅取决于晕质量，还取决于其他性质，如浓度和形状。这种现象被广泛地称为装配偏差。我们探讨了组装偏差对晕定义的依赖性，参数化的球形过密度参数，$Δ$。我们总结了浓度，形状和自旋依赖的晕集群作为晕质量和晕定义的函数的强度。浓度依赖性聚类强烈依赖于所有$Δ$的质量。对于常规晕定义（$Δ\sim 200\mathrm{m}-600\mathrm{m}$），低质量下的浓度依赖性聚类由通过与相邻晕相互作用而改变的晕群驱动。通过使用$Δ\sim 20\mathrm{m}-40\mathrm{m}$对使用$M_{200\mathrm{m}} \lesssim 10^{12}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$的晕进行质量相关晕定义，可以大大减少浓度相关的聚类。较小的$Δ$意味着较大的半径，并通过将改变的所谓后溅晕归入现在较大的宿主晕来减轻低质量下的组装偏差。在更高质量（$M_{200\mathrm{m}} \gtrsim 10^{13}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$）时，需要更大的超密度$Δ\gtrsim 600\mathrm{m}$。形状和自旋相关的集群是显着的所有晕的定义，我们探索和表现出相对较弱的质量依赖。一般来说，组装偏差的强度和感觉都取决于晕圈定义，即使在常见的定义中也会有很大的变化。我们确定没有光环的定义，减轻组装偏见的所有表现…
2017-09-16 astro-ph.CO
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
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
Dependency of halo concentration on mass, redshift and fossilness in Magneticum hydrodynamic simulations
我们研究的依赖性的质量和红移的浓度使用三个大N体宇宙流体动力学模拟由Magneticum项目进行。我们约束的质量浓度的关系与一个前所未有的质量范围内的流体动力学模拟的斜率，并发现一个负面的趋势上的质量浓度平面和一个轻微的负红移的依赖关系，与观测和其他数值工作。我们还展示了浓度与化石参数的相关性，化石参数定义为中央星系与最大质量卫星之间的恒星质量比，与观测结果一致。我们发现，具有高化石参数的晕具有系统的高浓度，并从两个不同的方面探讨了其原因。首先，我们研究了长时间不受干扰的晕的演化，我们发现随着化石参数的增加和尺度半径的减小（这增加了浓度），内部区域不断增加卫星。我们还研究了浓度对维里比的依赖性和表面压力$E_s$的能量项。我们的结论是，化石物体具有较高的浓度，因为它们是动态放松的，没有输入/输出的材料，并有时间增生他们的卫星。
2019-05-07 astro-ph.CO
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters: Concentration, Spin, and Shape
本文详细研究了LambdaCDM宇宙学中暗物质晕结构参数的红移演化。我们在Nbody模拟中研究了质量从10^{10} Msun/h到10^{15} Msun/h，红移从0到2的浓度，形状和自旋参数对质量和红移的依赖性。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们还研究了暗物质晕形状随红移的演化及其对质量的依赖性。在所研究的红移范围内，晕的形状与质量之间的关系可以很好地用幂律拟合。最后，我们表明，虽然对于z=0的自旋参数实际上是质量无关的，在增加红移，它表现出越来越多的相关性与质量。
2010-09-14 astro-ph.CO
The flattening of the concentration-mass relation towards low halo masses and its implications for the annihilation signal boost
在理解宇宙结构形成的标准冷暗物质（CDM）理论中，暗物质（DM）晕的性质与其形成时代之间存在着紧密的联系。这种关系可以用一个关键参数来表示，即晕圈浓度。在这项工作中，我们研究了目前超过20个数量级的晕质量的中位浓度-质量关系c（M），即，从微小的地球质量的微晕到星系团。Prada等人（2012）提出的c（M）模型将晕圈浓度与r.m.s.物质线性波动的振幅，非常好地描述了所有可用的N体模拟数据，直到~10^（-6）Msun微晕。一个明确的肥的晕浓度-质量关系向更小的质量被观察到，排除了常用的幂律c（M）模型，并作为一个自然的预测CDM范例。我们提供了一个参数化的c（M）的关系，准确地为所有晕质量。在低质量下c（M）关系中的这一特征具有决定性的后果，例如对于伽马射线DM搜索，因为它意味着由于子结构，即，星系团约为35，像我们这样的星系约为15，与文献中依赖于幂律c（M）外推的巨大值相比。我们提供了一个参数化的助推器，可以安全地用于矮星星系团大小的晕。
2014-06-06 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
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 bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
The accretion history of dark matter halos III: A physical model for the concentration-mass relation
我们提出了一个半解析的，物理动机模型的暗物质晕浓度作为晕质量和红移的函数。半解析模型结合了分析模型的晕质量吸积的历史（MAH），扩展的Press Schechter（EPS）理论的基础上，与浓度和形成时间之间的经验关系，通过拟合数值模拟的结果。由于半解析模型是建立在EPS理论基础上的，因此它可以适用于更宽的质量、红移和宇宙学范围。由此产生的浓度-质量（c-M）的关系被认为是同意的模拟，因为该模型只适用于放松晕，他们没有表现出在高质量或高红移的一些最近的作品发现的向上。我们预测在质量尺度为$10^{11}\rm{M}_{\odot}$时z=0 c-M关系的斜率会发生变化。我们发现，这是由于晕MAH的功能形式的变化，这从占主导地位的指数（高质量晕）的幂律（低质量晕）。在后一阶段，核心半径保持近似恒定，并且浓度由于背景密度的下降而增长。我们还分析了这项工作预测的c-M关系如何影响暗物质湮灭产生的功率，发现在z = 0时，功率比外推最佳拟合的c-M关系低两个数量级。我们提供适合的c-M关系以及数值例程来计算浓度和MAH。
2015-08-03 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
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
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
The cosmology dependence of the concentration-mass-redshift relation
暗物质晕的浓度提供了关于其内部结构以及它如何依赖于质量和红移的关键信息-所谓的浓度-质量-红移关系，表示为$c(M,z)$。我们在这里提出了一个广泛的研究的宇宙学依赖的$c(M,z)$是基于一套72重力，全N体模拟，其中以下宇宙学参数是不同的：$σ_{8}$，$Ω_{\mathrm{M}}$，$Ω_{\mathrm{b}}$，$n_{\mathrm{s}}$，$h$，$M_ν$，$w_{0}$和$w_{\mathrm{a}}$。我们的特点，这些参数对浓度的影响，不同的晕质量和红移。与之前的工作一致，对于研究的所有宇宙学，我们发现暗物质晕在其尺度半径内的特征密度$r_{-2}$与适当定义的宇宙临界密度之间存在密切相关性形成时间。这一发现，结合漂移集模型的晕形成的历史，使我们能够准确地预测暗物质晕的浓度作为质量，红移和宇宙学的函数。我们使用我们的模拟来测试一些已发表的模型预测晕浓度的可靠性，并强调当他们成功或失败，重现宇宙学的$c(M,z)$关系。
2022-07-27 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 dark matter halo concentration and stellar initial mass function of a CASSOWARY group
我们利用组环境的剑桥斯隆调查宽弧在天空中（CASSOWARY）z=0.3透镜J2158+0257测量组动力学质量作为补充的中心动力学和透镜质量约束。使用VLT/FORS 2进行候选组成员的后续光谱。从所得到的N=21确认的成员，我们测量组动力学质量校准分析示踪剂质量估计宇宙学模拟。光度加权的视线速度色散和爱因斯坦半径的透镜被用来作为质量探针在星系的内部区域。结合这三个观测探测器使我们能够独立地约束质量和浓度的暗物质晕，除了总恒星质量的中央星系。我们发现一个暗物质晕与模拟结果非常吻合（log_10 M_200/M_sun = 14.2 +/- 0.2，c_200 = 4.4（+1.6，-1.4）），恒星质光比有利于Salpeter初始质量函数（（M/L）* = 5.7 +/- 1.2）。我们对正常晕浓度的测量表明，在群体质量尺度上，模拟和观测之间没有差异。这与一些研究声称过度集中的晕的星团质量规模形成对比。虽然晕质量是稳健的确定，晕浓度是不显着的系统学的影响，由此产生的恒星质量-光比是敏感的恒星参数的选择，如密度分布和速度各向异性。
2013-06-12 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
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
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
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
Halo Mass-Concentration Relation at High-Mass End
The concentration-mass (c-M) relation encodes the key information of the assembly history of the dark matter halos, however its behavior at the high mass end has not been measured precisely in observations yet. In this paper, we report the measurement of halo c-M relation with galaxy-galaxy lensing method, using shear catalog of the Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) Data Release 8, which covers a sky area of 9500 deg^2. The foreground lenses are selected from redMaPPer, LOWZ, and CMASS catalogs, with halo mass range from 10^{13} to 10^{15} M_sun and redshift range from z=0.08 to z=0.65…
2021-08-06 astro-ph.CO
Shape Profiles and Orientation Bias for Weak and Strong Lensing Cluster Halos
我们研究了从MultiDark MDR 1宇宙学模拟中提取的星系团晕的内在形状和等密度线的排列。我们发现，模拟晕，是非常长的小尺度上，越来越大的球形。由于这一趋势，沿视线的分析投影产生的浓度指数的高估作为半径的递减函数，我们量化使用的三维浓度（$c_{200}$）的内在分布和等密度形状弱和强透镜尺度。我们发现这种差异是$\sim 18\%$（$\sim 9\%$）低（中）质量集群晕与固有的低浓度（$c_{200}=1-3$），而我们发现几乎没有差异晕与固有的高浓度。等密度线被发现是相当良好的整个径向尺度的每个晕人口对齐。然而，已经发现单个晕的主轴偏离多达$\sim 30^{\circ}$。我们还提供了分析结果的增值目录，并已公开提供供下载。
2014-07-22 astro-ph.CO
Gravitational potential drives the concentration dependence of the stellar mass-halo mass relation
Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
研究发现引力势深度影响恒星质量-暗物质晕质量关系的散射，通过分析恒星金属度和浓度相关性，支持深引力势抑制反馈喷流从而增强物质保留的机制。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
QSOs sigposting cluster size halos as gravitational lenses: halo mass, projected mass density profile and concentration at $z\sim0.7$
放大偏差是一种通常被忽视的引力透镜效应，因为与透镜剪切相比，它被认为是次优的。由于亚毫米星系（SMG）的透镜分析的最佳特性，在这项工作中，我们能够测量的放大偏差所产生的类星体的样本作为透镜，$0.2<z<1.0$，在SMG观测的赫歇尔在$1.2<z<4.0$。成功地应用了两种不同的方法：传统的互相关函数方法和通过叠加技术的Davis-Peebles估计。第二个被发现是更强大的分析强透镜制度（$<20-30$ arcsec在我们的情况下），并提供了可能性，考虑到我们的样本中的源的位置误差。根据互相关函数的晕模型，类星体作为透镜所处的晕质量估计大于$\log_{10}{(M_{min}/M_\odot)} > 13.6_{-0.4}^{+0.9}$，这也被质量密度分布分析（$M_{200c}\sim 10^{14} M_\odot$）所证实。这些质量值表明，我们正在观察的透镜效应的集群大小晕路标的类星体，在以前的研究中的放大偏差。此外，我们能够估计透镜收敛，$κ(θ)$，为我们的放大率偏差测量下降到几个kpcs。导出的质量密度分布与Navarro-Frank-White（NFW）分布非常一致。我们还尝试估计晕质量和浓度参数，获得$M_{NFW}=1.0^{+0.4}_{-0.2}\times10^{14} M_\odot$和$C=3.5_{-0.3}^{+0.5}$。这个浓度值是相当低…
2019-09-03 astro-ph.CO
Beyond Assembly Bias: Exploring Secondary Halo Biases for Cluster-size Haloes
二次晕偏置，通常称为“组装偏置”，是晕簇对晕属性而不是质量的依赖。这种预测的拉姆达冷暗物质宇宙学是必不可少的模拟星系分布，以高精度和解释集群测量。顾名思义，次生晕偏差的不同表现被认为源于晕组装历史。我们得出结论，这是不正确的集群大小晕。我们提出了一个最新的总结高质量的晕由于各种晕属性，包括浓度，自旋，组装历史的几个代理，和subhalo属性的二次晕偏见。虽然浓度，自旋，和丰度和径向分布的subhaloes表现出显着的二次偏置，直接量化晕组装历史的属性不。事实上，成对的晕的整个组装历史几乎与孤立的晕的组装历史相同。一般来说，两个晕属性之间的全局相关性并不能预测这两个属性是否表现出类似的二次偏置。例如，组装历史和浓度（或subhalo丰度）相关的配对和孤立的晕，但在这两种情况下遵循略有不同的条件分布。这导致了由于浓度（或subhalo丰度）的二次晕偏置，尽管缺乏严格意义上的集群大小晕的组装偏置。由于这种复杂性，在使用任何一个晕圈属性作为代理来研究由于另一个属性而引起的二次偏倚时必须谨慎。
2018-08-28 astro-ph.CO
A general framework to test gravity using galaxy clusters II: A universal model for the halo concentration in $f(R)$ gravity
提出了一个新的拟合公式，用于描述变色龙$f(R)$引力相对于广义相对论（GR）的晕浓度增强。该公式是通过采用一个大的$N$体模拟的胡-Sawicki $f(R)$模型，其中涵盖了广泛的模型和宇宙学参数，分辨率和模拟框大小。浓度对晕质量$M$、红移$z$、$f(R)$和宇宙学参数的复杂依赖关系可以组合成一种简单的形式，它只依赖于重新标度的质量$M/10^{p_2}$，而$p_2\equiv1.5\log_{10}\left[|{\bar{f}_R(z)}|/(1+z)\right]+21.64$和$\bar{f}_R(z)$是$z$的背景标量场，与$f(R)$模型参数无关。我们的拟合公式可以很好地描述$z\leq3$红移的浓度增强，$M/10^{p_2}$的浓度增强近7个数量级，晕质量的浓度增强近50个数量级。这是一系列工作的一部分，其目的是提供一个一般的框架，使用目前和即将到来的星系团调查的重力自洽和公正的测试。的拟合公式，这是第一个定量模型的浓度增强由于变色龙型修改重力，是在这个框架中的一个重要组成部分，并允许不断探索的参数空间。它也可以用来模拟其他统计，如物质功率谱。
2019-05-16 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 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 Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
A Random Walk Model for Dark Matter Halo Concentrations
对于由单参数密度剖面（如NFW剖面）描述的理想（球形、光滑）暗物质晕，存在晕的能量与其密度剖面的尺度半径之间的一对一映射。因此，能量唯一地决定了这种晕的浓度参数。我们利用这一事实来预测的浓度暗物质晕通过一个随机行走晕能量空间。给定一个光环的完整的合并树，该树中每个光环的总内能是通过对祖先光环的内能和轨道能求和来确定的。我们表明，校准时，该模型可以准确地再现N体模拟中测量的浓度-质量关系的平均值，并再现了该关系中的散射比以前的模型。我们进一步测试这个模型，通过检查尺度半径随时间的自相关性，和晕浓度和自旋之间的相关性，并比较从宇宙学N体模拟测量的结果。在这两种情况下，我们发现我们的模型与N体结果非常匹配。我们的模型是在开源的Galacticus工具包中实现的。
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters
我们研究的质量和红移的浓度参数的Nbody模拟跨越质量从$10^{10} \hMsun$到$10^{15} \hMsun$和红移从0到2。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们提出了实施该模型的预测的浓度参数的值为不同的质量和红移的初步结果。
2011-02-11 astro-ph.CO
Halo assembly bias from a deep learning model of halo formation
本文提出用卷积神经网络从初始条件预测暗晕质量与聚集度，并作为代理模型推导暗晕偏袒参数，成功恢复线性、二阶及原初非高斯性偏袒的已知趋势，揭示了聚集度对组装偏袒的差异化影响。
2023-04-19 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
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 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
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
Formation times, mass growth histories and concentrations of dark matter haloes
我们发展了一个简单的模型来估计暗物质晕的质量增长历史。该模型基于对形成时间分布的拟合，其中形成被定义为合并树的主要分支包含最终质量M的分数f的最早时间。我们的分析利用了这样一个事实，即作为f的函数的中值形成时间与作为时间的函数的主要祖质量分布的中值相同。再加上以前的工作表明，最终晕的浓度c与f \sim 0.04相关的形成时间tf有关，我们的方法提供了一个简单的算法，用于估计晕浓度的分布可能会依赖于质量，红移和背景宇宙学的膨胀历史。我们还表明，可以预测log10 c的精度约为0.13和0.09德克斯，如果只有它的质量，或质量和TF是已知的。相反，我们可以从质量或c预测log10 tf，精度为0.12和0.09 dex，几乎与f无关。将质量添加到基于c的估计值不会导致进一步的改进。后者的结果可能是有用的研究，试图比较年龄的恒星在中央星系的晕与时间的核心是第一次组装。
2012-01-19 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 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
