Physical modelling of galaxy clusters using Einasto dark matter profiles
我们推导出一个模型的Sunyaev-Zel'dovich数据从一个星系团，使用Einasto配置文件来模拟集群的暗物质组件。这个模型类似于Arcminute Microkelvin Imager（AMI）联盟以前使用的星系团物理模型，该模型使用Navarro-Frenk-White（NFW）剖面模拟暗物质，但Einasto剖面提供了额外的自由度。因此，我们提出了两个物理模型之间的比较，不同的方式，他们的模型暗物质：一个使用NFW配置文件（PM I）和一个使用Einasto配置文件（PM II）。我们说明了模型之间的差异，绘制集群的物理性质作为集群半径的函数。我们生成AMI模拟的集群是\textit{created}和\textit{analysed}与这两个模型。由此我们发现，对于16个模拟中的14个，贝叶斯证据根据Jeffreys尺度对两个模型都没有偏好，而对于另外两个模拟，弱偏好有利于正确的模型。然而，对于从分析中获得的质量估计值，当使用正确模型时，16个聚类中有14个聚类的值在输入值的$1σ$范围内，但当使用不正确模型分析数据时，16个聚类中只有6个聚类的值在输入值的范围内。最后，我们将模型应用于从集群A611与AMI获得的真实数据，并发现质量估计是一致的，除了在PM II的情况下，当应用Einasto形状参数的极值。
2020-02-09 astro-ph.CO
Buried but not destroyed: the evolution from prompt cusps to NFW haloes
研究通过模拟揭示了暗物质晕从即时尖峰到NFW剖面的演变路径，发现并合、碎片吸积和纤维相互作用是主要影响因素。
2025-12-15 astro-ph.CO
Einasto gravitational potentials have difficulty to hold spherically symmetric stellar systems with cores
该研究发现虽Einasto势中心梯度为零，但仍无法容纳带核的球对称恒星系统，此结论可通过矮星系恒星核观测约束暗物质性质。
2024-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase Space Distribution Functions and Energy Distributions of Dark Matter Particles in Haloes
本文定量评估了NFW profile和DARKexp对IllustrisTNG模拟中暗物质晕相空间分布函数与能量分布的拟合，发现DARKexp在低能态表现更优，并揭示了两者能量尺度间的近似关系。
2024-03-24 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 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
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
Testing phenomenological and theoretical models of dark matter density profiles with galaxy clusters
我们使用Umetsu等人的4个高质量（M >~10^{15}Msun）星系团在z ~ 0.3附近的叠加引力透镜质量分布来拟合暗物质分布的唯象模型[Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Sérsic，Stadel，Baltz-Marshall-Oguri（BMO）和Hernquist]和理论模型（非奇异等温球，DARKexp和Kang & He）的密度分布。我们占大尺度结构的影响，包括在分析中的2-晕项。我们发现，BMO模型提供了对数据的最佳拟合，这是通过约化卡方来衡量的^[2]。其次是Stadel轮廓，广义NFW轮廓与自由内斜率和Einasto轮廓。NFW模型提供了最好的拟合，如果我们忽略2-halo项，在协议的结果从Umetsu等人。在理论配置文件中，DARKexp模型与一个单一的形式参数具有最好的性能，非常接近的BMO配置文件。这可能表明这个理论模型和暗物质晕现象之间的联系，揭示了从数值模拟中出现的经验配置文件的动力学基础。
2013-10-21 astro-ph.CO
Group galaxy number density profiles far out: is the 'one-halo' term NFW out to $>10$ virial radii?
虽然$Λ$ CDM晕的密度分布（DP）在大约一个维里半径（$r_{\rm vir}$）范围内遵守NFW定律，但对其外部结构的了解仍然很少，因为描述晕本身的1-晕项由代表其他晕的2-晕项主导。使用半解析模型，我们测量实空间的“1-halo”数DP的组出$20\,r_{\rm vir}$分配每个星系到其最近的组与质量以上$M_{\rm a}$，在组$r_{\rm vir}$的单位。如果$M_{\rm a}$小（大），则组的外部DP快速（缓慢）下降。我们发现，有一个最佳的$M_{\rm a}$的堆叠DP类似的NFW模型$0.1$指数精度出$\simeq 13\,r_{\rm vir}$。我们发现类似的远程NFW表面DP（出$\simeq 10\,r_{\rm vir}$）在SDSS观测使用星系分配方案，结合非线性维里化区域的群体与他们的线性外部部分。最佳$M_{\rm a}$按堆叠到$0.25-0.3$幂的组的最小质量进行缩放。我们的研究结果表明，NFW模型并不完全起源于暴力松弛。此外，使用HOD模型填充星系晕必须进行到比通常更大的半径。
2017-07-12 astro-ph.CO
Is the Radial Profile of the Phase-Space Density of Dark Matter Halos a Power-Law?
最新的宇宙学N体模拟发现了暗物质晕的两个有趣的性质：（1）它们的径向密度分布ρ在晕中心处更好地拟合为常数（Einasto配置文件）比广泛使用的NFW形式;（2）另一方面，伪相空间密度ρ/σ 3的径向分布继续很好地符合幂律，如在较早的低分辨率模拟中看到的。在本文中，我们使用Jeans方程来论证（1）和（2）在所有半径上都不可能为真。我们研究隐含的径向依赖性的ρ/sigma 3超过12个数量级的半径通过求解Jeans方程的输入ρ和速度各向异性β的宽范围。独立的β，我们发现，rho/sigma 3近似是一个幂律仅在有限的范围内的晕半径可分辨的电流模拟（下降到维里半径的0.1%），和rho/sigma 3偏离显着低于这个规模的Einasto和NFW rho的幂律。同样的结论也适用于更一般的密度-速度关系rho/sigma_D^n。相反，当我们将ρ/σ ^3 r^{-eta}作为输入时，物理上允许的ρ（在1.8<eta<1.9444的窄范围内出现）都不符合Einasto形式。我们希望下一代模拟具有更好的空间分辨率来解决这一争论：要么Einasto剖面将继续保持，rho/sigma 3将偏离幂律，要么rho/sigma 3将继续作为幂律，rho将偏离其当前的参数化。
2009-07-17 astro-ph.CO
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation II: Spin and concentration parameters for dark matter haloes during the Epoch of Reionization
我们使用高分辨率的N体模拟研究的浓度和自旋参数的暗物质晕的质量范围$10^8\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1} < {\rm M} < 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1}$和红移$5{<}z{<}10$，对应的星系晕被认为是负责再电离。我们建立了一个子样本的平衡晕和对比他们的属性，也包括非放松系统的完整人口。通过将NFW和Einasto剖面拟合到单个晕的球平均密度剖面来计算浓度。在去除平衡外的晕后，我们发现一个$z{>}5$浓度$-$质量（$c(M)$）的关系，几乎是平坦的，以及描述了一个简单的幂律NFW和Einasto拟合。在$z=5$中，平均值关系周围的固有离散度为$Δc_{\rm{vir}}{\sim1}$（或20%）。我们还发现，由Ludlow等人提出的分析模型。再现晕浓度的质量和红移依赖。我们的最佳拟合Einasto形状参数$α$以$α{=}0.0070ν^2{+}0.1839$准确描述的方式取决于峰高$ν$。自旋参数$λ$的分布对平衡态的依赖性很弱;对于我们的弛豫样品，$λ$的峰值大约在${\sim}0.033$，对于全布居，峰值在${\sim}0.04$。自旋-维里质量关系在高红移处有轻微的负相关。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Number Density Profile of Haloes
本文提出一种新的暗晕星系数密度轮廓模型，以替代NFW轮廓，更准确地描述星系偏向暗晕外围的分布，并通过DARKSAGE模拟和SDSS DR10数据验证其能更好地再现晕占据分布和星系两点相关函数。
2023-09-25 astro-ph.CO
A dynamics-based density profile for dark haloes -- II. Fitting function
暗物质晕的密度分布通常由NFW或Einasto模型等拟合函数来描述，但这些近似在过渡区中破裂，在过渡区中晕由新吸积物质主导。在这里，我们提出了一个简单的，准确的新的拟合函数的灵感来自单独的轨道和下落晕组件的渐近形状。轨道项被描述为截断的Einasto轮廓，$ρ_{\rm orb} \propto \exp \left[-2/α (r / r_{\rm s})^α- 1/β (r / r_{\rm t})^β\right]$，具有归一化的五参数空间，物理上不同的尺度和截断半径，以及控制轮廓变陡的速度的$α$和$β$。下落的配置文件被建模为一个幂律的密度平稳过渡到一个常数在晕中心。我们发现，这些公式适合平均，总的配置文件在模拟中的精度约为5%，几乎所有的膨胀的参数空间中的晕质量，红移，宇宙学，吸积率。当固定$α= 0.18$和$β= 3$时，公式变为三参数模型，平均而言，该模型比Einasto配置文件更适合单个晕。通过与国王配置文件的类比，我们表明，尖锐的截断类似于一个截止的结合能。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fitting functions for dark matter density profiles
本文提出了一种适用于暗物质晕或椭圆星系密度分布的拟合函数的统一参数化方法。一个值得注意的特点是，经典的Einasto轮廓自然地出现在Zhao（1996）的双幂律轮廓中，作为核心子族的连续极限情况。在此基础上，我们还认为，有基本上没有定性的差异晕模型很好地拟合Einasto轮廓和标准NFW模型。这甚至可能是定量的情况，除非模拟的分辨率和拟合的精度足够高，使有意义的区分成为可能。
2012-09-27 astro-ph.CO
Bayes-X: a Bayesian inference tool for the analysis of X-ray observations of galaxy clusters
我们提出了我们的贝叶斯推断工具，贝叶斯-X，分析X射线观测的星系团的第一个公开版本。我们说明了使用贝叶斯-X分析一组四个模拟集群在z=0.2-0.9，因为他们将观察到的钱德拉一样的X射线天文台。在模拟和分析管道中，我们假设暗物质密度遵循球对称Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓，并且气体压力由广义NFW（GNFW）轮廓描述。然后我们进行了四组分析。通过数值模拟Chandra类数据考察团簇参数的联合概率分布，表明该模型和分析技术能够稳健地返回模拟团簇输入量，约束团簇物理参数，揭示模型参数和团簇物理参数之间的简并性.然后，我们分析钱德拉附近的集群，A262的数据，并得出集群的物理配置文件。为了说明贝叶斯模型选择的性能，我们还进行了分析，假设物质密度的Einasto曲线，并计算贝叶斯因子。模拟数据的模型选择分析的结果有利于NFW模型的预期。然而，我们发现，Einasto配置文件是首选的A262的分析。Bayes-X软件用Fortran 90实现，可在http://www.mrao.cam.ac.uk/facilities/software/bayesx/上获得。
2014-10-16 astro-ph.CO
The universal distribution of halo interlopers in projected phase space. Bias in galaxy cluster concentration and velocity anisotropy?
当星系团在投影中被观察时，人们不可避免地会看到前景/背景闯入者（FBIs），它们位于维里锥（VC）之内，但在维里球之外。对于膨胀的宇宙，结构和运动学解投影方程是未知的，其中哈勃流（HF）拉伸了速度的视线（LOS）分布。我们分析了93模拟放松集群，从宇宙学模拟。堆积的模拟团簇很好地拟合了m=5的Einasto DM密度分布（但仅在1.5维里半径[r_v]之外），速度各向异性（VA）接近于Mamon-Lokas模型，VA半径等于密度斜率-2。FBIs的面密度相对于rv几乎是平坦的，而它们的视线速度分布显示出占主导地位的高斯簇外围分量和平坦场分量。FBI在投影相空间中的这种分布在质量上几乎是普遍的。局部k=2.7 sigma速度切割返回从3D中测量的NFW密度和VA分布预期的LOS速度分散分布（LOSVDP）。HF导致较浅的外部LOSVDP，对于任何k，Einasto模型都不能很好地匹配。在这个速度削减之后，FBIs仍然占VC中DM粒子的23%（接近于观察到的位于红色序列之外的星系团的比例）。最佳拟合投影NFW/Einasto模型在速度切割后（前）将3D浓度低估了6+/-6%（16+/-7%），除非拟合中包含恒定背景。假设正确的质量配置文件，VA配置文件是很好地恢复从测得的LOSVDP，稍微偏向于更径向的轨道在外部区域。这些小的偏差被宇宙方差引起的大的星团-星团变化所掩盖。附录提供了一个…
2010-09-28 astro-ph.CO
The Doubloon Models of Dark Haloes
本文提出了一类具有平坦圆速度曲线的球晕模型。这包括旋转曲线具有有限中心值但向外下降的模型（如Jaffe模型）。它包括旋转曲线在内部上升，但渐近稳定的模型（如宾尼模型）。该系列包括有限和奇异（尖点）密度分布的模型。导出了依赖于结合能$E$和角动量$L$的自洽分布函数，讨论了模型的运动学性质。这些确实描述了总物质的性质（包括发光和黑暗）。为了与观测结果进行比较，最好考虑示踪星的星族。这些可以用来表示椭圆星系或螺旋星系的球状组成部分。因此，我们研究了具有幂律或Einasto轮廓的示踪剂在双势场中运动的性质。在球面排列的假设下，我们提供了一个简单的方法来解决的Jeans方程的速度色散。这种排列方式得到了银河系恒星晕观测结果的支持。幂律示踪剂到处都有长椭球速度椭球。然而，这是不是Einasto示踪剂的情况下，速度椭球体的变化从长椭球体附近的极点。并导出了逃逸速度附近的速度分布的渐近形式，以便应用于银河系中的高速恒星。幂律示踪剂具有幂律或麦克斯韦速度分布尾部，而Einasto示踪剂具有超指数截止。
2015-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accurate Analytic Mass-Scale Relations for Dark Matter Haloes of all Masses and Redshifts
CUSP是一个强大的形式主义，恢复，从第一性原理和没有自由参数，所有的宏观性质的暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现，并揭示其特征的起源。由于它不受模拟的限制，它涵盖了整个质量和红移范围。在本论文中，我们使用CUSP计算的质量尺度关系举行的晕密度分布拟合到通常的NFW和Einasto函数在最相关的宇宙学和最常见的质量定义。我们澄清了这些关系的起源，并提供准确的解析表达式举行的所有质量和红移。这些表达式的性能相比，以前的模型和质量浓度关系跨越20多个数量级的质量在$z=0$在最近的模拟中获得的100 GeV的WIMP宇宙。
2023-03-06 astro-ph.CO
Morphology of dark matter haloes beyond triaxiality
晕的形态提供了宇宙学和星系形成模型的信息。我们使用闵可夫斯基泛函（MF）来表征晕的实际形态，只有部分被光滑的密度轮廓所捕获，超越了球形或椭球对称性。我们采用半解析晕NFW和$αβγ$ -配置文件和球形或椭球形的形状，以获得一个清晰的解释MF作为内部和外部的斜率，浓度和球形参数的函数。我们使用相同的模型来模拟$N$体晕的密度分布，表明它们的MF明显不同，对内部子结构敏感。这突出了晕尺度的MF作为有前途的统计数据的好处，以改善暗物质的空间建模，这对未来的透镜，Sunyaev-Zel'dovich和X射线质量图以及基于高精度数据的暗物质检测至关重要。
2022-07-22 astro-ph.CO
Cosmology and Astrophysics from Relaxed Galaxy Clusters V: Consistency with Cold Dark Matter Structure Formation
这是研究大质量、动态松弛的星系团的天体物理学和宇宙学的系列论文中的第五篇。我们的样本包括40个集群被确定为动态放松和热在本系列的论文I和II。在这里，我们使用的X射线数据的集群质量配置文件的约束条件，以测试一些基本的预测宇宙结构形成的冷暗物质（CDM）的范例。我们提出的浓度-质量关系的大规模集群的限制，发现一个幂律质量依赖的斜率为$κ_m=-0.16\pm0.07$，与CDM预测。对于这个放松的样品，关系是一致的常数作为红移的函数（幂律斜率与$1+z$的$κ_ζ=-0.17\pm0.26$），与$σ_{\ln c}=0.16\pm0.03$的内在散射。我们调查的数据（通常为$\sim50$千分之一秒差距-1百万分之一秒差距）探测的径向范围内的集群质量分布的形状，并测试偏离简单的纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的形式，密度分布的对数斜率往往$-1$在小半径。具体而言，我们认为作为替代的广义NFW（GNFW）和Einasto参数化。对于GNFW模型，我们发现$β=1.02\pm0.08$的对数内斜率的平均值（减去），具有$σ_β=0.22\pm0.07$的内在散射，而在Einasto情况下，我们将平均形状参数约束为$α=0.29\pm0.04$，具有$σ_α=0.12\pm0.04$的内在散射。因此，我们的结果是一致的，平均与简单的NFW模型，但我们清楚地检测到存在的内在的，集群到集群的…
2016-07-25 astro-ph.CO
Accurate Masses for Navarro-Frenk-White Dark Matter Haloes
我们考虑的问题估计的维里质量的暗晕的示踪人口的位置和速度。虽然有一些通用的工具，可以取得更大的进展，如果我们能够指定的功能形式的晕势（虽然不是它的归一化）。在这里，我们考虑的特殊情况下，宇宙学动机的Navarro-Frenk-White（NFW）晕，并开发两个简单的估计。我们证明了它们对数值模拟的有效性，并使用它们来提供新的质量估计的船底座，天炉座，雕塑家，和六分仪dSphs。
2011-02-08 astro-ph.CO
Detailed cluster lensing profiles at large radii and the impact on cluster weak lensing studies
在N体模拟中使用大量的射线追踪，我们详细研究了大规模暗晕周围的透镜轮廓，特别强调了维里半径周围的轮廓。我们将径向收敛轮廓与我们简单的分析模型预测进行了比较，径向收敛轮廓是在射线追踪模拟中通过堆叠许多暗晕而准确测量的。我们的分析模型包括一个主晕，这是由Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面与三种不同形式的截断，加上相关的物质（2晕项）周围的主晕。我们发现，平滑截断的NFW配置文件最好地再现模拟透镜配置文件，超过10倍的维里半径。然后，我们使用这个分析模型来研究集群弱透镜效应研究中的潜在偏差，其中一个单一的，未截断的NFW组件通常是假设在解释观测到的信号。我们发现，集群的质量，推断通过拟合减少切向剪切剖面与NFW剖面，往往被低估了约5-10%，如果拟合进行到约10 '-30'。相反，对于相同的拟合范围，浓度参数通常高估约20%。我们还研究了计算弱透镜质量峰的信噪比的偏差，发现对于显著的质量峰，它们<4%。在附录中，我们提供了光滑截断NFW剖面的有用公式。
2011-05-18 astro-ph.CO
Galaxy rotation curves and universal scaling relations: comparison between phenomenological and fermionic dark matter profiles
星系晕具有不同的尺度关系，如径向加速度关系、质量离散加速度关系（MDAR）或暗物质表面密度关系（SDR）。与传统的$Λ$ CDM晕的唯象研究不同，我们假设暗物质（DM）晕是通过最大熵原理（MEP）形成的，其中DM粒子的费米子（量子）性质得到了充分的解释。第一次有竞争力的DM模型的基础上的第一物理原理，如（量子）热力学和热力学，是测试对一个大的数据集的银河系观测。特别是，我们比较了费米DM模型与经验DM配置文件：NFW模型，广义NFW模型占重子反馈，Einasto模型和Burkert模型。对于这项任务，我们使用了一个大样本的120个星系从斯皮策测光和准确的旋转曲线数据集，从中我们推断DM内容与模型进行比较。我们发现，径向加速度关系和MDAR很好地解释了所有的模型具有可比的精度，而适合个人的旋转曲线，相反，核心DM晕是统计上首选的尖NFW配置文件。然而，非常不同的物理原理证明了最受欢迎的DM剖面中平坦的内晕斜率：而广义NFW或Einasto模型依赖于复杂的重子反馈过程，MEP场景涉及DM粒子的准热力学平衡。
2023-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-accuracy analytical solutions for the projected mass (counts) and surface density (brightness) of Einasto profiles
Einasto剖面在$Λ$ CDM N体模拟中成功地描述了暗物质晕的密度剖面。它还能够描述星系表面亮度分布的多个组成部分。然而，分析投影它来计算投影下的数量是具有挑战性的。在本文中，我们将看到一个高度精确的分析近似的质量（或计数）封闭在一个无限长的圆柱形列Einasto配置文件-也被称为投影质量（或计数）-使用一种新的方法。然后，我们将开发一个自洽的高精度模型的表面密度从投影质量的表达式。这两个模型是相当准确的一个广泛的家庭的功能，与形状参数$α$变化的范围内$0.05 \lesssim α\lesssim 5.0$的100倍，与分数误差$\sim 10^{-6}$为$α\lesssim 0.4$。用$α\lesssim 0.4$计算的密度分布与N体模拟中的暗物质晕的密度分布以及大质量星系外层成分的光度分布都很吻合。由于投影质量和表面密度用于引力透镜，我将说明这些模型如何方便（第一次）分析计算的几个数量的利益透镜由于Einasto配置文件。然而，这些模型并不限于透镜效应，并且适用于投影下的类似量，例如投影亮度、投影（柱状）数量计数和投影密度或表面亮度。
2021-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA math.FA
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical ensembles of virialized halo matter density profiles
我们定义和研究统计合奏的物质密度分布描述球对称的，维里化的暗物质晕的有限程度与给定的质量和总引力势能。我们的合奏只包括空间自由度，微观状态是一个球对称的物质密度函数。我们提供了巨正则配分泛函的精确解，并证明了它与微正则系综的等价性。我们分析得到的平均配置文件，对应于绝大多数的微观国家。所有这些配置文件有一个无限深的势阱，与奇异的等温球在无限的温度极限。维里半径大于引力半径的系统表现出有限部分能量在中心的局部化。如果将势阱的最大深度设为一个上限，则在任何质量和能量下，NFW晕的统一性的通用对数内斜率被预测。在这种情况下，统计学上有利的平均曲线与NFW曲线比较良好。对于非常巨大的晕，这个协议变得精确。
2013-04-18 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
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$Λ$ CDM宇宙学中的预测轮廓近似地由Einasto轮廓描述，这意味着它没有尖点，而是有一个核心，其中内部斜率缓慢地收敛到零。下降到百分之一的总半径，配置文件有正确的NFW和Einasto的形式，接近后者下降到一个半径约4个数量级less. the模型的内部一致性意味着，晕的密度配置文件海港没有信息，他们过去的聚集历史。这就解释了为什么大的合并不会改变SI形成的维里化天体的典型密度分布，也不会使基于这种形成的峰值形式主义失效。
2012-07-09 astro-ph.CO
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 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
Strong Lensing In The Inner Halo Of Galaxy Clusters
我们提出了一个轴对称的公式来计算在星系团中发现引力弧的概率，引力弧是由它们的大质量暗物质晕引起的，是星系团红移和维里质量的函数。该公式采用伪椭圆近似，包含了星系团暗物质势的椭圆率。的概率计算和比较两个暗物质晕配置文件，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）和非奇异等温球（NSIS）。我们通过Kolmogorov-Smirnov（KS）检验证明了我们的公式对低红移Abell团簇X射线明亮样本的强透镜统计的影响。这个KS测试允许建立NFW配置文件（$c_Δ$）和NSIS配置文件（\rc）的核心半径的浓度参数的值的限制，这是与最低的集群红移（$z_{\rm cut}$），可以观察到强弧。对于NFW暗物质配置文件，我们推断集群晕的浓度是一致的预测$Λ$ CDM模拟。至于NSIS的暗物质配置文件，我们发现只有上限的集群核心半径，因此不排除一个纯粹的SIS模型。对于替代的质量配置文件，我们的配方提供了通过$z_{\rm cut}$的参数，控制在集群晕的内部区域的质量浓度的约束。我们发现，$z_{\rm cut}$预计位于0.0- 0.2红移，强调需要包括非常低的$z$集群的样品中研究集群的质量配置文件。
2016-06-13 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mass Profiles
我提供了关于NFW、Einasto、Sersic和其他质量分布的注释，这些质量分布提供了与模拟暗物质晕的良好拟合（S3）。我总结了各种已发表的c（M）关系：晕浓度作为质量（S1）的函数。讨论了维里半径的定义，并给出了在晕圈过密度（S2）的各种定义值之间转换c_vir、M_vir和r_vir的关系。
2010-05-03 astro-ph.CO
CLASH: Weak-Lensing Shear-and-Magnification Analysis of 20 Galaxy Clusters
本文对哈勃望远镜星团透镜与超新星巡天（CLASH）中选取的16个X射线规则星团和4个0.19<z<0.69的高倍星系团的样品进行了剪切-放大弱透镜分析。我们的分析使用了宽视场多色成像，主要使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄。通过对X射线选择的子样本进行叠加剪切分析，我们检测到了在200至3500 kpc/h的径向范围内总信噪比约为25的整体平均透镜信号。堆叠的切向剪切信号很好地描述了一个家庭的标准密度分布预测暗物质为主的晕在引力平衡，即Navarro-Frenk-White（NFW），截断的变种NFW，和Einasto模型。对于NFW模型，我们在$M_{200c}=1.34^{+0.10}_{-0.09} 10^{15}M_{\odot}$处测量$c_{200c}=4.01^{+0.35}_{-0.32}$的平均浓度。我们表明，这是在极好的协议与λ冷暗物质（LCDM）的预测时，CLASH X射线选择功能和投影效应考虑在内。最佳拟合Einasto形状参数为$α_E=0.191^{+0.071}_{-0.068}$，这与$\sim 0.18$的NFW等效Einasto参数一致。我们重建投影质量密度分布的所有CLASH集群从剪切和放大数据的联合似然分析，并测量集群质量在几个特征半径。我们还推导出一个整体平均的总投影质量配置文件的X射线选择的子样本，通过堆叠他们的个人质量配置文…
2014-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A constant characteristic volume density of dark matter haloes from SPARC rotation curve fits
我们使用175个银河系数据库中的星系研究了暗物质晕和星系盘之间的标度关系。我们探讨了两个宇宙学动机DM晕配置文件：从DM只模拟和DC 14配置文件从流体动力学模拟的Einasto配置文件。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合观测到的旋转曲线，并使用近红外测光和$Λ$ CDM激励的先验来打破盘晕简并。我们发现DM晕的特征体积密度$ρ_{\rm s}$在星系光度的$\sim$ 50年内几乎是恒定的。相反，尺度半径$r_s$和特征面密度$ρ_s\cdot r_s$与星系光度相关。这些尺度关系为星系形成的宇宙学模拟提供了一个经验基准。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
New catalogue of dark-matter halo properties identified in MICE-GC -- I. Analysis of density profile distributions
弱引力透镜对暗物质晕质量的约束可以通过使用关于其密度分布形态的额外信息来显着改善，从而导致来自晕质量函数的更严格的宇宙学约束。这项工作是第一个两个，我们调查的准确性晕形态和质量测量的2D和3D。为此，我们确定了几个晕物理性质的MICE-Grand挑战暗物质唯一的模拟。我们提出了一个公开的目录，这些属性，包括密度分布和形状参数测量的2D和3D，晕中心的3D密度分布的峰值，以及重力和动能和角动量矢量。密度分布计算使用球形和椭球形的径向箱，考虑到晕的形状。我们还提供了晕浓度和质量来自拟合的2D和3D密度分布使用NFW和Einasto模型晕超过$1000$颗粒（$\gtrsim 3 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$）。我们发现，Einasto模型提供了更好的拟合相比，NFW，无论晕弛豫状态和形状。从2D分布拟合得到的3D密度分布的质量和浓度参数通常是有偏差的。当约束质量和浓度使用弱透镜叠加分析时，也会得到类似的偏差。我们发现，这些偏差依赖于在拟合过程中采用的径向范围和密度剖面模型，但不是晕的形状。
2022-05-13 astro-ph.CO
Density profiles of dark matter haloes on Galactic and Cluster scales
在本文中，我们改进了Williams等人（2004）的“扩展的二次入水模型”（ESIM），以获得对尖点/核问题的进一步认识。该模型考虑了有序角动量和随机角动量、动力学摩擦和重子绝热收缩的影响，以得到更接近坍缩实际的二次坍缩模型。该模型适用于星系尺度（正常和矮旋涡星系）和星系团尺度的结构。得到的结果表明，角动量和动力学摩擦是能够，在星系尺度上，克服绝热收缩消除尖点的竞争效应。在我们的模型中，只有当系统仅由暗物质构成，并且角动量和动力学摩擦的大小相对于模型本身预测的值减小时，才能重新获得NFW轮廓。将de Blok & Bosma（2002）的4个LSB星系的自转曲线与本文模型得到的自转曲线进行了比较，得到了与观测数据较好的拟合。在尺度小于$\simeq 10^{11} h^{-1} M_{\odot}$的斜率$α\simeq 0$和集群规模上，我们观察到类似的演变的暗物质密度分布，但在这种情况下，密度分布斜率$α\simeq 0.6$的集群的$\simeq 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$。与暗物质不同的是，总质量分布显示出一个中心尖点，该中心尖点与NFW模型很好地拟合。
2009-06-06 astro-ph.CO
Dark Matter Halos: The Dynamical Basis of Effective Empirical Models
我们调查的经典经验模型（特别是，Sersic-Einasto和广义NFW），被广泛用于描述星系中的无碰撞物质的分布的动力学基础。我们认为，这样的基础是提供了我们的α-配置文件，构成的解决方案的金斯动力学平衡与物理边界条件。我们将展示如何设置参数的经验的动力学模型，我们发现的经验模型，特别是塞尔西奇-埃纳斯托，构成一个简单而紧密的近似动力学模型。最后，我们讨论了如何这些提供了一个有用的基线评估的影响，可能调制的密度斜率在中央星系区域的小尺度动力学。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
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
What sets the central structure of dark matter haloes?
在密度扰动的热截止尺度附近形成的暗物质（DM）晕是独特的，因为它们是最小的物体，通过整体引力坍缩形成，而较大的晕则相反地经历了合并。虽然标准的冷暗物质（CDM）模拟很容易产生晕，遵循普遍的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布与内斜率，$ρ\propto r^{-α}$，与$α=1$，最近的模拟发现，当自由流截止预期的CDM模型是解决，所产生的晕遵循近幂律密度分布$α\sim1.5$。在本文中，我们使用理想化的$N$体模拟的原晕的崩溃，研究了密度尖点的形成晕。当原晕轮廓最初核心由于粒子自由流在高红移，我们普遍发现$\sim r^{-1.5}$配置文件，无论原晕轮廓斜率以外的核心和大规模的非球形扰动。相反，当原晕具有幂律轮廓时，则当原晕补丁的密度斜率比临界值$α_{\rm ini} \sim 0.3$浅时，我们获得与NFW形状兼容的轮廓，而最终斜率对于$α_{\rm ini}\ga 0.3$可以更陡。我们进一步证明，$r^{-1.5}$配置文件是敏感的小规模的噪音，这逐渐推动他们走向内斜率的$-1$，在那里他们成为弹性这样的扰动。我们表明，$r^{-1.5}$解决方案是在流体静力平衡，在很大程度上符合一个简单的分析模型，并提供参数，角动量出现，以确定内斜率。
2017-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of small scale density perturbations on the formation of dark matter halo profiles
借助一组玩具N体模型，我们研究了小尺度初始扰动对暗晕内部密度分布的影响。我们发现一个显着的平坦的内斜率$α={d \log ρ\over d \log r}$到$α=-0.5$在一定范围内的尺度和振幅的扰动（而在没有这些扰动的情况下，NFW配置文件与$α=-1$再现）。这种效应可能是形成无尖星系晕的原因。
2012-09-12 astro-ph.CO
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Stripping in the Adiabatic Limit
我们提出了一个模型的残余晕，经历了绝热潮汐剥离过程。我们表明，该模型准确地再现了残余的NFW晕，暴露于一个缓慢增加的各向同性的潮汐场和近似的各向异性的潮汐场。该模型可用于预测的渐近质量损失极限的轨道subhaloes，仅作为一个函数的初始结构的subhalo和近心点的潮汐场的值。预测可以很容易地作出不同的集中主机晕重子组件和没有，其中最显着的区别是它们的近心点半径和潮汐场之间的关系。该模型正确地预测了几个经验测量的关系，如Errani和Navarro（2021年）报告的等温球情况下的“潮汐轨道”和“轨道频率关系”。此外，我们提出了应用程序的“结构潮汐”简并性，这意味着增加浓度的subhalo潮汐剥离减少潮汐场的振幅具有完全相同的影响。除此之外，我们发现，简单的关系举行的束缚质量，截断半径，WIMP湮灭光度和潮汐比潮汐剥离NFW晕在最大圆速度的半径测量的数量。最后，我们注意到，NFW晕不能完全中断时，暴露在任意大小的潮汐场的热膨胀。我们提供了一个开源的实现我们的模型，并建议它可以用来提高预测的暗物质湮灭。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect
我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。
2012-09-25 astro-ph.CO
On the Density profile slope of Clusters of Galaxies
本文将Del Popolo（2012）关于重子-暗物质（DM）相互作用如何塑造矮星系密度分布的研究扩展到星系团。考虑到动力学摩擦、随机和有序角动量以及暗物质晕对重子凝聚的响应，确定了星系团的密度分布。我们发现，只含DM的晕具有Einasto轮廓的特征，并且轮廓随重子含量和随机角动量值的增加而变化。在第一部分的文件中得到的分析结果被应用到研究集群的内部配置文件具有比NFW预测（A611，A383）的斜率平坦或其特征在于与NFW模型（MACS J1423.8+2404，RXJ 1133）的配置文件。利用独立测量的重子分数和典型的自旋参数值$λ\simeq 0.03$，并调整随机角动量，重新得到了上述星系团的质量和密度分布.最后，我们证明了$\simeq 10$ kpc，$M_{b,in}$内部的重子质量与团簇的总质量相关，发现这两个量之间的相关性为$M_{b,in} \propto M_{500}^{0.4}$。
2012-04-19 astro-ph.CO
A novel determination of the local dark matter density
我们提出了一个新的研究问题的银河系的质量模型，集中在功能方面的暗物质晕组件。我们已经考虑了一个多样化的样本的动态观测的银河系，包括最近出现的几个结果，并研究了一个7-或8维参数空间-定义的银河系模型-通过实施贝叶斯方法的参数估计的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗方法。这种分析的主要结果是一种新的本地暗物质晕密度的测定，假设球对称性和Einasto或NFW密度分布被发现约为0.39 GeV厘米$^{-3}$与1- $σ$误差约为7%，更准确地说，我们发现一个$ρ_{DM}(R_0) = 0.385 \pm 0.027 \rm GeV cm^{-3}$的Einasto配置文件和$ρ_{DM}(R_0) = 0.389 \pm 0.025 \rm GeV cm^{-3}$的NFW。这与$ρ_{DM}(R_0)$约为0.3 GeV cm $^{-3}$且不确定度为2至3倍的标准假设相反。非常精确地确定局部晕密度对于解释直接暗物质探测实验是非常重要的。事实上，我们所产生的结果，加上最近精确测定的本地圆速度，应该是非常有用的相当狭窄的天体物理不确定性直接暗物质检测。
2009-07-30 astro-ph.CO hep-ph
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
Scaling relations, dynamical heating and tidal disruption in spin $s$ ultralight dark matter models
研究自旋s超轻暗物质模型中自相似关系、动力学加热及潮汐破坏特性，揭示自旋对暗物质晕结构和卫星破坏时间的影响。
2025-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dynamics-based density profile for dark haloes -- III. Parameter space
本文分析了截断 Einasto 暗晕密度轮廓的参数空间，证明参数非简并且能恢复轨道项与下落项性质，并发现 $α$ 依赖吸积率而非峰高，$r_{\rm t}$ 比密度斜率最陡处半径更能准确度量吸积率。
2024-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Abundance and Structure of Subhaloes near the Free Streaming Scale and Their Impact on Indirect Dark Matter Searches
暗物质粒子的自由流动运动在物质功率谱中留下了一个截止点，并设定了最小暗物质晕的尺度。最近的宇宙学$N$体模拟表明，在自由流尺度附近的晕中，中心密度尖点比更大质量的晕中要陡得多。在这里，我们研究的丰度和结构的subhaloes附近的自由流标度在非常高的红移使用一套前所未有的大宇宙学$N$体模拟，在很宽的范围内的主机晕质量。的subhalo丰度被抑制强烈低于自由流动的规模，但subhalo质量函数之间的比率，在截止和没有截止模拟是很好地拟合由一个单一的校正函数，无论主机晕质量和红移。在subhaloes，中央的斜坡是相当浅，比在现场晕，但是，仍然比NFW的配置文件陡峭。与此相反，在晕下的浓度明显大于晕，并取决于晕下的质量。我们比较了两种方法外推的质量浓度关系的晕和subhaloes z=0，并提供了一个新的简单的拟合函数subhaloes，一套大的宇宙学$N$体模拟的基础上。最后，我们估计湮没助推因子的牛奶路大小的晕是1.8和6.2之间。
2020-01-09 astro-ph.CO
