Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physics of galactic colliders: high speed satellites in LCDM vs MONDian cosmology
在最近的文献中报道的高速卫星星系的统计数据，可以是一个强有力的诊断的深度的潜在的主机晕，从而区分竞争的引力理论。人们天真地认为，高速卫星在修正牛顿动力学（MOND）中比在冷暗物质（CDM）中更常见，因为孤立的MONDian系统具有无限的势阱，而CDM晕具有有限的势阱。在这\textit{Letter}，我们报告的第一代宇宙学模拟的背景下，利用严格的MONDian泊松求解器的初步测试这一假设。我们发现，这种高速遭遇在MOND中比在宇宙结构形成的和谐$Λ$ CDM模型中大约多4倍。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Galactic Satellites in the LCDM Cosmology
我们调查的空间分布的银河系卫星在高分辨率模拟的结构形成的LCDM模型：宝瓶座暗物质模拟个人晕和千年II模拟一个大的宇宙学体积。为了将模拟与银河系的观测相关联，我们使用两种替代模型来填充具有“可见”星系的暗晕：星系形成的半解析模型和丰度匹配技术。我们发现，大质量卫星的径向密度分布大致遵循的暗物质晕（不像分布的暗物质subhalos）。此外，我们的两个星系形成模型给出的结果与观测到的银河系11个经典卫星的轮廓一致。我们的模拟预测，更大，更暗的卫星样本应该仍然保持这种配置文件至少高达100颗卫星的样本。银河系经典卫星的角分布是高度各向异性的。根据扁平化的精确测量，在我们的模拟中，5- 10%的卫星系统与银河系一样平坦，当我们校正银河系盘可能对卫星的遮蔽时，这一比例不会改变。卫星系统的适度扁平是LCDM的一般性质，最好理解为沿着宇宙网细丝的优先吸积的结果。由于这种各向异性的吸积作用，一个单一的丰富的卫星群的吸积可以增强扁率。我们验证了一个典型的银河系质量的CDM晕不收购其11个最大的卫星从少数富裕的群体。质量较小的卫星更可能发生单群吸积。我们的模型预测应该可以通过即将进行的其他星系卫星系统的研究和银河系中较暗卫星的调查来检验。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A matter of measurement: rotation velocities and the velocity function of dwarf galaxies
通过将观测到的星系自转速度Vrot与暗物质（DM）晕的最大圆速度Vmax相匹配，可以将大尺度巡天观测得到的速度函数与LCDM宇宙学的预言进行比较。当Vrot<50 km/s时，观测速度函数和LCDM速度函数之间出现较大差异。然而，在矮星系中，Vrot的不同观测测量与Vmax相关的方式并不直接。相反，我们与星系DM晕使用经验重子质量晕质量关系，并表明，不同的观测措施Vrot的结果在非常不同的速度函数。我们展示了如何W50速度函数，即使用HI轮廓线宽度在50%的峰值HI通量来测量Vrot，可以调和与LCDM宇宙学。我们的半经验的方法使我们能够确定的区域的旋转曲线，探测HI测量（RHI），并表明，Vrot的矮星一般测量的一小部分Rmax，解释他们的倾向，有上升的旋转曲线。我们提供的拟合公式与RHI和Reff（有效半径）DM晕的维里半径。为了继续使用速度函数作为LCDM宇宙学的探测器，有必要精确地了解旋转速度的不同测量如何探测DM晕的质量，放弃任何旋转速度的测量都可以平等地用作Vmax的代理的假设。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamics of the Magellanic Clouds in a LCDM Universe
我们研究银河系麦哲伦云系统选择千禧年-II模拟，以放置在宇宙学背景下的麦哲伦云的轨道。我们的分析表明，卫星质量足够大的LMC类似物通常是在后期吸积。此外，那些在早期吸积并存活到现在的轨道特性与大麦哲伦星系观测到的轨道特性不一致。大麦哲伦星系的高速度，加上模拟中看到的未束缚轨道的缺乏，表明MW的晕的质量不太可能小于2 x 10^12 Msun。这一结论进一步支持统计的晕托管卫星的质量，速度和分离的LMC。我们进一步表明：（1）在MW质量晕中，LMC和SMC质量的天体并不特别罕见;（2）LMC明显的高角动量在宇宙学上并不罕见;（3）在z=0时，MW晕中很少有LMC-SMC双星系统，但在较晚的时候，高速双星对是可能的。基于这些结果，我们得出结论，LMC吸积在过去的四个Gyr，目前正在进行其第一次pericentric通过MW。
2011-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of galaxy scaling laws in LCDM
人们早就认识到星系的质量、大小和特征速度之间存在着紧密的联系。这些标度定律反映了重子在其宿主暗物质晕中心的聚集、冷却和定居的方式;它们在聚集过程中保持的角动量;以及暗物质晕的径向分布和质量标度。近年来，我们对这些过程的理解取得了稳步进展，主要是因为复杂的N体和流体动力学模拟技术使星系模型的数值实现变得越来越复杂，现实主义和吸引力。这些模拟现在已经澄清了这些星系标度律在由冷暗物质主导的宇宙中的起源：这些关系源于（i）星系质量和晕质量，（ii）星系大小和晕特征半径之间的紧密（但高度非线性）关系;以及（iii）冷暗物质晕质量分布的自相似质量性质。模拟和观测到的星系标度律之间的良好协议是一个响亮的成功LCDM宇宙演化的高度非线性尺度的个别星系。
2018-11-05 astro-ph.GA
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A Robust Measure of Dark Matter Halo Ellipticities
在标准宇宙学模型（LCDM）的模拟中，暗物质晕是非球面的。然而，到目前为止，单个星系晕的非球面性还没有得到有力的证实。我们使用Jeans方程来定义一个量，它有力地表征了旋转对称性的偏差。这个量本质上是重力力矩，它大致提供了沿视线投影的椭圆率。我们表明，三十米望远镜（TMT），与盖亚空间望远镜的观测相结合的一个单一的时代，可以区分LCDM值的扭矩从零为每个雕塑家一样的矮星系之间的置信度0和5西格玛，取决于每个晕的方向。通过两个时期的观测，TMT将实现对大多数此类星系的扭矩和非球面性的5西格玛发现，因此将为LCDM模型提供新的强大测试。
2016-07-13 astro-ph.GA
High Angular Momentum Halo Gas: a Feedback and Code-Independent Prediction of LCDM
我们调查角动量收购银河系大小的星系通过比较五个高分辨率放大模拟，每个实施相同的宇宙学初始条件，但利用不同的流体动力学代码：恩佐，艺术，拉美西斯，Arepo和Gizmo-PSPH。每个代码都实现了一套独特的反馈和恒星形成处方。我们发现，虽然许多星系和晕属性不同的代码（和反馈处方）之间的变化，有定性协议的过程中的角动量收购星系的晕。在所有的模拟中，冷的附加气体吸积到晕中导致冷晕气体（$λ_{cold} \gtrsim 0.1$）比暗物质晕中的比角动量大4倍。在z>1时，这种流入的形式是在星系晕中同向的螺旋冷流，并与沿着宇宙网的惯性气体流入相关联。由于不同的模拟之间的定性协议，我们的结论是，高角动量晕气体的积累和这些螺旋冷流的存在是强大的预测λ冷暗物质星系形成，虽然这些流的详细形态是显着不太确定。越来越多的观测证据表明，这一过程在真实宇宙中得到了证实。
2017-08-23 astro-ph.GA
Effects of Coupled Dark Energy on the Milky Way and its Satellites
我们提出了第一个数值模拟耦合暗能量宇宙学与足够高的分辨率，以调查银河系和亚银河系尺度上的耦合的影响。我们选择了两个常数耦合和一个随时间变化的耦合函数，我们运行三个银河大小的晕（$\sim$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$），一个较低质量的晕（6 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）和一个矮星系晕（5 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$）的模拟。我们用数百万个暗物质粒子来分辨每个晕。在所有尺度上的耦合导致较低的晕浓度和相对于LCDM的子结构的数量减少。我们发现，减少的浓度是由于不同的形成时间，但它们与额外的条款，出现在方程描述的引力动力学。在银河系卫星的尺度上，我们表明，较低的浓度可以帮助调和观测和模拟的旋转曲线，但耦合值必须有一个显着的差异，从LCDM是目前的观测限制之外。另一方面，如果考虑对标准模型的其他修改，允许更高的耦合（例如大质量中微子），耦合的暗能量可以成为一个有趣的场景，以减轻LCDM模型的小尺度问题。
2015-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of gravitational fields and globular cluster systems of early-type galaxies
（略）上下文。早型星系外围的引力场很难观测到。因此，LCDM和MOND假设与ETG的一致性如何仍然很差。目的。这使得我们收集了大量的ETG样本，并均匀地检查它们占据的暗物质晕，晕是否遵循理论预测的恒星-晕质量关系（SHMR）和晕质量浓度关系（HMCR），ETG是否服从MOND和晚型星系（LTG）观察到的径向加速度关系（RAR），以及最后是否LCDM或MOND在ETG中表现更好。方法.我们采用Jeans方法分析了球状星团的径向速度。我们分析了几乎所有的ETG有超过约100档案GC径向速度测量。我们的17个ETG的GC系统大多延伸超过10个有效半径。GC形成的LCDM模拟帮助我们解释结果。结果成功的LCDM适合于所有星系，但与理论HMCR和SHMR相比，最适合的晕通常具有太低的浓度和太高的恒星质量。这可能是因为潮汐剥离晕或因为ETG和LTG占据不同的晕。大多数星系也能成功地用MOND模型进行拟合，但对于某些星系，特别是位于星系团中心的星系，观测到的GC速度色散值过高。这可能是MOND在星系团中需要的额外暗物质的表现。此外，我们发现许多迹象表明，GC系统受到星系相互作用的扰动。正式的统计标准更喜欢最适合的LCDM模型的MOND模型，但这可能是由于更高的灵活性的LCDM模型。MOND方法能较好地预测气相色谱速度弥散分布。
2019-03-13 astro-ph.GA
Renzo's rule revisited: A statistical study of galaxies' baryon - dark matter coupling
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
本文通过统计分析探讨Renzo规则的有效性，发现其在NGC 1560中存在支持，但整体数据挑战了该规则的普遍性，且指出当前数据缺乏清晰的重子特征限制了其验证。
2026-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic tides and the Crater II dwarf spheroidal: a challenge to LCDM?
陨石坑II的异常低速色散和大尺寸对我们在Lambda冷暗物质（LCDM）宇宙演化中理解矮星系提出了挑战。低速色散表明，要么是一个黑暗的晕质量远低于最低预期的氢冷却极限参数，或一个是在极端潮汐剥离的后期阶段。潮汐解释在最近的工作中得到了青睐，并得到了与现有运动学估计相一致的小近心点距离的支持。我们使用N-体模拟来详细研究这种解释，假设一个Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件的陨石坑II的祖先晕。我们的主要发现是，虽然低速分散确实可以导致潮汐的影响，大尺寸的陨石坑II是不符合这一假设。这是因为被剥离以匹配观测到的速度色散的星系也被缩小到比观测到的环形山II的半光半径小得多的尺寸。除非它的大小被大大高估，否则要使这个系统与LCDM相一致，需要（i）它没有被束缚并且接近平衡（不太可能，因为它的穿越时间短于自近心点以来的时间），或者（ii）它的祖先晕偏离假定的NFW轮廓。后一种情况可能表明重子可以影响内部晕尖，即使在非常微弱的矮星中，或者更有趣的是，可能表明与暗物质的亲密性质有关的效应，例如有限的自相互作用，或其他偏离经典LCDM范式的现象。
2022-04-25 astro-ph.GA
The small scatter of the baryonic Tully-Fisher relation
在LCDM宇宙学中，由于暗物质晕的质量-浓度关系和重子-暗物质晕质量比，重子Tully-Fisher关系（BTFR）将表现出明显的内禀散射.我们研究的BTFR使用的样本118盘星系（螺旋和不规则）的最高质量的数据：扩展HI旋转曲线（跟踪外部速度）和斯皮策测光在3.6 $μ$ m（跟踪恒星质量）。假设恒星的质光比（M*/L）近似为3.6 $μ$ m，我们发现BTFR的散射、斜率和归一化随所采用的M*/L而系统地变化。当M*/L > 0.5时，观测到的散射最小化，这对应于高表面亮度星系中几乎最大的圆盘，BTFR斜率接近~4。对于任何合理的M*/L值，固有散射约为0.1 dex，低于一般LCDM预期。残差显示与星系结构参数（半径或表面亮度）没有相关性，相反的预测从一些半解析模型的星系形成。这些都是LCDM宇宙学的基本问题。
2015-12-14 astro-ph.GA
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relative and absolute ages of old globular clusters in the LCDM framework
银河系中古老的球状星团（GC）的年龄大约为13 Gyr，它们的形成时间在再电离时期。我们提出了一个新的方案，形成这些系统的基础上合并的两个或两个以上的原子冷却晕在高红移（z>6）。第一代恒星是在一个小晕中心的强烈爆发中形成的，该小晕在其冷却时间尺度（~ 1.5亿年）内经历了一次大合并，并在氢冷却阈值（晕质量M_h~10^8 Msun）以上增长。随后的小合并和持续的气体注入在晕中心带来了新的原始气体供应，创造了可能引发新的恒星形成事件的条件。在主星系晕的组装过程中，GC周围的暗物质晕被剥离。小晕合并是有效的，只有在一个很短的红移窗口，设置的LCDM参数，使我们能够作出强有力的预测年龄分布的老GC。从宇宙学模拟中，我们得到平均合并红移<z>=9，窄分布Dz=2，这意味着平均GC年龄<t_age>=13.0+/-0.2 Gyr，包括~0.2 Gyr的恒星形成延迟。定性地说，我们的方案再现了其他一般的旧GC性质（特征质量和物体数量，金属丰度与银河中心半径的关系，径向分布），但与年龄不同，这些通常取决于重子物理学的细节。除了改进的年龄测量，在z~10的模型的直接验证可能是在詹姆斯韦伯太空望远镜的超深引力透镜观测范围内。
2015-07-07 astro-ph.GA
NIHAO XIV: Reproducing the observed diversity of dwarf galaxy rotation curve shapes in LCDM
矮星系旋转曲线（RC）形状的显著多样性最近成为LCDM的一个挑战：在仅模拟暗物质（DM）的情况下，DM晕具有普遍的尖状密度分布，导致RC形状自相似。我们比较了从NIHAO项目的模拟星系的RC形状与观测星系从均匀的星系数据集。NIHAO星系的DM晕可以膨胀形成核心，膨胀的程度取决于它们的恒星与晕的质量比。通过$V_{\rm 2kpc}-V_{\rm Rlast}$关系（其中$V_{\rm Rlast}$是最外层测量的旋转速度），我们发现NIHAO星系RC形状的平均趋势和散射都与DAF合理地一致：这代表了与不导致DM核心形成的模拟相比的显着改进，表明晕扩张是匹配矮星系RC多样性的关键过程。请注意，NIHAO星系甚至可以复制IC 2574和UGC 5750的非常缓慢上升的RC。令人惊讶的是，观测到的星系表现出最高多样性的范围对应于NIHAO模拟中核心形成最有效的范围，50 $<V_{\rm Rlast}$ \km s $^{-1}<$ 100。在这个范围内观察到的一些星系无法与任何NIHAO RC相匹配，也无法与预测普遍晕轮廓的模拟相匹配。有趣的是，这些星系中的大多数是星暴或发射线星系，具有陡峭的RC和小的有效半径。这样的星系代表了一个有趣的观测目标，提供了新的线索的过程/可行性的尖核转换，星爆和内部势阱之间的关系，DM的性质。
2017-10-16 astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 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
Theoretical implications of the galactic radial acceleration relation of McGaugh, Lelli, and Schombert
在围绕星系的稳定圆形轨道上的速度，一种向心引力的测量，随着轨道半径的增加，超过了预期的开普勒/牛顿速度。标准LCDM将这种异常归因于银河系的暗物质。McGaugh等人最近对153个盘星系表明，观测到的径向加速度显然是针对观测到的星系重子质量密度计算的经典加速度的普适函数。这与经验MOND模型一致，不需要暗物质。它表明，在这里，适当的约束LCDM和共形重力（CG）也产生这样一个普遍的关联函数。LCDM需要一个非常特定的暗物质分布，而隐含的CG非经典加速度必须独立于星系质量。这三个约束径向加速度函数都符合经验重子$v^4$ Tully-Fisher关系。名义上平坦速度范围内的精确旋转数据可以区分MOND，LCDM和共形重力。
2018-02-27 astro-ph.GA
Baryons Shaping Dark Matter Haloes
在这项工作中，我们的目标是调查重子的暗物质（DM）晕结构的影响，专注于恒星盘和晕形状的存在和重要性之间的相关性。我们研究了FENTS和EAGLE宇宙学模拟中DM晕子样本的性质。我们检查了质量范围为[10.9 - 992.3] x 10^{10} Msun（z=0）的晕的中心区域，比较了流体动力学运行和它们的暗物质（DMo）对应物。我们的结果表明，重子有显着的影响内晕的形状，主要是在维里半径的20%。我们发现当有重子存在时，晕更像球形。虽然重子的影响取决于晕的质量，我们也发现了一个趋势与形态，这表明重子组装的方式也是相关的协议与以前的作品。我们的研究结果还表明，盘星系优先形成晕的DMO同行原本更球形和更强的速度各向异性。重子的存在改变了晕的DM粒子的轨道结构，这表明它们的速度各向异性减少，朝向更切向偏置的轨道。这种相对的减少在盘状星系的情况下是较弱的。我们的研究结果指出，星系的最终形态和DM晕的内在属性之间的宇宙学联系，得到加强的光盘的增长。
2021-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of cores in galaxies across cosmic time -- the existence of cores is not in tension with the LCDM paradigm
该研究利用NewHorizon流体动力学模拟发现，中等质量星系通过超新星反馈形成核，且核的存在与LCDM范式并不矛盾。
2024-01-08 astro-ph.GA
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 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
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
How baryons affect halos and large-scale structure: a unified picture from the Simba simulation
使用最先进的流体动力学模拟辛巴套件，以及它的暗物质只对应，我们研究了重子的存在和不同的恒星/活动星系核反馈机制的影响大尺度结构，晕密度分布，并在晕内和星系际介质（IGM）的丰度不同的重子相。从我们的分析中出现的统一的图片是，在所有尺度上形成物质分布的主要物理驱动因素是恒星形成驱动的星系外流在$z>2$的低质量晕和活动星系核喷流在$z<2$在高质量晕。相对于晕质量函数，反馈抑制了重子质量函数随时间的变化，它甚至在~20%的水平上影响晕质量函数本身，特别是疏散中心和增强晕外的暗物质。在早期，重子堆积在晕的中心，但到了晚期，特别是在大质量系统中，气体大多从内晕中排出。活动星系核喷流在这种疏散中是如此有效，以至于在低红移时，$\sim 10^{12}-10^{13} \, \rm M_{\odot}$晕中的重子比例仅为宇宙重子比例的25%，大多数情况下是在恒星中。封闭在这样的晕周围的球体中的重子分数只有在10 - 20维里半径处才接近宇宙值$Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m}$。因此，宇宙中87%的重子质量存在于$z=0$的IGM中，其中67%以温热IGM（$T>10^5 \, \rm K$）的形式存在。
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Boosting hierarchical structure formation with scalar-interacting dark matter
我们研究了宇宙结构形成的暗物质（DM）模型中长程标量相互作用的影响，特别关注晕的形成时间。利用$N$ -体模拟与$512^3$ DM粒子，我们表明，在我们的模型暗物质晕的形式大大提前：跟踪物体的红移$z\sim6$，我们发现，形成的时间，其特征在于红移$z_{1/2}$的光环已组装其最终质量的一半，逐渐从$z_{1/2}\approx 1.83$在基准LCDM模型的$z_{1/2}\approx 2.54$在最极端的自相互作用模型。这是伴随着红移的转变，标志着合并和稳定的吸积时代之间的过渡，从$z_{*}\approx 4.32$在\lcdm晕到$z_{*}\approx 6.39$在我们的最强相互作用模型。换句话说，在这项工作中采用的标量相互作用模型产生更多的结构在高红移，在同一时间延长了稳定的吸积阶段。这些效应结合在一起可以帮助LCDM模型解释WMAP数据所示的高红移再电离，并可以缓解与薄盘主导星系在低红移下的生存相关的问题。
2010-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Deprivation in Field Elliptical Galaxy NGC 7507
先前的研究表明，椭圆星系NGC 7507的运动学不一定需要暗物质。这是令人不安的，因为在LCDM宇宙学的背景下，所有星系都应该有一个大的暗物质组成部分。我们使用惩罚像素拟合软件来提取速度和速度色散GMOS狭缝掩模光谱。使用牛仔裤和MONDian建模，我们产生最佳拟合模型的速度分散。我们发现NGC 7507有两个组成部分的恒星晕，外晕和内晕反向旋转。速度色散分布在~70”（~7.9 kpc）处呈现出增加，让人想起其他几个椭圆星系。我们的最佳拟合模型是那些在轻度各向异性下的模型，其中包括比LCDM预测的少100倍的暗物质，尽管完全暗物质自由的轻度各向异性模型几乎同样拟合得很好。我们的MONDian模型，各向同性和各向异性，系统地无法重现测量的速度分散在几乎所有的半径。反向旋转的外晕意味着合并残留物，在~70”处速度弥散的增加也是如此。从模拟看来，似乎合理的合并，导致速度分散的增加是一个螺旋螺旋合并。我们的Jeans模型与无暗物质的情况完全一致，然而，可以容纳一些暗物质，尽管浓度比LCDM模拟预测的低得多。这表明NGC 7507可能是一个无暗物质的椭圆星系。无论NGC 7507是完全没有暗物质还是非常缺乏暗物质，这都与当前LCDM宇宙学模拟的预测不一致。如果星系在视线方向上明显变平（例如由于旋转），那么观测到的速度色散可能会重现，然而，调用这种变平是有问题的。
2014-12-10 astro-ph.GA
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Baryon-driven growth of solitonic cores in fuzzy dark matter halos
我们提出了放大模拟的模糊暗物质（FDM）晕，包括重子和恒星形成有足够的分辨率，以遵循中央孤子的形成和演化。我们发现它们的性质是由暗物质-重子组合引力势中的局域暗物质速度色散决定的。这激发了一个简单的处方，以估计在重子的存在下FDM核心的径向密度分布。当核心变得更大质量和紧凑，如果包括重子，银河系旋转曲线测量可能更难与FDM相一致。
2020-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Axionic Dark Matter Halos in the Gravitational Field of Baryonic Matter
我们把球形星系的暗物质晕看作是超轻轴子与重子物质相互作用的玻色-爱因斯坦凝聚体。在平均场极限下，我们导出了DMH分量的球对称波函数的Hartree-Fock型积分微分方程。该方程包括两个独立的无量纲参数：（i）\b{eta} -重子和轴子总质量的比值;（ii）α-特征重子和轴子空间参数的比值。我们推广了耗散算法，数值研究了重子分量产生的引力场中轴子晕的基态。我们计算了DMH的特征尺寸，Xc，作为\b{eta}的函数，并得到了Xc的解析近似。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Unusually High Halo Concentration of the Fossil Group NGC 6482: Evidence for Weak Adiabatic Contraction
我们重新审视大规模孤立的椭圆星系/化石组NGC 6482，以前的X射线研究的一个温和的钱德拉观测获得了一个非常不确定的，但也可能非常高，晕浓度。我们提出了新的测量的热气体表面亮度，温度和铁丰度使用适度的钱德拉观测和以前未发表的朱雀观测，后者允许测量的气体属性扩展到~r_2500。通过构建气体的流体静力平衡模型，将气体、BCG恒星质量和暗物质（DM）分成不同的组分，我们使用NFW DM剖面测量了c_200 = 32.2 +/- 7.1和M_200 =（4.5 +/- 0.6 x 10^12 M_sun）。对于这种质量的晕，c_200超过了$3.5 σ$在观测误差方面对松弛LCDM晕的预期平均值（7.1），并通过$6 σ$考虑LCDM c-M关系中的内在散射，将NGC 6482定位为已知化石系统中最极端的异常值。我们探索了绝热收缩（AC）模型的几种变体，虽然AC模型提供了与未收缩模型相同的质量，但它们确实具有以下优点：（1）较小的c_200，这是LCDM c-M关系中较少的异常值，（2）重子分数与平均宇宙值更好地吻合。虽然标准AC处方得出的BCG恒星质量与恒星星族合成（SPS）模型的结果相比小得令人不安，但较弱的AC变体（人为地关闭z=2处的冷却和恒星形成）得出与非收缩模型相同的恒星质量。由于这些原因，我们相信我们的X射线分析更倾向于将这种较弱的AC变体应用于NFW或Einasto D…
2016-11-25 astro-ph.GA
Constancy of the Cluster Gas Mass Fraction in the R_h=ct Universe
重子与暗物质密度的比率被假定在整个结构形成过程中保持恒定。模拟结果表明，在星系团中，重子质量占总质量的比例f_gas（z）应随红移z的变化近似为常数。然而，这些量的测量取决于到源的角距离，它根据假设的背景宇宙学随z演变。因此，对于大样本的热（kT_e > 5 keV），动态弛豫的星系团，精确测定f_gas（z）可以用作宇宙膨胀的探针，直到z < 2。只有当使用“正确的”宇宙学来拟合数据时，f_gas（z）的分数才会保持不变。本文比较了LCDM和R_h=ct宇宙中气体质量分数的预测值，并与三个最大的星团样本进行了比较。我们证明了在红移z < 2的范围内，R_h=ct与常数f_gas是一致的，正如以前对参考LCDM模型（参数值H_0=70 km/s/Mpc，Omega_m=0.3，w_de=-1）所证明的那样。然而，与LCDM不同，R_h=ct宇宙在拟合数据时没有自由参数可供优化。因此，模型选择工具，如赤池信息准则（AIC）和贝叶斯信息准则（BIC），往往有利于R_h=ct比LCDM。例如，BIC支持R_h=ct，其可能性为~95%，而LCDM为~5%。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of stellar and AGN feedback on halo-scale baryonic and dark matter accretion in the EAGLE simulations
我们使用的EAGLE套件的流体动力学模拟分析吸积率（及其组成通道的故障）到晕在宇宙时间，比较重子和暗物质（DM）的行为。我们还研究了次网格重子物理对晕尺度流入的影响，特别是模拟辐射冷却的后果，以及来自恒星和活动星系核（AGN）的反馈。我们发现，在固定质量的晕重子分数的变化（特别是他们的环银河系中的气体含量）是非常好的相关性的重子分数的吸积物质的变化，我们表明，在低质量的晕，$M_{\rm halo}\lesssim10^{11.5}M_{\odot}$的恒星反馈严重抑制。分解成第一个入口，回收，转移和合并组件的吸积率，我们表明，重子是更有可能顺利吸积比合并时相比，DM，发现（平均跨晕质量）合并的贡献$\approx6\%$重子，和$\approx15\%$ DM在$z\approx0$。我们还表明，故障流入到不同的渠道是强烈依赖于次网格物理，特别是循环吸积（吸积物质，以前已从祖晕喷射）的贡献。我们的研究结果突出了重子反馈在调节星系和晕演化中的双重作用：（i）直接从晕中去除气体，（ii）抑制气体流入晕。
2020-08-05 astro-ph.GA
Micro galaxies in LCDM
本文基于LCDM框架，用潮汐剥离经验模型预测暗物质主导矮星系被强烈剥离后形成的微型星系在光度、尺寸和速度弥散上的演化，并指出暗物质是区分其与球状星团的关键。
2024-05-20 astro-ph.GA
The impact of baryonic discs on the shapes and profiles of self-interacting dark matter halos
我们采用孤立N体模拟研究了自相互作用暗物质（SIDM）晕在重子势存在下的响应。暗物质的自相互作用导致内晕的运动热化，导致暗物质和重子分布之间的紧密相关。深重子势缩短了SIDM核心膨胀的阶段并触发核心收缩。这种效果可以通过大的自散射截面进一步增强。我们发现最终的SIDM密度分布对重子浓度和暗物质自相互作用的强度很敏感。假设初始晕为球形，我们还研究了SIDM晕形状的演化和密度分布。由于非球形盘势的影响，在以后的历元中，晕的形状偏离了球对称性，其意义取决于相对于暗物质的重子对总引力势的贡献。此外，我们构建了一个多分量模型的银河系，包括SIDM晕，恒星盘和隆起，并显示它是一致的观测恒星运动学和流。
2018-06-12 astro-ph.GA
Clumpy Streams from Clumpy Halos: Detecting Missing Satellites with Cold Stellar Structures
动态冷恒星流是探测银河系引力场的理想探针。这篇论文重新研究了如何使用这种流来测试"失踪卫星"的存在的问题--在LCDM宇宙学的结构形成模拟中，数千个质量为10^5 - 10^7 Msolar的暗物质暗晕被认为在银河系尺度的暗物质晕内运行。对撞击流的频率和能量尺度的分析估计表明，这些失踪的卫星对热碎片结构的影响可以忽略不计，例如人马座矮星系的尾巴。然而，长的冷气流，如GD-1结构或来自球状星团Palomar 5（Palomar 5）的冷气流，预计在其寿命期间将遭受数十次失踪卫星的直接影响。数值实验证实，这些撞击在碎片轨道能量分布中造成了缺口，这将随着碎片的年龄而演变成度级和次度级的表面密度波动。1955年的地图包含了这些尺度上的表面密度波动。这些不均匀性的存在和频率表明，在标准LCDM宇宙学中预测的数量中存在着失踪卫星的人口。
2011-03-08 astro-ph.GA
The segregation of baryons and dark matter during halo assembly
标准的星系形成理论假设，重子和暗物质最初是混合良好的，然后由于辐射冷却而分离。我们使用非辐射流体动力学模拟明确地检查这一假设，并发现重子和暗物质也可以被隔离，因为不同的物理服从气体和暗物质在建立的晕。因此，许多晕中的重子并不像暗物质一样来自同一个拉格朗日区域。当使用初始条件下相应的暗物质和气体粒子的分数（“成对分数”）作为晕的暗物质和气体分离强度的代表时，平均约有$25$ %的最终晕的重子和暗物质在初始条件下分离。这与标准星系形成模型的假设是不一致的。这种效应的一个结果是，同一晕中的重子和暗物质最初会经历不同的潮汐力矩，因此它们的角动量矢量经常不一致。这种错位程度在以后的晕组装过程中基本上保持不变，可以用潮汐扭矩理论来理解。这一结果对利用暗物质晕合并树来推断与暗物质晕相关的气体性质的一些半分析方法的精度提出了挑战。
2017-06-08 astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
