A Dimensional Analysis of the Galactic Baryonic Tully-Fisher Relation with Comparison to MOND and Dark Matter Halo Dynamics
大多数旋转支撑的星系严格遵循重子塔利-费舍尔关系（BFTR），将圆周速度与重子含量联系起来。这种牢固建立的经验关系目前被认为起源于修正的引力或暗物质晕效应。在这项工作中，我们构建了一个基于物理的版本的BFTR建立在已知的缩放关系，磁盘动力学（加速度，挺举和管理单元），也揭示了负责这种现象的基本元素。我们采用银河系作为一个范例，定量比较这两个领先的理论对这个改进的版本。此外，还提供了一个无量纲的变体的BFTR，这可能允许其作为一个分析工具，以帮助理解银河系动力学。
2020-04-08 astro-ph.GA
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.GA
Incorporating baryon-driven contraction of dark matter halos in rotation curve fits
在星系形成期间，在暗物质（DM）晕内的重子凝聚应该会导致晕的某些收缩，因为组合系统进入平衡状态。我们量化这种影响的尖原始晕预测DM的重子分布中观察到的银河系的数据库中的模拟。我们发现高表面亮度星系（$Σ_{\rm eff}\gtrsim100$ $L_\odot$ pc $^{-2}$在3.6 $μ$ m）的DM晕经历强烈的收缩。由于压缩，晕变得更尖：内部DM密度斜率随着重子表面质量密度的增加而增加。我们迭代地拟合旋转曲线，以找到初始晕参数（受丰度匹配的约束），压缩和恒星质光比之间的平衡。结果拟合通常需要较低的恒星质量比预期的恒星星族，特别是在星系与隆起：恒星质量必须减少，以腾出空间的DM压缩。这种暗质量和亮质量之间的权衡让人想起矮星系中的尖核问题，但发生在更大质量的系统中：现代DM晕不能从尖状原始晕中得到，除非（1）恒星质光比系统地小于标准恒星星族合成模型的预期值，和/或（2）从初始尖状点开始有一个向外的净质量再分布，即使是在被广泛认为不会受到这种影响的大质量星系中。
2022-08-08 astro-ph.GA
The Baryonic Collapse Efficiency of Galaxy Groups in the RESOLVE and ECO Surveys
利用RESOLVE和ECO巡天星系群星表和galform半解析模型（SAM）模拟星表，我们研究了z = 0群积分的恒星和冷重子（恒星+冷原子气体）质量函数（群SMF和CBMF）和重子坍缩效率（群冷重子与暗物质晕质量比）。与理论晕质量函数（HMF）相比，SMF和CBMF组在高质量时下降得更陡，而在低质量时上升得更缓。跃迁发生在群积分的冷重子质量M_coldbary ~ 10^11 Msun。然而，SAM在过渡质量~ 10^11 Msun处的基团明显较少，并且低质量斜率比数据更陡，这表明反馈在低质量晕中太弱，相反，在过渡质量附近太强。使用文献处方，包括热晕气体和潜在的不可观测的星系气体产生一组BMF的斜率类似的HMF，甚至低于过渡质量。它的标准化是一个低的因素~2，与估计的温暖，热的气体弥补剩余的差异。我们计算重子坍缩效率的晕质量计算两种方式，通过晕丰度匹配（HAM）和通过动力学（扩展到所有的方式使用堆叠的三个星系群）。利用HAM，我们发现在晕质量为10^11.4-12 Msun的范围内，重子坍缩效率达到一个平坦的最大值，我们称之为“新生群”。“然而，使用动力学，我们发现重子坍缩效率的分散性更大，这可能表明组热重子与冷重子比率的变化。同样，我们看到更高的散射重子坍缩效率的SAM时，使用其真正的集团和集团晕质量，而不是朋友的朋友集团和HAM质量。
2017-09-21 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
Baryon-driven decontraction in Milky Way mass haloes
我们从EAGLE模拟的高分辨率版本中选取了一个银河系质量晕样本，研究了它们内部的暗物质（DM）含量以及重子是如何改变它们的含量的。与以往的研究一样，我们发现所有的质量晕中心的质量都比它们的DMO（dark matter）大，这是由于在银河系的聚集过程中重子的耗散坍缩。然而，我们确定了两个过程，可以减少星系演化过程中的中央晕质量。首先，活动星系核反馈引起的气体爆发会导致中心DM质量的显著减少。其次，恒星棒的形成及其与DM的相互作用可以引起晕的长期膨胀; DM通过这个过程从中心区域疏散的速率与平均棒强度有关，并且它作用的时间尺度决定了晕有多少去膨胀。虽然我们所研究的晕的内部区域仍然比$z = 0$上的DMO对应物更大，但它们的质量明显小于过去，也小于经典绝热收缩模型的预期质量。由于MW中心同时有一个超大质量黑洞和一个棒，它的晕收缩的程度是不确定的。这可能会影响直接和间接DM检测实验中MW晕的质量和预期信号的估计。
2022-02-01 astro-ph.GA
The evolution of the baryon fraction in halos as a cause of scatter in the galaxy stellar mass in the EAGLE simulation
EAGLE模拟套件以前已被用来调查星系，$M_{*}$，和暗物质晕的属性之间的关系，使用流体动力学参考模拟结合暗物质（DMO）模拟具有相同的初始条件。在具有$M_{\mathrm{200c}} > 10^{11} \mathrm{M_{\odot}}$的晕中，中心星系的恒星质量与DMO晕的最大圆速度相关，而$\approx 0.2$的散射指数与DMO晕的其他性质无关。在这里，我们重新审视$z = 0.1$中EAGLE中$M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中分散的起源。我们发现，在$M_{*}$的散射与星系恒星人口的平均年龄，使固定的$V_{\mathrm{max, DMO}}$更大的星系是年轻的。恒星质量和平均恒星人口年龄的分散是由星系祖先的重子质量（$M_{\mathrm{bary}} = M_{\mathrm{gas}} + M_{*}$）在固定的晕质量和浓度下的变化引起的。在峰值相关红移（$z \approx 1$）处，在$z=0.1$ $M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中，祖先重子质量占方差的$75\%$。重子质量的散射，反过来，主要是由反馈强度的差异和气体吸积在每个晕的演化过程中。
2019-01-02 astro-ph.GA
A Testable Conspiracy: Simulating Baryonic Effects on Self-Interacting Dark Matter Halos
我们调查的自相互作用的暗物质（SIDM）晕的星系势的增长使用理想化的模拟，每个运行在串联与标准的无碰撞冷暗物质（CDM）。我们发现一个更大的多样性，在SIDM晕配置文件相比，CDM晕配置文件。如果恒星引力势在星系的中心部分占主导地位，那么SIDM晕在可观测尺度上可以像CDM晕一样密集。在极端情况下，高度致密的磁盘核心崩溃可能发生，导致SIDM晕是密集和cuspier比他们的CDM同行。如果恒星势不占主导地位，那么SIDM晕保持密度远低于CDM预测的恒定密度核心。当存在盘势时，内部SIDM晕在盘平面中变为\em{more flattened}而不是CDM晕。这些结果与Kaplinghat et al.（2014）的预测非常吻合。我们还模拟了一个星系团晕，其中心恒星分布与星团A2667中最亮的中心星系相似。一个SIDM晕模拟的横截面超过质量$σ/m = 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$提供了一个很好的匹配测量的暗物质密度分布的A2667，而绝热收缩的CDM晕是密集和cuspier。用$σ/m = 0.5\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$模拟的相同晕的岩心剖面密度不足以匹配A2667。我们的研究结果与以前的结果一致，$σ/m \gtrsim 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$是不利的暗物质碰撞速度超过约1500公里/秒。更一般地说，预测重…
2016-09-27 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Satellite Galaxies
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平铺研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（罗格斯，新泽西州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Northwestern University（西北大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Washington（华盛顿大学）
DREAMS项目研究了暗物质晕间方差和恒星反馈对银河卫星星系的影响，发现恒星反馈中的超新星风能对卫星性质有显著影响，而恒星反馈建模的不确定性影响较小。
2025-12-01 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Density Profiles
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；CERN（欧洲核子研究组织）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过DREAMS项目模拟的1024个银河系质量暗物质晕，探讨恒星反馈和星系间方差对暗物质密度剖面的影响，发现大部分变化源于超新星反馈参数的变化，且暗物质剖面与恒星反馈模式相关。
2026-04-07 astro-ph.GA
Baryonic mass budgets for haloes in the EAGLE simulation, including ejected and prevented gas
反馈过程预计将通过从星系及其相关的暗物质晕中喷射气体，以及防止扩散气体被吸积来塑造星系的演化。我们目前的预测从鹰模拟项目的质量预算与“喷射”和“防止”的气体，以及喷射金属。我们发现，大多数的重子，是与质量$10^{11} < M_{200} \, /\mathrm{M_\odot} < 10^{13}$在$z=0$晕已被抛出维里半径后，已被吸积。当考虑到从卫星（及其前身）喷出的气体时，即使在最大质量的模拟星系团（$M_{200} \approx 10^{14.5} \, \mathrm{M_\odot}$）中，合并喷出的质量也占总重子预算的一半，结果是如果包括喷出的气体，总重子预算超过宇宙平均值。我们发现，气体只被阻止被吸积到晕$M_{200} < 10^{12} \, \mathrm{M_\odot}$，这部分约占一半的总重子预算$M_{200} < 10^{11} \, \mathrm{M_\odot}$，与喷出的气体弥补了大部分的剩余一半。对于金属来说，大部分没有被锁定在恒星中的质量都被喷射到维里半径之外，至少对$M_{200} < 10^{13} \, \mathrm{M_\odot}$来说是这样。最后，在维里半径，我们发现，大多数的质量在环银河介质（CGM）没有通过ISM的祖星系，所有的晕质量和红移。然而，在过去，大约一半维里半径内的CGM通过了ISM。
2021-12-15 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
Cosmological baryon transfer in the SIMBA simulations
我们提出了一个在宇宙学模拟中描述重子相对于暗物质的大尺度运动的框架，只需要初始条件和最终状态的模拟。这是使用的扩散度量，量化的距离在最终条件之间的最初相邻的粒子，并通过分析最终晕相对于其暗物质组件定义的初始拉格朗日区域的重子含量。应用这一框架的SIMBA宇宙学模拟，我们表明，40%（10%）的宇宙学重子已经移动了$> 1h^{-1}~ {\rm Mpc}^{-1}$（$3h^{-1}~ {\rm Mpc}^{-1}$）的$z=0$，主要是由于气体卷吸由AGN提供动力的喷流，与重子移动到$12h^{-1}~ {\rm Mpc}^{-1}$远离在极端情况下。由于流体动力、辐射冷却和反馈过程，重子与暗物质成分的动力学解耦。因此，在$z=0$的给定晕中，只有60%的气体含量来自其拉格朗日区域，大致与晕质量无关。质量范围为$M_{\rm vir} = 10^{12}$ -$10^{13}{\rm M}_\odot$的典型晕圈只保留其拉格朗日区域中最初所含气体的20%。我们发现，在一个典型的银河系质量晕的气体含量的20%可能起源于另一个晕的暗物质所定义的区域。这种拉格朗日重子间的转移可能对环星系介质中气体和金属的起源以及星系形成的半解析模型和“放大”模拟具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.GA
The Impact of Baryonic Effects on the Dynamical Masses Inferred Using Satellite Kinematics
Yale University（耶鲁大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）
本文提出了一种校正卫星动力学推断中恒星效应的方法，发现恒星弹射导致暗物质晕质量推断的偏差，影响范围在1%-8%之间。
2026-02-20 astro-ph.GA
Baryon effects on the dark matter halos constrained from strong gravitational lensing
模拟有望成为研究暗物质晕中重子效应的有力工具。最近的高分辨率，宇宙学流体动力学模拟（\citealt{Cintio14}，DC 14）预测DM晕的内部密度分布系统地依赖于恒星DM质量比（$M_{\ast}/M_{\rm halo}$），这被认为是能够提供良好的拟合所观察到的星系的旋转曲线。DC 14轮廓是从仅限于$M_{\rm halo}\le 10^{12}M_{\sun}$的模拟中拟合的，为了研究可能影响所有晕的物理过程，我们将其外推到更大的晕质量，包括星系团。低晕质量时DC 14曲线的内斜率较平坦，当晕质量向$10^{12}M_{\sun}$方向增加时，内斜率接近1，之后迅速减小。我们使用DC 14轮廓的镜头，发现它预测太少的镜头相比，最近的强透镜观测SQLS（\citealt{Inada12}）。我们还计算了强透镜概率的模拟密度剖面，继续晕质量从质量端的DC 14（$\sim 10^{12}M_{\sun}$）的质量，覆盖星系团（\citealt{Schaller15}，Süber15），并发现，这个Süber15模型预测太多的透镜相比，其他模型和SQLS的观测。有趣的是，Sjer15剖面没有核心，但是，像DC 14一样，模拟的旋转曲线与观测数据非常一致。此外，我们表明，标准的两个人口模型SIS+NFW不能匹配最近的SQLS观测大图像分离。
2017-06-11 astro-ph.GA
Using Artificial Neural Networks to Constrain the Halo Baryon Fraction during Reionization
来自恒星和星系的辐射反馈被认为是解决基于$Λ$ CDM的简单星系形成模型中许多矛盾的一种可能方法，例如紫外光度函数的暗端。辐射的总能量预算可能超过银河风和超新星的总和，这推动了复杂算法的发展，这些算法在宇宙学背景下同时发展辐射场和气体的流体动力学响应。我们探测星系尺度上的自反馈使用自适应网格细化，辐射转移，流体力学，和$N$体代码。与以往的研究，假设一个均匀的紫外背景，我们自洽地发展的辐射场和气体约束的晕重子分数在宇宙再电离。我们表明，平均重子分数的一半的宇宙平均值，$M_{\mathrm{c}}(z)$的特征晕质量，表现出很小的变化作为质量加权电离分数的函数。此外，我们发现，包括金属冷却和解决尺度足够小的自屏蔽成为有效的能力，导致$M_{\mathrm{c}}$显着下降时，最近的研究相比。最后，我们开发了一个人工神经网络，能够预测的重子分数的晕最近的潮汐相互作用，气体温度和质量加权电离分数的基础上。这样的模型可以应用于任何再电离的历史，并平凡地纳入半解析模型的星系形成。
2017-07-05 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
Constraining galactic baryon cycle using the galaxy stellar-to-halo mass relations
星系晕的性质之间存在着良好的标度关系，如恒星形成速率-恒星质量关系（主序）和恒星质量-晕质量关系（SHMR）。原则上，这些标度关系可能意味着不同的恒星形成历史（SFH）的星系和不同的限制星系形成物理。在本文中，我们推导出的SFH的星系，假设他们总是遵循SHMR在不同的红移和使用的经验模型来约束的关键过程中的重子循环。研究发现，除了由于晕生长的冷吸积外，恒星反馈产生的气体外流必须再循环以维持星系的SFH。再生分数的强烈影响的重子分数吸积低质量晕和质量加载因子，它量化的星系流出率和恒星形成率之间的比率。我们的基准模型预测，在$\sim0.5-4Gyrs$中，流出物的$20-60\%$左右被再循环，而模拟预测稍高的再循环分数和较低的再循环时间。我们认为，对重子循环过程的强约束，可以从未来的观测环星系介质（CGM）的星系，如气体冷却速率。我们还发现，隐含的SFH从SHMR表明，星系停留在主序列的一部分，他们的生活。我们的模型再现了质量-金属丰度关系的演变。
2022-12-09 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
Testing baryon-induced core formation in $Λ$CDM: A comparison of the DC14 and coreNFW dark matter halo models on galaxy rotation curves
最近的宇宙流体动力学模拟表明，重子过程，特别是恒星形成爆发后的超新星反馈，可以改变暗物质晕的结构，并将原始尖点转变为较浅的核心。为了评估这种机制是否为尖核争议提供了解决方案，必须将模拟的晕与从星系旋转曲线推断出的真实暗物质晕进行比较。为此，最近从互补质量范围内的星系模拟中获得了两个新的暗物质密度分布：DC 14晕（$10^{10} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 8 \times 10^{11}$）和核心NFW晕（$10^{7} < M_{\text{halo}}/M_{\odot} < 10^{9}$）。这两种模型已分别被发现，给观察到的旋转曲线很好的拟合。然而，对于DC 14模型，一项研究证实了预测的晕性质与宇宙学标度关系的一致性，但另一项研究强烈反驳了这一点。下一个问题是，这两个模型是否收敛到相同的解决方案，在质量范围内，这两个应该是适当的。为了研究这一点，我们测试了DC 14和cNFW晕模型的旋转曲线的选择星系的晕质量范围内的$4 \times 10^{9}$ - $7 \times 10^{10}$ $M_{\odot}$。我们进一步应用DC 14模型的旋转曲线在较高的晕质量，$9 \times 10^{11}$ $M_{\odot}$，验证协议的宇宙学标度关系。我们发现，这两个模型一般都能够再现观测到的旋转曲线，与早期的结果，和预测的暗物质晕…
2017-06-26 astro-ph.GA
RESOLVE and ECO: The Halo Mass-Dependent Shape of Galaxy Stellar and Baryonic Mass Functions
在这项工作中，我们提出了星系恒星和重子（恒星加上冷气体）的质量函数（SMF和BMF）和它们的晕质量依赖两个体积有限的数据集。第一个是RESOLVE-B，与条纹82的足迹相吻合，并且非常完整，直到重子质量Mbary ~ 10^9.1 Msun，探测Mbary ~ 10^10 Msun以下的富含气体的矮星区。第二个，ECO，覆盖了约40倍的体积（包含RESOLVE-A），完成Mbary约10^9.4 Msun。为了构建SMF和BMF，我们实现了一个新的“交叉仓采样”技术与Monte Carlo抽样从恒星或重子质量的全似然分布。我们的SMF表现出“高原”的功能开始低于Mstar ~ 10^10 Msun，已在先前的工作中描述。然而，BMF填补了这一特征，并在~10^10 Msun以下以直线幂律上升，因为气体主导的星系成为人口的大多数。尽管如此，BMF的低质量斜率并不像理论上的暗物质晕MF那样陡峭。此外，我们分配组晕质量的丰度匹配，发现SMF和BMF分离成四个物理动机晕质量制度揭示复杂的结构下的简单形状的整体MF。特别是，卫星星系MF在质量小于10^13.5 Msun的星系群中低于中央星系MF“驼峰”，但在星系团中则急剧上升。我们的研究结果表明，卫星破坏和/或剥离是活跃的新生组形成的点。我们表明，在塑造MF的群体的关键作用，使重建一个给定的调查的SMF或BMF的基础上，其组晕质量分布。
2016-04-13 astro-ph.GA
Dark matter-baryon scaling relations from Einasto halo fits to SPARC galaxy rotation curves
星系中的暗物质-重子标度关系对于约束星系形成模型是非常重要的。在这里，我们提供了一个现代的定量评估这些关系，通过模拟的旋转曲线的斯皮策测光和精确的旋转曲线（Einasto暗晕模型）数据库的星系。我们特别关注的是原始的星系参数之间的比较，与恒定的质量-光比的凸起和磁盘，和参数的星系遵循最紧密的径向加速度关系。我们发现，在第二种情况下，适合改善，纯晕标度关系也变得更紧。我们报告说，密度在半径的斜率为-2是强相关的半径，并Einasto指数。对于大量的星系来说，后者接近于统一，这表明它们的核心很大。在暗物质-重子标度方面，我们着重讨论了与尖点-核转换过程有关的核性质与重子分量范围之间的关系。我们报告了小Einasto指数晕的核心大小与恒星盘尺度长度之间的正相关性，以及2 kpc内的平均暗物质密度与该半径处的重子诱导旋转速度之间的正相关性。这一发现与径向加速度关系对旋转曲线形状多样性的影响有关，旋转速度由2 kpc量化。虽然一个紧密的径向加速度关系略有减少观察到的多样性相比，原来的中微子参数，重子诱导的加速度在2千秒差距的多样性是足够的，以诱导一个大的多样性，不符合当前的流体动力学模拟的星系形成，同时保持一个紧密的径向加速度关系。
2019-01-29 astro-ph.GA
Understanding entropy in massive halos: The role of baryon decoupling
本文利用观测熵分布与更新的半解析模型对比，发现重子解耦机制能有效解释巨型晕在质量尺度$10^{13}$M$_\odot$附近缺失50%-90%重子及偏离自相似性的现象。
2025-03-04 astro-ph.GA
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Cambridge University Press（剑桥大学出版社）
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
Rotating baryonic dark halos
星系晕对于我们理解扰动谱中的暗物质性质和原始非高斯性具有重要意义，扰动谱是产生今天观测到的宇宙学波动的物理机制的有力判别。在本文中，我们分析了{ \it普朗克}的数据对星系M104（草帽），发现在微波温度的不对称性，从银河系中心延伸到约$1 \degr$。这种频率无关的不对称性是一致的，由于银河系旋转的多普勒效应引起的，我们发现一个概率小于约$0.2\%$，这是由于随机波动的微波背景。此外，{ \it Planck}数据表明M104星系晕的动力学相对复杂，这似乎与以前的研究一致。鉴于我们以前对附近星系暗晕的分析，这一发现证实了该方法在揭示和绘制相对邻近的边缘星系周围暗晕方面的效率。
2019-08-21 astro-ph.GA
The baryonic halos of isolated elliptical galaxies
如果没有一些事件的干扰，星系可能会在拥挤的环境中受到影响（例如，剥离，骚扰，扼杀）;孤立的椭圆星系为研究星系形成提供了对照样本。我们提出了一个孤立的椭圆星系样本的研究使用成像从各种望远镜，专注于他们的球状星团系统作为其恒星晕的示踪剂。我们的主要发现是：（a）GC颜色双峰现象即使在最孤立的孤立系中也很常见;（b）GC的比频率随星系质量的变化相当稳定，而不像椭圆星系团那样向高质量系统增加;（c）另一方面，GC的红色部分随星系质量的变化遵循与椭圆星系团相同的倒V形趋势;（d）恒星晕显示出低的Sérsic指数，这与主要的合并起源相一致。
2017-08-22 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
Constraining the mass of the M31 ionized baryon Halo using CHIME/FRB Catalog 2
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Dodoma（多多马大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU)（宇宙物理与数学基础卡弗里研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Northwestern University（西北大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；McGill University（麦吉尔大学）；Trottier Space Institute, McGill University（麦吉尔大学特罗蒂尔太空研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
利用CHIME/FRB目录2中的FRB数据，研究M31晕的中性物质分布，发现其CGM质量为18.6±7.9×10¹⁰M_⊙，表明M31可能拥有大量稀疏离子化气体。
2026-03-02 astro-ph.GA
Shaping the unseen: the influence of baryons and environment on low-mass, high-redshift dark matter haloes in the SIEGE simulations
利用SIEGE高分辨率模拟研究早期宇宙低质量暗物质晕，发现恒星形成使中心尖点变平为核，并使晕更球形，外围呈长球状且沿宇宙细丝排列。
2023-09-04 astro-ph.GA
Revealing the Warm and Hot Halo Baryons via Thomson Scattering of Quasar Light
由于缺乏探测所需温度范围、空间尺度、晕质量和红移的观测量，环星系介质（CGM）的温热（$10^5\lesssim T\lesssim 10^7$ K）相的重子含量和物理性质受到很差的约束。来自发光类星体的辐射产生空间扩展的发射晕，这是由CGM中的自由电子的汤姆逊散射造成的，它可以用来测量电子密度分布，因此，存在的温暖和炎热的重子物质的数量。我们预测由此产生的表面亮度分布，并表明，他们很容易检测到在三个小时的集成与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），出$\sim 100$物理千秒差距从中心的个别超亮类星体。这种电子散射表面的亮度与红移无关，信噪比对红移的依赖很弱，原则上允许在$z\sim 6.5$的再电离时期测量温暖和炎热的CGM。我们考虑了一系列潜在的污染物，并发现对于$z\lesssim1$较暗的类星体，扩展的恒星晕可能具有可比的表面亮度。在$z>2$，JWST中红外观测开始探测静止帧光学/紫外波长，这意味着CGM中尘埃颗粒的散射变得很重要，尽管多色观测应该能够区分这些情况，因为汤姆森散射是消色差的。
2018-06-23 astro-ph.GA
Black Hole Growth, Baryon Lifting, Star Formation, and IllustrisTNG
本研究验证了黑洞质量与晕重子结合能的线性关系，对比观测与IllustrisTNG、EAGLE模拟的MBH-Mhalo关系差异，指出IllustrisTNG黑洞吸积模式的问题并提出参数调整方向，以完善三者关联的模拟。
2023-10-03 astro-ph.GA
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
Unraveling the interplay between SIDM and baryons in MW halos: defining where baryons dictate heat transfer
我们提出了一套新的宇宙学放大模拟的MW类星系，其中第一次包括弹性速度依赖的自相互作用暗物质（SIDM）和IllustrisTNG物理。通过这些模拟，我们研究了SIDM与重子的相互作用及其对星系演化过程的影响。我们还介绍了一套新的修改DMO模拟，可以合理地复制DM晕上完全实现的流体动力学的影响，同时简化了分析，降低了计算成本。我们发现，重子改变的热结构的中央区域的晕在更大程度上比的SIDM散射的MW类星系。此外，我们发现，新的热结构的MW状晕导致SIDM创建cuspier中心密度，而不是核心，因为SIDM散射通过转移热量远离星系中心的热支持。我们发现，这种效应，引起重子收缩，开始影响星系的恒星质量的$10^8$ M $_\odot$和增加的强度MW质量尺度。这意味着任何用来限制恒星质量在$10^8$和至少$10^{11}$ M $_\odot$之间的星系的SIDM截面的模拟都需要重子来做出准确的预测。
2022-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO 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
The baryonic mass assembly of low-mass halos in a Lambda-CDM Universe
我们分析了在宇宙学数值模拟中在红移z = 0处发现的低质量晕（Mvir ~ 10^10.3 - 10^12.3 M_sun）的暗、气体和恒星质量组装历史。我们的研究结果表明，在一个给定的现代质量仓的晕，气体的重子分数维里半径内不随时间的变化显着，从~0.8的较小的晕到~0.5的最大的。大多数重子实际上并不位于星系中，而是位于晕内气体中;对于质量更大的晕，晕内气体与星系的质量比在所有红移z下都大致相同，但对于质量最小的晕，它随着z的增加而强烈增加。前一种晕中的晕内气体随着时间的推移而变热，在z = 0时占主导地位，而在后一种晕中，它在所有时期都是冷的。在我们的模拟中，多相ISM和热反馈模型在延迟低质量星系的恒星质量增长的方向工作。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: connecting the dark matter distribution of the host halo with the subgrid baryonic physics
本研究通过对比同一暗物质晕的暗物质-only与五种不同重子物理方案的流体模拟，揭示重子反馈显著改变暗物质分布形态与速度轮廓，强调改进重子物理描述对暗物质研究至关重要。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on weak lensing statistics as a function of halo mass and radius
Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究恒星物质对弱引力透镜统计的影响，发现BCMs在大质量晕体中存在系统误差，需改进模型以准确反映恒星物质分布。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles
重子对暗物质晕密度剖面的反作用引起了极大的兴趣，尤其是因为它是试图探测暗物质时的一个重要的系统不确定性。在这里，我们利用一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟，系统地研究这个过程及其对与星系形成相关的重子物理的依赖性。如果辐射冷却是有效的并且反馈是弱的，那么重子的加入会导致密度分布更加集中。在这种情况下，星系（星系团）尺度上的暗物质晕浓度可以增加30%（10%）。最显著的影响发生在高红移的星系中，在那里，在晕中心的重子分数与总密度和暗物质密度分布的内斜率之间存在很强的反相关。如果反馈是弱的，等温内部配置文件的形式，在协议的大规模，早期型星系的观测。然而，我们发现活动星系核的反馈，或非常有效的反馈，从大质量的恒星，是必要的，以配合观察到的恒星分数组和集群，以及保持最大的圆速度类似的维里速度观察盘星系。这些强反馈模型减少了星系中的重子分数的3倍，相对于没有反馈的情况下。活动星系核甚至能够将群晕和星系团晕内部区域的重子分数减少2倍。这反过来又导致内部密度分布，这是典型的浅于等温和晕浓度往往低于在重子的情况下。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Rays in Galaxy Halos: Impacts on Galactic Outflows and Baryon Cycling
本文研究星系晕中预先存在的宇宙线对外流的影响，发现宇宙线晕会抑制大规模宇宙线驱动风，并将反馈转向局部循环流，从而影响年轻星系和星暴星系的外流行为。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping "out-of-the-box" the properties of the baryons in massive halos
我们在光滑粒子流体动力学宇宙学模拟的$Magneticum$套件中研究了大质量晕（$M_{vir} > 10^{13} \ h^{-1}M_{\odot}$）中重子的分布，达到了$10 R_{500,\mathrm c}$前所未有的径向范围。我们确认，在非引力物理现象的作用下，重子质量分数是较低的内部区域（$<R_{500,\mathrm c}$）的质量越来越少的晕，并上升向外移动，与范围从51%（87%）的$R_{500,\mathrm c}$周围的区域的95%（100%）的$10R_{500,\mathrm c}$的宇宙学值的系统中的最低（最高; $M_{vir} \sim 5 \times 10^{14} \ h^{-1}M_{\odot}$）质量。星系群几乎匹配的气体（和重子）部分测量最大质量的晕只有在非常大的半径（$r>6 R_{500,\mathrm c}$），重子消耗因子$Y_{\rm bar} = f_{\rm bar} / (Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m})$接近单位的值，预期的“封闭箱”系统。我们发现，径向和质量的重子，气体和热耗尽因子的依赖性是可预测的，并遵循一个简单的功能形式。恒星质量分数在质量较小的系统中较高，随着半径的增加而系统地降低，并达到恒定的$Y_{\rm star} \approx 0.09$值，其中气体金属丰度也是恒定的，无论宿主晕质量…
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of baryons on low-mass haloes
本文利用三组对比模拟研究重子物理对10^4-10^7 M_⊙低质量暗物质晕的影响，发现再电离加热会驱逐气体，使晕质量函数降低约30%、暗物质湮灭信号减弱约40-60%。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-Accelerated Core Collapse in SIDM Halos and its Imprint on Galactic Disks
MIT（麻省理工学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Harvard University（哈佛大学）
本文通过N体模拟发现，重子成分使银河系大小SIDM晕的核心坍缩时标缩短约40倍，并导致恒星盘外翘，为暗物质研究提供新观测窗口。
2026-09-09 astro-ph.GA hep-ph
Measuring the Mass of Missing Baryons in the Halo of Andromeda Galaxy with Gamma-Ray Observations
现代宇宙学和星系形成中最大的谜团之一是“失踪重子”的藏身之处。星系形成的主流理论预测，大量的重子以$10^6-10^7\,$ K的扩散和热气体的形式存在于星系周围，延伸到它们的维里半径，这也被称为环星系介质（CGM）的主要成分。然而，不同的研究小组通过不同的技术，并没有达成共识的作用，CGM在占失踪的重子，与估计的贡献范围从一个小的部分，以封闭的星系重子预算。在这项工作中，我们试图用一种新的方法来测量CGM中缺失的重子的质量，这种方法是基于仙女座星系扩展晕的γ射线观测结果。由于星系内部产生的宇宙射线粒子最终会逃逸到CGM，它们将通过与CGM的质子-质子碰撞产生伽马射线辐射。与某些传统的测量方法只对特定温度范围内的气体敏感不同，强子γ射线通量对所有相态的重子气体都敏感，而且不依赖于晕中的金属丰度。我们的结果表明，包含在维里半径的重子总质量小于$(1.4-5)\times 10^{10}M_\odot$根据与模型相关的分析得到的γ射线强度。这意味着仙女座星系的CGM可能不能解释超过$30\%$的失踪重子，但结果受到来自伽马射线强度上限，CRs在晕中的扩散系数以及星系的恒星质量和暗物质晕质量的不确定性。如果对这些问题有更好的理解，并且将来有更灵敏的伽马射线望远镜，这种方法将变得更有约束力。
2021-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
