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
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
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
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
The Baryonic Mass-Halo Mass Relation of Extragalactic Systems
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF — Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所——阿切特里天文台）；University of Oregon（俄勒冈大学）；Nanjing University（南京大学）
研究通过 extragalactic 系统数据，建立了质子质量与暗物质质量之间的关系，揭示了质子分数随质量变化的规律，并提出了一种描述该关系的数学模型。
2026-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal Collapse: Robust Against Baryonic Feedback
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）
通过半解析振荡势模型和受控N体模拟，研究自相互作用暗物质晕中重子反馈对引力热坍缩的影响，发现高浓度晕的坍缩几乎不受延迟，而中等浓度晕的坍缩可被显著延迟但最终恢复，且最终密度分布对反馈历史敏感。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\varepsilon_u$。此外，暗物质流表现出尺度相关的流动行为，即在小尺度上不可压缩，在大尺度上无旋。利用这些性质，并考虑给定的具有重子总质量$m_b$、晕质量$m_h$、晕维里尺寸$r_h$和平坦转速$v_f$的晕，BHMR可以通过结合重子Tully-Fisher关系和常数$\varepsilon_u$在小晕和大晕中解析地导出。对于临界质量为$m_{hc}\sim 10^{12}M_{\odot}$的晕，在z=0时发现最大BHMR比约为0.076.对于较小和较大的晕，该比率要低得多，因此可以确定两种状态：i）对于不可压缩的具有质量$m_h<m_{hc}$的小晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f/r_h$、$v_f\propto r_h$和$m_b\propto m_h^{4/3}$ ; ii）对于具有质量$m_h>m_{hc}$的大晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Subaru HSC Galaxy Clustering with Photometric Redshift I: Dark Halo Masses Versus Baryonic Properties of Galaxies at 0.3<z<1.4
我们提出了低$z$ $(z\leq1.4)$星系的聚类特性选择的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划宽层$145$度$^{2}$。宽视场和多波长观测产生了具有光度红移和物理性质的位于$0.3\leq z\leq1.4$的$5,064,770$星系。这使得角关联函数的精确测量和随后的晕占据分布（HOD）分析允许重子属性和暗晕属性之间的联系。在$z\lesssim1$中质量较小的卫星星系所占的比例在$\sim20\%$中几乎是恒定的，但在$M_{\star} \sim 10^{10.4}h^{-2}M_{\odot}$之外则逐渐减小。然而，在$z>1$卫星星系的丰度是相当小的，即使是质量较小的星系，由于在高$z$的大质量中心的稀有性。这种减少的趋势与$z>3$的莱曼破裂星系的小卫星部分有关。在$0.3\leq z\leq1.4$的恒星晕质量比几乎是一致的，使用最新的经验模型获得的预测，但是，我们确定小的过剩，从理论模型在大规模的结束。枢轴晕质量被发现是不变的，在$10^{11.9-12.1}h^{-1}M_{\odot}$在$0.3\leq z\leq1.4$，我们系统地表明，$10^{12}h^{-1}M_{\odot}$是一个通用的枢轴晕质量$z\sim5$是来自只使用聚类/HOD分析。然而，具有峰值瞬时重子转换效率的晕质量比枢轴晕质量小得多，无论红移如何，最有效的恒星质量组装…
2019-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic self similarity of dark matter
宇宙学模拟表明，暗物质晕具有特殊的自相似性质。然而，晕的相似性受到重子反馈的影响，由超新星注入的动量重新塑造的暗物质核心，并将其转化为一个平坦的密度核，与重子反馈施加的标度长度。此外，重子反馈也强加了一个平衡条件，当与强加的重子标度长度耦合时，诱导了一种新的相似性。新的自相似解意味着由暗物质产生的加速度是无标度的，这反过来又意味着在参考半径处的重子加速度也是无标度的。恒定的暗物质和重子加速在一个参考半径已有效地观察到一个大类不同的星系，这是在支持这种方法。新的自相似性质意味着在较大距离处的总加速度是无标度的，在暗物质和重子主导区之间的转变发生在恒定加速度处，并且在较大距离处定义速度曲线振幅的速度曲线的最大值与$M^{\frac{1}{4}}$成比例。这些结果表明，在这个自相似模型中，冷暗物质是符合MOND现象的基本星系。与观测结果相一致，自相似模型与MOND模型的一致性有望在星系团尺度上被打破。一些数值实验表明，在原点附近的密度的行为是密切近似的Einasto轮廓。
2014-06-16 astro-ph.CO 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
Baryonic Imprints on DM Halos: Population Statistics from Dwarf Galaxies to Galaxy Clusters
在一个纯冷的暗物质宇宙中，初始物质功率谱及其随后的引力增长不包含特殊的质量或时间尺度，因此内部暗物质（DM）晕属性的新兴人口统计也不包含。使用150万晕从三个IllustrisTNG实现的LambdaCDM宇宙，我们表明，星系形成物理驱动器的非单调功能（“摆动”）到DM属性统计在六十年的晕质量，从矮星系到星系团。我们通过提取晕质量相关的统计数据的五个DM晕属性-速度色散，NFW浓度，密度和速度空间形状，和形成时间-使用核本地化线性回归（KLLR），这些功能的特点。比较精确的估计标准化，斜率，和协方差之间的实现与没有星系形成，我们发现系统的偏差在所有的质量尺度，最大偏差为25%，在银河系质量为1 e12 Msun。不同的冷却和反馈机制之间的相互作用的摆动的质量依赖性，我们讨论了其观测意义。性质协方差强烈依赖于晕质量和物理处理，但大多数相关性是稳健的。使用多变量KLLR和可解释的机器学习，我们表明，晕浓度和速度空间形状的主要贡献者，在不同的质量，速度色散方差。质量吸积率和DM表面压能的统计数据在附录中提供。我们公开发布晕属性目录和KLLR参数的TNG运行在20 epochs到z = 12。
2021-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo expansion in cosmological hydro simulations: towards a baryonic solution of the cusp/core problem in massive spirals
冷暗物质模型的一个明确预测是在所有质量尺度上存在尖状暗物质晕密度分布。这是不符合观察到的旋转曲线的旋涡星系，挑战小尺度上，否则成功的CDM范例。本文采用高分辨率的宇宙流体动力学模拟方法研究了耗散过程对类银河天体（M~ 1 e12 Msun）中暗物质内部分布的影响。我们的模拟包括超新星反馈，以及大质量恒星在爆炸成为超新星之前的辐射压力的影响。增加恒星反馈的结果在膨胀的暗物质晕，而不是收缩相对于N体模拟。重子能够擦除暗物质的尖形分布，在一个巨大的银河状晕的中心几千秒差距处产生一个平坦的、核心的、暗物质密度分布。的配置文件是很好的拟合Burkert配置文件，拟合参数与观察一致。此外，我们得到平坦的旋转曲线以及扩展，指数恒星盘配置文件。虽然我们获得的恒星盘仍然部分太厚，不像MW薄盘，但这项初步研究表明，重子分量中有足够的能量可以改变大质量盘星系中的暗物质分布，为长期存在的尖点与核心问题提供了可能的解决方案。
2011-11-23 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
Baryonic solutions and challenges for cosmological models of dwarf galaxies
星系和它们的暗物质晕对暗能量加冷暗物质（LCDM）宇宙学模型提出了几个挑战。观测和理论之间的这些差异在质量最低的（“矮”）星系中加剧。LCDM对低质量暗物质晕的数量、空间分布和内部结构的预测在历史上一直与观测到的矮星系不一致，但这是部分预期的，因为许多预测只模拟了暗物质成分。任何强有力的LCDM预测都必须包括一个星系形成的模型，以了解重子物质如何填充和影响暗物质晕。在这篇文章中，我们回顾了LCDM关于矮星系的最显着的挑战，我们讨论了最近的宇宙学数值模拟如何精确定位重子解决方案，这些挑战。我们确定剩余的紧张局势，包括内部暗物质含量的多样性，卫星，恒星形态，和恒星形成淬火的飞机。它们的解决方案，或作为LCDM的实际问题的验证，可能需要改进星系形成模型和提高模拟中的数值精度。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
BIND (Baryonic INpainting with Deep learning): A Field-level Emulator for Galaxy Groups and Clusters
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
BIND利用条件流匹配模型，将仅暗物质暗晕场级映射至流体动力学对应物，在CAMELS模拟上训练，以百分比精度恢复质量场和轮廓，并开源发布。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Baryonic Physics on the Structure of Dark Matter Halos: the View from the FIRE Cosmological Simulations
我们在FIRE（Feedback In Realistic Environments）项目的宇宙学模拟中研究了$M_{\rm h}\sim10^{9-12}\,M_{\odot}$晕中$M_{\ast}\sim10^{4-11}\,M_{\odot}$星系的冷暗物质（CDM）的分布。FIRE在多相ISM中加入了明确的恒星反馈，并从恒星星族模型中获得能量。我们发现，恒星反馈，没有“微调”的参数，大大简化了小规模的问题，在CDM。反馈导致恒星形成和外流的爆发，改变DM分布。因此，DM晕轮廓（$α$）的内斜率显示出强烈的质量依赖性：轮廓在$M_{\rm h}\sim10^{10}-10^{11}\,M_{\odot}$处较浅，在较高/较低质量处较陡。由此产生的岩心尺寸和斜率与观测结果一致。这与以前的工作使用简单的反馈方案，但我们发现陡峭的质量依赖的$α$，和相对较晚的核心增长。由于恒星形成效率$M_{\ast}/M_{\rm h}$与晕圈质量有很强的相关性，当有足够的反馈能量扰动DM时，$α$会在$M_{\rm h}\sim 10^{10}\,M_{\odot}$（$M_{\ast}\sim10^{6}-10^{7}\,M_{\odot}$）附近发生快速变化。由于DM质量的不断积累，在晕圈快速增长期间不会建立大的核心。相反，核心需要几个恒星形成爆发后，快速积累已经完成。恒星反馈会显著降低…
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter-Induced Baryonic Feedback in Galaxies
本研究通过星系模拟与解析估计提出，暗物质在白矮星内聚集并触发Ia型超新星，可形成区别于普通超新星反馈的新型重子反馈，从而改变星系结构。
2024-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Signatures of Dark Matter Halo Expansion in Galaxy Populations
星系晕内的暗物质核心可以通过恒星形成区域的能量反馈形成：能量平衡表明，最大的核心形成效率出现在M $_{\star}\sim10^{8.5}$ M $_{\odot}$的星系中。我们表明，模型人口的星系，其中的密度分布已被修改，这样的重子反馈，是能够解释所观察到的星系速度函数和塔利-费舍尔关系显着优于一个模型，其中假设一个普遍的尖形密度分布。替代模型，即温暖的或自相互作用的暗物质，也提供了一个更好的匹配这些观察到的关系比一个通用的配置文件模型，但作出不同的预测晕密度轮廓如何随质量相比，重子反馈的情况下。我们建议，不同的核心形成机制可以区分的基础上留下的印记，他们在星系人口在很大范围内的质量。在目前的观测数据中，我们发现了重子反馈产生的核心形成的质量依赖性的预期签名的证据。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Speed Distributions
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）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-Simons宇宙起源人工智能研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
DREAMS项目通过模拟揭示银河系暗物质速度分布的不确定性主要由晕间方差主导，并应用于XENON1T实验验证天体物理不确定性与实验结果相当。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
What is the amount of baryonic dark matter in galaxies?
本文重新评估星系尘埃质量估算，指出当前模型存在缺陷，忽略大尘埃颗粒和宏观天体，提出尘埃型重子暗物质丰度可能比之前假设高一个数量级甚至更多，黑洞也可能有显著贡献，当前星系模型无法可靠估算重子质量。
2024-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on halo and galaxy properties
研究利用CAMELS模拟量化了暗物质晕浓度-质量关系对五种星系/暗物质晕性质的依赖，构建了非线性模型，并发现忽略选取效应会导致重子印记建模约25%的误差。
2024-04-23 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
On the separation between baryonic and dark matter: evidence for phantom dark matter?
近年来，人们已经看到了X射线和（弱）透镜轮廓碰撞星系团，例如，著名的“子弹”集群相结合的测量。这些观测揭示了重子物质和（主要的）引力物质的峰值在~（100-200）kpc量级的偏移。这种差异很难用修正的引力理论来解释，而不是用暗物质。或者他们不是？在这里，我们使用的概念“幻影暗物质“是基于牛顿解释的MONDian引力势。我们表明，这个想法实际上能够在理想的密度配置中产生实质性的抵消，涉及均匀的外部场。然而，当在MONDian宇宙学框架中分析时，我们推断该效应的大小（和概率）太小，无法解释最近观测中发现的观测到的偏移，至少在这里讨论的幻影暗物质的最简单化身中是如此。合并中的星系团的透镜中心很可能非常接近真实的质量中心，即使在MONDian宇宙学中也是如此。这支持了这样一种观点，即类中微子的非碰撞物质可能是观测到的透镜和X射线峰偏移的原因。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Baryonic Solution to the Missing Satellites Problem
已经证明，包含重子物理可以改变低质量星系中心的暗物质密度，使中心暗物质的斜率比纯冷暗物质模拟中预测的更浅。这种暗物质轮廓的扁平化可以发生在银河系质量星系周围最明亮的暗晕中。Zolotov等人（2012）建议对只有暗物质的卫星的中心质量进行修正，以模拟（1）由于发光卫星中的超新星反馈而导致的暗物质尖点的平坦化，以及（2）由于重子盘的存在而增强的潮汐剥离。在本文中，我们应用这种校正的z=0 subhalo质量的高分辨率，暗物质-只有通过Lactea II（VL 2）模拟，并发现大量的subhalo的数量显着减少。在对VL 2晕采用恒星质量与晕质量的关系，并识别出（1）可能被剥离破坏的子晕和（2）可能被光加热抑制的恒星形成后，我们发现银河系质量星系周围的大质量发光卫星的数量与银河系或M31周围观测到的卫星数量一致。我们的结论是，重子过程有可能解决失踪的卫星问题。
2013-04-29 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
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on 28 model parameters in the CAMELS suite
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
利用 CAMELS 套件的 2048 个模拟，研究了 28 个模型参数对暗物质晕浓度-质量关系的影响，并构建了一个三组分现象学模型以快速纳入天体物理印记。
2026-10-05 astro-ph.CO 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
Modified Dark Matter: Relating Dark Energy, Dark Matter and Baryonic Matter
修正的暗物质（MDM）是受引力热力学启发而提出的暗物质的唯象模型。对于一个正宇宙学常数（$Λ$）的加速宇宙，这种唯象的考虑导致了与$Λ$相关的临界加速参数的出现。这种临界加速度是MDM的一种有效的唯象表现，在星系自转曲线中的暗物质和重子物质之间的相关性中可以发现。由此产生的MDM质量配置文件，这是敏感的$Λ$，与观测数据在银河系和集群尺度是一致的。特别是，相同的临界加速度出现在银河系和集群数据拟合的基础上MDM。此外，使用一些强大的定性参数，MDM似乎在宇宙尺度上工作得很好，即使定量研究仍然缺乏。最后，我们评论修改后的暗物质，这可能会导致新的非粒子唯象学，并可能解释为什么，到目前为止，暗物质检测实验未能检测到暗物质粒子的量子的某些非局部方面。
2017-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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 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
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
Temporal Correlations Between Fuzzy Dark Matter and Baryonic Matter in Virialized Core-Halo Structures
Instituto de Física y Matemáticas, Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo（圣尼古拉斯德伊达尔戈米却肯大学物理与数学研究所）
研究模糊暗物质（FDM）与重子物质间时间相关性，用薛定谔-泊松-欧拉系统演化耦合构型，经相关函数等分析涨落，发现FDM涨落与气体动力学无强时间相关性，表明重子物质对晕整体引力势反应，限制FDM颗粒度探测。
2026-07-21 astro-ph.GA gr-qc
Baryonic properties of nearby galaxies across the stellar-to-total dynamical mass relation
本文基于CALIFA数据与动力学建模，发现星系的重子性质（年龄、金属丰度、角动量、形态和恒星形成率）同时依赖于恒星质量和暗物质晕质量，揭示暗物质晕在星系形成中的关键作用。
2024-02-19 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
Universal Basic Mass Density inside Dark Matter Halos
本文在爱因斯坦方程框架下提出暗物质晕的普适基本质量密度和度规，通过令重子质量为零聚焦暗晕，解释了平坦旋转曲线、常数面密度、NFW轮廓标度关系及core-cusp问题。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Hybrid analytic and machine-learned baryonic property insertion into galactic dark matter haloes
虽然宇宙学上的暗物质模拟只依赖于引力效应，计算速度非常快，但模拟星系中的重子性质需要复杂的流体动力学模拟，计算成本很高。我们探讨合并的扩展版本的平衡模型，分析形式主义描述的恒星，气体和金属含量的星系的演变，到一个机器学习框架。通过这样做，我们能够恢复比单独的解析形式主义所能提供的更多的属性，从而创建一个高速流体动力学模拟仿真器，在具有重子属性的N体模拟中填充银河系暗物质晕。虽然这种方法提供的准确性和速度优势之间存在权衡，但我们的结果优于仅使用机器学习的重子属性子集的方法。我们证明了这种新型的混合系统能够通过在合理的程度上模仿完整的流体动力学套件的属性来快速完成暗物质的信息，并讨论了混合与机器学习框架的优缺点。在这样做的过程中，我们提供了一个加速宇宙学中常用的模拟。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
The scatter, residual correlations and curvature of the SPARC baryonic Tully-Fisher relation
在最近的工作中，Lelli et al.（2016）认为，LCDM星系样本的重子Tully-Fisher关系（BTFR）的紧密性，以及其残差与有效半径的相关性的弱点，对LCDM宇宙学提出了挑战。在这封信中，我们计算的统计意义，这些结果的框架中的晕丰度匹配，这强加了一个典型的星系晕连接。考虑到样本方差之间的类SPARC实现的父晕人口，我们发现在预测的BTFR的分散是3.6西格玛太高，但其残差与星系大小的相关性是自然弱。此外，我们发现丰度匹配产生BTFR曲率在3.0西格玛不同意的数据，和一小部分的星系与非平坦的旋转曲线略大于观察。
2017-08-19 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
Baryonic Distributions in Galaxy Dark Matter Haloes I: New Observations of Neutral and Ionized Gas Kinematics
我们提出了一个新的和档案中性氢（HI）的观测和新的电离气体光谱观测16个星系的统计代表性的EDGES运动学样本相结合。HI旋转曲线来自甚大射电阵列（VLA）的新的和存档的射电合成观测以及韦斯特博克射电合成望远镜（WSRT）的处理数据产品。的HI旋转曲线的补充与光学光谱积分场单元（IFU）的观测使用SparsePak的WIYN 3.5米望远镜，以限制中央电离气体的运动学在12个星系。每个星系的完整的旋转曲线分解成重子和暗物质晕组件使用3.6 $μ$米图像从斯皮策太空望远镜的恒星内容，中性氢数据的原子气体成分，并在可用时，CO数据从文献中的分子气体成分。在固定的恒星质光比（M/L）和旋转曲线分解中的最大圆盘/凸起假设下，说明了推断的质量分布的差异。
2016-05-05 astro-ph.GA
Formation of mega-parsec giant radio sources from hosts residing in dark matter halos with normal hot baryonic gas fractions
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）；Center for Theoretical Physics, Henan Normal University（河南师范大学理论物理中心）
研究不同质量暗物质晕和正常气体密度环境下的射电源形成机制，发现低密度气体环境并非必要条件，且射电泡传播速度受中央密度和压力影响。
2026-04-10 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
Is Cold Dark Matter Baryonic? Alternative Opinion
在大爆炸开始的几分钟内，核合成发现96%的物质是不反应的。大质量的纯盘状原星系必须在早期宇宙中形成，因为它们的星系被发现在高红移。由于周围都是热气体，它们在CBR上几乎没有留下痕迹。大型强子对撞机还没有发现希格斯或暗物质的候选者。这些现象可以用冷重子壳层来解释。
2011-11-28 astro-ph astro-ph.GA
Galactic rotation curves, the baryon-to-dark-halo-mass relation and space-time scale invariance
低加速度时空尺度不变动力学（SID，Milgrom 2009 a）预测了从观测星系动力学中已知的两个基本相关性：重子Tully-Fisher关系（BTFR）和在盘星系的低加速度区域中观测到的质量差异和加速度之间的相关性（MDA）。SID对应于深度调制牛顿动力学（MOND）极限。冷/暖暗物质（C/WDM）宇宙学模拟中出现的MDA数据与观测星系的紧密MDA相关性显着不一致。因此，在标准暗物质宇宙学模型中，最现代的模拟盘状星系被精心挑选，具有安静的合并历史，仍然不能代表正确的旋转曲线。此外，所观察到的紧密相关矛盾的假设随机形成的星系在低质量DM晕。此外，我们发现，SID预测重子表观维里晕（暗物质）的质量关系，这与相关推导观测假设牛顿动力学是有效的，而重子晕质量关系预测CDM模型不同意。观测到的暗物质晕质量与重子质量之比的分布可能是外场效应的经验证据，这是SID中预测的两个星系之间的作用力取决于第三个星系的位置和质量的结果。应用外场效应，我们预测了Miller等人样本中矮星系附近星系的质量。因此，经典的非相对论性引力动力学最好被描述为米尔格罗米氏动力学，而不是牛顿动力学。
2014-10-24 astro-ph.GA
Understanding the internal dynamics of elliptical galaxies without non-baryonic dark matter
假设维里平衡和牛顿动力学，低质量早型星系有更大的速度色散比预期的重子数量，他们包含。对这一发现的传统解释是，它们的动力学由非重子物质主导。然而，也有强有力的证据表明，许多低质量的早型星系形成为潮汐矮星系，几乎不包含暗物质。使用一个广泛的目录的早期型星系，因此，我们讨论如何在一般的早期型星系的内部动力学可以理解的替代假设的非重子暗物质与两个替代的假设。第一个假设是Milgromian动力学（即，MOND）是有效的，它改变了弱场极限下的有效引力。第二个假设是双星影响观测到的视线速度色散。当实施这些效应时，观测到的和预测的速度分散之间的一些适度差异也仍然存在。尽管如此，在早期星系中观测到的速度色散可以很容易地解释，而不需要在它们中引入非重子暗物质，但是在一些低质量早期星系中，已经记录了整个星系的恒星初始质量函数和非平衡动力学的变化。
2016-08-09 astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation of HI-bearing low-surface brightness galaxies implies their formation mechanism
本文利用ALFA巡天中的含HI低表面亮度星系检验重子Tully-Fisher关系，发现其仍满足$M_{\rm{b}}\propto v_{\rm{rot}}^4$，从而支持其形成于高自旋暗物质晕。
2025-03-15 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
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 astro-ph.GA
