Giant cold satellites from low-concentration haloes
银河系环形山II和Antlia II的矮卫星星系由于其大尺寸和低速色散，具有不寻常的低动力学质量密度。以前的工作未能确定$Λ$ CDM框架内的形成方案，并调用核心暗物质晕，潮汐处理。我表明，潮汐演化的$Λ$ CDM NFW晕是丰富的比以前认识到：潮汐加热导致的最内层地区的晕，达不到的质量浓度关系显着扩大，导致形成巨大的，运动学上冷的卫星，如火山口II和Antlia II。此外，当卫星到达远心点时，潮汐外的物质会导致更膨胀的外观。当存在时，就像较大的Antlia II一样，由于其稍微热的运动学和视线速度梯度，可以识别名义上未结合的材料。与其他形成的假设相反，陨石坑II和Antlia II可能经历了非常小的质量损失，事实上，正如它们所观察到的金属丰度所暗示的那样。如果它确实是NGC 1052的卫星，那么低浓度晕的潮汐演化可能同样导致了NGC 1052-DF 2的形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
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
Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 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
Recovering cores and cusps in dark matter haloes using mock velocity field observations
我们提出了模拟DensePak积分场单位（IFU）的速度场，旋转曲线，和晕适合盘星系形成的球形和三轴尖状暗物质晕，球形核心暗物质晕。模拟的星系在各种现实条件下进行“观察”，以确定如何以及底层的暗物质晕可以恢复和测试的假设，尖状晕可以被误认为核心晕。我们发现，速度场的外观是明显不同的基础晕类型。我们还发现，我们可以成功地恢复参数的基础暗物质晕。尖状晕在数据中显示为尖状，带芯晕显示为带芯。我们的研究结果表明，在真正的暗物质占主导地位的星系中使用高分辨率速度场观察到的核心是真实的，不能归因于系统误差，晕三轴，或非圆运动。
2011-03-09 astro-ph.CO
Angular momentum - mass relation for dark matter haloes
本文利用N体模拟研究了天体角动量$J$与质量$M$之间的经验关系，即$J=βM^α$、$J-M$关系。特别是，我们调查的时间演化的$J-M$关系，研究如何初始功率谱和宇宙学模型影响这种关系，并测试其起源的两个流行的模型-力学平衡和潮汐扭矩理论。我们发现在$Λ$ CDM模型中，$α$从高红移$z$处的值$\sim 1.5$开始，单调增加，最后在$z=0$附近达到$5/3$，而$β$则从一开始随时间线性演化，达到最大值后减小，最后稳定.提出了一个三制度的计划，以了解这一新观察到的图片。我们表明，潮汐扭矩理论占这个时间演化行为的线性制度，而$α=5/3$来自维里平衡的晕。线性区的$J-M$关系包含了功率谱和宇宙学模型的信息。本文还研究了不同环境和不同合并历史的晕的$J-M$关系，以研究晕的非线性演化效应。从而获得对$J-M$关系的更新的和更完整的理解。
2017-06-08 astro-ph.CO
Tidal virialization of dark matter haloes with clustering dark energy
我们扩展了佩斯等人的分析，JCAP，2019，060，通过考虑扩展球形坍缩模型中的维里化过程来聚类暗能量模型，即，解释了暗能量波动与标准方法不同的是，这里的维里化自然是通过适当地模拟潮汐相互作用引起的剪切和旋转引起的球形偏差来实现的。我们研究了七个团簇动力学暗能量模型中位力超密度$Δ_\mathrm{vir}$的时间演化，并将结果与$Λ$ CDM模型和相应的光滑暗能量模型进行了比较.考虑到所有适当的修正，我们推导出的收敛峰鲁宾天文台LSST和欧几里得弱透镜调查，Sunyaev-Zel'dovich峰的西蒙天文台一样的CMB调查，和X射线峰的eROSITA一样的调查。尽管聚集暗能量模型和光滑暗能量模型之间的$Δ_\mathrm{vir}$存在微小差异，但由于这些调查覆盖的体积很大，七个聚集暗能量模型中有五个可以从统计上与$Λ$ CDM区分开来。暗能量涨落的贡献是不可忽略的，特别是对于Chevallier-Polarski-Limber和Albrecht-Skordis模型，只要仪器配置提供高的信噪比。这些结果几乎与潮汐维里化模型无关。
2022-04-06 astro-ph.CO gr-qc
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly bias and the tidal anisotropy of the local halo environment
我们研究的作用，当地的潮汐环境在确定暗物质晕的组装偏差。以前的结果表明，晕环境的各向异性（即，它是否位于灯丝或更各向同性的区域）可以在确定晕的最终质量和年龄方面发挥重要作用。我们统计隔离这种影响使用的大规模和小规模的环境之间的相关性，在$z=0$与质量之间的$10^{11.6}\lesssim (m/h^{-1}M_{\odot})\lesssim10^{14.9}$模拟晕。我们探测大规模的环境中使用一种新的晕晕线性偏差估计。对于小规模的环境中，我们确定了一个变量$α_R$，它捕获的$\textit{tidal anisotropy}$在半径$R=4R_{\textrm{200b}}$周围的晕区域，并在固定的质量与晕偏置强烈相关。用$α_R$分离晕揭示了两个不同的种群。在高度各向同性的局部环境（$α_R\lesssim0.2$）中的晕的行为与结构形成的最简单的球形平均分析模型的预期一致，显示出在$\textit{all}$质量下它们的浓度与大尺度偏差之间的$\textit{negative}$相关性。相比之下，在各向异性的，类似磁场的环境（$α_R\gtrsim0.5$）中的晕往往显示出$\textit{positive}$之间的相关性偏差和浓度在任何质量。我们的多尺度分析清楚地展示了整个光环质量的总体装配偏差趋势如何作为这些不同光环种群的平均值出现，并为构建正确结合装配偏差的分析…
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deviations from tidal torque theory: evolution of the halo spin-filament alignment
晕旋和宇宙网之间的对齐尽管是一个广泛研究的主题，但仍然知之甚少。在这里，我们研究这种对齐的背景下，潮汐扭矩理论（TTT）和偏差，为此，我们分析的演变的形状和旋转方向的原晕，即所有的体积元素相关的$z=0$晕，相对于今天的灯丝。我们发现，原晕的主轴经历了一个重大的变化，从强烈垂直于丝棘在初始条件下，优先在目前的时间对齐。相比之下，自旋取向仅显示出温和的演变：它开始略微平行于丝棘，但随后的演变，直到$z{\sim}1$，逐渐将其取向改变为优先垂直。为了在TTT框架中分析这些信号，我们根据它们的净自旋增长相对于中值TTT期望来分裂晕，发现与自旋-细丝对准的明确相关性。目前，自旋增长最快的晕是最垂直于暗条脊的晕，而自旋增长低于TTT预期中值的晕通常更对齐。自旋方向对净自旋增长的依赖性在初始条件下已经存在，并通过后期的$z<2$演化得到进一步修改。此外，自旋方向轻微偏离TTT的预测，即使在高红移，表明需要扩展的模型。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations, dynamical heating and tidal disruption in spin $s$ ultralight dark matter models
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）
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
Galaxy-Galaxy Lensing by Non-Spherical Haloes I:Theoretical Considerations
我们利用蒙特卡罗模拟研究了非球形暗物质晕对星系-星系透镜效应的理论。模拟包括仔细考虑多个偏转的影响。在一个典型的数据集中，测量的平均切向剪切源的红移zs ~ 0.6相对于观测到的对称轴的前景星系的红移zl ~ 0.3，各向异性星系星系透镜的签名大大不同于预期，人们会在没有多个偏转。所观察到的平均切向剪切比，g+/g-，是强烈抑制的功能相比，人们将测量，如果内在的对称轴的前景星系是已知的。取决于透镜的特征质量，平均切向剪切的观察到的比率可以与各向同性信号一致（尽管透镜是非球形的事实），或者它甚至可以与预期信号相反（即，靠近所观察到的透镜短轴的源的平均切向剪切可以超过靠近所观察到的透镜长轴的源的平均切向剪切）。这些效应主要是由于透镜星系本身被透镜化，因此观察到的透镜对称轴不同于它们的固有对称轴。前景星系的透镜效应对观测函数g+/g-的影响不能通过拒绝具有小图像椭圆度的前景星系来消除，也不能通过将分析集中在非常接近观测到的前景星系对称轴的源上来消除。我们的结论是，任何试图使用g+/g-的测量来约束暗物质星系晕的形状，必须包括蒙特卡罗模拟，适当地考虑到多个偏转。
2010-04-14 astro-ph.CO
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments
宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。
2013-03-07 astro-ph.CO
Cold dark matter subhaloes at arbitrarily low masses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在一个非常大的低质量晕群，低至行星大小的质量。然而，当它们被吸积到更大数量级的晕上时，它们的命运仍然是根本不确定的。一些数值探索发现，subhaloes是非常有弹性的潮汐，但分辨率的限制，很难探索潮汐演变在任意低的质量。严重剥离的浅晕的结构特性是什么？潮汐效应是否会破坏低质量CDM亚晕？在这里，我们专注于宇宙动力的subhaloes轨道CDM主机，并表明，subhaloes的任何初始质量可以剥离到任意小的质量分数。我们表明，以前的数值结果可以复制一个简单的模型，描述潮汐演变为一个渐进的“剥离”的能量空间和随后的re-virialization。在所有质量下，潮汐加热都可以有效地被忽略，因为它的重要性i）对于吸积时质量减小的次晕不会增加，并且ii）随着剥离的进行，它会减少。这使我们能够预测分析的结构特性的subhaloes与任何初始质量和任意程度的质量损失。假设CDM晕有中心发散的密度分布和近似各向同性的相空间分布，我们的研究结果证明，非常低的质量的subhaloes是一个强大的预测的CDM模型：作为晕，CDM subhalo人口扩展和丰富的非常低的质量。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital anisotropy in cosmological haloes revisited
暗物质晕中粒子的速度各向异性是一个重要的物理量，它是精确模拟星系和星系团质量分布所必需的。它通常使用在距光晕中心给定距离处的径向速度分散与切向速度分散的比率来测量。然而，这一措施是不够的，以描述现实的晕，这通常是相当长的动态。在宇宙学模拟中研究大质量DM晕中的速度分布，我们发现在晕的内部，局部速度椭球与晕的长轴强烈地对齐，这种对齐对于更松弛的晕更强。在晕的外部区域，排列逐渐变弱，取向更加随机。这两个不同排列程度的区域与DM密度分布的两个特征区域相吻合：比ρr^{-2}更浅和更陡。这种对齐的本地速度椭球需要重新解释的功能，发现在测量的基础上的径向切向速度分散的球形平均比。特别是，我们表明，在中央晕区的速度分布是高度各向异性。对于质量为10^{14}-10 ^<$15} h^-1 Msun的团簇大小的晕，沿长轴的速度各向异性几乎与半径无关，等于β=1-σ^2_{perp}/σ^2_{radial}=0.4，这明显大于先前估计的球平均速度各向异性。密度和速度各向异性的排列以及径向趋势也可能对基于星系团或矮椭球体等物体的运动学数据的质量建模产生一些影响，其中轨道各向异性是无偏质量推断的关键要素。
2013-06-21 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
The contributions of matter inside and outside of haloes to the matter power spectrum
基于晕的模型已经成功地预测了物质的聚集。然而，聚类完全由晕内物质决定的假设的有效性在很大程度上仍未得到验证，并且不清楚非维里化物质是否可能对非线性聚类信号有显着贡献。在这里，我们调查的贡献晕的物质功率谱的规模和晕质量的函数相结合的宇宙学N体模拟计算不同的球形过密区域，朋友圈（FoF）组和晕外的物质功率谱的贡献。我们发现，无论最小晕质量如何，R200的球形过密度区域内的物质，平均值不能解释1<k<100 h/Mpc的所有功率。最多占功率的95%（k>20 h/Mpc）。当2<k<10 h/Mpc时，质量M200，平均<10^11 Msun/h的晕对功率谱的贡献可以忽略不计，我们的结果似乎随着晕质量的减小而收敛。当光环被认为是大小为R200，暴击的区域时，在所有尺度上未考虑的能量量都更大。也考虑到FoF组内但R200外的物质，平均值在这里探测的大多数尺度上增加了晕物质的贡献5- 15%。在M200，平均值>10^9 Msun/h的FoF群内的物质基本上占了3<k<100 h/Mpc的所有功率。因此，我们预计忽略R200以外物质贡献的晕模型，意味着高估了任何质量的晕对小尺度（k>1 h/Mpc）幂的贡献。
2015-07-01 astro-ph.CO
Typical density profile for warm dark matter haloes
利用Salvador-Solé等人（2012）最近提出的（自下而上）层次晕生长模型，我们推导出了具有两种不同质量的非热无菌中微子的和谐暖暗物质（ΛWDM）宇宙学中具有多个相关质量的晕的典型球平均密度分布。预测的密度分布在小半径处变得平坦，正如从光谱截止的影响所预期的那样。核心不能解决，但是，因为非零粒子速度产生的最小质量的原晕在小节点，这在相应的半径无效的模型的碎片。
2012-07-09 astro-ph.CO
ASOHF: a new adaptive spherical overdensity halo finder
我们提出并测试了一种新的光晕探测器的基础上的球形过密度（SO）方法。这种新的自适应球形高密度晕探测器（ASOHF）能够识别暗物质晕及其子结构（subhaloes）的分析模拟所允许的尺度。该代码是专门为自适应网格细化宇宙学代码而设计的，尽管它可以用作N体代码的独立晕轮查找器。它已被优化的目的是建立合并树的光环。为了验证这种新工具的可行性，我们开发了一套床测试，使我们能够估计查找器的性能。最后，我们应用晕发现者的宇宙学模拟和比较所得到的结果，由其他知名的公开可用的晕发现者。
2010-06-16 astro-ph.CO
Ellipsoidal halo finders and implications for models of triaxial halo formation
我们描述了一种算法，用于确定椭球晕在数值模拟，并量化如何得到的估计晕质量和形状不同的球形晕发现者。当与椭球体配合时，光晕变得更长，这种差异在更非球面的物体上最为明显。虽然椭球体的质量系统较大，这是小于10%的大多数晕。然而，即使是这种微小的质量差异也对应着形状上的显著差异。我们还量化了这些影响的初始质量和变形张量，大多数模型的三轴倒塌的基础上。通过对初始条件下原晕性质的研究，发现在拉格朗日空间中用变形张量的三个正特征值来识别原晕的模型只有在质量远大于$M_*$时才成立。几乎任何原晕内的过密度$δ$都大于与球形坍缩相关的临界值（随着质量的减小而增加）;这与模型的定性一致，模型识别的晕要求坍缩发生在所有三个主轴上，每个主轴在不同的时间从宇宙膨胀转向。初始值的分布与最简单的预测与椭球崩溃，假设最初的球形原生晕，周围的随机位置，这是足够的过度密集崩溃。然而，大多数原晕不是球形的，随着原晕质量的减少，偏离球形的情况也会增加。[删节]
2013-03-17 astro-ph.CO
Path integral approach for merger rates of dark matter haloes
我们使用路径积分，以估计合并率的暗物质晕使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）的球形塌陷（SC）和椭球塌陷（EC）模型。合并率已计算的范围内的质量$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$ $10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移$z$在0至3。这些模型之间的详细比较。路径方法比\cite{shto02}方法更好地与约束分布的精确解吻合。虽然这种改进似乎不是很大，但我们的结果表明，路径方法是朝着正确方向迈出的一步。两种广泛使用的障碍，球形和椭球形之间的差异，关键取决于质量的后裔晕。这些差异变得更大的质量下降的后裔晕。在路径方法中使用的扩展中使用额外的术语，其他改进以及与N体模拟预测的详细比较，可以提高我们对结构形成这一重要问题的理解，正在研究中。
2012-07-18 astro-ph.CO
Evolution of star clusters in a cosmological tidal field
我们提出了一种方法来耦合N体星团模拟宇宙学的潮汐场，使用天体物理多用途软件环境。我们将这种方法应用于嵌入在CosmoGrid暗物质中的星团-只有LambdaCDM模拟。我们的星团诞生于z = 10（对应于宇宙的年龄约为5亿年），通过选择一个暗物质粒子并初始化一个在其位置上有32，000颗恒星的星团。然后，我们遵循的动力学演化的星团内的宇宙学环境。我们比较了两个银河大小的晕与不同的吸积历史的星团的演化。星团的质量损失是连续的，与主晕的潮汐历史无关，但主要的合并事件往往会增加质量损失的速率。从所选的两个暗物质晕中，经历了大量合并的暗物质晕倾向于从嵌入的星团中驱动较小的质量损失率，即使两个暗物质晕的最终质量相似。我们确定了两个家庭的星团：本地集群，这成为其最后的主要合并事件之前的主晕的一部分，和移民集群，这是吸积后或此事件后，本地集群往往比移民集群蒸发得更快。考虑到暗物质晕的演化，移民星团比z=0的潮汐场被视为静态势时保留更多的质量。其原因是移民星团在与更大的暗物质晕合并之前所经历的潮汐场较弱。
2013-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
What sets the splashback radius of dark matter haloes: accretion history or other properties?
暗物质晕的密度剖面包含了关于其生长历史和物理性质的丰富信息。一个特别有趣的区域是回溅半径$R_{\rm sp}$，它标志着在晕中轨道运行的粒子和经历第一次坠落的粒子之间的过渡。虽然$R_{\rm sp}$对最近的吸积速率的依赖性已经得到了很好的建立，并且在理论上是可以预期的，但是还不清楚$R_{\rm sp}$对吸积历史的哪些部分做出了反应，以及还有哪些其他的晕属性可能会另外影响它的位置。我们全面调查这些问题相关的动态测量的溅回半径的一个大的模拟晕与他们的个人成长的历史，以及他们的结构，动力学和环境特性。我们发现，$R_{\rm sp}$是敏感的吸积超过一个交叉的时间，但在很大程度上不敏感的先前的历史（与浓度，探测更早的时代）。所有的次级相关性都弱得多，但我们发现，在质量较小、年龄较大、椭圆形和潮汐变形较多的晕中，$R_{\rm sp}$相对较高。尽管有这些微小的影响，我们得出结论，回溅半径是一个干净的指标晕的增长在过去的动力学时间。我们预测，星等差距应该是一个有前途的观测指标晕的吸积率和回溅半径。
2022-10-25 astro-ph.CO
Halo Mass Definition and Multiplicity Function
通过比较推导晕质量函数的偏移集和CUSP形式，我们研究了冷暗物质（CDM）晕多重函数性质中质量定义的作用.我们表明，从三轴峰，经历椭圆形的崩溃和维里化形成的晕的密度分布是这样的平均内部密度和外部局部密度之间的比率基本上是独立的质量。这导致，对于球形过密度$Δ$和连接长度$b$的合适值，SO和FoF质量基本上彼此相等，并且相应的多重性函数基本上相同。经历过椭球坍缩的晕的过密度与它们按照球形顶帽模型形成的情况相同，这导致对应于通常维里过密度的$b$值$Δ_{vir}$等于$\sim$ 0.2。由这样的质量定义得到的多重性函数，表示为球形坍缩的顶帽高度的函数，在所有CDM宇宙学中是非常近似普适的。其原因是，对于这样的质量定义，椭球坍缩和维里化的顶帽密度对比接近于一个普适值，等于$\sim$ 0.9倍于通常的球形坍缩的顶帽密度对比。
2014-01-28 astro-ph.CO
Dependence on the environment of the abundance function of light-cone simulation dark matter haloes
目的：利用一个简单而定义明确的晕隔离准则，研究了在z < 0.65的全天$Λ$ CDM光锥晕目录中晕丰度函数（AF）对不同环境的依赖性。方法.每一个单独的暗物质晕的孤立状态是由到它最近的邻居的距离决定的，它定义了周围没有超过阈值质量的晕的最大球形区域（尽管这样的区域的真实大小可能要大得多，因为它不一定是球形的）。采用一种通用的双幂律Schechter函数来拟合暗物质晕AF，并研究了其导出参数随晕隔离状态的变化。结果(a)我们的函数非常适合所有晕隔离状态的晕丰度，而完善的理论质量函数，集成在光锥的体积上，提供了一个足够的，但比我们的唯象模型更差的拟合。(b)正如预期的那样，并与其他研究的基础上快照模拟协议，我们发现显着差异的晕丰度函数作为晕隔离的函数，表明不同的晕形成率。幂律的斜率和Schechter样拟合函数的特征质量随着隔离而降低，这一结果与在低密度区域形成质量较小的晕相一致。(c)我们发现一个意想不到的向上翻转的特征质量最孤立的晕我们的样品。这一上升趋势起源于红移较高的区域（z > 0.45），这可能意味着最孤立和最大质量的晕的孤立状态的重大和最近的演变。
2018-05-30 astro-ph.CO
Tidal adaptive softening and artificial fragmentation in cosmological simulations
本文研究在宇宙学N体模拟中采用基于潮汐场的自适应软化能否抑制人为碎裂，发现其虽提升力精度但未显著减少伪暗晕，仅改变暖暗物质中暗晕形成时间，并提出减少伪暗晕的潜在策略。
2025-07-24 astro-ph.CO 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
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Accuracy of the thin-lens approximation in strong lensing by smoothly truncated dark matter haloes
本文研究了利用薄透镜近似的引力透镜效应估算质量的精度，该近似应用于Baltz、Marshall和Oguri最近提出的具有软截断机制的Navarro-Frenk-White质量模型。引力透镜的情况下考虑的是从爱因斯坦环（强透镜）的观察透镜质量的推断。结果表明，薄透镜简化假设引起的质量误差小于0.5%。作为副产品，软截断机制的最佳潮汐半径被发现是至多10倍的质量模型的维里半径。
2011-05-19 astro-ph.CO gr-qc
A deeper look into the structure of ΛCDM haloes: correlations between halo parameters from Einasto fits
我们使用高分辨率的暗物质宇宙学模拟来研究Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）晕随宇宙时间的结构特性。在我们的研究中，晕的质量范围从$\sim 10^{10}$到$\sim 10^{12} \mathrm{M}_\odot$，并与$10^5$到$10^7$颗粒相分离。我们用三参数Einasto函数拟合了DM晕的球平均密度剖面。对于我们的样本晕，Einasto形状参数，$α$，是不相关的浓度，$c$，在固定的晕质量，并在所有的红移。以前的反相关性报告追溯到拟合退化，由于我们的空间分辨率较高，我们的拟合对退化不太敏感。然而，对于单个晕，$α$和$c$的演化是反相关的：在红移处，$z=7$、$α\simeq 0.4$和随时间减小，而$c\simeq 3$和随时间增大。结构的演化主要是由于在较大半径处的质量吸积。我们认为，$α$跟踪的进化状态的晕，动态年轻的晕具有高$α$（接近顶帽：$α^{-1}=0$），和动态放松的晕具有低$α$（接近等温：$α=0$）。这种进化的依赖性调和的PDMATHAMR与峰高，PDMATHAMY，与依赖性的初始密度波动的功率谱的斜率由以前的研究发现的增加。
2018-11-12 astro-ph.CO
Self-Similar Spherical Collapse with Tidal Torque
N体模拟已经揭示了大量关于暗物质晕的信息，然而他们的结果在很大程度上是经验的。使用分析手段，我们试图揭示模拟结果概括的自相似二次降雨模型，包括潮汐扭矩。在这两篇论文中的第一篇中，我们描述了我们的晕形成模型，并将我们的结果与N体模拟启发的经验质量分布进行了比较。每个光环由四个参数决定。一个参数设定质量尺度，其他三个参数定义质量壳层内的粒子在整个演化过程中如何被扭转。我们选择的扭矩参数的潮汐扭矩理论和N体模拟和解析计算的结构晕在不同的径向制度。我们发现，角动量起着重要的作用，在确定小半径的密度分布。对于宇宙学初始条件，小尺度上的密度分布由粒子角动量的时间变化率以及晕质量决定。然而，在中间尺度上，$ρ\propto r^{-2}$，而$ρ\propto r^{-3}$接近维里半径。
2010-12-01 astro-ph.CO
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
Spin and structural halo properties at high redshift in a LCDM Universe
在这篇论文中，我们详细研究了高红移暗物质晕的关键结构特性随自旋参数的变化。我们执行和分析的LCDM宇宙中的结构的形成的高分辨率宇宙学模拟。我们研究了z = 15 - 6的大样本暗物质晕的质量函数、椭圆率、形状、密度分布、旋转曲线和维里化。我们还提出了详细的收敛测试个人晕。我们发现，高自旋晕有更强的集群强度（高达25%），在所有的质量和红移范围内，在这些早期的时代。高红移的球形晕也比非球形晕多50%的聚集。在这些红移的高自旋晕也优先在高密度环境中发现，并且比它们的低自旋对应物有更多的邻居。我们报告了一个系统的偏移量的峰值的圆速度曲线的高，低自旋晕相同的质量。因此，在没有自旋知识的情况下，仅使用圆速度估计晕质量会产生高达40%的误差。我们在这里报告的关键结构特性对自旋的强烈依赖可能对研究这些星系的恒星形成和反馈具有重要意义。
2010-05-06 astro-ph.CO
Stellar-to-halo mass relation of cluster galaxies
在等级形成模型中，星系团是由较小的星系团或孤立的星系吸积而形成的。在星系团的中心，吸积星系的性质发生变化。特别是，观测和数值模拟都表明它的暗物质晕被宿主的潮汐力剥离。我们使用星系-星系弱透镜来测量卫星星系的暗物质晕的平均质量作为到宿主中心的投影距离的函数，对于不同的恒星质量箱。假设银河系中的恒星成分较少受到潮汐剥离的干扰，恒星质量可以被用来作为坠落质量的代理。我们研究恒星晕质量关系的卫星作为集群中心距离的函数来测量潮汐剥离。我们使用DES科学验证档案，CFHTLenS和CFHT条纹82（CS 82）调查的剪切目录，我们从redMapPer星团目录中选择卫星。对于位于星系团外围的星系，我们发现恒星晕质量关系与\citet{moster2013}对中心星系的理论预期吻合得很好。在星系团的中心，我们发现，这种关系被转移到较小的晕质量为一个给定的恒星质量。我们将这一发现解释为高密度环境中暗物质晕潮汐剥离的进一步证据。
2017-09-07 astro-ph.CO
Measuring the Tidal Response of Structure Formation: Anisotropic Separate Universe Simulations using TreePM
我们提出了各向异性的“分离宇宙”的模拟修改的N-体代码Gadget-4，以代表一个大规模的潮汐场通过各向异性膨胀因子。这些模拟被用来测量的线性，准线性和非线性响应的物质功率谱的空间均匀的无痕潮场波数$k = 7 h \text{Mpc}^{-1}$。与以前的工作中测量到的大规模超密度的响应一起，这完全描述了压缩极限中的非线性物质双谱。我们发现，响应幅度不接近零的小尺度上的物理坐标，而是一个恒定的值在$z=0$，$R_K\approx 0.5$为$k \geq 3 h\text{Mpc}^{-1}$的规模，我们认为我们的模拟可靠，$k \leq 7 h\text{Mpc}^{-1}$在$z=0$。这表明即使是晕的内部区域也受到大尺度潮汐场的影响。我们还直接测量了晕形状与潮汐场的对准，发现了一个清晰的信号，随着晕质量的增加而增加。
2020-11-13 astro-ph.CO
Spin Alignment of Dark Matter Halos: Mad Halos
本文提出潮汐锁定理论以解释暗物质晕非线性阶段的角动量演化，并利用 IllustrisTNG 模拟验证高速晕自旋与速度的排列，同时指出潮汐力矩理论在高红移有效而在 z=0 失效。
2021-09-21 astro-ph.CO gr-qc
Scaling relations of Fuzzy Dark Matter haloes I: individual systems in their cosmological environment
暗物质模型涉及一个非常轻的玻色子粒子，通常被称为模糊暗物质（FDM），最近吸引了宇宙学界的极大兴趣，因为他们的波状现象将同时解释长期错误检测的暗物质粒子，并有助于缓解小规模的问题与标准的冷暗物质（CDM）的情况。在目前的工作中，我们发起了一系列的论文，旨在调查FDM结构的演化与我们的N-体代码AX-GADGET进行的宇宙学框架中，详细介绍了在文献中的第一次如何的孤子核心和主机晕属性之间的实际标度关系显着影响的动力学状态，形态和合并历史的个别系统。特别是，在这第一篇论文中，我们确认AX-GADGET正确再现典型FDM孤子核心的能力，我们用它来研究8个FDM晕在其宇宙学背景下的非线性演化，通过放大模拟方法。我们发现，以前的工作中确定的孤立系的标度关系一般修改晕在现实的宇宙学环境中的演变，似乎是有效的，只有作为一个限制最宽松和球对称系统。
2020-07-02 astro-ph.CO
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
Halo abundances within the cosmic web
我们研究了在大尺度结构的宇宙网中暗物质晕的质量函数与其环境的依赖关系。晕质量函数对大尺度平均密度的依赖性是宇宙学理论的一个标准元素，它允许通过峰值-背景分裂来理解质量依赖性偏置。在高斯密度场的假设下，这种分析可以扩展到询问质量函数如何取决于几何环境：团簇、丝、片和空隙，通过潮汐张量（引力势的海森矩阵）进行分类。在线性理论中，这个问题可以精确地解决，并且结果非常简单：条件质量函数对局部潮汐场没有显式的依赖性，并且只是用于定义潮汐张量的滤波尺度上的局部密度的函数。然而，有一个很强的隐含的预测依赖于几何环境，因为局部密度耦合统计的潜在的衍生物。我们计算这个模型的预测，并研究其有效性的限制，通过比较它们的经验推导出的结果从$N$体模拟。我们已经证实，在一个很好的近似，在不同的环境中的晕的丰度只取决于它们的密度，而不是对它们的潮汐结构。在这个意义上，我们发现在不同环境中的晕丰度之间的相对差异小于13%的相同的密度。此外，对于足够大的滤波尺度，与理论预测的一致性是好的，尽管在小的非线性尺度下与高斯预测存在重要偏差。我们将讨论如何获得改进的预测，在这个政权，使用“有效宇宙”的方法。
2015-01-12 astro-ph.CO
Analytical halo models of cosmic tidal fields
暗物质晕的非线性宇宙网络环境在塑造它们的生长和演化中起着重要作用，并且可能也影响着其中的星系。我们开发了一个分析（晕模型）的形式主义来描述各向异性晕中心密度分布的潮汐场，其特征在于由晕中心潮汐张量$\langle T_{ij} \rangle(<R)$球平均尺度$R\sim4R_{\rm vir}$为维里半径$R_{\rm vir}$的晕。我们专注于轴对称的各向异性，这使我们能够探索简单而直观的玩具模型（子）晕配置，其中包括一些最有趣的各向异性的宇宙网络。我们建立我们的模型周围的球形Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件后，将其描述为高斯混合物，这导致几乎完全解析表达式的“潮汐各向异性”标量$α(<4R_{\rm vir})$提取的潮汐张量。我们的轴对称的例子包括（i）一个球形晕在一个圆柱形的灯丝的轴，（ii）偏心的卫星在一个球形的主机晕和（iii）轴对称晕。使用这些，我们证明了几个有趣的结果。例如，对于任何$R$，纯圆柱形暗条轴上的潮汐张量都精确地给出了$α^{\rm (fil)}(<R)=1/2$。此外，半径为$R_{\rm vir,sat}$的卫星的$α(<4R_{\rm vir,sat})$作为其宿主中心距离的函数是卫星在其宿主环境中的动态质量损失的灵敏探测器。最后，我们讨论了一些潜在的有趣的扩展和应用，我们的形式主义，可以加深我们对宇宙网络的多尺度现象…
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Spherical collapse, formation hysteresis and the deeply non-linear cosmological power spectrum
我研究的差异，在非线性结构形成的宇宙模型，共享一个$z=0$线性功率谱的形状和幅度，但通过他们的成长历史不同。这些模型的$N$ -身体模拟显示出大致相同的大尺度结构骨架，但揭示了晕的人口统计学和性质的深刻的非线性差异。我调查到什么程度的球塌缩模型可以帮助理解这些差异，在真实和红移空间。我讨论了如何做到这一点是困难的，如果一个人试图直接识别晕，因为在这种情况下，一个是受晕发现算法的变幻莫测。然而，我证明了结构形成的晕模型提供了一个准确的非线性响应的功率谱，但只有当球形崩溃，包括形成滞后的结果被适当地纳入。我评论这一事实如何可以用来提供百分之一级准确的物质功率谱预测暗能量模型$k\leq5\,h\mathrm{Mpc}^{-1}$使用晕模型作为一个校正准确的$Λ$ CDM模拟。在附录中，我提供了一些线性坍缩阈值（$δ_\mathrm{c}$）和维里化超密度（$Δ_\mathrm{v}$）的拟合函数，这些函数适用于各种暗能量模型。我还在https://github.com/alexander-mead/collapse上提供了我的球形折叠代码
2018-03-14 astro-ph.CO
Tidal features of classical Milky Way satellites in a $Λ$CDM universe
我们使用APOSTLE宇宙流体动力学模拟来研究潮汐剥离对冷暗物质（CDM）子晕的影响，这些子晕拥有三个最明亮的银河系（MW）矮卫星星系：天炉座，雕刻家和狮子座I。我们确定模拟卫星相匹配的观测到的空间和运动学分布的恒星在这些星系，并跟踪它们的演变后，落入。我们发现$\sim$ 30 $\%$的subhaloes托管卫星与现今的恒星质量$10^6$ - $10^8$ $M_{\odot}$经验$>20\%$恒星质量损失后，陷入。天炉座的类似物比雕匠座和狮子座I的类似物有更早的坠落时间。在天炉座类似物中，$\sim3$ - $6$ Gyr的恒星形成在坠落后继续进行，而玉夫座和狮子座I类似物在坠落后停止形成恒星$< 2$ - $3$ Gyr。天炉座类似物通常表现出更显着的恒星质量损失，并表现出恒星潮汐尾，而雕刻者和狮子座I类似物，这是更深地嵌入在他们的主机DM晕在下降，不显示大量的质量损失，由于潮汐。当另外比较宿主subaloes的轨道运动与测量的天炉座自行时，我们发现匹配更加困难;宿主subhaloes的近心点往往比天炉座本身测量的要小。从运动学和轨道数据，我们估计天炉座已经失去了它的恒星质量的$10-20\%$。我们对与天炉座有关的恒星潮汐流表面亮度的最佳估计是$Σ\sim$ 32.6 mag $ {\rm arcsec^{-2}}$，这可能是通过DES和LSST等深度成像测量检测到的…
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fluorescent rings in star-free dark matter haloes
低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
