A correlation between the amount of dark matter in elliptical galaxies and their shape
讨论了椭圆星系的暗物质含量与椭圆度之间的关系。然后，我们探索一种机制，这种相关性会自然出现。这样的机制导致将暗物质粒子识别为引力子。量子色动力学（QCD）中也有类似的机制，这对我们理解重子物质的质量和结构至关重要。
2014-07-28 astro-ph.GA hep-ph
New Analysis of Dark Matter in Elliptical Galaxies
我们研究了椭圆星系的暗物质含量与2014年首次报道的椭圆率之间的相关性。我们使用新的测定暗物质和椭圆率是后的时间。我们的数据集由237个椭圆星系组成，通过了一套严格的标准。我们发现质光比和椭圆率之间的关系很好地拟合为M/L =（14.1 \pm 5.4）？，这与2014年报告的结果一致。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter Halo through Stellar Kinematics II: Dependence on Dark Matter and Gravity Nature
最近的研究表明，银河系的全球潜力可能是非球形的。在这种情况下，银河系的聚集过程可能留下了持久的恒星晕运动学化石，这是由于暗物质晕的形状，可能是由轨道共振产生的。我们进一步研究这种可能性，考虑现在的潜在模型进一步远离$Λ$ CDM晕，像标量场暗物质晕，MOND，并包括其他几个因素，可能模仿的出现和永久性的运动群，如，一个球形和三轴晕与嵌入磁盘的潜力。我们发现，无论密度分布（DM性质），运动组只出现在存在的三轴晕势。对于类似MOND的引力理论，不存在运动学结构。我们的结论是，这些运动恒星群的检测可以证实预测的三轴性暗晕在宇宙学星系形成的情况。
2015-03-19 astro-ph.GA
Effect of dark matter halos on the orbital and escape dynamics of barred galaxies
本研究通过三维引力模型分析暗物质晕对棒旋星系恒星轨道与逃逸的影响，发现扁球状暗晕优于NFW暗晕，能解释巨星系旋臂形成及矮星系弱旋臂现象。
2022-06-16 astro-ph.GA
DarkMix: Mixture Models for the Detection and Characterization of Dark Matter Halos
暗物质模拟需要统计技术来正确识别和分类它们的晕和结构。非参数解决方案提供了这些结构的目录，但缺乏基于模型的算法的额外学习，并且可能在合并情况下对粒子进行错误分类。通过混合模型，我们可以同时将多个密度分布拟合到在暗物质模拟中发现的晕中。在这项工作中，我们使用Einasto剖面（Einasto 1965，1968，1969）来模拟Bolshoi模拟（Klypin等人，2011）样本中发现的晕，并获得它们的位置，大小，形状和质量。我们的代码在R统计软件环境中实现，可以在https://github.com/LluisHGil/darkmix上访问。
2022-08-08 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion: Linking Quiescent Galaxies to their Dark Matter Halos
我们分析了Illustris-1流体动力学宇宙学模拟，探讨恒星的速度色散的静止星系作为观测探测的暗物质晕速度色散和质量。恒星的速度色散是成正比的暗物质晕速度色散的中心和卫星星系。中心星系的暗物质晕处于维里平衡，因此恒星速度色散也与暗物质晕质量成正比。这种比例性保持即使当一个视线孔径色散计算类似的观察。相反，在给定的恒星速度色散，卫星星系的暗物质晕质量小于维里平衡的预期。这种偏离维里平衡的现象可能是由于外暗物质晕的潮汐剥离。恒星速度色散对潮汐效应不敏感，反映了恒星速度色散与暗物质晕质量之间的相关性。视孔径恒星速度色散与暗物质晕质量之间存在着紧密的关系（<0.2 dex散射），这表明无论是中央星系还是卫星星系，暗物质晕质量都可以通过测量的恒星速度色散来估算。我们评估的影响，如果我们得到的关系是适用于一个统计系综治疗所有对象的中央星系。大部分（>2/3）的大质量静止星系是中心星系，推断的暗物质晕质量的系统不确定性<0.1 dex，从而简化了模拟结果对当前观测的应用。
2018-05-04 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 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
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Impact of filaments on galaxy formation in their residing dark matter haloes
我们利用一个高分辨率的放大流体动力学模拟调查的影响，在其居住的暗物质晕的丝星系形成。提出了一种基于密度场和Hoshen-Kopelman算法的细丝识别方法。我们表明，冷和致密的气体预处理的暗物质丝可以进一步吸积到居住的个人低质量晕的方向沿丝。因此，与场晕相比，暗条晕的气体吸积是非常各向异性的。约30%的吸积气体的居住的灯丝晕的预处理，导致两个不同的热历史的气体在灯丝晕。与场晕相比，暗条晕具有更高的重子和恒星分数。不包括恒星的反馈，我们的研究结果表明，灯丝有助于气体冷却和增强恒星形成在其居住的暗物质晕在高红移（即z=4.0和2.5）。
2019-02-14 astro-ph.GA
The Coupling of Galactic Dark Matter Halos with Stellar Bars
共振力矩将恒星棒与暗物质晕耦合在一起。在这里，我们使用高分辨率的数值模拟，以证明长期的角动量之间的恒星酒吧和不同方向的暗物质轨道转移。我们表明，酒吧驱动的反转的暗物质轨道方向可以发挥令人惊讶的大作用的酒吧模式的速度的演变。在主要的共旋晕中，暗物质轨道被困在恒星棒中，形成一个平行的暗物质棒。这个暗物质棒的垂直高度是恒星棒的两倍多。在逆行轨道主导的晕中，形成了一个垂直于恒星棒方向的暗物质尾流。这些暗物质过密度为寻找暗物质湮灭或衰变信号提供了一个新的空间。我们预测银河系中有一个与恒星棒对齐的暗物质棒，以及一个暗物质尾流，其近端应该从银河系中心延伸到银河系经度$l \approx 323^\circ$。
2021-05-10 astro-ph.GA
Puzzling Outer-Density Profile of the Dark Matter Halo in the Andromeda Galaxy
冷暗物质（CDM）宇宙学是宇宙结构形成的标准理论，它预言了暗物质晕的外密度分布随离中心距离的立方而减小。然而，到目前为止，还没有太多的努力来检验这一假设。在仙女座星系晕（M31）中，最近观测到的大尺度恒星结构为研究暗物质晕的质量密度分布提供了一个潜在的窗口。我们利用吸积卫星星系与M31相互作用的N-体模拟研究了M31中暗物质晕的密度结构。为了再现仙女座巨南流和M31东西两侧的恒星壳层，我们找到了暗物质晕外密度分布的幂律指数$α$的充分条件.最佳拟合参数是$α=-3.7$，它比CDM预测更陡。
2014-10-04 astro-ph.GA
Dark matter halo shapes in the Auriga simulations
我们目前的形状测量银河系大小的暗物质晕在红移$z=0$在一套30变焦模拟御夫座项目。我们比较结果在全磁流体力学对暗物质只有模拟和重子在使暗物质晕圆在所有半径相比，他们的暗物质只有同行的强烈影响。在$\lesssim 30$ kpc的距离上，更圆的暗物质分布与大质量恒星盘的扩展和低核心气体密度有关。我们测量的光环和光盘的形状在不同的半径之间的对齐，并找到一个高度的对齐在所有半径的星系。在某些情况下，这种排列会随着半径的变化而显著变化，这意味着光环的形状会扭曲;这种效应与最近形成的凸起有关，并且在仅模拟暗物质的情况下几乎不存在。在对观测约束的比较中，我们发现，在我们的样本中的晕的$20\%$是一致的观测结果来自1995年流，有利于一个几乎球形的形状。包括重子是实现这一水平的协议所必需的元素。相比之下，没有一个模拟（无论是暗物质还是重子）符合人马座流的限制，有利于扁圆的暗物质晕。
2019-10-09 astro-ph.GA
Rotation Curve Decomposition for Size-Mass Relations of Bulge, Disk, and Dark Halo in Spiral Galaxies
从文献中收集了100多个旋涡星系的自转曲线，并利用$χ^2$拟合将其解卷积为球、盘和暗晕，以确定它们的尺度半径和质量。对满足选择和精度标准的星系进行了拟合参数的相关分析。大小-质量关系表明，大小和质量在不同的组成部分之间是正相关的，以这样一种方式，即较大或较大的质量是暗晕，较大或较大的质量是盘和隆起。通过最小二乘拟合得到了球、盘和暗晕的经验尺寸质量关系。盘晕质量比被发现是系统的3倍，比宇宙学模拟结合测光预测。初步得到了暗晕的质量函数，它由Schechter函数和幂律函数表示。
2015-10-20 astro-ph.GA
X-ray morphology of cluster-mass haloes in self-interacting dark matter
我们进行宇宙学放大模拟$19$放松集群质量晕的绝热气体在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型。这些簇被选择为来自具有$M_{\rm 200} \simeq 1\operatorname{-}3\times 10^{15}\,{\rm M}_{\odot}$的父模拟的动态松弛簇。SIDM中的暗物质和团内气体分布都比CDM中的更接近球形。模拟X射线图像的基础上产生的模拟和比较真实的X射线图像的$84$放松集群从钱德拉和ROSAT档案。我们对模拟和真实X射线图像的等照度线进行椭圆拟合，得到了$r\simeq 0.1\operatorname{-}0.2\,R_{\rm 200}$在团簇中心半径处的椭圆度。SIDM模型中的X射线等照度线比CDM模型中的等照度线更圆，表现为椭圆度分布函数的系统性偏移。出乎意料的是，所观察到的非冷核团簇的X射线形态与具有横截面$(σ/m)= 0.5\operatorname{-}1~{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型比CDM和具有$(σ/m)=0.1\,{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型更好地吻合。我们的统计分析表明，后两种模型在$68\%$置信水平（作为保守估计）下不受欢迎。这一结论不会因改变测量的径向范围或应用温度选择标准而改变。然而，主要的不确定性来自绝热模型中重子物理的缺乏，例如冷却，恒星形成和反馈效…
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galaxy Group Ellipticity Confirms a Younger Cosmos
本文通过比较观测与模拟星系群的椭率，发现观测星系群椭率显著更高，从而支持宇宙年龄比Lambda冷暗物质模型预测更为年轻的假说。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies
本文从晕的角度考虑星系盘子系统的演化问题。为此，我们已经研究了依赖于暗物质晕的基本参数的一个非线性非径向盘振荡在其平面内的演化数值。暗物质晕稳定了圆盘平面的不稳定性，但使其垂直振荡不稳定。全球盘结构强烈依赖于暗物质晕的质量和形状。构造了自引力盘振荡过程与暗物质晕指示参数的演化依赖关系。
2020-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axionic dark matter signatures in various halo models
在目前的工作中，我们研究可能的时间签名轴子暗物质搜索采用谐振腔的各种晕模型。我们特别研究的时间依赖性的共振宽度（调制）和可能的不对称性定向实验。
2016-01-19 astro-ph.GA hep-ph
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Time Delay of Light in the Gravitational lensing of Supermassive Black Holes in Dark Matter Halos
本研究探讨了暗物质晕对星系中心超大质量黑洞引力透镜光时延的影响，通过数值计算NFW等四种暗物质晕模型，发现暗物质晕能显著增强光时延，且该效应在小尺度、大质量下更显著。
2024-08-11 astro-ph.GA gr-qc
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；TAPIR, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Racah Institute of Physics, The Hebrew University（耶路撒冷希伯来大学拉卡物理学院天体物理学与行星科学中心）
研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of globular clusters formed in dark matter mini-halos
我们试图区分动力学和形态属性之间的球状星团（GC），形成自己的暗物质（DM）的迷你晕，和那些谁没有。我们采用高分辨率的全N体模拟的GPU的GC与DM的迷你晕，轨道上的天炉座一样的矮星系。对于GC与DM，我们观察到，这个黑暗的额外的质量触发潮汐半径的增长，使迷你晕作为一个保护屏障，防止潮汐剥离，本身被剥离之前的恒星。我们证明，这种屏蔽效应变得可以忽略不计时，潮汐半径小于半质量半径的迷你晕。与以前的预测相反，我们发现，膨胀的外部恒星速度色散配置文件是预期的GC和没有一个小晕，作为主机的潮汐场的结果。此外，我们观察到，GC与DM迷你晕应该有，在一般情况下，相对更多的径向外速度各向异性分布在其所有的轨道，较小的内部旋转度，并作为后者的结果，其恒星分布的椭圆度较小。由于动力学摩擦，我们观察到一个明确的双峰演化分布的GC与DM和没有DM的运动空间的积分，并表明，GC最初嵌入DM，这种方法是不可靠的关联与以前的吸积事件。最后，我们提供了参数的质量配置文件的中断DM迷你晕从GC中使用的牛仔裤建模和轨道整合研究。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
New model of density distribution for fermionic dark matter halos
在本文中，我们制定了一个新的模型的密度分布晕的暖暗物质（WDM）粒子。该模型是由一个单一的微观物理参数描述-质量（或，相当于初始相空间密度分布的最大值）的暗物质粒子。给定WDM粒子质量和在晕外围的暗物质密度分布的参数，该模型预测的内部密度分布。在初始费米-狄拉克分布的情况下，我们成功地再现了核心的暗物质配置文件从N体模拟。此外，我们还计算了粒子质量为$m_\text{FD}=$ 100，200，300和400 eV的矮球状星系的暖暗物质晕的核心半径。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of Spiral Galaxies: Adiabatic Compression with Young's Algorithm and the Relation of Dark Matter Haloes to Their Primordial Antecedents
我们利用杨氏算法来模拟绝热压缩的暗物质晕的星系的东西调查，以确定之间的关系的晕适合的旋转曲线和相应的原始晕压缩前。杨氏算法保留了径向作用和角动量，导致比更广泛使用的近似更少的晕压缩。我们发现，估计的NFW晕适合目前的暗物质分布的参数系统高估的浓度和低估的维里速度相应的原始晕。暗物质模拟预测的正是后者;因此，解释压缩是评估大质量星系是否与仅含暗物质的模拟一致的必要步骤。推断的原始晕大致遵循LCDM宇宙演化中预期的c-V200关系，但往往分散到较低的浓度。对于那些用NFW形式描述其当前暗物质晕很差的星系，我们根本无法得到拟合。因此，我们发现一个混合的袋子：有些星系可以用原始NFW晕内的绝热压缩来合理地描述，而另一些星系则需要额外的机制来将暗物质的密度降低到原始初始条件之下。
2014-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Bar evolution in the absence of dark matter halo
本文研究了有无暗物质晕的高分辨率数值星系模型中的星棒生长。在所有的模型中，星系盘都是指数的，晕是刚性的或活的普卢默球。更具体地说，当没有暗物质晕时，我们修改了点粒子之间的引力。为此，我们使用文献中称为MOG的另一种暗物质理论的弱场极限。MOG中的星系模型具有与具有暗物质晕的星系模型相同的初始条件。另一方面，初始随机速度和Toomre的局部稳定性参数是相同的所有模型。我们发现，在MOG酒吧的演化和增长是从标准的情况下，包括暗物质晕有很大的不同。更重要的是，我们发现，酒吧的增长率和其最终的幅度是较小的MOG。另一方面，MOG中的杆的最大值小于牛顿模型。结果表明，虽然活的暗物质晕可能支持酒吧的不稳定性，MOG有稳定的效果。此外，我们表明，MOG支持快速模式的速度，不像在暗物质晕模型模式的速度不会随着时间的推移而下降。这些差异，结合相关的观察，可能有助于区分暗物质和银河系尺度的修正引力。
2018-01-25 astro-ph.GA gr-qc
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
Effect of dark matter halo substructures on galaxy rotation curves
利用一个简单的暗物质成团模型研究了晕子结构对星系自转曲线的影响。一个暗物质晕密度配置文件开发的基础上无标度的性质，导致在星系尺度的子结构的统计自相似分布的集群。用半解析方法导出了这种团块状暗物质密度分布的旋转曲线。结果表明，晕子结构对星系速度场有显著的影响。基于晕的分形几何，这个自洽模型预测了一个NFW样的旋转曲线和无标度的旋转速度波动的功率谱。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence Against Dark Matter Halos Surrounding the Globular Clusters MGC1 and NGC 2419
皮布尔斯（Peebles，1984）首先提出了古老的球状星团（GC）是在其自身的暗物质晕中心形成的猜想，最近又重新提出来解释在许多GC中观察到的令人困惑的丰度模式。在本文中，我们证明了孤立的GC的外部恒星密度分布是非常敏感的扩展的暗晕的存在。GC NGC 2419位于距离我们银河系中心90 kpc的位置，而MG C1位于距离M31中心约200 kpc的位置，是测试GC在大质量暗晕中心形成的理想实验室。将分析模型与这些GC的观测结果进行比较，我们得出结论，这些GC不可能嵌入维里质量大于10^6 Msun的暗晕中，或者等价地说，暗物质晕质量与恒星质量之比必须为Mdm/M_*<1。如果这些GC确实在它们的一生中在弱潮汐场中轨道运行，那么这些限制意味着这些GC不是在它们自己的黑暗晕中形成的。最近的观察，在GC NGC 1851的扩展恒星晕也解释在我们的分析模型的背景下。这些结果的GC的形成的影响进行了简要讨论。
2011-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Normalization and Slope of the Dark Matter (Sub-)Halo Mass Function on Sub-Galactic Scales
对冷暗物质的模拟对小尺度上的暗物质晕和次晕质量函数的斜率和归一化做出了强有力的预测。最近利用强引力透镜的观测进展表明，这种技术有能力将这些量限制在与$10^6$ -$10^9\mathrm{M}_\odot$的暗物质晕质量相对应的亚星系尺度上。在这些尺度上，重子的物理学，占宇宙物质含量的17%左右，但不包括在纯暗物质N体模拟中，预计会影响结构的生长和暗物质晕的坍缩。在这项工作中，我们发展了一个半解析模型来预测的振幅和斜率的暗物质晕和次晕质量函数在亚星系尺度上的重子的存在。我们发现，晕质量函数被抑制高达25%，和修改的斜率，范围从$-1.916$到$-1.868$在这个质量范围。这些结果与目前的测量结果一致，但与对暗物质唯一宇宙的期望有很大差异，这种期望可能在不久的将来得到验证。
2020-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation curves of ultralight BEC dark matter halos with rotation
我们研究了超轻BEC暗物质晕的转动曲线。这些晕是初始旋转BEC波动的长寿命解决方案。为了研究这些长寿命的配置，我们考虑的玻色子质量$m=10^{-23}\mathrm{eV/c}^2$的特殊情况下，没有自相互作用的旋转特征的影响。我们发现，这些晕成功地拟合样本的旋转曲线（RC）的LSB星系。
2015-01-26 astro-ph.GA gr-qc
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Snowmass2021 Cosmic Frontier White Paper: Dark Matter Physics from Halo Measurements
本文综述如何利用暗物质晕的丰度、密度分布、椭率和自旋等宏观观测约束微观暗物质粒子性质，并总结相关理论、实验方法与新机遇。
2023-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The local dark matter distribution in self-interacting dark matter halos
在EAGLE流体动力学模拟中，我们研究了类银河系中暗物质自相互作用对局域暗物质分布的影响。这些模拟是用两种不同的自相互作用暗物质模型进行的，一种是恒定的，另一种是速度依赖的自相互作用截面。我们发现，在有暗物质自相互作用和重子的模拟中，类银河晕的局部暗物质速度分布与在有重子的无碰撞暗物质模拟中得到的结果基本相似.在这两种情况下，当地的暗物质的速度分布符合最佳拟合麦克斯韦分布。在有或没有暗物质自相互作用的模拟中包括重子增加了局部暗物质密度，并将暗物质速度分布向更高的速度移动。为了研究直接检测的影响，我们计算直接从模拟得到的暗物质晕积分，并将其与最佳拟合麦克斯韦速度分布得到的积分进行比较。我们发现，麦克斯韦分布提供了一个很好的适合大多数晕的晕积分，没有任何显着的差异，不同的暗物质自相互作用模型的结果。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Detecting the disruption of dark-matter halos with stellar streams
银河系晕中狭窄的恒星流对暗物质晕下非常敏感，但许多暗物质晕下可能会被潮汐破坏。我计算恒星和暗物质流之间的相互作用，使用分析和$N$体计算，显示干扰对象可以检测到低浓度的subhalos。通过这种效应，我们可以限制晕的块状度，以及单个暗物质流的轨道和当前位置。这将对晕的形成以及对暗物质的直接和间接探测搜索产生深远的影响。
2016-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dissipative dark matter halos: The steady state solution
耗散暗物质，其中暗物质粒子的性质非常类似于熟悉的重子物质，被认为是。镜像暗物质来自于一个同构的隐藏扇区，是一个特定的、理论上受限制的场景。其他的可能性包括具有更一般的隐藏扇区的模型，这些隐藏扇区包含无质量的暗光子（不间断的$U(1)$规范相互作用）。这种暗物质不仅具有耗散冷却过程，而且还被认为具有来自普通超新星的非平凡加热（由动力学混合相互作用促进）。旋转支撑星系周围的耗散暗物质晕的动力学，受加热和冷却过程的影响，可以用流体方程模拟。对于一个足够孤立的星系，稳定的恒星形成率，耗散的暗物质晕预计将演变到一个稳态的配置，这是在流体静力学平衡和加热和冷却速率局部平衡。在这里，我们考虑到主要的冷却和加热过程，并数值求解的稳定状态下的解决方案的假设球对称，可以忽略不计的暗磁场，和超新星源能量通过暗辐射传输到晕。对于所考虑的参数和所做的假设，我们无法找到一个物理上现实的解决方案，为约束情况下的镜像暗物质晕。在实际的晕圈质量密度下，晕圈冷却通常超过加热。这个问题可以在更一般的耗散暗物质模型中得到纠正，我们将详细讨论一个具体的例子。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Adiabatically compressed wave dark matter halo and intermediate-mass ratio inspirals
本文研究波暗物质晕在中心黑洞绝热增长下的压缩效应，发现压缩后密度显著增强并影响中等质量比旋近的引力波相位，为未来引力波探测重建波暗物质晕提供依据。
2023-01-31 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
The Structure of Dissipative Dark Matter Halos
耗散的暗物质自相互作用可以影响晕的演化并改变其结构。我们进行了一系列的控制N体模拟研究的影响，耗散相互作用的晕属性。引力收缩和碰撞耗散之间的相互作用可以显着加速重力热坍缩的发生，导致陡峭的内部密度分布。对于控制耗散的模型参数的合理选择，坍缩时间尺度可以比在纯弹性自相互作用暗物质中预测的短10-100倍。当每次碰撞的能量损失与晕中暗物质粒子的特征动能相当时，这种效应最大。我们的模拟为用天体物理观测来检验暗物质的耗散性质提供了指导。
2019-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength
利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~< M_vir ~< 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Universality of galactic surface densities within one dark halo scale-length
最近发现，在一个暗晕尺度长度内的平均暗物质表面密度--在这个半径内，暗物质的体积密度分布保持近似平坦--在很大范围的星系中是恒定的。这种比例关系适用于亮度范围为14等的星系和整个哈勃序列。在这里，我们报告的发光物质的表面密度也是恒定的暗晕的一个尺度长度内。这意味着星系中发光部分产生的引力加速度在这个半径上总是相同的。虽然总的发光物质与暗物质的比例不是恒定的，但在一个晕尺度内，它是恒定的。我们的发现可以解释为星系中发光物质和暗物质的封闭表面密度之间的密切相关性。
2009-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
