An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
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
Peaks above the Maxwellian Sea: A New Approach to Finding Substructure in N-Body Haloes
我们描述了一种新的算法，从N体模拟中寻找暗物质晕内的子结构。该算法依赖于这样的事实，即晕中动态不同的子结构将具有显著不同于平均值的{ \em局部}速度分布，即平滑背景晕。我们使用粗粒度的细胞为基础的方法来表征大尺度的平均场，而核平滑过程被用来确定当地的速度分布。比较这两个估计的比率，使我们能够识别出相对于背景在速度空间中强烈聚集的粒子，从而驻留在子结构中。从这个离群值群体中，使用类似于双曲线的方法来识别组。使用泊松噪声参数拒绝误报。这种方法不需要搜索光环的完整相空间结构，这是一项重要的任务，因此在计算上是有利的。我们将我们的算法应用到几个测试案例中，并表明它不仅可以识别subhaloes，相空间中的约束超密度，但可以恢复潮汐流具有高纯度。我们的方法甚至可以找到在物理空间或相空间中不显着过密的流。
2011-07-21 astro-ph.CO
The effect of fluctuating fuzzy axion haloes on stellar dynamics: a stochastic model
超轻轴子的模糊暗物质已经引起了人们的注意，这主要是因为与冷暗物质相关的星系尺度问题。但是，大的德布罗意波长，被认为可能减轻这些问题，也导致波动，对超轻轴子的限制。我们适应和扩展的方法，以前设计来描述冷暗物质尖的气体波动的影响，以确定超轻轴子晕的经典测试粒子的运动上的印记。我们首先评估的经典粒子的统计均匀介质中的波动的影响，然后在一个类似的超轻轴子系统。在第一种情况下，恢复经典的两个身体弛豫时间（和扩散系数）从白噪声密度波动。在第二种情况下，波动不是由离散噪声产生的，而是由有限的德布罗意波长产生的;因此，在这个尺度上存在相关性，而白噪声则保留在更大的尺度上，阐明了与经典弛豫的对应关系。由此产生的密度功率谱和关联函数与那些从数值模拟中推断的比较，并从相关的潜在波动所产生的弛豫时间进行评估。然后，我们应用我们的结果来估计嵌入在轴子暗晕磁盘加热。我们发现，这意味着一个轴子质量$m \ga 2 \times 10^{-22} {\rm eV}$。最后，我们将我们的模型应用到波江座II的中央星团的情况下，确认更强的约束$m$原则上可以获得，并讨论与这些假设相关的限制。
2019-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: II. Stripped Subhaloes
在论文中，我们使用的CUSP形式主义，从第一原理和没有一个自由参数的准确丰度和径向分布的扩散DM（dDM）和subhaloes吸积到晕和他们的祖先在所有以前的时间。在这里，我们使用这些结果作为初始条件的监测subhaloes和dDM内的主机晕的演变。具体而言，忽略动力学摩擦，我们准确地计算了重复的潮汐剥离和加热的影响，因为他们的主机晕内的轨道和推断的dDM和subsubhaloes，他们释放到内晕介质。然后，我们计算预期的丰度和径向分布的剥离subhaloes和dDM。这个推导澄清了晕浓度在子结构中的作用，并揭示了模拟中发现的一些关键特征的起源，包括子结构对晕质量的依赖。此外，还揭示了动摩擦对子结构的特殊影响。这里导出的结果是纯粹的吸积晕。在论文III中，我们完成了研究，解决低质量subhaloes的情况下，不受动力摩擦，在普通的晕遭受重大合并。
2021-10-05 astro-ph.CO
Angular Momentum and the Absence of Vortices in the Cores of Fuzzy Dark Matter Haloes
标量场暗物质（SFDM）是由超轻（$\gtrsim 10^{-22}$ eV）玻色子组成的，它不同于大质量（$\gtrsim$ GeV）、无碰撞的冷暗物质（CDM），因为它具有玻色-爱因斯坦凝聚（BEC）和量子超流体等新颖的结构-形成动力学，并具有波动性质，可以用Gross-Pitaevski和Poisson（GPP）方程描述。在SFDM（FDM）的自由场（模糊）限制中，结构在德布罗意波长$λ_{\text{deB}}$以下被抑制，但在更大尺度上类似于CDM。维里化晕具有半径为$\sim λ_{\text{deB}}$的孤子核心，该核心遵循GPP的基态吸引子解，被CDM样的包络包围。作为超流体，SFDM是无旋的（无涡），但可能不稳定的旋涡形成。我们以前表明，这可能发生在晕核中，从结构形成过程中产生的角动量，当排斥性自相互作用（SI）存在时，以支持它们达到第二个长度尺度$λ_{\text{SI}}$和$λ_{\text{SI}} > λ_{\text{deB}}$（哈斯-费米制度），但只有当SI足够强时。这表明FDM核心（没有SI）不会形成涡流。FDM模拟后来发现的漩涡，但只有外晕核心，与我们以前的建议，TF制度的分析基础上一致。我们现在扩展到FDM的分析，明确表明，涡不应该出现在孤立子的核心角动量，建模为高斯球或可压缩，（$n = 2$）多变，无旋黎曼-S椭球。我们发现，对于典型的…
2021-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abell 2744: Too much substructure for Lambda CDM?
Jauzac等人（2016）在Abell 2744中发现的大质量子结构由于其数量和靠近星团中心而对冷暗物质范式提出了挑战。我们使用一个最大的N体模拟，千年XXL，调查的大样本的大量暗物质晕的子结构。考虑了一系列影响与观测结果比较的影响，扩展了Jauzac等人（2016）进行的初步评估。模拟中有数十个总质量与Abell 2744相当或大于Abell 2744的晕。然而，我们没有发现质量子结构（> 5 10^13 Msun）的数量和分布与阿贝尔2744的观测结果接近的晕。极值统计的应用表明，我们需要模拟至少十倍于千禧XXL体积的物质，才能找到一个内部结构与阿贝尔2744相似的暗物质晕。解释星系团中大质量子结构的分布是等级模型需要解决的一个新障碍，这一障碍不会因为对重子物理学的诉求或对暗物质粒子性质的不确定性而减弱。
2017-02-02 astro-ph.CO
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: I. Accreted Subhaloes
这是第一个系列的三篇论文致力于研究晕子结构的分层宇宙学的CUSP形式主义的手段。本文导出了暗晕和吸积在暗晕上的弥散暗物质（dDM）及其前身的性质。具体来说，我们与dDM目前在任何时候在晕间介质的真实宇宙或宇宙学模拟与相应的自由流动的质量或晕分辨率质量，分别，并建立subhaloes和它们的种子在初始密度场之间的联系。通过监测的崩溃和virialisation的晕，我们从第一原理，没有一个自由参数的丰度和径向分布的dDM和subhaloes吸积到他们身上。我们的预测与模拟结果非常一致，但对于预测的吸积dDM的分数，这是大于在以前的工作中报道的，因为他们只计算吸积到最后的晕上的dDM，而不是到它的祖先。这里所追求的推导澄清了子结构的一些关键特征的起源。总体而言，我们的研究结果表明，CUSP是一个强大的工具，了解晕子结构和扩展的模拟结果，以任意质量，红移和形成时间的晕在任何层次的宇宙学赋予随机高斯密度扰动。
2021-10-20 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
Effects of Dark Matter Substructures on Gravitational Lensing: Results from the Aquarius Simulations
我们使用高分辨率的宝瓶座模拟银河系大小的晕在LCDM宇宙学研究暗物质子结构对引力透镜的影响。每个晕在其维里半径内可以分辨出约10^8个粒子（质量分辨率约为10^3-4 M_sun/h）。质量大于10^5 M_sun/h的次晕被很好地分辨出来，比以前的透镜研究至少提高了两个数量级。我们将重子组件建模为赫恩奎斯特配置文件和帐户的暗物质通过绝热收缩的响应。我们专注于“异常”的通量比问题，特别是对违反尖焦散关系由于子结构。我们发现，质量小于~ 10^8 M_sun/h的次晕在引起通量异常方面起着重要作用;这种低质量的次晕在以前的研究中一直没有得到解决。不同晕之间和同一晕的不同投影之间的预测通量比有很大的分散性。在某些情况下，预测的异常通量比的频率与射电透镜观察到的频率相当，尽管在大多数情况下并非如此。模拟再现所观察到的尖瓣透镜违规的概率约为0.001。因此，我们的结论是，在宝瓶座晕的中心区域的子结构的量是不够的，以解释所观察到的频率违反尖焦散关系。这些结论完全是基于我们的暗物质模拟，忽略了重子对次晕生存能力的影响。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
The Diversity of Core Halo Structure in the Fuzzy Dark Matter Model
在模糊暗物质（FDM）模型中，引力坍缩的物体总是由位于维里化晕内的孤子核心组成。虽然各种数值模拟已经证实，坍缩结构可以描述的核心NFW一样的密度分布，仍然有分歧的核心质量和晕质量之间的关系。为了充分理解这种关系，我们已经组装了一个大样本的核心晕的基础上理想化的孤子合并和宇宙学模拟与各种盒子的大小。我们发现，有一个相当大的分散在核心晕质量的关系，增加晕质量，表明FDM模型允许核心和晕共存于不同的配置。我们提供了一个新的经验方程的核心晕质量关系的不确定性，可以包括所有以前发现的关系中的色散，并强调，任何观测约束的粒子质量使用一个紧密的一对一的核心晕质量关系应遭受额外的不确定性的顺序为50%的晕质量$ \ge 10^9 (8 \times 10^{-23} eV/ (mc^2))^{3/2} M_\odot$。我们认为，潮汐剥离可能是一种影响，有助于分散的关系。
2022-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-$α$ forest and non-linear structure characterization in Fuzzy Dark Matter cosmologies
模糊暗物质（FDM）代表了标准冷暗物质（CDM）流体的另一种有趣的描述，能够解释GeV扇区中暗物质粒子的直接检测的缺乏，并减轻宇宙大尺度结构形成中的小尺度张力。在文献中，FDM模型的宇宙学模拟是通过非常昂贵的高分辨率网格模拟单个晕或通过N体模拟，包括更大的宇宙体积，但诉诸FDM非线性动力学中的显着近似，以减少其计算成本。随着新的N体宇宙流体动力学代码AX-GADGET的使用，我们现在不仅能够克服这样的数值问题，而且还结合了一个完全一致的治疗FDM动力学与气体粒子和重子物理过程的存在，以量化FDM对特定的天体物理观测的影响。特别是，在本文中，我们执行和分析几个流体动力学模拟，以限制FDM质量量化FDM对莱曼- $α$森林观测的影响，在文献中获得的第一次在N体设置没有近似FDM动力学。我们还研究了统计性质的晕，利用大的可用样本，提取信息FDM如何影响的丰度，形状和密度分布的暗物质晕。
2018-09-27 astro-ph.CO
No Catch-22 for Fuzzy Dark Matter: testing substructure counts and core sizes via high-resolution cosmological simulations
本研究通过高分辨率宇宙学模拟探究模糊暗物质（FDM）的子结构丰度与暗晕核心特征，给出FDM与冷暗物质（CDM）子晕丰度比的拟合公式，发现存在FDM质量区间可同时匹配观测子结构计数与矮星系核心尺度，为区分FDM和CDM提供了观测依据。
2023-11-06 astro-ph.CO
Haloes gone MAD: The Halo-Finder Comparison Project
我们提出了一个详细的比较基本的暗物质晕属性检索大量不同的晕发现者。这些代码涵盖了广泛的技术，包括朋友的朋友（FOF），球形过密度（SO）和相空间为基础的算法。我们进一步介绍了一个强大的（和公开可用的）测试场景套件，允许光环查找器开发人员比较他们的代码的性能与这里提出的。这一套包括模拟晕包含各种层次和分布的子结构在一系列的决议，以及宇宙学模拟的大尺度结构的宇宙。所有测试的光环寻找代码可以成功地恢复我们的模拟光环的空间位置。他们进一步返回了（可能）属于该对象的粒子列表，这些粒子导致圆速度剖面的最大值与达到的半径值重合。基于配置空间的所有发现者都在努力恢复位于靠近宿主晕中心的子结构，并且恢复的质量的径向依赖性因发现者而异。那些基于相空间的发现者可以解决中心子结构，但他们发现，准确地恢复其属性的困难。通过分辨率研究，我们发现大多数发现者不能可靠地恢复包含少于30-40个粒子的子结构。然而，在这里，相空间发现者也通过将子结构解析到10-20个粒子而表现出色。通过使用高分辨率宇宙学体积比较晕发现者，我们发现他们在天体物理学意义的基本性质（例如质量，位置，速度和旋转曲线的峰值）上非常一致。
2011-04-05 astro-ph.CO
Nested solitons in two-field fuzzy dark matter
本研究针对弦论动机下的双场超轻轴子模糊暗物质模型，通过数值模拟发现质量差异大时暗晕中心会形成嵌套孤子，且双场宇宙学的小尺度结构特征与单场模型存在显著区别。
2024-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Phoenix Project: the Dark Side of Rich Galaxy Clusters
我们介绍凤凰计划，一套$Λ$ CDM模拟的暗物质组成的9个丰富的星系团。每个集群至少在两个不同的数值分辨率进行模拟。对于其中的八个，最高分辨率对应于维里半径内的$\sim 130$百万个粒子，而对于一个，这个数字超过十亿。我们研究了这些系统的结构和子结构，并将其与Aquarius项目中以可比分辨率模拟的六个星系大小的暗物质晕进行了对比。这种比较突出了CDM晕结构和亚结构的近似质量不变性。我们发现在球形平均质量，伪相空间密度，和速度各向异性配置文件的宝瓶座和凤凰晕的差异不大。当按宿主晕的维里性质进行缩放时，尽管水瓶座和凤凰座晕的维里质量相差大约三十年，但子晕的丰度和径向分布也非常相似。最显著的区别是，星系团晕是最近才组装起来的，因此比星系晕要松弛得多，这导致了规则性降低，晕到晕的散射增加，与平均趋势有相当大的偏差。这加剧了单个簇的强非球面性对表面密度分布的影响，在给定半径下，表面密度分布可能会变化高达三倍，具体取决于投影。一些强透镜团簇的高表观浓度可能很好地反映了这些影响。最近的一次装配也解释了为什么凤凰光环中的子结构比水瓶座稍微丰富，特别是在内部区域。然而，在凤凰星系团中，分解的次晕只贡献了位力质量的$11 \pm 3%$。.
2012-06-25 astro-ph.CO
Warm Dark Haloes Accretion Histories and their Gravitational Signatures
我们研究团簇在温暖的暗物质（WDM）模型的热产生的暗物质粒子$0.5$千电子伏的质量。我们发现，尽管集群在WDM宇宙学具有类似的密度分布，其冷暗物质（CDM）的同行，内部属性，如数量的子结构，显示出显着的差异。该结果是令人惊讶的，因为簇的质量尺度比结构形成被抑制的质量尺度大{ \em一千倍}。WDM集群通过平滑吸积获得更多的质量，并且包含比CDM兄弟更少的子结构。更高的平滑质量吸积导致物理上更扩展和更低密度的次晕。这些细微的差异可以通过强引力透镜来探测。我们发现，出乎意料的是，WDM集群有{ \em更高}的透镜效率比那些在CDM宇宙学，相反的天真的期望，WDM集群应该是效率较低，由于它们包含的子结构少。尽管密度较低，但较大的WDM子晕更有可能比CDM子晕具有更大的透镜截面。此外，WDM子晕通常位于更大的距离，这径向拉伸了与强引力透镜相关的临界线，导致在$\sim2σ$水平上具有大径向横截面的集群数量过多。尽管单个簇的透镜轮廓随视线而显著变化，但基于$\gtrsim100$簇的样本的径向弧分布可能被证明是WDM存在的关键测试。
2014-06-13 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
The cosmic web and the orientation of angular momenta
我们使用一个64 $h^{-1}$ Mpc的暗物质（DM）唯一的宇宙学模拟来研究大尺度方向的晕和子结构的宇宙网络。基于速度剪切张量的网络分类方案用于分配给模拟中的每个晕的网络类型：结，细丝，片材或空隙。使用$\sim10^6$晕跨度~3个数量级的质量的方向的晕的自旋和轨道角动量的subhaloes相对于本征矢量的剪切张量进行检查。我们发现，轨道角动量的subhaloes倾向于对齐的中间特征向量的速度剪切张量的所有晕在结，丝和片。这一结果表明，子结构的运动学位于一个晕的男性化区域内的深处是由它的下降，这反过来又是由大规模的速度剪切，一个令人惊讶的结果给出的男性化性质的晕确定。因此，在z = 0时测得的角动量上，印上了次晕吸积的非随机性质。我们还发现，晕的自旋轴是与第三个本征向量的速度剪切张量的丝和片：晕的自旋轴点沿丝和宇宙片的平面。
2012-01-16 astro-ph.CO
Implications of Milky Way Substructures for the Nature of Dark Matter
我们研究了如何间接观察银河系中的暗物质子结构，利用最近的恒星流研究，转化为不同的暗物质模型的约束。特别是，我们使用的测量数量的黑暗subhalos在质量范围$10^7-10^9\,{\rm M_{\odot}}$约束修改subhalo质量函数相比，冷暗物质的情况。我们分别得到了暖暗物质和模糊暗物质粒子质量的下界$m_{\rm WDM} > 3.2\,{\rm keV}$和$m_{\rm FDM} > 5.2\times 10^{-21}\,{\rm eV}$。当暗物质耦合到一个黑暗的辐射浴，我们发现，动力学解耦必须发生在温度高于$T_{\rm kd} > 0.7\,{\rm keV}$。我们还讨论了恒星流观测的未来前景。
2020-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 astro-ph.CO
Core-Envelope Haloes in Scalar Field Dark Matter with Repulsive Self-Interaction: Fluid Dynamics Beyond the de Broglie Wavelength
由超轻玻色子组成的标量场暗物质（SFDM）由于其新颖的结构-形成动力学（耦合薛定谔-泊松方程）而成为标准无碰撞冷暗物质（CDM）的替代物，引起了人们极大的兴趣。在SFDM（FDM）的自由场（“模糊”）限制中，结构在德布罗意波长以下被抑制，但在更大尺度上类似于CDM。维里化晕具有半径为$\simλ_\text{deB}$的“孤波”核，被类似CDM的包络所包围。当足够强的排斥性自相互作用（SI）也存在时，结构可以被抑制到低于第二个长度尺度$λ_\text{SI}$，具有$λ_\text{SI}> λ_\text{deB}$ -被称为$λ_\text{SI}> λ_\text{deB}$ -费米（TF）制度。FDM动力学由于量子压力而不同于CDM，并且SFDM-TF通过增加SI压力而进一步不同。然而，在小的$λ_\text{deB}$极限中，我们可以通过可压缩的$γ=5/3$理想气体的流体守恒方程来模拟所有三个，其中理想气体压力来源于内部速度色散，并且对于TF状态，增加了SI压力$P_\text{SI}\propto ρ^2$。我们使用这些流体方程来模拟晕形成的引力坍缩在1D，球对称，证明了第一次，SFDM-TF晕形成的核心大小的$R_\text{TF}$，半径的SI压力支持$(n=1)$ -多面体，围绕CDM样信封。与局域宇宙中矮星系的自转曲线相比，当$R_\text{TF}\gtrs…
2021-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The halo mass function and filaments in full cosmological simulations with fuzzy dark matter
本研究利用AxiREPO代码开展大尺度FDM宇宙结构全波模拟，对比不同初始条件与动力学的成团结果，首次测得FDM暗晕质量函数，发现其纤维结构特征给暗晕识别带来挑战。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
On the Segregation of Dark Matter Substructure
我们提出了第一个全面的分析分离的暗物质subhaloes在其主机晕。使用数值模拟，我们研究了12个不同的subhalo属性的轨道能量和晕中心半径（在真实空间以及投影）的隔离。吸积红移使暗晕强烈分离，这是其宿主晕由内而外组装的结果。由于较早被吸积的次晕经历了更多的潮汐剥离，在下沉时失去了大部分质量的次晕处于更多的束缚轨道上。在吸积时，深晕的质量和最大圆周速度也有很强的分离。我们证明，这种隔离的一部分已经印在下降的条件。对于大质量的次晕，它随后被动力学摩擦所推动，但仅在它们的第一个径向轨道期间。这两种效应的影响被抵消，不过，事实上，更大的吸积质量的subhaloes吸积后。由于潮汐剥离，subhaloes揭示了很少或没有分离的现代质量或最大圆周速度，而相应的扭矩导致subhaloes在更多的约束轨道有较小的自旋。有一个微弱的倾向，形成较早的subhaloes被隔离向他们的主机晕，这是一个间接的后果，即（子）晕形成时间与其他相关的中心，强烈隔离的属性。我们讨论了我们的研究结果的星系群和星系团的卫星星系的隔离的影响。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bloodhound Unleashed: Particle-based Substructure Tracking for Cosmological Simulations
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）
Bloodhound算法通过改进的子结构跟踪方法，在宇宙模拟中更准确地追踪暗物质晕内子晕，从而提高对暗物质性质和银河卫星系的研究能力。
2026-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$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
First constraints on Fuzzy Dark Matter from the dynamics of stellar streams in the Milky Way
我们提出了一种新的方法来限制质量的超轻玻色子的暗物质使用恒星流的破坏形成的球状星团在银河系。模糊暗物质（FDM）晕的湍流密度场导致了稀薄流的扰动和动力学加热。使用数值模拟的基础上的一个有效的模型，我们探索这种现象的幅度，并表明，这是观察到的轴子质量范围$m_a$，这是有趣的缓解“小规模问题”的$Λ$ CDM。我们推导出一个分析模型的增厚薄恒星流，并获得早期保守的玻色子质量的下限为$m_a > 1.5 \times 10^{-22}~$ eV，使用前盖亚文献数据的六个银河系流和边缘化后的物理参数。这表明了使用这种新的动力学方法作为一个完全独立的探测FDM，补充莱曼- $α$森林数据的基础上的结果的巨大希望。
2018-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fuzzy Dark Matter Less-complex Wormhole Structures in Higher-Order Curvature Gravity
在高阶曲率引力中，研究耦合各向异性物质的模糊暗物质虫洞解，推导形状函数并分析稳定性，发现其活跃引力质量与径向距离成反比，稳定结构存在于冷暗物质晕和星系核球周围。
2025-06-21 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Tracing the Cosmic Web substructure with Lagrangian submanifold
提出了一种新的计算范式，用于分析宇宙学冷暗物质模拟中的宇宙网亚结构。我们引入了一个新的数据场-触发场-它承载着关于宇宙结构形成的历史和动力学的丰富信息。触发器场是拉格朗日空间中的有序数据集，其表示由N体模拟中的计算粒子表示的每个无碰撞流体元素的基本体积的由内而外符号反转的圈数。这个场是使用拉格朗日子流形计算的，即由模拟粒子的三个拉格朗日坐标和三个欧拉坐标形成的六维空间中的三维暗物质片。它表明，非常丰富的子结构的暗物质晕和空区可以可靠和明确地恢复从触发场。
2014-09-26 astro-ph.CO
Excess of substructure due to primordial black holes
本文通过宇宙学模拟研究原初黑洞对低质量晕和子晕丰度的影响，发现其可导致子结构显著过剩，并可通过强透镜和星系团亮度涨落来约束暗物质中原初黑洞的比例。
2025-09-23 astro-ph.CO
Orbital parameters of infalling satellite haloes in the hierarchical $Λ$CDM model
本文给出了质量范围为$10^{12}-10^{14}$ M $_\odot$的$Λ$ CDM晕坠落卫星的轨道参数分布，它代表了宿主晕内部子结构随后演化的初始条件。我们使用合并树构造在一个高分辨率的宇宙学N体模拟跟踪卫星晕，并确定的时间。我们发现显着的趋势与主机晕质量和卫星的主机晕质量的比例的轨道参数的分布。对于所有的主机晕质量，卫星的落质量是一个较大的分数的主机晕质量有更多的偏心，径向偏置的轨道。在固定的卫星与宿主晕质量比，高质量的晕偏向于吸积卫星上稍微更径向轨道。为了充分表征轨道分布，需要拟合两个选定的轨道参数（例如径向和切向速度或能量和角动量）的相关二元分布。我们提供了简单的适合一个选择的二元分布，当忠实地转换，捕捉任何预测的一维分布的行为。
2015-01-27 astro-ph.CO
Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tiny galaxies and dark substructures: exploring the "dark" subhaloes in TNG50
Durham University（杜伦大学）；University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；STAR Institute（STAR研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文基于TNG50模拟研究暗子晕的存在，发现暗子晕在星系团中普遍存在，且质量范围在4.5×10⁷至2.1×10⁸ M☉的子晕更可能出现在强引力透镜区域。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP - II. Mass structure in strong lenses is not necessarily dark matter substructure: A flux ratio anomaly from an edge-on disc
引力透镜通量比异常为测量遥远星系中的暗物质亚结构提供了一种强有力的技术。然而，在使用这些通量比异常来测试星系形成模型之前，必须确定给定的异常确实是由于暗物质子结构的存在，而不是由于透镜星系晕的其他成分或传播效应。在这里，我们提出的情况下，CLASS~B1555+375，它有一个很强的无线电波长通量比异常。我们的高分辨率近红外凯克~II自适应光学成像和档案哈勃太空望远镜的数据显示，在这个系统中的透镜星系有一个明确的边缘盘组件，直接跨越对图像，表现出通量比异常。我们发现，简单的模型，包括光盘可以重现厘米波长通量比异常，而不需要额外的暗物质子结构。虽然还需要进一步的研究，我们的研究结果表明，假设所有的通量比异常是由于人口的暗物质子晕可能是不正确的，分析，不占透镜宏观模型的全部复杂性可能高估的子结构质量分数在大规模透镜星系。
2016-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes and subhaloes
解决经典、无碰撞、非相对论性粒子的$N$体问题的方法和算法的发展，使我们有可能在宇宙历史的大部分时间里跟踪宇宙暗物质结构的生长和演化。在研究得最好的情况下，冷暗物质$-$或CDM模型$-$，暗物质被假定由早期热速度可以忽略不计的基本粒子组成。过去三十年的进展导致了对暗物质晕的组装、结构和空间分布的几乎完整的描述，以及在这个模型中的子结构，几乎涵盖了整个天体质量范围。在星系及以上的尺度上，这个标准CDM模型的预测已经被证明在很大范围的时期内，从宇宙背景辐射的温度结构到星系的大尺度分布，都能提供非常好的匹配。这一领域的前沿已经转移到相对未被探索的亚星系尺度，大质量晕的中心区域，以及低质量晕和亚星系晕的区域，这些区域仍然存在潜在的基本问题。要使这些文件生效，可能需要：（i）已知但不确定的重子过程（涉及气体和恒星）的影响，和/或（ii）新的暗物质物理学的替代模型。在这里，我们提出了一个审查的领域，侧重于我们目前的理解暗物质结构的$N$体模拟和未来的挑战。
2019-07-26 astro-ph.CO hep-ph
Fuzzy Gasoline: Cosmological hydrodynamical simulations of dwarf galaxy formation with Fuzzy Dark Matter
本文利用新代码FUZZY-GASOLINE进行了首批FDM框架下的高分辨率流体动力学宇宙学模拟，发现FDM与重子过程通过不同机制影响暗物质核的形成，但恒星观测量与CDM模型高度相似，难以仅通过恒星观测区分两者。
2024-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interlopers speak out: studying the dark universe using small-scale lensing anisotropies
强透镜系统是小尺度上暗物质分布的有力探测器。在本文中，我们表明，视线之间的源和观察者的晕引起一个明显的各向异性签名的两点函数的有效透镜偏转场。我们特别表明，视线晕和主透镜平面之间的非线性耦合的印记特征四极矩的两点函数，其振幅反映了这种晕内的强透镜场的丰度。我们讨论了如何，通过采取不同的多极矩的比率，这样的可观的质量片变换下可以鲁棒。我们还表明，未来的超大型望远镜有能力检测四极矩由于这种独特的各向异性签名在理想条件下。我们的方法打开了一扇大门，统计上区分视线晕的影响，从主透镜子结构的透镜图像，从而允许一个探测暗物质物理学的一种新的方式。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes: a multistream view
神秘的暗物质占宇宙总质量的85%。暗物质的聚集在所有观测到的结构的形成中起着主导作用，其尺度从几分之一到几百兆秒差距。半导体激光器扮演着照亮这些结构的光的角色，因此它们可以被观察到。过去几十年的观测已经揭示了这些结构的丰富几何结构，目前被称为宇宙网。晕是暗物质的最高浓度，是发光星系的宿主。目前最精确的暗物质晕模型是在宇宙学N体模拟中实现的。在N体模拟中，从粒子分布中识别晕是一个引起人们极大兴趣和努力的问题。我们提出了一个新的框架来探测潜在的暗物质晕使用独特的暗物质-多流场。多流场出现在微扰增长的非线性阶段，因为暗物质没有碰撞。计算引力坍缩中速度流的数量补充了我们对空间聚集的认识。我们假设力素化晕具有凸边界。封闭和凸区域的多流场，因此隔离施加一个积极的条件上的所有三个特征值的海森估计的平滑多流场。在高多流场分辨率和低软化长度的单尺度分析中，具有局部多流最大值的晕子结构被隔离为单独的晕站点。
2017-06-09 astro-ph.CO
Detecting the hidden population of low-mass haloes in strong lenses
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究揭示在冷暗物质模型中，低质量暗物质子结构群体对强引力透镜图像的累积影响，导致检测到的子结构数量增加40%，并提出伪质量函数以描述该群体。
2026-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
