What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers
使用流体动力学模拟，我们研究如何以及潜在的引力势的星系团可以动态模拟不同类型的示踪剂。为了隔离不同的系统和不同的估计性能的影响，我们首先专注于应用一个通用的最小假设方法（oPDF）模拟晕使用完整的6-D相空间信息。我们发现，晕的质量和浓度可以恢复在一个合奏无偏的方式，与随机偏差，从晕到晕，主要反映了从稳态的示踪剂分布的偏差。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，典型的系统不确定度是维里质量的$\sim 0.17$ dex和浓度的$\sim 0.17$ dex。卫星星系的动力学状态接近暗物质粒子的动力学状态，而团内恒星的稳定状态较低，导致质量的系统不确定度为$\sim$ 0.26 dex。与银河晕托管银河类星系相比，集群晕显示出更大的随机偏差在恢复的质量配置文件。我们还测试的准确性，使用团内气体作为动态示踪剂建模通过广义流体静力平衡方程，并找到一个可比的系统的不确定性估计质量使用暗物质。最后，我们通过定量分离它们的统计效率和对系统学的鲁棒性，证明我们的结论在很大程度上适用于包括球形Jeans方程在内的其他稳态动力学模型。我们还估计了在每种情况下导致系统性主导制度的示踪剂的限制数量。
2021-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of galactic haloes
银河系晕的许多动力学模型都需要假设示踪剂种群的分布函数应该与时间无关（即，稳态分布函数），并且基础势是球形的。我们研究这种建模的局限性，通过应用一个一般的动力学模型与最小的假设，从宇宙学$N$体和流体动力学模拟星系晕的大样本。使用暗物质粒子作为动力学示踪剂，我们发现，测量的质量和浓度参数的系统不确定性通常有25%至40%的幅度。然而，当恒星被用作示踪剂时，系统的不确定性可以大到$2-3$的一个因子。系统不确定度并不因示踪剂样本量的增加而减小，而且随晕的不同而随机变化。这些系统的不确定性主要是由低估的统计噪声所造成的相关相空间结构，违反了稳态假设。从不确定性水平推断出的独立相空间结构的数量设置了限制样本大小，超过该限制样本大小，进一步增加不再显着提高动力学推断的准确性。系统的不确定性水平取决于晕的合并历史、晕的形状和环境。我们的结论一般适用于任何球形稳态模型。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Alignments between galaxies, satellite systems and haloes
银河系和仙女座星系卫星群的空间分布令人困惑，因为它们几乎垂直于它们中央星系的圆盘。为了了解这种配置的起源，我们研究了中央星系，卫星系统和暗物质晕在最大的“进化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）模拟的对齐。我们发现，中心体及其卫星系统往往与其晕很好地对准，在这两种情况下，中位数未对准角均为$33^{\circ}$。虽然中心更好地与内部$10$ kpc晕对齐，卫星系统更好地与整个晕对齐，表明卫星优先跟踪外晕。中心-卫星对准是弱的（中值失准角为$52^{\circ}$），我们发现在$20\%$周围的系统具有大于$78^{\circ}$的失准角，这是银河系的值。中心-卫星排列是两个成分倾向于与暗物质晕排列的结果。因此，当中心平行于卫星系统时，它也倾向于平行于晕。相比之下，如果中心垂直于卫星系统，就像银河系和仙女座星系那样，那么中心-晕排列就弱得多。色散主导的（球状）中心有一个更强的对齐与他们的晕和他们的卫星比旋转主导的（磁盘）中心。我们还发现，光环、中央星系和卫星系统往往与周围大规模物质分布一致，其中光环是三者中排列得更好的。
2016-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical simulations of dark matter haloes produce polytropic central cores when reaching thermodynamic equilibrium
自引力天体经常在密度剖面（核心）中显示出一个中心平台，其物理起源是激烈争论的。核在理论上被期望存在于最大熵的N体系统中，然而，它们并不存在于冷暗物质（CDM）的正则N体数值模拟中。我们的工作表明，尽管理论和数值模拟之间存在明显的矛盾，但它们是完全一致的。简单地说，核心是热力学平衡系统的特征，但在CDM模拟中，热化碰撞被故意抑制。当碰撞被允许时，N体数值模拟开发核心密度分布，与理论预期完全一致。我们比较了理论和两种类型的数值模拟：（1）当DM粒子具有足够的截面时，有效的两体弛豫时间尺度变得比哈勃时间短，导致核心DM晕。这样得到的晕，质量从矮星系到星系团，在归一化后坍缩成单一的形状，这种形状与理论上预期的多变密度分布相一致。(2)在正则N体数值模拟中，由于使用有限质量DM粒子人为地增加了两体碰撞率，所以通常不考虑内半径。我们发现，丢弃的半径开发的核心是大于所采用的数值软化和多变的形状独立的晕质量。我们的工作表明，在模拟（或观察）的密度分布的核心的存在下，可以作为证据的系统在热力学平衡。
2021-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes II. Investigating dynamical state indicators with Random Forest
基于随机森林（RF）机器学习方法，研究了各种动力学特征在预测星系团动力学状态（DS）中的重要性.我们使用了一个大样本的星系团从三百工程的流体动力学放大模拟，并从原始数据，以及从相应的模拟地图在光学，X射线，和Sunyaev Zel 'dovich（SZ）通道构建动力学特征。而不是依赖于基于杂质的特征重要性的RF算法，我们直接使用的包外（OOB）的分数来评估的重要性，个别功能和不同的功能组合。在所有的功能研究，我们发现维里比，$η$，是最重要的单一功能。直接从模拟中计算出的三维特征比从模拟地图中构建的特征包含更多关于DS的信息。与基于X射线或SZ图的特征相比，与质心位置相关的特征更为重要。尽管有大量的研究特征，但最多三个不同类型特征的组合已经可以使预测的得分饱和。最后，我们表明，最敏感的功能$η$是强烈相关的动力学建模中的众所周知的半质量偏差。在DS中没有选择的情况下，簇晕在$η$中具有不对称分布，对应于总体正的半质量偏差。我们的工作为在模拟和观测中选择最佳特征来区分星系团的DS提供了定量参考。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- II. Profile and concentration changes
几条证据表明，随着暗物质晕的增长，它们的尺度半径也会增加，而它们中心区域的密度会下降。主要合并似乎是一个明显的机制来解释这两个现象，以及由此产生的模式的浓度-质量-红移关系。为了测试这种可能性，我们模拟了不同轨道上具有不同宇宙学密度分布的晕之间的等质量合并。遗迹通常具有比初始条件更高的密度，但与自相似标度预测略有不同。他们是合理的Einasto配置文件，但有不同的参数从初始条件。相对于初始条件的内能$κ$，合并残余物的净内能对最终质量分布的性质影响最大。正如预期的那样，高能碰撞产生更多的扩展残留物，而强束缚系统的合并产生紧凑的残留物。然而，令人惊讶的是，密度分布的尺度半径显示出相反的趋势，相对于高能碰撞，低能碰撞的残余物中的{ \it增加}。而且，即使在能量最高的碰撞中，尺度半径内的密度也只会略微降低（10- 20%），而对于能量非常低的系统，它在合并后会显著增加。我们的结论是，虽然主要的合并可以产生残留物，更弥漫在大半径，他们是相对无效的改变中心密度晕，似乎不太可能解释的浓度-质量-红移关系的平均趋势。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
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）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
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
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
What made discy galaxies giant?
我研究了光学半径超过30千秒差距的巨大盘状星系。这些系统与中等大小的盘状星系的比较显示，它们往往有较高的旋转速度，B波段光度，HI质量和暗亮质量比。巨大的圆盘遵循的趋势$\log(M_{\rm HI})(R_{25})$发现正常大小的星系。这表明在这些星系中没有恒星形成演化的特殊性。巨星系的HI质量与光度之比似乎与正常大小的星系没有区别，这为类似的恒星形成效率提供了证据。我还发现，在巨大的圆盘中，条纹和环出现的频率更高。我进行了质量建模的子样本的18个巨大的星系可用的旋转曲线和表面测光数据和构造$χ^2$地图的参数，他们的暗物质晕。这些估计表明，与中等大小的星系相比，巨大的圆盘往往形成于更大、更大、更稀薄的暗晕中。然而，巨星系并不明显偏离中等大小星系的光学尺寸与暗晕参数之间的关系。这些发现可以排除至少大部分巨盘形成的灾难性场景，因为它们遵循与正常盘状星系相同的关系。圆盘的巨大尺寸可能是由于形成它们的暗物质晕的高径向尺度。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diffuse Lyman Alpha Haloes around Lyman Alpha Emitters at z=3: Do Dark Matter Distributions Determine the Lyman Alpha Spatial Extents?
利用2128个Ly-a发射体（LAEs）和24个原星系团UV选择星系（LBG）在z=3.1时的Ly-a图像，我们研究了高z星系周围Ly-a晕的表面亮度分布随环境和UV光度的变化。我们发现，Ly-a径向轮廓的斜率变得平坦的Mpc尺度LAE表面密度的增加，但它们几乎是独立的中心紫外光度。Ly-a晕的特征指数标度长度似乎与LAE表面密度的平方成正比（r（Lya）\propto Sigma（LAE）^[2]）。包括弥散扩展的Ly-a晕在内，密集区LAEs的静止坐标系Ly-a等效宽度接近EW_0（Lya）~ 200 A，这是年轻（< 10^7年）星系的最大值。这表明，通过气体流出的冲击压缩或引力气体流入的冷却辐射形成的Ly-a光子可能部分有助于照亮Ly-a晕;然而，它们的大部分Ly-a光度可以通过电离光子的光电离或在中央星系及其周围的HII区域产生的Ly-a光子的散射来解释。不管Ly-a光子的来源是什么，如果Ly-a晕跟踪整个气体结构的暗物质分布，这是不足为奇的Ly-a的空间范围更强烈地依赖于周围的Mpc尺度的环境比中央星系的活动。
2012-04-22 astro-ph.CO
High resolution studies of massive primordial haloes
具有维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K的原子冷却晕是第一个星系和第一个中等质量黑洞形成的最合理的地点。因此，重要的是要评估是否可以从数值模拟中获得有关其主要特性的可靠结果。一个主要的不确定性是湍流的存在，这在宇宙学模拟中几乎无法解决。我们探索后者都追求高分辨率的模拟高达64细胞每牛仔裤长度，并通过将一个亚网格尺度的湍流模型来解释湍流压力和粘度的未解决的尺度。我们发现晕中的主要物理量，特别是密度、温度和能量密度分布近似收敛。然而，在中央500 AU的形态变化显着增加分辨率，并出现相当多的动荡。在系统比较三种不同的晕，我们进一步发现，湍流亚网格尺度模型产生了更紧凑的中心结构，并减少了涡量。这种紧凑的形态可能特别有利于在中心物体上的吸积。
2012-12-19 astro-ph.CO
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scalar Field Dark Matter: Helping or Hurting Small-Scale Problems in Cosmology?
在超轻标量场暗物质（SFDM）宇宙学模拟结果的基础上，我们提出了SFDM晕密度分布与晕维里质量$M_{\rm h}$和标量场质量$m$的函数关系的综合模型。SFDM晕的中心区域由具有特征密度的孤子主导，该特征密度随着晕质量的增加而增加，并且在大半径处渐近线为CDM样轮廓。对于标量场质量$m \sim 10^{-22}$ eV，与大尺度结构观测一致，$M_{\rm h} \sim 10^{10} \,M_\odot$晕的核心密度低于冷暗物质（CDM），这在反馈不太有效的情况下加剧了太大而不能失败的问题（TBTF）。然而，具有$M_{\rm h} \sim 10^{11} \,M_\odot$的更高质量SFDM晕在小的观测相关半径处比它们的CDM对应物更密集。我们使用旋转曲线的$V \sim 100$公里的$^{-1}$星系从ESTA数据库显示，SFDM加剧了尖/核心和中央密度问题，在CDM在这个规模。我们的结论是，如果传统的宇宙学SFDM标度关系是正确的，那么重子反馈需要更低的密度在SFDM晕比CDM。这促使宇宙学和自洽流体动力学模拟的SFDM，以确定是否可以改变现实的反馈实现的中心孤子结构。
2018-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Connecting the structure of dark matter haloes to the primordial power spectrum
基于无碰撞宇宙学N体模拟的大量工作可以追溯到20多年前，他们提出了这样一种观点，即坍缩的暗物质晕具有简单且近似通用的质量密度和伪相空间密度（PPSD）分布形式。然而，这些结果的物理起源尚未达成普遍共识。在本研究中，我们探讨了当我们改变初始条件（即，密度波动的原始功率谱）远离标准的CMB归一化的情况下，但仍然在LCDM与固定的扩展历史的上下文中。使用改变初始振幅和形状的模拟，我们表明暗物质晕的结构保留了对初始条件的清晰记忆。具体而言，增加（降低）波动的幅度增加（减少）的浓度晕，如果推得足够远，密度分布强烈偏离NFW的形式，这是一个很好的近似CMB归一化的情况下。虽然，一个Einasto形式工作得很好。PPSD（或伪熵）曲线的斜率随着功率谱振幅的增加（减小）而变陡（变陡），并表现出强烈的晕质量依赖性，而不是普遍的。因此，我们的研究结果表明，以前确定的暗物质晕的结构的普遍性主要是采用窄范围的（CMB归一化）的初始条件的模拟的结果。我们的新套件提供了一个有用的测试平台，对物理模型的起源晕结构可以进行验证。
2020-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
An effective Thermodynamic Description of Galactic Haloes
星系渐近区平坦自转曲线的观测表明，在该区域内，暗物质密度分布随引力势呈指数衰减。奇怪的是，这种行为与处于热平衡的玻尔兹曼气体的行为是相同的。这表明暗物质的{ \it有效}玻尔兹曼气体描述对于晕是可能的，即使对暗物质粒子没有热平衡的要求。我们研究这样一个有效的描述的一些定性和定量的后果。这是通过研究一个简单的模型来完成的，该模型考虑了暗物质的引力自相互作用及其与重子核的引力相互作用。动力学的解由两个参数决定，其中之一是暗物质质量与气体有效温度的比值。可以根据观察对这些参数进行粗略估计。
2014-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The filling factor of intergalactic metals at redshift z=3
对类星体吸收线系统的观测表明，z=3的星系际介质（IGM）被重元素污染，污染深度达HI光学深度τ_HI<<10。然而，目前尚不清楚的是，需要用金属富集的体积的比例是多少，以及为了重现观测结果，仅富集靠近星系的区域是否足够。我们使用来自大型宇宙学模拟的气体密度场，与合成类星体光谱和强加的，模型金属分布，调查什么样的富集模式可以重现所观察到的中值光学深度的CIV作为tau_HI的函数。我们的模型只能满足观测约束，如果z=3 IGM主要由位于低质量（m_tot<10^10 M_sun）晕中的星系富集，这些晕可以将金属喷射到>10^2 kpc的距离。更大质量的晕中的Galerkin不可能解释这些观测结果，因为它们太罕见了，它们的流出物无法覆盖足够大的体积。星系团需要将气体富集到远大于其宿主晕维里半径的距离。假设金属在小尺度上很好地混合，我们的建模要求模拟的体积和重子质量中被金属污染的部分分别为>10%和>50%，以便与观测结果相匹配。
2011-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy alignment on large and small scales
星系并不是随机分布在宇宙中，而是在不同的尺度上表现出不同的排列方式。在小尺度上，卫星星系倾向于沿着中央星系的主轴分布，这取决于星系的性质，即红色卫星星系和中央星系的排列比蓝色卫星星系和中央星系的排列更紧密。在大尺度上，发现发光红星系（LRGs）的长轴在30 Mpc/h以下具有相关性。利用恒星形成的流体动力学模拟，我们在不同尺度上研究了星系排列的起源。发现大多数红色卫星星系都位于暗物质晕的内部区域，中心星系的形状与暗物质分布一致。红色中心比蓝色中心有更强的排列，因为它们生活在大质量的晕中，并且中心星系晕排列随着晕质量的增加而增加。在大尺度上，LRGs的排列也来自于星系晕的形状相关，但存在一定程度的错位。大质量晕比连接大质量晕的暗条中的晕有更强的排列。这与宇宙暗条是晕排列的原因的天真期望相反。
2014-10-16 astro-ph.CO
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropy of Satellite Galaxies-II: Spatial Segregation as the Origin of Anisotropic Satellite Quenching in Haloes and Beyond
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）
本研究通过多种宇宙学模拟揭示，卫星星系各向异性熄灭主要源于已熄灭与未熄灭星系的空间分离，而非反馈作用，并提供了跨晕内外的统一几何解释。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The joint evolution of baryons and dark matter haloes
我们研究了大约10^12 h^-1 M_sun质量晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。重子的存在下产生的浓度的DM晕相对于其相应的耗散运行，但我们发现，这种响应不仅取决于重子聚集在中心区域的数量，但也对他们已经组装的方式。DM和重子之间的相互影响是复杂的，因此星系的形成历史对最终的总质量分布起着重要的作用。超新星（SN）反馈不仅在中央星系而且在其卫星星系中调节恒星形成并触发星系外流。我们的研究结果表明，随着SN反馈的影响越来越强，卫星的质量越来越小，甚至更容易被动力学摩擦破坏，传递的角动量也越来越少。我们发现的迹象表明，这种角动量可以获得不仅由外部的DM晕，但也由内部的和恒星的组成部分在中央星系。后一种效应产生恒星迁移，这有助于改变内部势阱，可能对进一步DM收缩。由于这些过程的作用，当晕宿主星系具有由光滑气体吸积形成的重要盘结构时，它比当它宿主经历更多大规模合并和相互作用的球状系统时更集中。（节略）
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Earth-mass haloes and the emergence of NFW density profiles
我们模拟中性伴子暗物质（$χ$ DM）晕从它们最初的崩溃，在$\sim$地球质量，高达百分之几的太阳。我们的研究结果证实，第一晕的密度分布由$\sim r^{-1.5}$幂律描述。随着晕质量的增长，它们的密度分布也会发生显著的变化。在中心区域，它们变浅，平均达到$\sim r^{-1}$，即NFW剖面的渐近形式。使用非宇宙学控制的模拟，我们观察到，在引力势的时间变化所造成的主要合并导致变浅的内部配置文件。这种转换是更显着的较浅的初始配置文件和合并系统的数量较多。根据合并的细节，所产生的配置文件可以比NFW在其内部区域更浅或更陡。有趣的是，当曲线由内斜率为$-1$的破幂律曲线（如NFW或Hernquist曲线）给出时，合并的影响要弱得多。这为NFW样轮廓的出现提供了一个解释：在它们最初的崩溃之后，$r^{-1.5}$ $χ$ DM晕遭受大量的主要合并，这逐渐使轮廓变浅。一旦建立了类似NFW的配置文件，随后的合并就不再更改配置文件。这表明，晕轮廓并不是普遍的，而是（1）微晕形成的物理学和（2）它们早期的合并历史的结合-两者都由暗物质粒子的性质决定-以及（3）NFW样轮廓对扰动的弹性。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Brightest Halo Galaxies Central Galaxies?
一般认为，暗物质晕中的中央星系，即具有最低比势能的星系，也是最亮的晕星系（BHG），并且它静止地位于暗物质势阱的中心。中央星系范式（CGP）是天文学研究各个领域的一个基本假设。在本文中，我们测试的有效性CGP使用一个大的星系群星表构建从斯隆数字巡天。对于每一个组，我们计算两个统计，${\cal R}$和${\cal S}$，量化偏移的视线速度和投影位置的最亮的星系团相对于其他组成员。通过比较$|{\cal R}|$和$|{\cal S}|$的累积分布与从详细的模拟群目录中获得的累积分布，我们排除了CGP是正确的零假设。相反，数据表明，在所有质量为$M$的晕中，非零比例的$f_{\rm BNC}(M)$中，BHG不是中心星系，而是卫星星系。特别地，我们发现$f_{\rm BNC}$从低质量晕中$\sim 0.25$（$10^{12} h^{-1} {\rm M_{\odot}} \leq M \lsim 2 \times 10^{13} h^{-1}{\rm M_{\odot}}$）增加到大质量晕中的PDMATHAMV（$M \gsim 5 \times 10^{13} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$）。我们发现，这些值的$f_{\rm BNC}$是令人不安的高相比，从晕占领统计和半分析模型的星系形成的预测。最后，我们讨论了非零的$f_{\rm BNC}(M)$的各种…
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
TangoSIDM: Tantalizing models of Self-Interacting Dark Matter
我们介绍了TangoSIDM项目，一套宇宙学模拟的结构形成的$Λ$-自相互作用暗物质（SIDM）宇宙。TangoSIDM探索了矮星系尺度上大暗物质（DM）散射截面的影响。受DM相互作用的启发，遵循汤川势，每单位质量的横截面，$σ/m_χ$，假设一个速度依赖的形式，避免违反当前的限制在大尺度上。我们证明，我们的实现准确地模型不仅核心形成晕，但重力热核心崩溃。对于宇宙学体积中的中心晕，频繁的DM粒子碰撞使粒子轨道各向同性，使它们基本上是球形的。我们发现，速度依赖的$σ/m_χ$模型产生了很大的多样性，在卫星晕的圆周速度，随着横截面达到20，60和100厘米$^2$/g的$10^9~\rm{M}_{\odot}$晕的速度增加的蔓延。晕内部结构的大变化是由DM粒子相互作用驱动的，在一些晕中导致扩展核的形成，而在另一些晕中导致重力热核的坍塌。我们的结论是SIDM模型从探戈项目提供了一个很有前途的解释的多样性的密度和速度分布的观测矮星系。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
What does strong gravitational lensing? The mass and redshift distribution of high-magnification lenses
许多遥远的物体只有在被强大的引力透镜高度放大后才能被探测到，或者变得更有科学价值。我们使用EAGLE和BAHAMAS，最近的两个宇宙流体动力学模拟，预测的概率分布透镜质量和透镜红移时，点源高度放大的引力透镜。对于红移为2的光源，我们发现透镜红移的分布很宽，在z=0.6处达到峰值。不同透镜质量的贡献也相当广泛，大多数高放大率的透镜是由于晕质量在10^12和10^14太阳质量之间的透镜。质量较低的光晕是效率低下的透镜，而质量较大的光晕是罕见的。我们发现，一个简单的模型，其中所有的晕都有奇异的等温球密度分布可以近似地再现模拟预测，尽管这样的模型过度预测了质量小于10^12太阳质量的晕对透镜效应的重要性。我们还计算了不同红移的点源被强透镜化的概率。在低红移时，高放大率是极不可能的。每个z=0.5的光源平均产生5 × 10 ^-7的放大倍数大于10的图像;当z =2时，放大倍数增加到约2 × 10 ^-5。我们的研究结果意味着，搜索强透镜光学瞬变，包括光学对应的强透镜引力波，可以优化监测大规模的星系，集团和集群，而不是集中在一个单独的人口的镜头。
2020-06-01 astro-ph.CO
Constrained simulations and excursion sets: understanding the risks and benefits of `genetically modified' haloes
高斯随机场的约束实现在宇宙学中被用来设计数值模拟的特殊初始条件。我们回顾这种方法及其应用密度峰值提供了几个工作的例子。然后，我们批判性地讨论了最近的建议，使用约束实现修改内和周围的拉格朗日补丁，形成暗物质晕的线性密度场。这一雄心勃勃的概念是在非线性进化之后打造具有某些理想特性的“转基因”晕圈。我们证明，这种方法的原始实现是不准确的，但近似的，因为它默认的假设，原生晕采样一组随机点与一个固定的平均超密度。我们表明，进行全面的基因改造是一项艰巨而艰巨的任务，需要一个数学上的理解是什么决定了在线性密度场的原晕的偏置位置。我们讨论近似的解决方案的基础上受过教育的猜测有关的性质的原晕。我们说明了如何可以适应的非线性演化的修改补丁，从而微调的约束条件，是必要的，以获得预选晕属性的预测集的方法。这项技术使我们能够探索遗传修饰原始算法的自由度。我们发现，这是最敏感的量的变化是晕质量吸积率在质量尺度上的约束设置。最后讨论了基于原晕角动量的约束条件。
2016-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of warm dark matter haloes
暗物质的基本粒子候选者，如无菌中微子，表现为温暖的暗物质（WDM）。对于质量为keV的粒子，自由流在对应于矮星系的尺度上产生线性波动功率谱的截止。我们调查WDM晕和subhaloes在这些尺度上的丰度和结构，使用高分辨率的宇宙学N体模拟银河系晕的质量类似的银河系。在大于自由流截止的尺度上，初始条件与Springel等人先前模拟的冷暗物质（CDM）晕之一具有相同的功率谱和相位，作为Virgo财团Aquarius项目的一部分。我们已经模拟了四个晕WDM粒子质量在1.4-2.3keV的范围内，对于一种情况下，我们已经进行了进一步的模拟在不同的分辨率。在N体模拟中，功率谱截止被分辨出来，这是已知的，在细丝中进行人为的碎裂，产生虚假的团块，对于小质量（在我们的情况下小于10^7兆太阳），这些团块的数量超过了真正的晕。我们已经开发了一个强大的算法来识别这些虚假的对象，并将它们从我们的光环目录中删除。我们发现，当质量小于10^9 Msun时，相对于CDM情况，WDM次晕质量函数被抑制了一个数量级以上。要求至少有尽可能多的subhaloes有观测到的卫星在银河系中导致一个保守的下限（热当量）WDM粒子质量约1.5 \rmn{keV}。WDM晕和次晕具有尖点密度分布，可以用NFW或Einasto剖面很好地描述。它们的中心密度较低的WDM粒子质量和我们所考虑的模型都没有遭受的“太大而不能失败”的问题，…
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
On what scales does strong lensing robustly constrain the mass profile of low-mass perturbers?
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本文基于费舍尔信息矩阵定义强引力透镜约束低质量扰动体质量分布的可靠半径，揭示其与弧像素加权几何均值的关系，该定义可推广至子暗晕与视线暗晕，体现数据分辨率和信噪比的影响。
2026-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central dark matter content of early-type galaxies: scaling relations and connections with star formation histories
我们使用一套简单的动力学和恒星星族模型，研究了大量低红移早型星系的质量、大小和恒星形成历史之间的相关性。我们确认的大小和恒星年龄之间的反相关性，并调查与暗物质（DM）的中心内容的趋势。中心DM密度与星系大小之间的平均关系为<rho_DM>~ Reff^-2，这是第一次清楚地表明这些星系中存在尖形DM晕--类似于经历绝热收缩的标准LCDM晕。DM密度与星系质量的比例与预期一致，偏离矮星系和晚型星系的普遍晕轮廓的建议。我们引入了一个新的基本约束星系形成的发现，中央DM分数随恒星年龄的下降。这一结果只能部分解释的大小年龄的依赖性，和剩余的趋势是在相反的方向基本DM晕的预期。因此，我们认为，年龄和晕收缩之间可能存在联系，早期形成的星系有更强的重子反馈，扩大了他们的晕，否则笨重的重子吸积，避免晕收缩。另一种解释是较老的恒星星族有较轻的初始质量函数。
2010-03-08 astro-ph.CO
The impact of baryons on the spins and shapes of dark matter haloes
我们使用数值模拟来研究暗物质（DM）晕的统计特性是如何受到与星系形成相关的重子过程的影响。我们专注于这些过程如何影响的自旋和形状的大量的DM晕覆盖了广泛的质量尺度，从星系到星系团在红移0和1，扩展到矮星系在红移2。这些晕是从超大规模模拟中提取的，这是一套最先进的高分辨率宇宙学模拟，使用一系列反馈处方运行。我们发现，在DM唯一的模拟中的中值自旋参数是独立的质量，红移和宇宙学。在z=0时，当反馈较弱或不存在时，重子使中心区域（<=0.25 r_200）的DM自旋增加高达30%。这种增加可以归因于角动量从重子转移到DM，但在z=2时不再存在。我们还提出了适合的质量依赖的DM晕形状在低和高红移。在z=0的球度（三轴性）是负（正）相关的晕质量和这两个结果是独立的宇宙学。有趣的是，这些质量相关的趋势在z=2时明显较弱。虽然重子的冷却作用使整个DM晕更球形，但更强的反馈处方往往通过降低中心晕质量浓度来降低重子的影响。更一般地说，我们证明了一个强烈的正（负）晕球度（三轴性）和星系形成效率之间的相关性，后者使用中央晕重子分数测量。总之，我们的研究结果表明，重子对DM晕的自旋和形状的影响是轻微的冷却的影响时，减轻所需的现实模型的星系形成，虽然他们仍然显着的内晕。
2013-01-21 astro-ph.CO
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The connection between massive galaxies and their dark matter haloes from $z=0.25$ to $z \sim 4$ from the combined COSMOS, XMM-LSS and ECDF-S fields
University of Oxford（牛津大学）；University of the Western Cape（西开普敦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究结合三个天区的巡天数据，分析z=0.25至z≈4的大质量星系与暗物质晕的关联，发现z<1时大质量星系形成效率降低、卫星星系占比增加，归因于活动星系核反馈抑制中心星系生长。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
