Low-mass halo perturbations in strong gravitational lenses at redshift z$\sim$0.5 are consistent with CDM
我们使用的样品17强引力透镜系统从贝尔画廊调查量化的量低质量的暗物质晕内的透镜星系和沿其视线，并限制暗物质的属性。基于10 $σ$的检测标准，我们报告在任何晶状体中均未检出显著性。使用灵敏度函数在10- $σ$水平，我们已经计算出的预测数量的可检测的冷暗物质（CDM）的视线晕是$μ_{l} = 1.17\pm1.08$，与我们的零检测。假设检测灵敏度提高到5- $σ$阈值所暗示的水平，则可检测的视线晕圈的预期数量上升到$μ_l = 9.0\pm3.0$。虽然当前数据在该灵敏度水平下发现零检测（其具有P $^{{\rm5}σ}_{\rm CDM}(n_{\rm det}=0)$ =0.0001的概率，并且将与CDM框架处于强张力中），但是我们发现，这样低的检测阈值导致许多虚假检测和未检测，因此当前检测的缺乏是不可靠的，并且需要具有改进的灵敏度的数据。将该样本与11个SLACS透镜的子样本相结合，我们在2- $σ$水平上将半模质量约束为$\log$（M $_{\rm hm}) < 12.26$）。后者是一致的共振产生的不育中微子质量m $_{\rm s} < 0.8$ keV的轻子不对称性的任何值在2- $σ$水平。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Core-Cusp Problem Revisited: ULDM vs. CDM
核心尖点问题是一个被广泛引用的动机探索暗物质模型超越标准CDM。其中一个替代方案是ULDM;在千秒差距尺度上表现出波动性质的极轻标量粒子。天体物理上真实的ULDM晕预计由嵌入NFW样外晕的内孤子核心组成。孤子核心的存在表明，ULDM可以解决与纯NFW晕核心尖点的差异，而不求助于重子物理。然而，它已被证明，密度的ULDM晕可以超过那些可比的NFW配置在某些半径和晕质量，显然加剧了问题，而不是解决it. This情况出现，因为，虽然孤子核心是平坦的，在其中心，他们服从逆质量半径标度关系。同时，内孤子的质量随着总晕质量的增加而增加，因此，在大晕质量处，内核变得更加尖峰化。我们描述了一个参数化的径向密度分布的ULDM晕，允许环境变化的核心晕质量关系，以更详细地调查这个问题。对于质量为10^12太阳质量的晕，我们发现了可行的ULDM轮廓，其中心密度低于天体物理可达半径处的NFW对应物。然而，观察到的配置文件的比较并不强烈支持任何一个选项，都给合理的适合一些参数选择的数据子集。因此，我们发现，在ULDM的核心尖点问题的强大的测试将需要更全面的观测数据和模拟，包括重子反馈。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light and dark matter halo shapes reflect common assembly, not mutual coupling: shape correspondence in CDM but not SIDM
School of Physics & Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理学院基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台天体物理研究所）；Laboratoire d’Astrophysique, École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））
研究星系团内光与暗物质晕形状对应关系，用CDM和SIDM流体动力学模拟，测量轴比等并量化对应，发现SIDM中DM晕内区变圆与恒星形态解耦，表明CDM中形状对应关系在SIDM宇宙失效。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tail of Late-forming Dwarf Galaxies in $Λ$CDM
我们使用一个强大的分析模型与高分辨率的流体动力学宇宙学模拟证明，在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙中，一小部分矮星系居住的暗物质（DM）晕在质量范围$3\times 10^{9} \lesssim M_{200} / M_{\odot} \lesssim 10^{10}$形式异常晚（$z<3$）相比，大部分人口的星系。这些星系起源于DM晕的随机增长和存在一个依赖于时间的DM晕质量之间的相互作用，低于该质量的星系不会形成。模拟的晚形成星系的形成时代的痕迹非常好的时间，当他们的主机DM晕第一次超过了一个非平凡的（但很好理解）的时间依赖的临界质量，从而使晚形成的矮星有吸引力的宇宙学探测器与约束的权力在过去的增长历史，他们的主机晕。我们的模型和模拟结果之间的一致性表明，模拟的晚成矮星的数量是一个强有力的宇宙学结果，并且在很大程度上独立于模拟中所包含的特定星系形成模型：（1）宇宙在$z_{\rm re} \sim 8$之前经历了宇宙再电离;（3）在$z_{\rm re}$之前，星系形成主要限于原子冷却晕。在$Λ$ CDM中预期的大质量晚期形成的矮星的稀缺性意味着在我们的本地宇宙中观察到的绝大多数明亮，金属贫乏和活跃的恒星形成矮星-这些晚期形成星系的最明显的候选者-不能在$Λ$ CDM宇宙中首次形成。
2021-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the mass discrepancy-acceleration relation in $Λ$CDM
本文研究了盘星系质量差异的来源--径向加速度关系。这是在圆盘的向心加速度和重子分量的预期加速度之间的紧密的经验相关。MDAR适用于盘运动示踪剂探测的大多数半径，无论星系质量或表面亮度如何。该关系有两个特征加速度：$a_0$，在此之上所有星系都是重子主导的;和$a_{\rm min}$，一个在孤立星系中由运动示踪剂探测的有效最小加速度。我们使用一个简单的模型来表明，这些趋势自然出现在$Λ$ CDM。这是因为：（i）$Λ$ CDM形式的盘星系位于暗物质晕的中心，跨越相对较窄的维里质量范围;（ii）冷暗物质晕加速剖面是自相似的，在中心有一个宽的最大值，在该质量范围内达到精确地由$a_{\rm min}$和$a_0$包围的值;在任何成功的$Λ$ CDM星系形成模型中，晕质量和星系大小与星系重子质量的比例关系都比较紧密。解释$Λ$ CDM中的MDAR不需要修改暗晕的尖形内部质量剖面，尽管这些可能有助于理解一些矮星系的详细旋转曲线和极端异常值的起源。MDAR只是反映了冷暗物质晕的自相似性质和星系形成过程引入的物理尺度。
2017-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Genetically modified halos: towards controlled experiments in $Λ$CDM galaxy formation
我们提出了一种方法来产生“遗传修改”（GM）的初始条件，高分辨率的宇宙学背景下的星系形成模拟。基于Hoffman-Ribak算法，我们从具有完全随机初始条件的参考模拟开始，然后对单个光环的特定属性（例如其质量和合并历史）进行控制性更改。该算法对光环及其环境的其他属性进行了最小的更改，使我们能够隔离给定修改的影响。作为对以前工作的重大改进，我们能够计算相对于参考模拟的结果对象的丰度。我们的方法可以应用于广泛的宇宙结构和时代，在这里，我们研究两个问题作为一个概念证明。首先，我们调查的密度分布和浓度的变化作为崩溃时间的三个单独的晕是不同的固定的最终质量，显示出良好的协议与以前的统计研究，使用大型模拟套件。其次，我们修改了晕的$z=0$质量，以表明我们的理论丰度计算正确地恢复晕质量函数。结果表明，该技术是强大的，开辟了一条道路，在星系形成控制实验中使用流体动力学变焦模拟。
2015-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching JWST UV Luminosity Functions with Refined $Λ$CDM Halo Models
K.N. Toosi University of Technology（K.N.图西理工大学）；Universita di Catania（卡塔尼亚大学）
研究通过改进的ΛCDM暗物质晕模型解释JWST观测到的高红移紫外亮度函数异常，发现传统模型需过高恒星形成效率，而改进模型能更准确地模拟早期结构形成。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Using Velocity Dispersion to Estimate Halo Mass: Is the Local Group in Tension with $Λ$CDM?
卫星星系通常被用作示踪剂来测量与其中心星系相关的暗物质晕的视线速度色散（$σ_{\rm LOS}$），从而估计晕的质量。最近对包括银河系和M31在内的本星系群的观测色散估计表明PDMATHAMN为50 km/s，这与理论上对它们质量的系统的PDMATHAMN 100 km/s的预期相比是惊人的低。这是否会给$Λ$ CDM带来问题？我们探索这种紧张局势使用{ \small{SURFS} }套件的$N$体模拟，包含超过10000（子）晕轨道跟踪良好。我们测试如何以及中央星系的主机晕速度色散可以恢复采样$σ_{\rm LOS}$的subhaloes和周围的晕。我们的研究结果表明，$σ_{\rm LOS}$是有偏见的质量代理。我们在$v_{\rm LOS}$和投影距离（$D_p$）中定义了一个最佳窗口-- $0.5\lesssim D_p/R_{\rm vir}\lesssim1.0$和$v_{\rm LOS} \lesssim0.5V_{\rm esc}$，其中$R_{\rm vir}$是维里半径，$V_{\rm esc}$是逃逸速度--使得LOS中的散射与晕的散射最小化-- $σ_{\rm LOS}=(0.5\pm0.1)σ_{v,{\rm H}}$。我们认为，这个窗口应该用来测量视线分散作为代理质量，因为它最大限度地减少分散在$σ_{\rm LOS}-M_{\rm vir}$关系。这…
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the impact of baryon-CDM perturbations on halo clustering and baryon fraction
重子和冷暗物质（CDM）在复合之前并没有移动。这导致了局部重子和CDM密度的差异，即所谓的重子-CDM等曲率扰动$δ_{bc}$。这些微扰通常在分析大尺度结构数据时被忽略，但在高精度宇宙学时代，将它们考虑在内可能变得重要。使用重力只有2流体模拟，我们评估的影响，这种扰动的暗物质晕分布。特别是，我们专注于作为质量和大规模的$δ_{bc}$，这也使我们能够研究这种模拟所需的非平凡的数值设置的细节函数的重子分数晕。我们进一步测量了晕场和$δ_{bc}$之间的互功率谱。这种互相关是非零和负的，这表明晕形成受到$δ_{bc}$的影响。我们测量了相关的偏置参数$b_{δ_{bc}}$，并将其与最近的结果进行比较，发现吻合良好。最后，我们量化了这种扰动对晕-晕功率谱的影响，并表明这种影响可以退化为像DESI这样的调查的大质量中微子之一。
2021-03-15 astro-ph.CO
An analytic surface density profile for $Λ$CDM halos and gravitational lensing studies
提出一种适用于$Λ$CDM暗物质晕的解析面密度轮廓，利用双参数及投影浓度参数准确再现$10^{7-11}\\ M_\odot$质量晕结构，在强引力透镜视线扰动体建模中比投影NFW轮廓更精确。
2024-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The core-cusp problem in cold dark matter halos and supernova feedback: Effects of Mass Loss
冷暗物质（CDM）宇宙学的标准范式所预言的理论和观测之间的矛盾，核心尖点问题仍然是未解决的矛盾之一。为了解决这个问题，我们进行N体模拟研究的非线性响应的CDM晕的变化引起的引力势气体从星系中心的删除。在这项研究中，我们专注于气体喷射的时间尺度，这是强烈相关的恒星活动，并证明它是在决定CDM晕的动力学响应的关键因素之一。模拟结果表明，暗物质晕质量密度分布的幂低指数与质量损失的时间尺度相关，短时间质量损失比长时间质量损失时更平坦.然而，它仍然大于典型的观测值;换句话说，在模拟中，任何质量损失模型的中心尖点仍然存在。此外，对于缓慢的质量损失的情况下，最终的密度分布的暗物质晕恢复普遍的密度分布预测的CDM宇宙学。因此，由恒星反馈驱动的质量损失可能不是一个有效的机制，以扁平的中央尖。
2011-06-15 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
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
Density Profiles of CDM Microhalos and their Implications for Annihilation Boost Factors
在标准的冷暗物质（CDM）宇宙学中，CDM截止尺度的微晕是宇宙中预计形成的第一个也是最小的物体。在这里，我们提出了高分辨率模拟的三个代表性的大致地球质量的微晕，以确定其内部密度分布的结果。我们发现，CDM微晕在模拟中没有切断功率谱大致遵循NFW密度分布，就像更大的CDM晕星系和星系团尺度。但是，在$10^{-7} M_{\odot}$的典型中性伴子自由流标度下，初始功率谱中有一个截止点，使得它们的内部密度分布相当陡峭，即$ρ\propto r^{-(1.3-1.4)}$，与Ishiyama等人（2010）的结果非常一致。外推的晕和subhalo质量函数下降到截止尺度表明，微晕是非常丰富的整个目前的暗物质分布，并可能有助于显着的间接暗物质探测信号。假设从NFW到更陡的内部轮廓（$ρ\propto r^{-1.4}$）的过渡比截止尺度高两个数量级，银河系大小的暗物质晕的总助推因子从大约3.5增加到4。我们进一步发现CDM微晕浓度与Bullock等人（2001）的模型一致，并明确排除了浓度和次晕湮灭质量依赖性的简单幂律模型，这将错误地导致非常大的提升因子（星系晕为几百，星系团超过1000）。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
WarmAndFuzzy: the halo model beyond CDM
冷暗物质（CDM）是描述宇宙结构形成的一个成熟范例，在大的线性尺度上表现得非常好。要在暗物质物理学中取得进一步的进展，就需要能够理解CDM及其替代方案在非线性状态下的结构形成。这个简短的说明描述了一个计算，以及附带的代码WarmAndFuzzy，将温暖和模糊暗物质（WDM和FDM）的流行模型合并到标准晕模型中，以计算非线性物质功率谱。FDM晕模型的功率谱以前没有计算过。FDM实现用$m_a\approx 10^{-22}\text{ eV}$对超轻轴子和其他标量场进行建模。WDM实现利用质量$m_X\approx 1\text{ keV}$对热WDM进行建模。晕模型表明，WDM，FDM和CDM之间的差异生存在低红移的准线性和完全非线性制度。该代码使用解析传递函数的线性功率谱，修改崩溃障碍的晕质量函数，和修改的浓度质量关系的晕密度分布。修正的晕圈密度剖面图（例如岩心）未包括在内，但正在开发中。在可观测尺度上，预计核心对功率谱的影响非常小。这一代码的应用莱曼- $α$森林通量功率谱和宇宙微波背景透镜功率谱将在同伴论文中讨论。\textsc{WarmAndFuzzy}可在\url{https://github.com/DoddyPhysics/HMcode}在线获得，欢迎合作开发。
2016-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Downsizing of galaxies vs upsizing of dark-halos in a Lambda-CDM cosmology
利用$Λ$ -CDM宇宙学中的流体动力学模拟研究了整个亚银河系星系群的质量聚集。我们的研究结果表明，虽然黑暗的晕组装层次，在恒星质量的这种趋势是颠倒的意义上说，越小的星系，后者是它的平均恒星质量大会。我们在多相星际介质中的恒星形成和超新星反馈实施似乎在这个过程中发挥了关键作用。然而，所获得的缩编趋势并不像观察所显示的那样强劲。
2013-09-04 astro-ph.CO
The structure and evolution of cold dark matter halos
在标准宇宙学模型中，一种神秘的冷暗物质（CDM）成分主导着结构的形成。CDM晕形成的数值研究已经产生了一些强大的结果，允许独特的测试的层次聚类范式。从矮星系到星系团，晕的普遍性质，包括它们的质量分布和亚结构性质与观测数据大致一致。解析晕的精细结构使我们能够对正在进行的和计划中的直接和间接暗物质探测实验进行预测。虽然纯CDM晕的模拟现在非常准确，并且一致性很好（最近声称的差异在本文中详细讨论），但我们仍然无法对星系形成以及暗物质分布在此过程中的变化做出可靠的定量预测。虽然观测和模拟之间的差异一直是文献中争论不休的主题，但为了充分测试CDM范式，需要更详细地了解星系形成和演化。无论暗物质粒子的真实性质是什么，它的成团性质必须与冷中性伴子粒子没有太大的不同，以保持模型在匹配大尺度结构数据和晕的整体性质方面的所有成功，这些数据大多与观测结果吻合得很好。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The e-MANTIS emulator: fast and accurate predictions of the halo mass function in $f(R)$CDM and $w$CDM cosmologies
本文提出e-MANTIS模拟器，通过超万次N体模拟和B样条分解结合高斯过程，实现对$f(R)$CDM和$w$CDM宇宙学中暗晕质量函数的快速准确预测，并给出误差估计。
2024-10-07 astro-ph.CO
The dark matter halo mass function in the $Λ\mathrm{CDM}$ cosmology at all times and over all scales -- from planetary to galaxy cluster masses
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）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Physics and Laboratory of Zhongyuan Light, Zhengzhou University（郑州大学物理学院中原之光实验室）
研究ΛCDM宇宙学中各时期和尺度下暗物质晕质量函数，结合VVV模拟与大体积低分辨率模拟，开发子采样方法，给出拟合公式，其在不同条件下偏差小且对部分有偏差模型也准确，还公开了Python代码。
2026-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic stellar haloes in the CDM model
我们提出了六个模拟星系恒星晕的吸积矮星系在一个完全的宇宙学设置的潮汐破裂形成。我们的模型是基于宝瓶座项目，一套高分辨率的N体模拟个人暗物质晕。我们标记的粒子在这些模拟与恒星星族的Galform半解析模型预测的子集。我们的方法自洽地跟踪动力学演化和中断的卫星从高红移。幸存卫星的光度函数和结构特性与观测结果吻合良好，表明这种技术是适当的。我们发现吸积恒星晕是由少于5个重要的祖先星在1<z<7之间聚集而成的。这些祖先是古老的，富含金属的卫星，其恒星质量与最明亮的银河系矮球体相似。与以前的恒星晕模拟相反，我们发现这些主要贡献者中有几个作为自约束系统存活到今天。这些重要的祖先的数量和它们的下落时间都是固有的随机性。这导致了我们的恒星晕之间的巨大差异，这放大了它们的黑暗晕宿主形成历史之间的微小差异。恒星晕的质量和密度/表面亮度分布与银河系和M31的预期一致。每个晕都有复杂的结构，由混合良好的成分、潮汐流、贝壳和其他子成分组成。这种结构是不充分的光滑模型描述。我们找到一个吸积厚盘的例子。晕星和幸存的卫星之间年龄和金属丰度的对比与最近的观测结果基本一致。[摘要]
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Cosmic Web Elongation in Fuzzy Dark Matter Cosmologies: Effects on Density Profiles, Shapes and Alignments of Halos
模糊暗物质（FDM）方案近年来受到越来越多的关注，这是由于香草λ冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学模型的小尺度挑战以及缺乏任何候选粒子的实验证据。在这项研究中，我们使用宇宙学$N$体模拟研究高红移暗物质晕和它们的响应小尺度上的原始密度扰动的FDM类功率谱截止。我们研究晕的密度分布，形状和排列在FDM类宇宙学（后两个第一次），通过提供拟合和量化偏离$Λ$ CDM作为粒子质量$m$的函数。与$Λ$ CDM相比，FDM样晕的浓度较低，在$m$依赖性晕质量处达到峰值，因此打破了$Λ$ CDM中密度分布的近似普遍性。在$Λ$ CDM的$N$ -体模拟中，中间到主要和次要到主要形状参数曲线随椭球半径单调增加。在类FDM宇宙学中，单调性被打破，晕在维里半径周围比$Λ$ CDM对应物更长，而在靠近中心的地方更短。最后，内在的对齐相关性，源于变形的初始球形坍缩晕在周围的重力潮汐场，成为更强的减少$m$。在$z\sim 4$中，我们发现$m=10^{-22}$ eV模型和$Λ$ CDM中各向同性线性排列幅度$D_{\text{iso}}$之间的分数差异具有$6.4 σ$显著性。在高$z$宇宙中，这种类似于FDM的印记在维里化晕的内部性质上是非常明显的。
2023-01-19 astro-ph.CO
Alleviating the need for exponential evolution of JWST galaxies in 10$^{10} M_{\odot}$ haloes at $z > 10$ by a modified $Λ$CDM power spectrum
该研究利用 JWST 数据发现标准 $Λ$CDM 下高红移低质量晕中星系紫外光度异常指数演化，并提出通过修正传递函数在 $k\sim1$ Mpc$^{-1}$ 尺度增强功率来消除该演化需求。
2023-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly in cold and warm dark matter during the JWST frontier epoch
本文利用CDM与WDM的N体模拟比较高红移晕坍缩时间，发现坍缩延迟与后代晕质量反相关，JWST在无助于透镜观测时难以区分两种宇宙学。
2023-06-01 astro-ph.CO
Distinguishing between $Λ$CDM and $f(R)$ gravity models using halo ellipticity correlations in simulations
利用星系形状的内禀排列（IA）作为宇宙学的几何学和动力学探针越来越受到人们的关注。在本文中，我们提出的第一个测量IA在一个修改的重力模型使用的引力剪切内禀椭圆相关（GI）和内禀椭圆相关（II）功能的暗物质晕$f(R)$重力模拟。通过将它们与$Λ$ CDM模拟中测量的相同统计量进行比较，我们发现不同重力模型中的IA统计量显示出可区分的特征，其趋势类似于传统星系团统计量的情况。因此，GI和II的相关性被认为是有用的$Λ$ CDM和$f(R)$重力模型之间的区别。更定量地说，IA统计增强探测能力的印记$f(R)$重力大尺度结构的$\sim 40\%$结合传统的晕簇在红移空间。我们还发现，在$f(R)$重力场中，晕的轴比与方位的相关性比在$Λ$ CDM中强。我们的研究结果表明，IA统计作为一个探头的重力超出了$Λ$ CDM和广义相对论的一致性检验的有用性。
2022-07-16 astro-ph.CO gr-qc
The same with less: The cosmic web of warm versus cold dark matter dwarf galaxies
我们利用暖暗物质（WDM）和冷暗物质（CDM）的宇宙学模拟来探索宇宙网中低质量暗物质晕分布的基本性质。使用自丰度匹配的模拟星系目录，我们表明，在WDM宇宙中的矮星系的分布，其中低质量的晕形成严重抑制，是几乎无法区分的CDM宇宙的低质量的晕是看不到的，因为星系形成抑制低于一些阈值晕质量。然而，如果矮星系光度和晕属性之间的散射足够大，低质量的CDM晕有时会拥有相对明亮的星系，从而偶尔会有孤立的星系填充CDM空洞，并减少完全空的空洞的数量。否则，如果没有高质量的光散射，我们考虑的所有模拟星系聚类统计数据--自动关联函数、卫星的数量和径向轮廓、孤立星系的数量以及小空洞的PDF--在CDM和WDM中几乎是相同的。当从丰度匹配的晕目录构造时，WDM空洞既不大于CDM空洞，也不空。因此，这是一个挑战，以确定是否CDM问题的小晕相对于观测到的矮星系的数量密度过剩有一个宇宙学的解决方案或天体物理学的解决方案。然而，在未来的局部体积调查中，可能会在星系的宇宙网络中发现一些关于暗物质粒子以及矮星系和它们的暗物质晕宿主之间的分散性的线索。
2015-07-15 astro-ph.CO
Simulating cosmologies beyond $Λ$CDM with PINOCCHIO
我们提出了一种方法，扩展的能力的PINpointing轨道交叉坍缩HIVERICAL对象（PINOCCHIO）代码，使其能够生成准确的暗物质晕模拟目录中的宇宙模型的线性增长因子和增长率取决于规模。这种宇宙学包括，除其他外，模型与大量的中微子和某些类别的修改引力理论。我们通过比较PINOCCHIO与N体模拟的晕属性来验证代码，重点是大质量中微子的宇宙学：$νΛ$ CDM。我们分析了晕质量函数，晕两点关联函数，晕功率谱和晕密度场的矩，表明PINOCCHIO再现了模拟结果与原始代码（$\sim5-10\%$）具有相同的精度水平。我们证明了在PINOCCHIO的无质量和大质量中微子宇宙学中晕的丰度与模拟结果非常吻合，并指出PINOCCHIO可以再现影响晕质量函数的$Ω_ν-σ_8$简并度。我们表明，从PINOCCHIO的晕的聚类特性准确地匹配那些从模拟在真实和红移空间，在后一种情况下，到$k=0.3~h~{\rm Mpc}^{-1}$。最后，我们指出，从模拟晕密度场的一阶矩是精确地再现PINOCCHIO。我们强调，PINOCCHIO生成模拟晕目录所需的计算时间是数量级低于N体模拟所需的时间。这使得该工具非常适合标准$Λ$ CDM模型中的协方差矩阵研究等应用，也适用于具有大质量中微子的宇宙学或一些修改的引力理论。
2016-10-24 astro-ph.CO
Beyond the standard $Λ$CDM cosmology: the observed structure of DM halos and the shape of the power spectrum
观测天文学的最新进展允许研究各种暗物质（DM）占主导地位的对象，从矮球状（dSph）星系到跨越$10^{6} M_{\odot}$到$10^{15} M_{\odot}$质量范围的星系团。为了分析这个潜水员收集的对象的数据，我们使用了一个简单的玩具模型的球形DM晕形成，最初提出的皮布尔斯。这个模型引入了晕形成的历元或红移的概念。利用这一概念，我们分析了选定的样品DM占主导地位的对象，我们发现的经验之间的相关性维里质量，$M_{vir}$，晕和基本参数的核心，即平均DM密度，压力和熵。这些相关性是所有这些物体相似进化的自然结果。它主要是由引力相互作用驱动的，这意味着晕的形成过程和内部结构具有高度的自相似性。我们证实了CDM-样的形状的小规模和大规模的功率谱。然而，我们的重建所观察到的对象的演化历史不同于期望的标准$Λ$ CDM宇宙学，需要一个多组分的DM或一个更复杂的原始功率谱的密度扰动与显着过剩的权力在星系团的尺度和更大。我们证明了一个模型与适当的组合的重DM粒子（CDM）和DM粒子与大阻尼尺度（HDM）可以提供一个成功的描述的观测数据在广泛的质量。
2017-03-27 astro-ph.CO
A Simple Model for the Density Profiles of Isolated Dark Matter Halos
我们探讨的可能性，在宇宙学模拟中发现的椭圆星系和冷暗物质（CDM）晕的密度分布可以理解在相同的物理过程，碰撞引力坍缩。为了研究这一点，我们研究了一个简化的模型，一个完全冷的Plummer球的崩溃。首先，我们研究了这个模型的N体模拟粒子约束到纯径向轨道。这导致最终状态的特征是在小半径处轮廓比ρ \propto r^{-2}略陡，而在大半径处表现为ρ \propto r^{-4}，这可以用简单的分析论证来理解。接下来，我们重复我们的模拟没有径向轨道的限制。这导致内部密度分布较浅，就像椭圆星系和CDM晕中发现的那样。我们将这种变化归因于径向轨道不稳定性（ROI），并提出了一种形式的分布函数（DF）的物理图片崩溃的动机。作为我们的模型和CDM晕之间联系的证据，我们发现我们的坍缩模拟有一个赝相空间密度近似为ρ/σ^3 \propto r^{-1.875}的终态，就像在宇宙学模拟中观察到的CDM晕一样（Navarro et al. 2010）。速度各向异性的配置文件也是定性类似的中心附近发现这些晕。我们认为，在大半径（其中CDM晕标度为ρ \propto r^{-3}）的差异是由于宇宙学背景的存在或持续下降。这使我们预测外CDM晕的密度分布并不是“普适的”，而是取决于宇宙学环境（无论是密度不足的空洞还是密度过高的区域）。
2012-06-25 astro-ph.CO
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
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold and Warm Dark Matter Halos
我们利用一套宇宙学模拟来研究暗物质晕的质量-浓度-红移关系$c({\rm M},z)$。我们的模拟包括标准的$Λ$ -冷暗物质（CDM）模型，以及与热暖暗物质（WDM）方案一致的截断功率谱的额外运行。我们发现，CDM和WDM晕的质量分布是自相似的，以及近似的Einasto配置文件。CDM晕的$c({\rm M},z)$关系是单调的：在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小;在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小。CDM晕的质量吸积历史（MAH）也是无标度的，可以用来直接推断浓度。这些结果并不适用于WDM晕：他们的MAH不是无标度的，因为功率谱抑制所施加的特征尺度。此外，WDM $c({\rm M},z)$关系是非单调的：浓度在截断尺度决定的质量尺度处达到峰值，并在更高和更低的质量处降低。我们表明，组装历史的晕仍然可以用来推断其浓度，只要被认为是其祖先的总质量（“崩溃的质量历史”; CMH），而不仅仅是它的主要祖先。这利用CMH的无标度性质，导出一个简单的标度，再现质量浓度红移关系的CDM和WDM晕的质量和红移的巨大范围内。因此，我们的模型提供了一个强大的帐户的质量，红移，宇宙学和功率谱依赖的暗物质晕浓度。
2016-05-10 astro-ph.CO
Vector modes in $Λ$CDM: the gravitomagnetic potential in dark matter haloes from relativistic $N$-body simulations
我们调查的横向模式的引力和速度场的$Λ$ CDM，使用自适应网格细化广义相对论$N$体代码GRAMSES进行高分辨率模拟的基础上。我们研究了低红移下暗物质速度场中涡度的产生，在一定尺度范围内拟合了其功率谱的形状和演化。通过分析重力磁矢势，这是缺乏在牛顿模拟，在暗物质晕质量范围从$\sim10^{12.5}~h^{-1}{M}_{\odot}$到$\sim10^{15}~h^{-1}{M}_{\odot}$，我们发现，其大小与晕质量，峰值在内部区域。然而，平均而言，它与标量引力势的比值保持相当恒定，低于百分之一水平，随红移近似线性下降，并显示出对晕质量的弱依赖性。此外，我们表明，重力磁加速度在晕峰值朝向核心，并达到几乎$10^{-10}$ $h$ cm/s $^2$在最大规模的晕的模拟。然而，不管晕的质量如何，重力磁力和标准重力之间的比值通常在晕内的$10^{-5}$水平附近，同样没有明显的半径依赖性。这一结果证实，重力磁效应对结构形成的影响可以忽略不计，即使是最大质量的结构，但其在低密度区域的行为仍有待探索。同样，对观测的影响仍有待于今后了解。
2020-12-28 astro-ph.CO
Aemulus $ν$: Precision halo mass functions in w$ν$CDM cosmologies
针对w$\nu$CDM宇宙学，基于Aemulus $\nu$模拟套件构建了星系团尺度晕质量函数仿真器，利用高斯过程回归实现高精度预测，为LSST和Euclid等巡天提供关键工具。
2025-03-28 astro-ph.CO
Cluster halo shapes in CDM and SIDM models: Unveiling the DM particle nature using a weak lensing approach
本研究利用星系-星系弱透镜方法精确测量CDM与SIDM模拟中的团簇晕形状，发现SIDM晕中心更圆且形状-径向幂律斜率更高，为揭示暗物质粒子性质提供了新途径。
2024-01-08 astro-ph.CO
ETHOS - an effective theory of structure formation: formation of the first haloes and their stars
在矮星系尺度上，线性物质功率谱的截止点对矮晕及其星系在高红移和低红移时的丰度、形成机制和年龄都有影响。我们使用流体动力学模拟的星系形成的ETHOS框架内的基准模型，有这样一个截止，并已被证明是一个替代的冷暗物质（CDM）模型，强调其矮尺度的挑战。我们展示了星系在这个模型中如何形成不同的CDM晕晕的基础上，在红移$z\ge6$。我们表明，ETHOS晕在半模质量尺度形式与50%的质量比他们的CDM同行，由于他们的形成时间较晚，但他们保留更多的气藏，由于不同的行为的气体和暗物质的整体崩溃的第一晕模型与银河系规模的截止。因此，ETHOS晕中接近截止尺度的星系在$z=10-6$和$z=6$之间迅速增长，最终具有非常相似的恒星质量，更高的气体分数和更高的恒星形成率。我们突出这些差异，预测如何抑制ETHOS的$z=6$星系和贫气体的本星系群化石星系的老恒星星族的星系数量。有趣的是，我们在ETHOS中发现了在高密度和低密度环境中形成的星系之间的年龄梯度。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The halo mass function and inner structure of ETHOS haloes at high redshift
我们在ETHOS框架下研究了高红移下的晕质量函数和内晕结构（$z\geq5$）。各种强度的冷暗物质（CDM）、热暖暗物质（WDM）和暗声振荡（DAO）等场景都包含在ETHOS中，只有两个参数$h_{\rm peak}$和$k_{\rm peak}$，即第一个DAO峰值的幅度和尺度。具有平滑$k$滤波器的扩展Press-Schechter（EPS）形式能够预测ETHOS模型（由$k_{\rm peak}$控制）中小尺度功率抑制产生的晕质量函数的截止值，以及依赖于$h_{\rm peak}$的小质量下的斜率。有趣的是，我们发现DAO引入了一个本地化的功能，在质量分布的晕，导致质量函数是不同的形状相比，无论是CDM或WDM。我们发现，${\it all}$ ETHOS模型的晕密度分布很好地描述了NFW的配置文件，浓度低于CDM的情况下，在某种程度上，由$k_{\rm peak}$。我们发现，DAO模型的浓度-质量关系可以很好地近似的质量组装模型的基础上扩展的Press-Schechter理论，这已经提出了CDM和WDM的其他地方。我们的研究结果可以用来执行廉价的计算晕质量函数和浓度-质量关系内的ETHOS参数化，而不需要$N-$体模拟。
2021-06-16 astro-ph.CO
Cosmological free-free emission from dark matter halos in the $Λ$CDM model
我们研究了由暗物质晕引起的漫射背景自由-自由辐射。由于暗物质晕是电离热等离子体的宿主，它们可能是宇宙学自由-自由发射的重要来源。我们评估的全球背景强度和各向异性的自由-自由发射。我们发现，占主导地位的贡献来自暗物质晕的质量接近金斯质量，$M_{\mathrm{halo}}\sim 10^{10} M_\odot$，周围的红移$z \sim 3$。因此，自由-自由辐射的强度对形成这种小质量暗物质晕的小尺度原始曲率扰动很敏感。虽然我们得到的整体各向异性的自由-自由辐射的强度小于在高星系区观测到的自由-自由辐射的$10\%$能级，但我们发现即使在谱指数和运行的参数集中，自由-自由辐射信号也被$\sim 20 \%$修正，这与最近的Planck结果一致.因此，宇宙学自由-自由信号的测量有可能对小质量暗物质晕的丰度和曲率扰动（包括光谱指数和运行）提供更严格的约束，同时需要通过多频射电观测或与星系巡天或21厘米强度图的互相关研究来仔细去除银河系自由-自由发射。
2022-09-29 astro-ph.CO
A Critical Assessment of Solutions to the Galaxy Diversity Problem
银河系自转曲线呈现出各种各样的内斜率。观测数据表明，解释这种多样性可能需要一种机制，即星系表面亮度与其暗物质晕的最中心区域相关。在这项工作中，我们比较了几个具体的模型，捕捉相关的物理所需的解释星系的多样性问题。我们专注于一个自相互作用的暗物质（SIDM）模型的等温核心和两个冷暗物质（CDM）模型与/不重子反馈。与CDM的情况相反，SIDM模型可以导致在晕中形成等温核，并且对作用于较长时间尺度的重子反馈过程也不敏感。使用旋转曲线从90个星系的斯皮策光度计和准确的旋转曲线（ARR）目录，我们进行了全面的模型比较，解决问题的统计方法从以前的作品。我们恢复的最佳拟合晕模型与标准CDM浓度质量和丰度匹配关系一致。我们发现，无论是SIDM和反馈影响的CDM模型是更好地解释样品中的低和高表面亮度星系的旋转曲线比CDM模型没有反馈。然而，相互比较时，有没有强烈的统计偏好无论是SIDM或反馈影响的CDM晕模型作为源的星系多样性的星表。
2022-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Coupled Quintessence and the Halo Mass Function
一个在势中缓慢演化的足够轻的标量场可以解释目前主宰宇宙的暗能量。这种精粹场预计会直接与物质成分耦合，除非有更基本的对称性理论保护或抑制它，这样的耦合将在宇宙背景膨胀历史和宇宙结构形成中留下独特的特征，特别是在星系团尺度上。使用半解析表达式的CDM晕质量函数，我们作出的模型中的精髓标量场耦合到冷暗物质的晕丰度的预测，为各种各样的精髓潜力。我们评估的线性外推密度对比度的红移崩溃使用的球形崩溃模型，我们比较这个结果得到相应的预测从非线性扰动方程在牛顿极限。对于所有的模型，在这项工作中考虑，如果有一个连续的能量流从精粹标量场的CDM组件，然后CDM晕的预测数量只能低于$Λ$ CDM，当每个模型共享相同的宇宙学参数的今天。在我们分析的最后阶段，我们对数据进行全局MCMC拟合，以找到宇宙模型参数的最佳拟合值。我们发现，对于某些形式的精粹潜力，耦合暗能量模型可以提供一个可行的替代$Λ$ CDM的光最近检测到的大规模高- $z$星系团，而其他模型的耦合精粹预测一个较小的数量的大规模集群在高红移相比，$Λ$ CDM。
2011-12-16 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes II: collapse time and tides
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成的LambdaCDM方案研究暗物质晕的演化历史，并从它们形成的拉格朗日区域的特征。我们专注于在红移z_id=0的晕，并表明经典的椭球坍缩模型系统地高估了他们的崩溃时间。如果强加晕塌缩发生在z_id处，则该模型需要从比在晕形成位置处的模拟中测量的线性密度对比度显著更低的线性密度对比度开始。我们试图通过测试模型的两个关键假设来解释这种差异。首先，我们表明，由于周围的大尺度结构的崩溃晕感到潮汐演变的非线性。虽然这种影响变得越来越重要的低质量的晕，占它在椭球崩溃模型中，只有轻微地提高了与N体模拟的协议。其次，我们跟踪的时间演化的物理体积所占据的形成晕，并表明，在转向后，它通常稳定在一个明确定义的红移，z_c>z_id，相反的基本假设扩展Press-Schechter理论的基础上的偏移集。我们讨论了这一结果的影响，了解质量依赖性和分散的线性阈值晕形成的起源。最后，我们表明，当调整崩溃在z_c，一个修改后的版本的椭球体崩溃模型，也占了三轴性质的原晕预测其线性密度对比在一个公正的方式。
2014-11-07 astro-ph.CO
A test of invariance of dark matter halo surface density using multiwavelength mock galaxy catalogues
本文利用考虑重子绝热收缩的ΛCDM多波段模拟星系表，检验暗物质晕面密度随质量的变化，发现其与质量的相关性在对浓度取平均后与恒定值一致，但幂律依赖也不能排除。
2023-05-26 astro-ph.CO
CLUMP-3D. Testing $Λ$CDM with galaxy cluster shapes
结构形成的$Λ$ CDM模型对由质量吸积过程决定的DM（暗物质）晕的浓度和形状做出了强有力的预测。预测的形状和观测值之间的比较提供了$Λ$ CDM模型的几何检验。准确和精确的测量需要对团簇质量分布进行全三维分析。我们完成这一点与X射线规则CLASH（集群透镜和超新星调查与哈勃）集群的多探头3D分析相结合的强和弱透镜，X射线光度学和光谱学，和Sunyaev Zel 'dovich效应。团簇形状和浓度与$Λ$ CDM预测一致。CLASH聚类是随机定向的，正如给定样本选择标准所预期的那样。这一结果与纯DM晕的数值结果一致，这暗示重子物理学在使晕变圆方面并不那么有效。
2018-05-21 astro-ph.CO
Clustering of dark matter in interacting tachyon dark energy with $Λ$CDM background
标量场暗能量的非正则描述之一是快子。本文研究了共形耦合快子场暗能量模型中暗物质过密度的动力学。该模型被调整为在背景水平上模拟$Λ$ CDM宇宙学。采用暗物质过密度的半解析球形坍缩模型研究了暗物质的非线性演化。研究了能量收支中的非最小耦合对暗物质成团的影响。观察到在非最小耦合的存在下，物质过密度的增长率更高。在相互作用的情况下，崩溃的临界密度被抑制。利用Press-Schechter和Sheth- Tormen晕质量函数进一步研究了暗物质晕或星系团沿红移的计数。当允许相互作用时，观察到暗物质晕的数量受到抑制。比较了本模型和$Λ$ CDM模型的簇数计数。与$Λ$ CDM相比，本模型允许相互作用产生的星系团数量要少得多，但没有相互作用的星系团数量计数略高于$Λ$ CDM星系团计数。
2020-09-01 astro-ph.CO
Exploring the liminality: properties of haloes and subhaloes in borderline $f(R)$ gravity
我们调查的$f(R)$重力模型与$|f_{R0}|=10^{-6}$暗物质晕和subhaloes的属性，使用一个非常高分辨率的N体模拟。该模型是一个边界线之间的宇宙学有趣，但仍然符合目前的数据。我们发现，在这个模型中的晕质量函数有一个最大的20%的增强相比，$Λ$ CDM预测之间的$z=1$和$z=0$。由于在稠密环境中屏蔽标准重力偏差的变色龙机制，在这个$f(R)$模型中比$10^{13}h^{-1}M_\odot$更大质量的晕与$Λ$ CDM中类似质量的晕具有非常相似的性质，而质量较小的晕，如银河系的晕，由于其较弱的屏蔽，可以具有更陡峭的内部密度分布和更高的速度色散。在这个模型中，由于总引力势的加深，低质量晕的晕浓度显著增强。与天真的期望相反，在这个模型中，低质量晕的晕形成时间$z_f$要晚一些，这是因为这些晕在后期比$Λ$ CDM中的对应物生长得更快，以及$z_f$的定义。亚晕，特别是那些质量小于$10^{11}h^{-1}M_\odot$的亚晕，在这个$f(R)$模型中，对于质量小于$10^{13}h^{-1}M_\odot$的主晕，其丰度要大得多。我们讨论了银河系卫星丰度问题的影响，这些结果。虽然在这个边界$f(R)$模型的整体晕和subhalo属性接近他们的$Λ$ CDM预测，我们的研究结果表明，本地集团和天体物理系统的研究，高分辨率模拟的帮助下，可以是有价值的进一步测…
2015-07-09 astro-ph.CO
All about baryons: revisiting SIDM predictions at small halo masses
我们使用宇宙学流体动力学模拟一贯比较组装的矮星系在两个$Λ$为主，冷（CDM）和自相互作用（SIDM）的暗物质模型。SIDM模型采用2 $cm^{2}/g$的恒定横截面，这是一个相对较大的值，以使其效果最大化。这是第一个SIDM模拟，结合了恒星反馈的描述，自然驱动潜在的波动能够创造暗物质核心。值得注意的是，SIDM未能显着降低中央暗物质密度晕峰值速度V $_{max}$ $<$ 30公里/秒。这是由于非常低质量场晕的中心区域具有相对较低的中心速度色散和密度，导致SIDM碰撞的时间尺度大于哈勃时间。具有V $_{max}$ $<$ 30 km/s的CDM晕具有低效率的恒星形成，因此弱超新星反馈。在固定的2 cm 2/g SIDM截面上，极低质量CDM和SIDM晕的DM含量在100- 200 pc内相差不超过2倍。在更大的晕质量（$\sim$ 10 $^{10}$太阳质量），重子过程的引入创造了场矮星系的暗物质核心和中央DM $+$重子分布是有效的CDM和SIDM之间难以区分。这两种模型都与观测到的本星系群场星系在探索的质量范围内广泛一致。为了在暗矮星系尺度上区分SIDM和CDM，需要引入一个速度相关的截面，对于V $_{max}$ < 25-30 Km/s的晕，该截面迅速增加到大于2 $cm^{2}/g$。
2015-06-16 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Differentiating small-scale subhalo distributions in CDM and WDM models using persistent homology
星系在足够小尺度上的空间分布将编码有关暗物质身份的信息。我们开发了一种新的描述的晕分布使用持久的同源性总结，其中收集的点被分解成集群，循环和空隙。我们应用这些方法，连同一组假设检验，暗物质晕在MW模拟环境区域的冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）哥白尼复杂$N$体宇宙学模拟。假设检验的结果发现CDM和WDM结构之间存在统计学显著差异（p值$\leq$ 0.001），持久性图的功能摘要检测到与所考虑的比较空间点过程功能摘要（包括两点关联函数）不同的尺度上的差异。模型之间的差异在过滤尺度$\sim100$ ~kpc下最强烈，其中CDM产生大量未连接的晕簇，而WDM则产生环路。这项研究是在一般的暗物质晕上进行的;未来的工作将涉及将同样的方法应用于现实的星系目录。
2022-04-01 astro-ph.CO astro-ph.IM stat.AP
The Galaxy Halo Connection in Modified Gravity Cosmologies: Environment Dependence of Galaxy Luminosity function
利用在$z=0$上对$f(R)$和nDGP模型的$N-$体模拟，研究了修正引力模型中星系晕连接和星系密度场的依赖性.由于这些模型所采用的筛选机制，变色龙和Vainshtein，晕聚集在不同的非线性制度的结构形成。我们量化了它们在不同环境下的星系密度场与标准$Λ$ CDM模型的偏差。我们通过（子）Halo Abnormal Matching在Halo中填充星系。我们的主要结果是：2）$f(R)$重力模型预测在低密度的$\sim10\%$环境中星系数量过多，而在高密度的$|f_{R0}| = 10^{-4}$和$10^{-6}$环境中星系数量不足，而$|f_{R0}| = 10^{-5}$预测更多的高密度结构; 3）不同的引力模型预测的星系光度函数（GLF）与环境的依赖性不同，特别是在类空区，我们发现$f(R)$模型在$\sim10\%$附近存在差异，而nDPG模型在低光度星系中更接近于$Λ$ CDM，但在所有环境中高光度星系中$\sim11\%$都存在亏损。我们的结论是，GLF与环境的依赖性可能提供一个测试，以区分重力模型和筛选机制从$Λ$ CDM。我们提供了HOD参数的重力模型在本文中分析。
2019-06-25 astro-ph.CO
Testing the parametric model for self-interacting dark matter using matched halos in cosmological simulations
本研究利用宇宙学模拟中的匹配暗物质晕检验SIDM参数化模型，发现其对晕结构的预测偏差多数在10%-50%内，可有效将CDM晕映射为SIDM晕，适用于小尺度结构分析。
2025-01-17 astro-ph.CO
Dark Matter Halos in Interacting Dark Energy Models: Formation History, Density Profile, Spin and Shape
相互作用暗能量（IDE）模型考虑了暗能量与暗物质之间的相互作用，为解决符合问题提供了一种自然的机制，也可以缓解$Λ$ CDM模型下的观测紧张。以往的研究通过对宇宙膨胀历史、宇宙微波背景和大尺度结构的观测对IDE模型进行了限制。然而，这些数据还不足以有效地区分IDE模型和$Λ$ CDM。由于非线性结构的形成包含了丰富的宇宙学信息，它可以提供额外的手段来区分不同的模型。本文基于一组IDE模型的$N$体模拟，研究了暗物质晕的形成历史和性质，并与$Λ$ CDM模型进行了比较。对于暗物质衰减为暗能量的模型，参数是先前约束的最佳拟合值，结构形成明显减慢，并且晕具有系统的较低质量，较松散的内部结构，较高的自旋和各向异性。这与观察到的结构形成不一致，因此从非线性结构形成的角度可以安全地排除该模型。此外，我们发现IDE和$Λ$ CDM对应物之间的晕浓度比敏感地依赖于相互作用参数，而与晕质量无关。这可以作为一个强大的探测器来约束IDE模型。我们的结果具体地表明，两个暗分量的相互作用可以影响晕的形成相当大，因此，来自非线性结构的约束是必不可少的。
2022-01-24 astro-ph.CO
On the universality of the halo mass function beyond $Λ$CDM cosmology
本研究利用高分辨率$N$-body模拟，在$w$CDM及修改原初物理的模型下验证了friends-of-friends halo在peak height表示下的丰度普适性，发现在特定参数范围内偏离基准轨迹不超过5%。
2025-07-01 astro-ph.CO
