Radiation from collapsing shells, semiclassical backreaction and black hole formation
本文详细分析了坍缩壳层周围的量子场论，并讨论了与辐射通量发射和黑洞形成有关的几个概念性问题。显式计算使用模型的崩溃壳，原来是解析可解的。我们使用在这个模型中获得的见解，得出可靠的结论，更现实的模型。我们首先表明，任何壳质量$M$塌缩到一个半径接近$r=2M$将发出近似热辐射的一段时间。特别是，一个壳层从某个初始半径坍缩到最终半径$2M(1-ε^2)^{-1}$（其中$ε\ll 1$）而不形成黑洞，它将在周期$M\lesssim t \lesssim M\ln (1/ε^2)$期间发射热辐射。稍后（$t\gg M \ln(1/ε^2)$），来自这样一个壳层的通量将按指数衰减到零。接下来，我们研究使用应力张量的真空期望值计算的反作用对坍缩的影响。我们发现，在任何现实的坍缩场景中，逆反应效应的\emph{not}阻止事件视界的形成。事件视界形成的时间，当然，由于辐射通量的原因而延迟--辐射通量减少了壳层的质量--但这种效应不足以阻止视界的形成。我们还澄清了几个概念问题，并在论文的附录中提供了计算的教学细节。
2009-07-23 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 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
Cosmic walls and filaments formation in modified Chaplygin gas cosmology
本文研究了在修正的Chaubergin气体宇宙学中，结构形成的Top-Hat坍缩模型中椭球形初始种子的扰动增长。考虑到合理的值的常数和参数的模型研究中，它表明，一个非常小的偏离球形对称性（椭球几何）在初始种子导致最终的高度非球形结构，可以被认为是一个候选人的理由已经已知的宇宙学结构作为宇宙壁和细丝。
2016-04-03 astro-ph.CO gr-qc
Triaxial collapse and virialisation of dark-matter haloes
我们重新考虑椭球坍缩模型，并以两种方式扩展它：我们修改了外部引力剪切场的处理，引入了线性和非线性演化之间的混合模型，我们引入了一个维里化标准，来自张量维里定理，以取代特设标准迄今为止。我们计算的崩溃参数三角洲_c和三角洲_v，并发现它们增加与椭圆率e和减少与prolaticity p。我们边缘化他们在适当的分布e和p和显示边缘化的结果作为晕质量和维里化红移的函数。虽然外部剪切的混合模型给出的结果非常类似于从非线性模型中获得的结果，但椭球体坍塌通常会使坍塌参数改变（20…50）%，在某种程度上增加减少晕质量和减少维里化红移。我们定性地证实了δ_c的拟合公式对质量和维里化红移的依赖性，但发现特别是在低质量和高红移时有明显的定量差异。导出的质量函数与最近文献中提出的质量函数吻合得很好。
2010-09-01 astro-ph.CO
The Halo Mass Function from Excursion Set Theory. II. The Diffusing Barrier
在漂移集理论中，晕质量函数的计算被映射到存在障碍的首次通过时间过程中，该障碍在球形坍缩模型中是常数，而在椭球坍缩模型中是平滑密度场方差的固定函数。然而，N体模拟表明，暗物质晕是通过平滑的吸积、剧烈的碰撞和碎裂的混合物生长的，将晕坍缩建模为球形，甚至是椭球形，是一个明显的过度简化。我们建议，一些固有的物理复杂性的晕形成的现实描述可以包括在漂移集理论框架，至少在一个有效的水平，考虑到崩溃的临界值是不是一个固定的常数$δ_c$，在球形崩溃模型，也不是一个固定的函数的方差$σ$的平滑密度场，在椭球崩溃模型，而是其本身是一个随机变量，其分散性反映了潜在动态的许多复杂方面。在扩散势垒存在的情况下求解首次通过时间问题，我们发现Press-Schechter质量函数中的指数因子从$\exp\{-δ_c^2/2σ^2\}$变为$\exp\{-aδ_c^2/2σ^2\}$，其中$a=1/(1+D_B)$和$D_B$是势垒的扩散系数。$D_B$的数值以及因此$a$的相应值尤其取决于用于识别晕圈的算法。我们讨论的物理起源的随机性的障碍，我们比较N体模拟中发现的质量函数，为相同的晕定义。[删节]
2009-10-21 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Path integral approach for merger rates of dark matter haloes
我们使用路径积分，以估计合并率的暗物质晕使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）的球形塌陷（SC）和椭球塌陷（EC）模型。合并率已计算的范围内的质量$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$ $10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移$z$在0至3。这些模型之间的详细比较。路径方法比\cite{shto02}方法更好地与约束分布的精确解吻合。虽然这种改进似乎不是很大，但我们的结果表明，路径方法是朝着正确方向迈出的一步。两种广泛使用的障碍，球形和椭球形之间的差异，关键取决于质量的后裔晕。这些差异变得更大的质量下降的后裔晕。在路径方法中使用的扩展中使用额外的术语，其他改进以及与N体模拟预测的详细比较，可以提高我们对结构形成这一重要问题的理解，正在研究中。
2012-07-18 astro-ph.CO
Cold dark matter protohalo structure around collapse: Lagrangian cosmological perturbation theory versus Vlasov simulations
本文用最高 10 阶 LPT 与 ColDICE 高分辨率 Vlasov 模拟比较多正弦波冷暗物质原晕在壳穿越前后的结构，验证高阶 LPT 对密度、速度、焦散和涡量的预测能力及局限。
2023-08-15 astro-ph.CO gr-qc
Machine learning cosmological structure formation
我们训练一个机器学习算法来从N体模拟中学习宇宙结构的形成。该算法不需要引入近似的暗晕坍缩模型，直接推导出初始条件与最终暗物质晕之间的关系。我们获得的物理驱动晕形成的洞察力，通过评估的预测性能的算法时，提供不同类型的信息的本地环境周围的暗物质粒子。该算法学习预测暗物质粒子是否会最终在给定质量范围的晕中，基于球形过密度。我们表明，由此产生的预测相匹配的球形崩溃近似，如扩展的Press-Schechter理论。关于局部引力势形状的额外信息无法改善晕坍缩预测;线性密度场包含足够的信息，使算法也能基于Sheth-Tormen模型再现椭球坍缩预测。我们调查算法的性能晕质量和径向位置和独立的初始条件实现进行盲分析，以证明我们的结果的一般性。
2018-06-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
Angular momentum generation in cold gravitational collapse
在自引力系统的剧烈弛豫过程中，其质量的很大一部分可能会被喷射出来。如果随时间变化的引力场也破坏了球对称性，那么这个质量可能携带角动量。因此，以零角动量开始的初始构型原则上可以导致具有非零角动量的束缚维里化系统。我们在这里探索，使用数值模拟，有多少角动量可以产生在维里化结构中，以这种方式，从配置的冷粒子是非常接近球对称的。对于初始配置，其中球对称性被打破，只有泊松波动与有限粒子数$N$，与$N$的范围$10^3$ $10^5$，我们发现，放松的结构有标准的“自旋”参数$λ\sim 10^{-3}$，并缓慢减少与$N$。对于略椭圆形的初始条件，其中有限$N$波动打破剩余反射对称性，我们观察值$λ\sim 10^{-2}$，相同的数量级的椭圆星系报告。净角动量矢量通常与三轴松弛结构的长半轴以及喷射质量的长半轴接近垂直对齐。这个简单的机制可能提供一个替代方案，或补充，“潮汐扭矩理论”的理解角动量的天体物理结构的起源。
2015-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of nonlinear inhomogeneity on the cosmic expansion with numerical relativity
我们构建了一个三维的，完全相对论性的数值模型的宇宙充满了非均匀的无压流体，从初始数据，代表扰动的爱因斯坦-德西特模型。然后，我们测量偏离的平均膨胀率相对于这个均匀和各向同性的参考模型，比较本地量的线性微扰理论的预测。我们发现，崩溃扰动达到转折点早于预期从参考球形礼帽崩溃模型和局部偏差的膨胀率从均匀的可以高达$28\%$在欠密度，初始密度对比度为$10^{-2}$。然后，我们研究，第一次，确切的行为的逆反应项${\cal Q}_{\cal D}$。我们发现，对于初始扰动的小值，这一项表现出一个$1/a$标度，它是负的线性增长的绝对值较大的扰动振幅，从而有助于整体减速的膨胀。另一方面，它的大小即使对于相对大的扰动也保持很小。
2016-10-08 astro-ph.CO gr-qc
Merger rates of dark matter haloes: a comparison between EPS and N-body results
我们使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）计算了球形坍缩（SC）和椭球坍缩（EC）模型下暗物质晕的合并率。合并率已计算质量范围在$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$到$10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移范围在0到3的$z$，并已与其他作者提出的合并率进行了比较，以适应N体模拟的结果。这里提出的详细比较表明，分析模型和N体模拟之间的协议取决于至关重要的后裔晕的质量。在一定的质量和红移范围内，SC和EC模型都能得到满意的N体模拟结果，但在其他情况下，两种模型都不能得到满意的结果，甚至是很差的近似结果。我们表明，通过研究参数的问题，一个分歧-如果它出现-并不取决于参数的值，但在一种特定的解决方案用于分配的祖先或EPS方法的性质。进一步的研究将有助于提高我们对暗物质晕形成过程的理解。
2012-08-02 astro-ph.CO
Voids and Halos in Voids statistics as a probe of the Expansion History of the Universe
本研究利用游走集理论统计宇宙空洞及空洞内暗物质晕的数密度，比较标准ΛCDM与重建模型，发现红移1.0-2.5范围内数密度可区分宇宙学模型，最大差异在z≈1.9。
2023-09-13 astro-ph.CO
The background Friedmannian Hubble constant in relativistic inhomogeneous cosmology and the age of the Universe
在相对论性非均匀宇宙学中，结构的形成与平均宇宙膨胀相耦合。一种保守的建模方法是假设早期的爱因斯坦-德西特模型（EdS），并将其作为一个“背景模型”在宇宙学时间中向前推断，从而可以测量今天宇宙的平均属性。这就需要采用早期标准化的背景哈勃常数$H_1^{bg}$。在这里，我们表明，$Λ$ CDM模型可以作为一个观测代理估计$H_1^{bg}$，而不是任意选择它。我们假设（一）早期的EdS模型;（二）零暗能量参数;（三）双域标量平均-划分的空间部分到过密和欠密区域;和（四）virialisation（稳定聚类）的塌陷区域。我们发现$H_1^{bg}= 37.7 \pm 0.4$ km/s/Mpc（随机误差）的基础上普朗克$Λ$ CDM观测代理。此外，由于标量平均膨胀率预计将超过（外推）背景膨胀率，因此宇宙的预期年龄应该远小于$2/(3 H_1^{bg}) = 17.3$ Gyr。银河隆起微透镜低质量恒星的最大恒星年龄（最有可能：14.7 Gyr; 68%置信度：14.0- 15.0 Gyr）表明，其年龄比（无反反应）$Λ$ CDM估计的年龄大1 Gyr。
2016-11-28 astro-ph.CO gr-qc
