Too small to succeed? Lighting up massive dark matter subhaloes of the Milky Way
使用约束本地UniversE模拟（CLUES）的形成的本地组在宇宙学的背景下，我们调查最近突出的问题，大多数最大的黑暗subhaloes的银河系过于密集的主机的任何明亮的卫星。特别是，我们研究重子过程的影响，发现它们留下的旋转曲线的峰值和它的位置（Vmax和Rmax）之间的关系的双重效果。具有大重子分数的超新星经历绝热收缩，从而降低Rmax，而使Vmax或多或少不变。具有较小重子分数的子晕经历了Vmax的降低，这可能是由于物质的流出。此外，在模拟中发现暗晕的情况下，位于明亮MW矮椭球体的可能宿主的置信区间之外，在具有高σ 8归一化的宇宙学中似乎更为突出，并且取决于宿主的质量。我们的结论是，这个问题不能简单地解决包括重子过程，因此需要进一步的调查。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark side of FIRE: predicting the population of dark matter subhaloes around Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2重子模拟分析银河系质量暗晕的暗物质子晕特性，给出不同质量、距离和红移下的子晕数量拟合结果，对比纯暗物质模拟的偏差，指出大麦哲伦云类穿行事件会提升子晕数量，证实子晕与恒星流相互作用可用于暗物质探测。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Not so lumpy after all: modeling the depletion of dark matter subhalos by Milky Way-like galaxies
宇宙学最重要的目标之一是探测和量化小（$M_{\rm halo}\simeq10^{6-9}~\mathrm{M}_\odot$）暗物质（DM）晕下。目前银河系（MW）周围的探测器对晕中心$\sim20$ kpc内的这种亚结构最敏感，在那里星系对电势有很大的贡献。我们探索重子对$Λ$ CDM中次晕种群的影响，使用Latte模拟套件中MW质量晕的宇宙学放大重子模拟，真实环境反馈（FIRE）项目的一部分。具体地说，我们比较了使用（1）DM-仅（DMO），（2）全重子物理，（3）DM与嵌入的磁盘潜力增长，以匹配FIRE模拟运行相同的两个晕的模拟。相对于重子模拟，DMO模拟在晕中心100 kpc内包含尽可能多的$\sim2\times$亚晕;在25 kpc内，这一过量是$\gtrsim5\times$。在$z=0$中，重子模拟完全没有下至$3\times10^6~\mathrm{M}_\odot$的暗晕，其轨道近心点小于20 kpc，而在$15$ kpc范围内的暗晕只有不到20个。尽管重子物理的复杂性，简单地添加一个嵌入的中心磁盘潜力DMO模拟再现了这种subhalo耗尽，包括半径的趋势，非常好。因此，来自中央星系的额外潮汐场是导致晕下亏损的主要原因。靠近中央星系的径向轨道上的subhalo优先被破坏，导致幸存的subhalo人口相比，DMO预测有切向偏差的轨道。我们的方法嵌入磁盘潜在的D…
2017-07-25 astro-ph.GA
A Comparison of Galacticus and COZMIC WDM Subhalo Populations
University of Southern California（南加州大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；UCLA Physics and Astronomy（加州大学洛杉矶分校物理与天文学）
本文比较了Galacticus与COZMIC在WDM次亚晕群体上的建模结果，发现两者在次亚晕统计特性上表现出相似趋势，但Galacticus在统计精度上更优，为研究WDM影响提供了高效工具。
2026-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$N$体模拟。使用样本的10,000合并树银河系般的晕，我们研究了人口统计学的subhaloes下的一系列复合晕盘潜力与前所未有的统计能力。我们发现，整体subhalo丰度是相对不敏感的光盘除了其总质量的属性。对于含有$M_\mathrm{vir}$的$5\%$的椎间盘，相对于无椎间盘的情况，$r_\mathrm{vir}$内的平均次晕丰度被${\lesssim}10\%$抑制，这种差异被晕间方差所掩盖。对于相同的盘质量，在50千秒差距内的subhaloes的丰度减少了${\sim}30\%$。我们认为，光盘主要驱动器过量的质量损失的subhaloes与小pericentric半径和光盘冲击的影响可以忽略不计。
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shedding light on low-mass subhalo survival and annihilation luminosity with numerical simulations
在这项工作中，我们进行了一套专门设计的数值模拟，以进一步阐明暗物质（DM）subhalo生存在质量尺度相关的伽马射线DM搜索，一个话题受到激烈的辩论。具体来说，我们已经开发并采用了改进版本的DASH，GPU $N$体代码，以前所未有的准确性研究低质量subhaloes内的银河系般的光环的演变，达到太阳质量和亚秒差距的分辨率在我们的模拟。我们模拟不同的质量，浓度和轨道特性的subhaloes，并考虑银河系本身的引力势的影响。更具体地说，我们分析了subhaloes的束缚质量分数和湮灭光度的演变，发现大多数subhaloes生存到现在的时间，即使在某些情况下，他们失去了超过99%的质量吸积。宿主中的重子会引起更严重的质量损失，特别是当次晕轨道与银盘更平行时。许多这样的次晕穿过太阳的银河系中心半径，因此更容易从地球上探测到它们的湮灭通量。我们发现，在太阳附近的一个近心点的DM只有晕轨道的subhaloes失去70-90%的初始湮灭光度在红移为零，增加到99%时，重子也包括在主机。我们发现，在近心点的有效潮汐场的子晕的质量损失之间有很强的关系。事实上，许多对浓度、轨道参数、宿主势和重子分量的依赖都可以通过这个单一参数来解释。除了阐明低质量银河系subhaloes的生存，我们的研究结果可以提供详细的预测，这将有助于当前和未来的探索DM的性质。
2022-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence of a population of dark subhalos from Gaia and Pan-STARRS observations of the GD-1 stream
来自$\textit{Gaia}$卫星的新数据与Pan-STARRS测量的精确测光相结合，使我们能够准确地估计GD-1流的特性。在这里，我们分析了GD-1流中的恒星密度扰动，并表明它们不可能是由于已知的重子结构，如巨大的分子云，球状星团，或银河系的酒吧或螺旋臂。联合分析GD-1和GD-5流反而需要质量为$\approx 10^{7}$至$10^9 \ M_{\rm{\odot}}$的暗子结构群。我们推断的总丰度的黑暗subhalos标准化的冷暗物质$n_{\rm sub}/n_{\rm sub, CDM} = 0.4 ^{+0.3}_{-0.2}$（$68 \%$），这对应于一个质量分数包含在subhalos $f_{\rm{sub}} = 0.14 ^{+0.11}_{-0.07} \%$，兼容的流体动力学模拟的预测冷暗物质与重子。
2021-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of Subhalos and the Evolution of Satellite Galaxies
土星构成了整个星系人口的一个重要部分，并被认为是在暗物质subhalos形成。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟TNG 100调查如何形成的历史的subhalos影响其宿主星系的属性和演化。我们使用一个缩放的形成时间（$a_{\rm nf}$）来表征的质量组装的subhalos的历史之前，他们被大量的主机晕吸积。我们发现，卫星星系在年轻的subhalos（低$a_{\rm nf}$）是质量较低，更丰富的气体，并有更强的恒星形成和更高的分数的异地恒星质量比卫星在老subhalos（高$a_{\rm nf}$）。此外，这些低$a_{\rm nf}$卫星需要比高$a_{\rm nf}$对应物更长的时间尺度来作为群体猝灭。我们发现在快速吸积（FA，$a_{\rm nf}<1.3$）和缓慢吸积（SA，$a_{\rm nf}>1.3$）subhalos卫星之间的合并历史非常不同。对于FA卫星，星系合并的频率显着增加后吸积，这增强了恒星形成吸积。而对于SA卫星，在整个吸积过程中，合并过程是平滑而连续的。此外，与FA卫星的合并主要发生在吸积之后，而SA卫星则相反。我们的研究结果提供了深入了解卫星人口的演变和恒星形成淬火。
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of hydrodynamics alone on the subhalo population in a $Λ$CDM rich cluster sized dark matter halo
我们进行了一组非辐射流体动力学（NHD）模拟的丰富的集群大小的暗物质晕从凤凰计划与3个不同的数值分辨率，调查的影响流体动力学单独的晕中的subhalo人口。与仅用暗物质（DMO）模拟相同的晕相比，在NHD模拟中，相对大质量的亚晕（$M_{sub} > 2.5 \times 10^9h^{-1}M_{\odot}$，或$V_{max} > 70 kms^{-1}$）的亚晕较少，但质量较小的亚晕较多。这导致在两组不同的模拟中，次晕质量/ $V_{max}$函数的形状不同。在给定的次晕质量下，质量小于$10^{10} h^{-1}M_{\odot}$的次晕在NHD中的$V_{max}$大于DMO模拟，而质量大于质量值的次晕的$V_{max}$相似。这主要是因为今天的低质量subhaloes的祖先有更大的浓度参数在NHD比DMO模拟。在红移2的主晕的吸积低质量祖细胞的存活数分数是约50%，高出DMO模拟的NHD。
2020-12-29 astro-ph.GA
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
The pre-processing of subhaloes in SDSS groups and clusters
我们利用Yang et al.（2007）SDSS-DR 7星群表中观测到的红移范围为0.01 < z < 0.045的群星系和团星系的淬灭分数研究了预处理。我们将星系群归类为维里化的，坠落或后溅，我们应用的Dressler-Shectman统计和组成员的速度相结合，以确定subhaloes。平均而言，居住在subhaloes的星系的比例是主机晕质量的函数，其中更大质量的系统有更高的分数subhalo星系在整个星系和人口。此外，我们发现，在2 < r_200 < 3之间，相对于场和非晕下种群，晕下种群的静态分数更高。在这些大的半径（2 < r_200 < 3），大多数星系（~ 80%）属于落入人口，因此，我们归因于增强淬火下降的subhalo星系，表明预处理已经发生在subhalo人口。我们的结论是，预处理在观测到的静止分数中起着重要作用，但仅限于我们样本中质量最大的系统（M_halo > 10^14.5 M_sun）。
2014-04-29 astro-ph.GA
Generating Dark Matter Subhalo Populations Using Normalizing Flows
本文用归一化流学习并快速生成 Galacticus 半解析模型的暗物质子晕族群，证明其可准确复现子晕分布与强透镜信号且计算更快。
2025-07-23 astro-ph.GA
Dissipative Dark Substructure: The Consequences of Atomic Dark Matter on Milky Way Analog Subhalos
本研究通过模拟探索原子暗物质对银河系类似体子暗晕的影响，发现其增加中心密度、影响轨道并产生更紧凑的矮星系，为耗散暗物质模型提供首个详细研究。
2025-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Caught in the cosmic web: environmental effects on subhalo abundance and internal density profiles
本研究利用高分辨率模拟COLOR和分割方法NEXUS+，发现宇宙网环境显著影响亚暗晕丰度与内部密度轮廓，纤维中宿主亚暗晕更多且更集中，空洞中则相反，且效应随宿主质量减小而增强。
2025-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights on low-mass dark matter subhalo tidal tracks via numerical simulations
Durham University（杜伦大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过高精度数值模拟研究低质量暗物质子晕在潮汐剥离下的结构参数演化，发现子晕浓度持续上升且速度浓度在近日点比远日点高约两个数量级，揭示了潮汐效应在重塑子晕中的主导作用。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why artificial disruption is not a concern for current cosmological simulations
本文基于Aquarius模拟发现子晕存活与瓦解对应两种吸积通道，证明高红移子-子晕的快速消失源于物理性高质量损失率而非数值效应，表明当前宇宙学模拟已可靠分辨子晕群体。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: satellite properties, the role of baryonic physics and star formation history in shaping dark matter cores/cusps
本研究通过Mochima宇宙学模拟，揭示重子反馈和恒星形成历史共同塑造子晕暗物质轮廓的多样性，表明“多样性问题”源于反馈与引力环境互动，而非冷暗物质模型失效。
2025-09-09 astro-ph.GA
The erasure of Galactic bar resonances by dark matter subhaloes
MIT Kavli Institute For Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）
研究利用共振恒星探测暗物质次亚晕，发现低质量次亚晕对共振影响小，而整体CDM人口可能在棒寿命内消除共振，暗示局部次亚晕密度低于预期。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of subhalo orbits in a smoothly-growing host halo potential
暗物质（DM）的轨道参数在决定其质量损失率和宿主晕内的整体空间分布中起着至关重要的作用。在宇宙学模拟中，晕的增长是由相对平滑的吸积和更剧烈的合并共同作用的结果，这两个过程都会改变晕下的轨道。要隔离的影响，顺利增长的主机晕从其他相关机制，我们研究subhalo轨道演化的数值计算中，subhaloes被建模为无质量粒子轨道随时间变化的球势。我们发现，在前几个轨道的subhalo轨道的径向作用减少，表明在此阶段的主机晕的增长的响应是不绝热的。在这个阶段，次晕轨道可以缩小$\sim$ 1.5倍。随后，径向作用被很好地保持，轨道收缩减慢。我们提出了一个精确描述轨道演化的模型。鉴于这些结果，我们认为在高分辨率的宇宙学模拟中确定的subhaloes人口的空间分布。我们发现，这与在z < 3时吸积的人口是一致的，这表明任何早期吸积的subhaloes在模拟中都没有得到解决。我们还讨论了潮汐剥离作为NGC 1052-DF 2的形成方案，这是一个非常缺乏DM的超扩散星系，并发现如果它的祖先足够早地吸积，z > 1.5，它的预期DM质量可能与观测限制一致，尽管它仍然是一个相对罕见的物体。
2021-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Dark Census: Statistically Detecting the Satellite Populations of Distant Galaxies
在基于冷暗物质范式的标准结构形成方案中，星系晕被预测包含大量的暗物质晕下。虽然暗晕中最大的成员可以作为发光的卫星出现，并在光学测量中被发现，但确定低质量和大部分黑暗的暗晕的存在已被证明是一项艰巨的任务。星系尺度的强引力透镜已经成功地用于研究明亮背景源的透镜图像附近的质量子结构。然而，在典型的星系尺度透镜中，强透镜区只覆盖透镜暗物质晕的一小部分投影区域，这意味着绝大多数暗物质晕不能直接在透镜观测中被探测到。在本文中，我们指出，这一大人口的暗卫星可以集体影响引力透镜观测，因此可能允许他们的统计检测。聚焦于强透镜区以外的星系晕区域，我们从第一性原理计算了存在质量子结构人口的扰动对引力时间延迟和透镜图像位置的统计性质。我们发现，在标准宇宙学的情况下，这些透镜观测量的统计数据很好地近似高斯分布。作为该计算的一部分开发的形式主义是非常普遍的，可以应用于任何晕几何形状和选择subhalo质量函数。我们的研究结果显着降低了在透镜模型中包含大型子结构种群的计算成本，并使得能够使用贝叶斯推断技术来检测和表征遥远透镜星系的分布式卫星种群。
2016-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics for dark matter subhalo searches in gamma rays from a kinematically constrained population model: Fermi-LAT-like telescopes
冷的暗物质暗晕预计会大量存在于星系中。如果暗物质自我湮灭，这些物体就成为间接搜索的主要目标，特别是用伽马射线望远镜。顺便说一句，费米-LAT目录已经包含了许多可能与subhalos有关的未知来源。在本文中，我们确定的概率subhalos被确定为γ射线点状源从它们的预测分布特性。我们使用半分析模型的银河系subhalo人口，这与宇宙学模拟，可以完全符合目前的运动学约束在银河系中，并没有分辨率限制。该模型采用了潮汐剥离的影响，从一个现实的分布在银河系中的重子。同样的重子分布也贡献了一个弥散的伽马射线前景，它与光滑的暗物质和未分辨的暗晕产生的前景相加，而这在暗晕搜索中常常被忽视。这种配置意味着点状subhalo信号和弥漫的背景之间的相关性。基于这种半解析建模，我们生成模拟伽马射线数据假设一个理想化的望远镜类似费米-LAT和执行的可能性分析，以估计当前和未来的敏感性，在相关的参数空间中的subhalos。我们发现了一些可检测的subhalos的顺序${\cal O}(<1)$乐观的模型参数和WIMP质量为100 GeV，最大化的核心主机晕。这几乎不支持目前对几个费米不明来源的解释。我们还发现，它更有可能检测到光滑的星系晕本身subhalos之前，应该暗物质在GeV-TeV的质量范围内通过$s$波过程的自我湮灭。
2022-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
And In The Darkness Unbind Them: High-Resolution Simulations of Dark Matter Subhalo Disruption in a Milky Way-like Tidal Field
我们比较了高分辨率模拟的结果，个别暗物质subhalos演变的外部潮汐场，重子球和磁盘组件，平均暗物质粒子质量是三个数量级小于宇宙学放大模拟的星系形成。通过Lactea II模拟是用来设置我们的初始条件，并提供了一个基础，为我们的模拟subhalos在一个暗物质-只有潮汐场，而一个观测动机的银河系模型是用于潮汐场，是由一个暗物质晕，恒星盘，和恒星隆起。我们的模拟结果表明，包括恒星成分的潮汐场的结果在银河系中的subhalos的数量只有$65\%$的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的预测。对于具有小近心点（$(r_p \lesssim 25$ kpc）的次晕，次晕丰度进一步降低到$40\%$，幸存的次晕密度较低，并具有切线各向异性轨道分布。相反，具有较大近心点的subhalos受潮汐场中恒星成分的影响最小，外部subhalos的总数为$Λ$ CDM预测的$\approx 75\%$。外晕的密度与$Λ$ CDM的预测相当，其中晕具有各向同性的轨道分布。这些比率高于以前的研究中发现的那些比率，这些研究包括重子物质的影响，重子物质受到低分辨率引起的虚假破坏的影响。
2020-12-17 astro-ph.GA
Advancing Stellar Streams as a Dark Matter Probe -- I: Evolution of the CDM subhalo population
Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of Southern California（南加州大学）
本文基于恒星流与暗物质次亚晕的相互作用，提出更精确的统计模型，发现Pal-5类流中缝隙数量比先前研究多20%，深缝多达60%。
2026-08-12 astro-ph.GA
Modeling the Connection Between Subhalos and Satellites in Milky Way-like Systems
我们开发了一个全面的和灵活的模型卫星星系和暗物质之间的连接subhalos在暗物质-只放大模拟银河系（MW）-质量主机晕。我们系统地研究了星系晕中的物理和数值不确定性，并对我们的方法进行了模拟，包括：（i）主晕性质的影响，（ii）卫星光度与晕下性质的关系，包括再电离的影响，（iii）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系。（iv）卫星大小与晕下性质之间的关系，包括潮汐剥离的影响;（v）重子效应引起的卫星和晕下破裂;（vi）人工晕下破裂和孤儿卫星。为了说明我们的方法，我们将这个模型拟合到经典MW卫星的光度分布和斯隆数字巡天中发现的光度分布，通过执行逼真的模拟观测，这些观测取决于我们预测的卫星的光度，大小和距离，我们推断即将到来的调查将探测的总卫星数量。我们认为，星系的大小和表面亮度建模将在解释当前和未来的观测中发挥关键作用，因为可观测卫星的预期数量敏感地取决于它们的表面亮度分布。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo statistics of galactic halos: beyond the resolution limit
我们研究的子结构人口银河系（MW）的质量晕在$Λ$ CDM宇宙学使用一种新的程序外推subhalo数统计超出N体模拟的分辨率限制。该技术恢复的平均值和方差的晕下丰度，但不是它的空间分布。它扩展了动态范围，在此范围内可以进行精确的统计预测，相当于以50倍的分辨率进行模拟，而无需额外的计算成本。我们将这种技术应用于MW质量的晕，但它可以很容易地应用于任何质量的晕。我们发现高达$20\%$更多的子结构中MW质量晕比以前的研究中发现的。我们的分析降低了质量的MW晕需要容纳的观察，MW只有三个卫星的最大圆速度$V_{max}\ge30 km/s$在$Λ$ CDM宇宙学。具有类似于MW中的亚晕布居的概率对于维里质量为$20\%$，对于质量大于$M_{200}=2\times10^{12} M_\odot$的晕为$M_{200}=1\times10^{12} M_\odot$，几乎为零。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the baryonic content and mass profiles of satellite galaxies in the MTNG simulations
Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯克，巴斯克科学基金会）；INFN – Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼部分所）；University of Cambridge（剑桥大学）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（剑桥卡弗里宇宙学研究所）；Durham University（杜伦大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本文利用MTNG模拟研究了卫星星系的物质演化，发现气体质量下降最快，而恒星质量变化更慢，且受宿主子晕最大圆速度影响。
2026-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do High-Velocity Clouds trace the Dark Matter subhalo population?
在宇宙学和谐模型中，冷暗物质（CDM）的暗晕形成了分层合并成更大质量星系的积木。由于星系际气体是由大质量星系吸积而成的，例如可以观察到银河系周围的高速云（HVC），金属丰度极低，这些气体可以被认为是原始暗物质（DM）暗晕的重子含量。它们起源的另一种可能性是它们来自分裂的卫星星系，但在这种情况下，这些气体云的运动没有伴随着束缚的DM结构。由于HVC被观察到长的气体尾巴和不规则的子结构，进行数值模拟，旨在探索其结构，并将它们与观测结果进行比较。如果HVC被DM subhalos吞没，它们的气体必须离开DM引力势，并在它们的动力学中反映出来。另一方面，纯气体模型的演变和生存必须进行测试，以区分DM主导和DM免费云，并允许其起源的结论。这些模型表明，纯重子HVC与低质量的破坏冲压压力剥离和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，而更大的生存，失去了最初的球形和发展显着的子结构，包括彗星拉长柱密度分布（“头-尾结构”）。相反，带有DM暗晕的HVC在90%以上的气体质量仍然束缚和球形的情况下生存下来，像子弹一样接近银河系盘。此外，我们发现，沿彗星的头，尾结构的速度梯度并不一定提供了一个可能性，以区分DM为主，纯气态HVC。模型与观测的比较，让我们得出结论，HVC不嵌入在DM子结构，不跟踪宇宙学subhalo人口。
2012-08-16 astro-ph.GA
Stability of Satellite Planes in M31 II: Effects of the Dark Subhalo Population
自从M31被发现以来，它近一半的卫星星系的平面排列一直是神秘和猜测的来源。随着越来越多的其他宿主星系显示出这些卫星星系平面，它们的稳定性和寿命已经成为争论的核心，即卫星平面的存在是流行宇宙学模型的自然结果，还是代表着一种挑战。考虑到它们的稳定性对宿主晕形状的依赖性，我们研究了星系平面的暗物质环境如何影响其寿命。随着暗物质暗晕数量的增加，相互作用的增加，加速了球形暗晕中已经形成的卫星星系平面的恶化。总的暗物质质量分数的作用，在分散一个平面的星系提出了非平凡的影响，以及平面寿命。但是平面倾斜到扁平暗物质晕主轴的任何错位都会导致它们的寿命减少到< 3 Gyrs. Distributing >整个暗物质分布中暗晕中总暗质量的40%，从而导致卫星星系平面在5 Gyr积分时间段内容易发生变化。
2017-09-23 astro-ph.GA
Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems
最近对银河系矮卫星内部密度的运动学约束揭示了与等级结构形成的标准CDM模型中模拟银河系尺度晕的subhalo种群的差异。这被称为“太大而不能倒”的问题，指的是银河系环境中不太可能存在大型和不可见的同伴。在本文中，我们认为，银河系的观测和模拟的subhalos是一致的结构形成的标准模型的预测。具体来说，我们发现，有显着的变化，在不同的主机之间的固定质量的晕的subhalos属性，并建议，这可以合理地解释银河系中的致密卫星的赤字。我们利用久经考验的分析技术来预测的性质，在一个大样本的不同的主机晕的各种质量跨越预期的范围内的星系晕。分析模型产生的subhalo人口与通过Lactea II和宝瓶座一致，我们的研究结果表明，subhalo属性的自然变化足以解释银河系卫星运动学和这些数值模拟之间的差异。在银河系大小的晕中，至少有10%的亚晕群不存在“太大而不能倒”的问题，即使主晕质量大到M_host = 10^12.2 h^-1 M_sun。后续研究包括对大量银河系大小的宿主进行高分辨率模拟，这对证实我们的预测是必要的。如果没有这些努力，“太大而不能倒”的问题似乎不会对等级制形成的标准模型构成重大挑战。[删节]
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way-est: Cosmological Zoom-in Simulations with Large Magellanic Cloud and Gaia-Sausage-Enceladus Analogs
本文构建 20 个同时含 LMC 与 GSE 类并合事件的类银河系冷暗物质放大模拟，发现 LMC 显著增加并各向异性化子晕分布，而 GSE 对现今子晕贡献有限。
2024-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracking the orbit of unresolved subhalos for semi-analytic models
我们提出了一个模型来跟踪宇宙学模拟中的“未解决的subhaloes”（USHs）的轨道演化。超星系是一种次晕，由于有限的质量分辨率，它们在更大的宿主系统中不再被晕发现者区分为自约束超密度。在星系形成和演化的半解析模型（SAMs）中，这些暗晕可能是“孤儿星系”的所在。预测相空间组件的USHS的演变是至关重要的环境过程，相互作用和合并实施的SAM影响孤儿卫星的重子属性的充分建模。我们的模型考虑了动力学摩擦阻力，质量损失潮汐剥离和合并与主机晕，涉及三个自由参数。为了校准这个模型，我们考虑了两个不同质量分辨率的仅DM模拟（MultiDark模拟）。具有较高质量分辨率的模拟（{ \sc smdpl}; $ m_{\rm DM} = 9.6 \times 10^7 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）提供了关于在较低质量分辨率的模拟（{ \sc mdpl 2}; $ m_{\rm DM} = 1.5 \times 10^9 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）中未分辨的亚晕的信息;这些超高压的轨道由我们的模型跟踪。我们使用作为约束函数的subhalo质量函数（SHMF）和两点关联函数（2 PCF）从{ \sc smdpl}，后者是我们的方法的一个新的方面。虽然SHMF未能把严格的约束动力学摩擦的效率和合并条件，聚类信息的添加有助于指定的参数的模型…
2021-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The viability of low-mass subhaloes as targets for gamma-ray dark matter searches
本研究利用VL-II模拟数据，通过重新填充数百万低质量子晕并计算其J因子和角尺寸，发现低质量银河系子晕可能产生与矮卫星星系相当的暗物质湮灭通量，是间接暗物质搜索的优秀目标。
2024-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The tidal evolution of dark matter substructure -- II. The impact of artificial disruption on subhalo mass functions and radial profiles
最近的几项研究表明，在最先进的暗物质宇宙学模拟中，人工的次晕破裂（次晕的自发、非物理的解体）仍然很普遍。为了量化中断推断subhalo人口的影响，我们增加了半分析SatGen动态subhalo演化模型与改进的潮汐剥离的治疗，使用理想化的高分辨率模拟subhalo演化的DASH数据库进行校准，这是免费的人工中断。我们还开发了一个模型，人工中断，再现中断的Bolshoi模拟的统计特性。使用这个框架，我们预测subhalo质量函数（SHMF），数密度分布，和子结构质量分数，并研究这些数量是如何影响人工破坏和质量分辨率限制。我们发现，人工干扰影响这些数量在$10-20\%$水平，改善以前的担忧，它可能会抑制SHMF多达两个因素。我们证明，半解析子结构建模必须包括轨道集成，以正确地考虑回溅晕，这大约占一半的subhalo人口。我们发现，$N$体模拟的分辨率限制，而不是人为破坏，是在暗物质模拟中发现的次晕数密度径向偏差的主要原因。因此，我们的结论是，质量分辨率仍然是使用这种模拟研究subhaloes的主要限制。我们的模型提供了一个快速，灵活，准确的替代研究子结构统计的情况下，数值分辨率限制和人工中断。
2021-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Leptons from Dark Matter Annihilation in Milky Way Subhalos
对暗物质坍缩和结构形成的数值模拟表明，除了围绕银河系重子组成部分的大晕外，还存在大量的subhalo，它们延伸到可观测银河系边缘之外数百千秒差距。我们发现，对于暗物质（DM）湮灭模型，银河subhalos可以显着修改在我们的银河系的位置测量的电子和正电子的光谱。使用最近通过Lactea II模拟的数据，我们包括subhalo贡献的电子和正电子作为边界源项的高能宇宙线传播的模拟与修改版本的公开可用的GALPROP代码。专注于DM DM -> 4 e湮灭通道，我们表明，包括subhalos导致更好地拟合费米和PAMELA数据。最佳拟合给出的暗物质粒子质量为1.2 TeV，主晕的增强因子为90，次晕的增强因子为1950-3800（取决于对背景的假设），而在主晕的情况下，最佳拟合的质量为0.85 TeV。这些拟合表明，DM湮灭中观测到的电子宇宙射线中至少有三分之一可能来自于晕下，这为放松最近对来自高能轻子的逆康普顿伽马射线的严格限制提供了可能性。
2010-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galaxy shapes and alignments in the MassiveBlack-II hydrodynamic and dark matter-only simulations
我们比较的形状和内在的星系排列在大规模布莱克-II宇宙流体动力学模拟（MBII）中的暗物质-只有（DMO）的模拟进行相同的体积（100 $h^{-1}$ Mpc）$^{3}$，宇宙学参数和初始条件。了解重子物理学对星系形状和排列的影响以及它们与暗物质分布的关系，对于绘制从流体动力学到仅暗物质模拟的星系内在排列图应该是有用的。我们发现MBII中的暗物质暗晕通常更圆，并且低质量星系中的恒星物质的形状与DMO模拟中相应暗晕中的暗物质的形状更不一致。在$z=0.06$处，MBII和DMO模拟之间的平均未对准角的分数差在质量范围$10^{10.8} - 6.0 \times 10^{14} h^{-1}M_{\odot}$内与$\sim 28 \% - 12 \%$不同。我们研究的暗物质晕的形状和路线作为半径的函数，并发现，而星系在MBII更对齐的内部部分的暗物质subhalos，有没有径向的趋势，在他们的路线与相应的subhalo在DMO模拟。这一结果凸显了重子物理学在确定星系相对于晕内部的排列方面的重要性。最后，我们比较了星系的椭圆度方向（ED）的相关性，为暗物质晕，发现它被抑制在所有尺度上的恒星-暗物质错位。在投影的形状密度相关（$w_{δ+}$），其中包括椭圆加权，这种影响被部分抵消较高的平均椭圆率的恒星组件，但差异的顺序$30-40\%$保持在规模$> 1$ Mpc的范围内的次晕质…
2015-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
SASHIMI-SIDM: Semi-analytical subhalo modelling for self-interacting dark matter at sub-galactic scales
SASHIMI-SIDM将半解析模型与参数化映射结合，快速生成SIDM次晕种群，预测核心坍缩比例随质量变化，并增强暗物质密度与湮灭率，为SIDM参数空间扫描提供高效工具。
2025-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Subhalo destruction in the Apostle and Auriga simulations
N体模拟对暗物质晕内的子结构丰度做出了明确的预测。然而，在模拟中包含重子改变了图像，因为与晕中存在大星系相关的过程可以破坏subhalos，并大大改变subhalos的质量函数和速度分布。我们比较了星系形成对两套最先进的流体动力学CDM模拟银河系质量晕，APOSTLE和AURIGA的subhalo人口的影响。我们介绍了一种新的方法，用于跟踪模拟快照之间的subhalos的轨道，给出准确的结果下降到几个千秒差距的中心的光环。相对于仅模拟暗物质，APOSTLE中的暗晕丰度在中心附近减少了50%，在r200内减少了10%。在AURIGA，相应的数字是80%和40%。暗晕的速度分布也受到星系存在的影响，在AURIGA中比在APOSTLE中更明显。两个模拟中的次晕性质的差异可以追溯到中心星系的质量，AURIGA中的质量通常是APOSTLE中的两倍。我们表明，以前的研究中的一些结果是不准确的，由于系统误差的模拟晕中心附近的subhalo轨道。
2019-07-05 astro-ph.GA
The grouping, merging and survival of subhaloes in the simulated Local Group
我们使用的约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行的模拟来研究一个现实的本地组类对象。我们聘请这个小组作为一个数值实验室，从它可能对不同类型的矮星系的起源的影响的角度来研究其subhaloes的人口的演变。重点讨论了卫星在入轨前的潮汐剥离、相互作用、合并和组合过程。潮汐剥离表现在质量吸积和质量损失阶段之间的过渡，在大多数次晕中看到，这发生在落入宿主晕的时刻，以及它们的质量函数的形状随红移的变化。虽然卫星经常形成群体，但它们松散地结合在一起，彼此之间不相互作用。然而，一个大星系群的陷落可以解释观测到的本星系群卫星的特殊分布，但只有在最近才发生的情况下。预期的次晕之间的合并只有在进化的早期阶段才有意义，即7亿年前，那时它们还在宿主晕之外。因此，这些事件可能有助于形成更遥远的早期类型的银河系同伴。一旦次晕进入主晕，合并就变得非常罕见。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Dark Matter Substructures in Early-Type Galaxy Halos
我们目前的初步结果，从“波诺”放大数值模拟的暗物质子结构在大规模的椭圆。两个非常高分辨率的暗物质晕与$M_{\rm vir}=1.2\times 10^{13}$ $M_{\odot}$和$M_{\rm vir}=6.5\times 10^{12}$ $M_{\odot}$和不同的（“暴力”与“静止”）组装历史已被模拟到$z=0$在$Λ$ CDM宇宙学中，共有921，651，914和408，377，544粒子，分别。在维里半径范围内，自结合$M_{\rm sub}>10^6$ $M_{\odot}$子晕的总质量分数在当前时期为15%的暴力主机和16.5%的安静的。在$z=0.7$，这些分数分别增加到19%和33%，因为最近吸积的卫星不太容易被潮汐破坏。在投影中，在距离两个晕中心$R/R_{\rm vir}=0.02$（$\sim 5-10$ kpc）的子结构表面质量密度的平均分数范围从0.6%到$\gtrsim 2$ %，显着高于银河系大小的晕模拟中测得的。具有$M_{\rm sub} < 10^9$ $M_{\odot}$的次晕对预计质量分数的贡献在总量的五分之一和三分之一之间，在静止宿主中发现的份额最小。我们评估重子效应的影响，通过双，低分辨率的流体动力学模拟，包括金属依赖的气体冷却，恒星形成，和延迟辐射冷却计划超新星反馈。重子收缩产生了超等温的总密度分布，并增加了主宿主内部区…
2016-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Inhomogeneous Reionization on the Satellite Galaxy Population of the Milky Way
我们使用公开可用的subhalo目录通过Lactea模拟与Gpc尺度的N体模拟一起，以了解非均匀再电离对银河系卫星星系群的影响。大体积的模拟相结合的再电离模型，使我们能够预测银河系质量晕的再电离时间的分布。受此分布的启发，我们确定候选卫星星系在模拟中，要求任何subhalo必须增长到指定的质量阈值以上，才能再电离;在此之后，光电离背景将抑制恒星的形成和气体的吸积。我们发现，在银河系质量晕预期的范围内改变再电离时间可以改变卫星星系的数量大约两个数量级。这一结论与文献中的一些研究相矛盾，我们得出结论，这是Gnedin（2000）结果应用不一致的结果。我们比较我们的卫星星系的观测使用丰度匹配和恒星星族合成方法来分配我们的subhalos的光度和帐户的观测完整性的影响。此外，如果我们假设质量阈值由维里温度Tvir = 8 e3 K设定，我们发现我们的模型精确地匹配了观测到的银河系卫星的vmax分布，径向分布和光度函数，再电离时间zreion = 9.6^{1.0}_{-2.1}，假设Via Lacteasubhalo分布代表银河系。这导致了119^{+202}_{-50}个卫星星系的存在。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Epoch Machine Learning 1: Unravelling Nature vs Nurture for Galaxy Formation
我们提出了一种新的机器学习方法来预测的重子性质的暗物质只有subhalos从N体模拟。我们的模型是建立使用极端随机树（ERT）算法，并采取subhalo性质在很大范围内的红移作为其输入功能。我们训练我们的模型使用IllustrisTNG模拟预测黑洞质量，气体质量，星等，恒星形成率，恒星质量和金属丰度。我们比较我们的方法与基线模型从以前的作品的结果，并对模型，只考虑了大量的历史的subhalo。我们发现，我们的新模型显着优于其他两个模型。然后，我们通过查看ERT算法的特征重要性得分来研究每个输入的预测能力。我们生产的每个重子属性的特征重要性图，并发现它们有显着差异。我们确定低的红移是最重要的预测恒星形成率和气体质量，与高的红移是最重要的预测恒星质量和金属丰度，并考虑这意味着什么性质与培育。我们发现，在这项研究中所研究的星系的物理特性都是由培育，而不是自然驱动的。唯一显示出大自然影响更大的属性是星系的恒星形成率。最后，我们验证了特征重要性图发现物理模式，并且所示的趋势不是ERT算法的伪影。
2022-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
ELUCID V. Lighting dark matter halos with galaxies
在最近的一项研究中，我们使用封闭在500 $\mpch$盒中的SDSS DR 7区域北银河系极的星系分布，进行了我们的ELUCID模拟（Wang et al. 2016，ELUCID III）。在这里，我们{ \it光}的暗物质晕和subhalo在模拟与星系的SDSS观测使用一种新的{ \it邻域}丰度匹配方法的重建区域。在我们利用ELUCID模拟中建立的星系-次晕联系来评估星系形成模型之前，我们首先要探索这种联系的可靠性。为此，我们着重讨论了星系的以下几个方面：（1）星系的中心-次晕光度和质量关系，（2）星系的卫星部分，（3）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（4）星系的中心-次晕光度和质量关系，（5）星系的卫星部分，（6）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（7）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF）。（4）星系与暗物质粒子之间的互相关联函数，其中大部分是对所有红星系和蓝星系群体分别测量的。我们发现，我们的邻域丰度匹配方法准确地再现了中心-暗晕关系，卫星分数，CLF和CSMF和星系的偏差。这些特徴确保了如此建立的星系-次晕连接在限制星系形成过程上非常有用。并对星系-次晕对约束星系形成的三个层次提出了一些建议。从我们的ELUCID模拟中提取的SDSS DR 7区域的星系-晕下链接和晕下合并树可根据要求提供。
2018-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
On $N$-body simulations of globular cluster stream
恒星潮汐流是其轨道中引力势性质的敏感示踪剂，对其密度结构的详细观测可用于对由以下因素引起的势波动进行严格约束，例如，在标准冷暗物质范例（CDM）中，预期的暗物质暗晕的数量。模拟恒星流的演化在活的$N$体晕没有低质量的暗物质subhalos，但是，表明流表现出显着的扰动小尺度上，即使在没有子结构。在这里，我们证明，使用高分辨率$N$ -体模拟结合先进的半解析和简单的分析模型，$10^4$ -$10^5\,\rm{M}_{\odot}$的质量分辨率通常用于执行这样的模拟造成虚假流密度变化与类似的幅度在大尺度上的CDM一样的subhalo人口和一个数量级更大的小，但可观察到的尺度。我们估计，质量分辨率的$\approx100\,\rm{M}_{\odot}$（$\approx1\,\rm{M}_{\odot}$）是必要的虚假的，数值密度变化远低于CDM subhalo期望的大（小）尺度。流是敏感的模拟的粒子质量下降到如此小的质量表明，流是敏感的暗物质集群下降到这些低质量的，如果一个显着的部分暗物质是集群或集中在这种方式，例如，在$10$ -$100\,\rm{M}_{\odot}$的质量的MSO模型。
2021-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of baryons on the positions and velocities of satellite galaxies in the MTNG simulation
Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Donostia International Physics Center（多诺斯蒂亚国际物理中心）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊卡巴斯基，巴斯克科学基金会）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（剑桥卡弗里宇宙学研究所）；Institute of Astronomy（天文学研究所）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理学实验室）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过比较MTNG流体动力学模拟与暗物质-only模拟中卫星星系的位置和速度，探讨恒星物质对星系团结构的影响，并发现恒星物质效应在大尺度上对聚类幅度有10-20%的影响，但小于样本定义带来的不确定性。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Linear perturbation theory for tidal streams and the small-scale CDM power spectrum
银河系中的潮汐流是冷暗物质（CDM）模拟中预测的暗物质暗晕种群的敏感探针。我们提出了一个新的演算计算的影响下晕飞越冷潮流的基础上的作用角表示的流。该演算的核心是一种平行线角方法，该方法通过消除所有影响来计算给定流段的扰动分布函数。这种方法可以在几分钟内计算扰动流密度和在任何坐标系中的轨迹，以实现低至10^5 Msun的晕下分布，说明流的内部分散和重叠影响。我们研究的性质的密度和轨道的波动与套件的模拟。一维密度和轨道功率谱沿流跟踪subhalo质量函数，与高质量subhalo生产功率只有在大尺度上，而较低的质量subhalo导致结构在较小的尺度上。影响的时间依赖性和影响后的流的演变引起双谱。我们进一步发现，潮汐流基本上是波纹片的存在下晕扰动：不同的投影的轨道都反映了相同的模式的扰动，方便他们的观测测量。我们将这一理论应用于1995年银河流的密度数据，并首次严格测定了距离银河系中心20千秒差距内的10^{+11}_{-6}个暗物质暗晕，其质量在3 × 10^6到10^9 Msun之间（对应于由仅CDM模拟预测的数量的1.4^{+1.6}_{-0.9}倍或对应于f_{sub}（r<20 kpc）~ 0.2%）。改进后的数据将允许测量低至10^5兆太阳的次晕质量函数，从而明确测试暗物质是否在与星系形成相关的最小尺度上聚集。
2017-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-Analytic Modeling of Dark Matter Subhalo Encounters with Thin Stellar Streams: Statistical Predictions for GD-1-like Streams in CDM
C.N. Yang Institute for Theoretical Physics, Stony Brook University（纽约州立大学石溪分校杨振宁理论物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
研究通过半解析方法建模暗物质次亚晕与GD-1类流的相互作用，分析次亚晕质量范围及影响参数对流中空洞形成的影响。
2026-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How DREAMS are made: Emulating Satellite Galaxy and Subhalo Populations with Diffusion Models and Point Clouds
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡夫利天体物理与空间研究所）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能与基本相互作用AI研究所）；Northwestern University（西北大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（弗拉蒂伦研究所计算天体物理中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；Anthropic（Anthropic公司）；Center for Theoretical Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院理论物理中心）；Harvard University（哈佛大学）
本文提出 NeHOD，一种基于变分扩散模型和 Transformer 的生成式框架，将星系/子暗晕建模为点云，以接近 HOD 的计算成本实现流体动力学模拟级别的精度，并在 DREAMS 项目的 TNG-Warm DM 模拟套件上验证了其对子暗晕性质复杂关系的捕捉能力。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
Novel Challenges in Tracking Self-Interacting Dark Matter Subhalos
本文研究粒子追踪子暗晕搜寻器 Symfind 在速度依赖自相互作用暗物质模拟中的表现，发现核心粒子扩散会导致其过早丢失子暗晕，并提出结合粒子追踪与相空间过密度方法的混合方案以构建完整稳健的 SIDM 子暗晕目录。
2025-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing strong lensing subhalo detection with a cosmological simulation
强引力透镜提供了一个令人信服的测试冷暗物质的范例，因为它允许质量为$\sim10^{9}$ M $_\odot$及以下的亚晕被检测到。我们测试常用的技术检测subhaloes叠加在强透镜星系的图像。对于透镜，我们采取了一个模拟星系中的$\sim10^{13}$ M $_\odot$晕生长在一个高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，我们认为从两个不同的方向。虽然分辨率很高，但我们注意到模拟的星系仍然有一个人工核心，这增加了重子主导区域的额外复杂性。为了去除粒子噪声，我们用一系列高斯分布来表示投影星系的质量分布，这些分布精确地捕捉了投影星系的特征。我们首先将透镜质量建模为（破碎的）幂律密度分布，然后搜索小晕。在两个投影中，一个具有规则的椭圆形状，而另一个具有与椭圆形状的明显偏差。对于前者，破幂律模型给出了没有假阳性和正确恢复叠加的小晕的质量，但对于后者，我们发现假阳性和推断的晕质量高估了$\sim4-5$倍。然后，我们使用一个更复杂的模型，其中的透镜质量被分解成恒星和暗物质组件。在这种情况下，我们表明，我们可以捕捉到模拟星系的复杂的投影结构，并正确地推断输入的小晕。
2022-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
Matching the dark matter profiles of dSph galaxies with those of simulated satellites: a two parameter comparison
我们比较的暗物质晕的结构参数推导出的四个银河系矮球状星系的宇宙学$N$体模拟中发现的subhalos。我们确认，在一个单一的固定半径的质量估计是完全符合的意见。然而，当第二个结构参数，如对数斜率的暗晕密度分布测量接近半光半径包括在比较中，我们发现卫星和subhalos之间几乎没有重叠。通常，在这些半径处，右质量的半晕具有比dSph测量值所建议的更陡的剖面。使用能量参数，我们探讨是否有可能解决这个矛盾，通过调用重子效应。假设来自超新星的反馈可以导致晕的重塑，我们计算所需的效率，并找到完全合理的值的显着部分的subhalos，甚至低至0.1%。这意味着必须小心不要夸大超新星反馈的影响，因为这可能会使光环太浅。这些结果可用于校准和可能约束反馈配方在流体动力学模拟。
2015-07-27 astro-ph.GA
Motivations for a Large Self-Interacting Dark Matter Cross Section from Milky Way Satellites
我们探索银河系subhalos在自相互作用的暗物质模型中的性能为1至5厘米$^2$ g $^{-1}$使用高分辨率放大N体模拟的中等横截面。我们包括重子盘的引力势和与银河系相匹配的凸起，这对于获得准确的预测至关重要。1 cm和5 cm $^2$ g $^{-1}$模型预测的主晕内暗晕的数量和分布是相似的，并且只有在所有时间内峰值圆速度> 4.5 km/s的暗晕能够形成星系时，它们才与银河系卫星星系的观测结果一致。我们没有发现独特的签名在近中心分布的subhalos，可以帮助区分的模型。使用一个分析模型来扩展模拟结果，我们能够表明，在模型中的subhalos与1和5厘米$^2$ g $^{-1}$之间的横截面是不够密集，以匹配致密的超微弱和经典的矮球状星系在银河系。这促使速度依赖的横截面的值大于5厘米$^2$ g $^{-1}$在相关的卫星的速度，使核心崩溃会发生在一些超微弱和经典的矮椭球。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
