Backreaction mechanism in multifluid and extended cosmologies
目前观测到的宇宙加速的一个可能的解释是由于非线性结构的形成而导致的均匀性和各向同性的破坏。不均匀性如何影响平均宇宙膨胀率并导致后期加速通常被认为是由于一些反反应机制。直到最近，广义相对论和无压物质一直被认为是平均计算的唯一要素。在这篇文章中，我们将注意力集中在更一般的情况下，包括不完美的流体以及引力的替代理论，并对它们应用平均程序，以确定可能的反作用效应。为了说明的目的，我们提出了我们的结果暗能量模型，精粹和Brans-Dicke理论。我们还提供了一个讨论框架的选择在平均过程中的局限性。
2014-05-22 astro-ph.CO gr-qc
Unitarity limits on thermal dark matter in (non-)standard cosmologies
使用上界的非弹性反应截面所隐含的S-矩阵么正性，我们推导出热平均的最大暗物质（DM）湮灭率一般$k \rightarrow 2$数变化的反应，与$k \geq 2$，发生完全在黑暗的部门，或涉及标准模型领域。这转化为粒子的最大质量饱和所观察到的DM丰度，其中，占主导地位的$s$波湮灭，获得周围的$130$ TeV，$1$ GeV，$7$ MeV和$110$ keV，分别为$k=2,3,4$和$5$，在辐射主导的宇宙中，对于一个真正的或复杂的标量DM稳定的最小对称性。对于在前大爆炸核合成时代的修改的热历史，与一个中间时期的物质统治，再加热温度高于$\mathcal{O}(200)$ GeV的$k \geq 4$，$\mathcal{O}(1)$ TeV的$k=3$和$\mathcal{O}(50)$ TeV的$k=2$的值强烈不利的统一性和DM遗迹丰度的综合要求，DM冻结出来再加热前。
2021-03-15 astro-ph.CO hep-ph
The Non-Linear Matter Power Spectrum in Warm Dark Matter Cosmologies
我们调查的非线性演化的物质功率谱使用一个大的高分辨率N体/流体动力学模拟。在初始条件下的线性物质的功率不断修改，以适应温暖的暗物质粒子，诱导一个小规模的切断功率相比，标准的冷暗物质的情况。这种热遗迹的影响是在小尺度上处理的，k > 1 h/Mpc，z < 5，这对下一代莱曼α森林，弱透镜和星系团调查特别重要。我们量化的质量和红移的温暖的暗物质非线性物质的功率的依赖性，我们提供了一个拟合公式，这是准确的，在2%的水平低于z=3和质量m_wdm > 0.5 keV。重子物理（冷却，恒星形成和反馈配方）的作用，对温暖的暗物质诱导的抑制也被量化。此外，我们将我们的研究结果与晕模型进行了比较，并显示了它们对宇宙剪切功率谱的影响。
2011-10-26 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Effects on the Baryonic Acoustic Oscillation Signature in the Redshift-Space Correlation Function
通过测量红移-空间关联函数中的重子声振荡（BAO）峰，可以得到角直径距离D_A（z）和哈勃参数H（z）随红移的变化，从而限制了暗能量和空间曲率的性质。通过放大率偏差及其与星系密度的互相关效应，讨论了引力透镜对星系关联函数的扰动。在BAO尺度下，引力透镜效应给星系关联函数增加了一个小的缓慢变化的分量，并且不显著改变其形状，通过该分量可以测量BAO峰值。在角平均关联函数中，由于引力透镜效应，BAO峰的位置相对移动，在z=1时为10^-4，在z=2.5时上升到10^-3。在视线附近，透镜效应更强，但是当星系相关性平均在视线的5度范围内时（在一次调查中只包含0.4%的星系对），相对峰值位移在z=1和z=2.5时仅增加到10^-3.3和10^-2.4。此外，可以单独测量透镜效应的贡献，并从BAO尺度下观察到的相关性中减去。
2010-08-07 astro-ph.CO
Global gravitational instability of FLRW backgrounds - interpreting the dark sectors
宇宙学的标准模型是基于爱因斯坦方程的各向同性解。已知这些解对于局部非均匀扰动是引力不稳定的，通常描述为在相同解给出的背景上演化。在这幅图中，FLRW背景被用来描述所有时间的非均匀扰动的平均值。本文研究了FLRW尘埃背景在一类平均非均匀宇宙学中的（不）稳定性。我们研究后者的相图，讨论他们的不动点和轨道结构，并提供详细的插图。我们表明，FLRW宇宙学是不稳定的，在一些相关的情况下：平均模型被赶出他们通过结构的形成和加速膨胀。我们发现支持的建议，FLRW框架的黑暗组件可能与这些不稳定的部门。我们的结论是，FLRW宇宙学必须严格考虑其作用，作为可靠的模型的物理背景。
2011-12-16 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Non-linear Matter Spectra in Coupled Quintessence
我们考虑暗能量标量场与冷暗物质相互作用的宇宙学。扰动的增长是通过时间重整化群方法，它被扩展到描述一个多组分物质部门的线性水平之后。即使在没有额外的相互作用，一个依赖于尺度的偏见产生的结果，不同的初始条件的重子和暗物质去耦。在重子声振荡的尺度范围内，这种效应可以达到2- 3%的水平。我们比较我们的结果与N体模拟，发现非常好的协议。
2014-04-10 astro-ph.CO hep-ph
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
Constraining sterile neutrino cosmologies with strong gravitational lensing observations at redshift z~0.2
我们使用所观察到的数量的subhaloes和视线暗物质haloes在一个样本的11个引力透镜系统从斯隆透镜ACS调查约束的自由流属性的暗物质粒子。特别是，我们将Vegetti等人2010年对小质量暗物质晕的探测与Vegetti等人2014年的未探测结合起来，并将导出的次晕和晕质量函数与冷暗物质（CDM）和共振产生的无菌中微子模型的预期进行比较。我们将半模质量，即线性物质功率谱相对于CDM模型减少50%的质量尺度，限制为2 $σ$水平的$\log M_{\rm{hm}} \left[M_\odot\right] < 12.0$（等效热遗迹质量$m_{\rm th} > 0.3$ keV）。这排除了中微子质量为$m_{\rm s} < 0.8$ keV的无菌中微子模型，其质量为$L_{\rm 6}$的任何值。我们的限制比目前提供的银河系卫星的数量，观测的3.5千电子伏的X射线线，和莱曼$α$森林。然而，它们比前者更健壮，因为它们受重子过程的影响更小。此外，与后者不同，它们不受星系际介质热历史假设的影响。为了获得更严格的约束，需要具有更高数据质量和更高源和透镜红移的引力透镜系统。
2018-10-09 astro-ph.CO
Early galaxy formation in warm dark matter cosmologies
我们提出了一个高红移（$z \geq 7$）星系形成的框架，跟踪他们的暗物质（DM）和重子组装在四个宇宙学：冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）与粒子质量的$m_x =$ 1.5，3和5 ${\rm keV}$。我们使用相同的天体物理参数调节恒星的形成和反馈，选择匹配不断变化的紫外线光度函数（UV LF）的当前观测。我们发现CDM和$m_x \geq 3 {\rm keV}$ WDM中的可观测星系（使用当前和即将到来的仪器）的组装导致相似的晕质光比（M/L），恒星质量密度（SMD）和UV LF。然而，在$1.5 {\rm keV}$ WDM模型中，对小尺度结构的抑制导致了一个明显的延迟和随后更快的恒星组装。因此，在$m_x \leq 2 {\rm keV}$ WDM宇宙学的星系大会的特点是：（一）缺乏小质量的晕托管微弱的星系;（二）年轻，更紫外线明亮的恒星人口，对于一个给定的恒星质量。较高的M/L比（效果ii）部分补偿了小质量晕的缺乏（效果i），使所得的紫外线LF更接近CDM比从简单的估计晕丰度。我们发现SMD的红移演化是对DM性质的一个强有力的探测。对于詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST），积分到$M_{UV} =-16.5$的极限，SMD在$m_x = 1.5 {\rm keV}$ WDM中演化为$\log$（SMD）$\propto -0.63 (1+z)$，而在CDM中演化…
2015-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
FIMP Dark Matter in bulk viscous non-standard cosmologies
该研究在含体黏性与辐射耦合场的扩展非标准宇宙学中分析 FIMP 暗物质产生，发现可重现观测残余密度的新参数区域。
2025-05-13 astro-ph.CO hep-ph
Massive Milky Way Satellites in Cold and Warm Dark Matter: Dependence on Cosmology
我们调查的索赔，最大的subhaloes在高分辨率无耗散冷暗物质（CDM）模拟银河系的动态不一致的观测最明亮的卫星。我们发现，这种不一致性主要是由于在产生过早形成的卫星的不一致模拟中采用了较大的σ_8和n_s值，因此过于密集。我们发现观测和模拟之间的紧张关系，采用与WMAP 9一致的参数，大大减少了卫星CDM的敏感测试。我们发现通过Lactea II晕是非典型的晕在WMAP 3宇宙学中，我们归因于其形成时代比其质量的平均值的差异。我们还探讨了温暖的暗物质（WDM）宇宙学的1- 4千电子伏的热遗迹。在1千电子伏的宇宙学subhaloes有圆速度在kpc尺度~ 60%低于他们的CDM同行，但减少了只有10%，在4千电子伏的宇宙学。由于银河系卫星和莱曼-α森林数量的限制，排除了< 2-3 keV的遗迹质量，因此WDM在降低大质量卫星的密度方面作用较小。由于银河系的质量和形成时代的不确定性，需要减少与重子效应或WDM的卫星密度减轻。
2013-10-01 astro-ph.CO
High accuracy power spectra including baryonic physics in dynamical Dark Energy models
下一代质量探测器将获得非线性功率谱P（k，z）及其演化的信息，使我们能够研究暗能量的本质。为了利用这些数据，我们需要高精度的模拟，至少扩展到k 10 h/Mpc的尺度，重子的影响不能再被忽略。本文对LCDM和动力学暗能量（dDE）模型进行了一系列大尺度流体动力学模拟，其中状态方程参数是z依赖的。模拟包括气体冷却，恒星形成和超新星反馈。它们非常接近观测到的恒星形成率和坍缩系统中观测导出的恒星/暗物质质量比。与LCDM模拟中的纯n体模拟相比，重子动力学在k > 2-3 h/Mpc处引起超过1%的光谱位移。这与以前的研究一致，尽管我们发现在较高k时对功率谱振幅的影响较小（约50%）。dDE表现出类似的行为，即使dDE模拟产生的恒星比类似的LCDM宇宙学少20%。最后，我们表明，在Casarini等人介绍的技术，以获得光谱的任何$w(z)$宇宙学从常数w模型在任何红移仍然成立时，考虑到气体物理。虽然这减轻了需要探索整个功能空间的暗能量状态方程，我们说明了一个严重的风险，未来的数据分析可能会导致误解的DE状态方程。
2010-11-03 astro-ph.CO
Dynamics and Constraints of the Massive Gravitons Dark Matter Flat Cosmologies
我们在大质量引力子暗物质方案（MGCDM）的框架内讨论了宇宙的动力学，其中引力子在几何上被视为大质量粒子。在这个修正的引力理论中，引力子的主要作用是改变冷暗物质成分的密度演化，使宇宙演化到一个加速膨胀的状态，就像目前观察到的那样。通过对最近Ia型超新星数据、宇宙微波背景（CMB）位移参数和斯隆数字巡天（SDSS）红光星系追踪的重子声振荡（BAO）进行联合似然分析，得到了MGCDM模型主要宇宙学参数的严格约束条件.还详细分析了小密度涨落的线性演化。发现MGCDM模型的增长因子与传统的平坦$Λ$ CDM宇宙学的增长因子略有不同（$\sim1-4%$）。将MGCDM和$Λ$ CDM模型预测的聚类增长率与观测值进行了对比，并确定了相应的增长指数（$γ$）的最佳拟合值。通过使用现实的未来X射线和Sunyaev-Zeldovich集群调查的期望，我们得到的暗物质晕质量函数和相应的红移分布的集群大小晕的MGCDM模型。最后，我们还表明，哈勃流之间的差异MGCDM和$Λ$ CDM模型提供了一个晕红移分布偏离其他DE模型预测的显着。这些结果表明，MGCDM模型可以从观测上区别于$Λ$ CDM，也从大量的暗能量模型最近在文献中提出的。
2011-04-12 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Model Selection with Baryonic Acoustic Oscillations in the Lyman-alpha Forest
本文利用红移2.334处莱曼-阿尔法森林的BAO测量在四种宇宙学模型中进行选择，发现米尔恩和爱因斯坦-德西特模型被强烈排除，标准模型也受到不利证据，而R_h=ct模型与观测完全一致，支持零有源质量条件应纳入LCDM。
2023-09-01 astro-ph.CO gr-qc
Matter power spectra in dynamical-Dark Energy cosmologies
我们利用一系列的宇宙学数值模拟来研究气体冷却和恒星形成对大尺度物质分布的影响。模拟遵循五种不同的暗能量模型中宇宙结构的形成：基准$Λ$ CDM宇宙学和四种模型，其中暗能量密度允许有一个非平凡的红移演变。对于每一种宇宙学，我们都有一个只使用暗物质的控制运行，以便直接评估重子过程的影响。我们发现，气体和恒星的功率谱，以及总物质的功率谱，是在定性的协议与以前的工作的结果的框架下的基准模型，虽然存在一些定量的差异。我们使用的晕模型，以调查气体和恒星的反作用的暗物质分布，发现它是非常好的再现增加平均暗物质晕浓度的17%，无论质量。移动到由动态暗能量主导的模型宇宙，事实证明，它们在各种物质成分的功率谱上引入了特定的签名，这在定性上与所考虑的确切宇宙学无关。晕圈模型很好地捕捉到了这种一般形状，然而，暗物质功率谱的更精细的细节只能以对进入模型的成分进行一些轻微的修改为代价来精确地捕捉。重子对暗物质分布的反作用与参考的$Λ$ CDM模型的作用方式几乎相同。尽管如此，平均浓度的增加没有基准模型（只有$\sim 10%$）中那么明显，这与一系列其他线索一致，这些线索指向这样一个事实，即当暗能量显示出动态演化时，恒星形成的效率较低。
2011-09-20 astro-ph.CO
The WiggleZ Dark Energy Survey: Improved Distance Measurements to z = 1 with Reconstruction of the Baryonic Acoustic Feature
我们提出了从WiggleZ暗能量调查，通过应用重子声学特征技术的重建实现的宇宙距离测量的显着改进。我们使用数据和模拟表明，重建技术往往是有效的，尽管补丁的调查，显着的边缘效应和散粒噪声。我们调查了三个红移箱在红移范围0.2< $z$ <1，并在所有三个发现重建后的重子声学特征的检测和它的使用作为一个标准的标尺的改进。我们分别测量了1716 $\pm$ 83 Mpc，2221 $\pm$ 101 Mpc，2516 $\pm$ 86 Mpc（68%CL）在有效红移z = 0.44，0.6，0.73时的模型无关距离测量$D_{\mathrm V}(r_{\mathrm s}^\mathrm{fid}/r_{\mathrm s})$，其中$D_{\mathrm V}$是体积平均距离，$r_{\mathrm s}$是重子拖曳历元结束时的声音视界。这些显著提高的4.8%、4.5%和3.4%的准确度测量结果相当于WiggleZ体积高达2.5倍的调查所预期的结果。这些测量结果与普朗克合作组和斯隆数字巡天的分析所允许的宇宙学完全一致。我们提供了$D_{\mathrm V}(r_{\mathrm s}^\mathrm{fid}/r_{\mathrm s})$后验概率分布及其协方差。当将这些测量与普朗克的温度波动测量、WMAP 9的极化和6dF星系巡天重子声学特征相结合时，我们没有检测到与平坦LCDM模…
2014-07-28 astro-ph.CO
A Stringent Limit on the Warm Dark Matter Particle Masses from the Abundance of z=6 Galaxies in the Hubble Frontier Fields
我们表明，最近测量的紫外光度函数的超暗透镜星系在z= 6的哈勃前沿领域提供了一个前所未有的探测质量m_X的暖暗物质候选人独立于重子物理。将最暗星系的丰度与WDM宇宙学中暗物质晕的最大数密度进行比较，在1-sigma置信水平下，热遗迹WDM粒子的质量有一个鲁棒的极限m_X> 2.9 keV，在2-sigma置信水平下，m_X> 2.4 keV，在3-sigma置信水平下，m_X> 2.1 keV。这些构成了迄今为止独立于星系形成所涉及的重子物理学的WDM粒子质量的最严格的约束。我们讨论了我们的结果对不育中微子产生机制的影响。特别是，如果不育中微子是负责的3.5 keV线在X射线团的观测报告，我们的结果坚定地排除了Dodelson-Widrow生产机制，和产量m_{sterile} > 6.1 keV的不育中微子通过Shi-Fuller机制产生。
2016-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Exploiting flux ratio anomalies to probe warm dark matter in future large scale surveys
强引力透镜类星体中的通量比异常构成了一种独特的方式来探测非发光暗物质晕的丰度，从而探测暗物质的性质。在本文中，我们确定双成像类星体作为一个统计上有效的探测暗物质，因为他们是20倍以上丰富的四倍成像类星体。使用N体模拟，包括现实的重子反馈，我们测量的冷（CDM）和暖暗物质（WDM）宇宙学的双成像类星体的通量比的全部分布。通过这种方法，我们折叠在两个关键的系统-类星体的变化和视线结构。我们发现，WDM宇宙学预测的累积分布函数的通量比相对于CDM的差异约为6%，与CDM预测更多的小比率。最后，我们估计，~600双成像类星体将需要观察，以便能够明确区分CDM和这里研究的两个WDM模型。这样的样本量将很容易达到未来的大规模调查，如欧几里得。在准备这项调查的数据，我们需要辨别的规模的不确定性建模透镜星系及其子结构的模拟，再加上观察到的透镜类星体的选择功能的深刻理解。
2019-12-04 astro-ph.CO
Effective Dark Matter Halo catalog in $f(R)$ gravity
介绍了在$f(R)$引力场中建立{\it有效}暗物质晕星表的思想。通过一系列高分辨率N体模拟，我们发现$f(R)$引力有效星表中晕的密度分布、速度色散、比角动量和自旋等动力学性质与$Λ$ CDM模型中的十分接近.因此，当使用有效晕时，$f(R)$模型可以被视为$Λ$ CDM模型。这一有效星表为研究$f(R)$宇宙学中的重子物理、星系晕占据分布乃至半解析星系形成提供了一种方便的途径。
2015-07-29 astro-ph.CO
The Projected Dark and Baryonic Ellipsoidal Structure of 20 CLASH Galaxy Clusters
我们重建了20个高质量星系团的二维（2D）的物质分布，从CLASH调查中选择使用的新方法进行联合弱透镜分析的2D剪切和方位平均放大率测量。这种组合允许对场进行完整的分析，有效地打破了质量片简并。在贝叶斯框架中，我们同时约束每个单独的集群的质量分布和形态，假设椭圆形Navarro-Frenk-White晕，其特征在于质量，浓度，投影轴比和投影主轴的位置角。我们发现，在以前的工作中，从方位平均弱透镜测量的集群的球形质量估计是在一个完整的2D分析与我们的结果非常一致。结合我们样本中的所有20个簇，我们在$5σ$显著性水平上检测到弱透镜晕的椭圆形，其尺度为2 Mpc $/h$。在位力质量为$M_\mathrm{vir}=(15.2\pm 2.8) \times 10^{14} M_\odot$时，中值投影轴比为$0.67\pm 0.07$，这与标准无碰撞冷暗物质模型的理论预测一致。我们还研究了最亮星系团的失调统计，X射线，热Sunyaev-Zel'dovich效应，以及相对于弱透镜信号的强透镜形态。在这里研究的三种重子示踪剂中，我们发现X射线形态与弱透镜质量分布最匹配，中位数失准角为$21\pm 7$度。我们还进行了堆叠四极剪切分析，假设X射线主轴与投影质量分布对齐。这就产生了一致的$0.67\pm 0.10$轴比，再次表明了团内气体和暗物质之间的紧密排列。
2018-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing dark energy using pairs of galaxies in redshift space
成对星系与视线之间的夹角分布，在真实空间中是均匀的，但由于它们的特殊运动而扭曲，并被提议作为宇宙膨胀的探测器。我们测试这个想法使用N体模拟的结构形成在一个冷的暗物质宇宙的宇宙学常数和两个不同的宇宙学与不同的暗能量模型。我们发现角分布的畸变对暗能量的性质很敏感。然而，第一次，我们的模拟也揭示了在以前的工作中被忽视的红移和宇宙学的分布的归一化的依赖性。这引入了系统学，严重限制了原始方法的实用性。在模拟的指导下，我们设计了一种新的、改进的暗能量性质的测试。我们证明，这种测试不需要背景宇宙学的先验知识，它甚至可以区分模型，具有相同的重子声学振荡和暗物质晕质量函数。我们的技术可以应用于完成的BOSS星系红移调查，以限制宇宙的膨胀历史优于2%。该方法还将产生不同的信号，暗能量和修改后的引力宇宙学，即使他们有相同的膨胀历史，通过不同的奇特的速度在这些情况下诱导。
2011-11-30 astro-ph.CO
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
Galaxy and halo angular clustering in LCDM and Modified Gravity cosmologies
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
本文通过N体模拟研究了LCDM和修正引力模型中星系、暗物质和暗物质晕的角聚类，发现0.15 < z < 0.3的红移范围能最大化修正引力信号，并发现第三阶统计量对不同结构形成场景的探测最为敏感。
2026-05-21 astro-ph.CO
Impact of Warm Dark Matter on the Cosmic Neutrino Background Anisotropies
大质量中微子的宇宙中微子背景（C $ν$ B）各向异性是研究大尺度结构形成的一种独特的方法。与电磁辐射相比，大质量中微子的红移距离测量完全不同。大质量中微子中的C $ν$ B各向异性响应于由相对高的$k$模所播种的引力势中的非相对论运动而增长。暖暗物质（WDM）与冷暗物质（CDM）宇宙学中大尺度结构形成的早期阶段的差异对C $ν$ B各向异性的大小有影响，其对角功率谱的贡献在高$k$模处达到峰值。我们以2、3或7 keV惰性中微子组成的WDM为例，表明在相对于CDM的角功率谱中，对于0.05 eV中微子，C $ν$ B各向异性在高$l$多极矩处下降。在相同的角标度下，人们可以在CMB中观察到重子声学振荡，C $ν$ B各向异性开始对WDM和CDM宇宙学的差异变得敏感。在C $ν$ B中微子天空图中精确测量高$l$多极子是利用自旋极化的氚原子超流体的薄膜靶进行PIMMY实验的潜在可能性，该超流体对非相对论残余中微子捕获表现出显著的量子液体放大。
2022-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Baryonic feedback suppression of the matter power spectrum: a three-parameter fitting formula and its single-parameter reduction
School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学汤耀道研究所）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics（暗物质物理国家重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)/Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
该研究针对弱引力透镜宇宙学的重子反馈系统误差，提出三参数物质功率谱压制拟合公式，可简化为单参数形式，能准确覆盖多种宇宙学参数范围，为缓解相关误差提供了可行方案。
2026-09-02 astro-ph.CO
BIND (Baryonic INpainting with Deep learning): A Field-level Emulator for Galaxy Groups and Clusters
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
BIND利用条件流匹配模型，将仅暗物质暗晕场级映射至流体动力学对应物，在CAMELS模拟上训练，以百分比精度恢复质量场和轮廓，并开源发布。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$Λ$ CDM宇宙学中的预测轮廓近似地由Einasto轮廓描述，这意味着它没有尖点，而是有一个核心，其中内部斜率缓慢地收敛到零。下降到百分之一的总半径，配置文件有正确的NFW和Einasto的形式，接近后者下降到一个半径约4个数量级less. the模型的内部一致性意味着，晕的密度配置文件海港没有信息，他们过去的聚集历史。这就解释了为什么大的合并不会改变SI形成的维里化天体的典型密度分布，也不会使基于这种形成的峰值形式主义失效。
2012-07-09 astro-ph.CO
Non-standard Models and the Sociology of Cosmology
本文综述了与标准“大爆炸”不同的宇宙学理论：准稳态模型、等离子体宇宙学模型、非宇宙学红移、非重子暗物质和/或暗能量的替代物等。宇宙学家通常不在替代宇宙学的框架内工作，因为他们觉得这些替代宇宙学目前还不像标准模型那样具有竞争力。当然，它们没有那么发达，它们没有那么发达是因为宇宙学家不研究它们。这是一个恶性循环。事实上，大多数宇宙学家并没有给予他们任何关注，只把他们的研究时间奉献给标准模型，这在很大程度上是由于一种社会学现象（“雪球效应”或“群体思维”）。我们很可能想知道宇宙学，我们对整个宇宙的知识，是像物理学的其他领域一样的科学还是占主导地位的意识形态。
2013-12-17 astro-ph.CO physics.hist-ph
Chaplygin gas and effective description of inhomogeneous universe models in general relativity
在经典广义相对论的空间平均非均匀宇宙学框架下，有效爱因斯坦方程以尺度依赖的方式控制着平均标量变量的动力学。一个特定的宇宙学可以用宇宙状态方程来表征，封闭了有效方程的层次。在这种背景下，Chaubergin气体提供了一个自然的候选者，代表着对暗能量和暗物质的统一描述。本文假设物质和几何的非均匀性服从Chaubergin状态方程。最极端的解释是假设暗能量和暗物质都不作为额外的来源，而是都是空间几何性质的表现。这个特征是一个重要的概念区别，与弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克宇宙充满尘埃和另一个基本场的标准方法相比，其特征在于Chaubergin状态方程。最后，我们讨论了由此产生的有效的宇宙学参数的情况下，以建立一个框架，未来的对抗与观察的后果，我们注意到，标准Chaubergin气体可能不会被排除在外。
2010-08-20 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Probing the baryonic--dark matter connection in galaxy clusters using X-rays with gated recurrent unit neural networks
Université de Lille（里尔大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU（国际理论物理宇宙学中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Universidad Rey Juan Carlos（胡安卡洛斯国王大学）
该研究针对星系团质量测量问题，提出基于GRU的深度学习框架，利用ICM径向剖面预测三维质量剖面，经模拟训练验证效果良好，还应用于实际观测，为星系团质量推断提供数据驱动框架，能弥合模拟与观测差距并扩展到多波长数据。
2026-11-06 astro-ph.CO
Dark Matter Halos from the Inside Out
证据的平衡表明，单个星系和星系群或星系团嵌入在巨大的冷的，弱相互作用的暗物质分布中。这些暗物质“晕”为宇宙中所有发光结构提供了支架，它们的性质构成了当前宇宙学模型的重要组成部分。我回顾了暗物质晕的内部性质，着重于结构形成的数值模拟预测的简单，普遍的趋势。模拟表明，光环应该都具有大致相同的球平均密度分布和运动学结构，并预测在巨大的光环质量范围内以及所有常见变体的形状、形成历史和密度和运动学亚结构的简单分布。和谐宇宙学。我描述的观测进展，通过测量质量，形状，配置文件和子结构在真正的晕，使用重子示踪剂或引力透镜测试这些预测。模拟晕的一个重要性质（可能是最重要的性质）是它们的动力学“年龄”，或内部弛豫的程度。在决定重子物质的状态时，晕的年龄可能与其质量一样有影响，所以晕的年龄也值得尝试用观测方法来测量。我回顾了最近的引力透镜研究的星系团，应测量子结构和放松在一个大样本的个人集群晕，产生的定量措施的年龄，以及匹配的理论预测。从这些研究中推断出的年龄分布将导致宇宙学模型的第二代测试，以及对星系团组装和星系团内星系演化的更好理解。
2010-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Prospects for disentangling dark matter with weak lensing
本文研究超轻轴子暗物质与重子反馈在物质功率谱上的简并性，利用LSST星系剪切数据和晕模型仿真器预测约束能力，并借助外部反馈约束打破简并，提出直接重建功率谱及专门模拟以区分暗物质模型。
2025-10-08 astro-ph.CO
Observational constraints on non-flat dynamical dark energy cosmological models
我们利用哈勃参数数据、Ia型超新星视星等测量和重子声学振荡峰长尺度观测约束了两个非平坦时间演化的暗能量宇宙学模型。空间曲率作为一个自由参数在分析中的结果在一个显着扩大的允许范围内的值的参数，管理这些模型中的暗能量密度的时间演化。虽然与“标准”空间平坦的$Λ$ CDM宇宙学模型一致，但这些数据也与一系列轻度非平坦，缓慢随时间变化的暗能量模型一致。在对所有其他参数进行边缘化后，这些数据需要曲率密度参数$|Ω_{k0}| \lesssim 0.15$在1 $σ$置信度下的平均幅度。
2014-06-15 astro-ph.CO gr-qc
Accelerating cosmological inference of interacting dark energy with neural emulators
本文提出利用神经仿真器加速 Dark Scattering 模型的宇宙学推断，结合晕模型反应框架与 KiDS-1000 等数据，在保持高精度的同时大幅降低计算成本，为解决 $S_8$ 紧张问题提供了有力工具。
2025-08-14 astro-ph.CO
The AIDA-TNG project: 3D halo shapes
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN – Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi", Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学阿古斯托·里吉物理与天文学系）；Center for Particle Cosmology, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学粒子宇宙学中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics, Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究系）
AIDA-TNG项目研究不同暗物质模型对星系形成和暗物质晕结构的影响，通过三维晕形状分析揭示其特性差异。
2026-01-09 astro-ph.CO
Constraining Warm Dark Matter with high-$z$ supernova lensing
我们提出了一种新的方法来约束温暖的暗物质（WDM）粒子质量，$m_χ$，基于多重成像，遥远的超新星（SN）产生的强透镜干预宇宙学物质波动的计数。计数对WDM粒子质量非常敏感，此处假定为$m_χ=1, 1.5, 2$ keV。我们使用Das & Ostriker开发的分析方法来计算透镜平面上冷暗物质（CDM）收敛（$κ$）的概率密度函数;这种方法已经过广泛的数值模拟测试。我们已经将这种方法推广到WDM的情况下，测试后，对WDM $N$体模拟。利用观测到的宇宙恒星形成历史，我们计算了一个遥远的SN在不同宇宙学中经历强透镜事件的概率。未来100平方度调查达到$z \approx 4$（$z \approx 3$）需要至少2年（5年）的观测时间，以在2 $σ$处将WDM（$m_χ=1$ keV）模型与标准CDM情景分离。我们的方法不受任何天体物理不确定性（如重子物理效应）的影响，原则上，它不需要任何特定的专门调查策略，因为它可能是未来SN调查的副产品。
2014-06-13 astro-ph.CO
Systematizing the Effective Theory of Self-Interacting Dark Matter
如果暗物质有很强的自相互作用，未来的天体物理学和宇宙学观测，以及对重子反馈效应的更清晰的理解，可能会被用来提取暗物质散射率的速度依赖性。为了解释这些数据，我们应该了解暗物质的基本粒子性质的各种模型对这个量的预测。在本文中，我们系统地计算这个函数的费米子暗物质与轻玻色子介质的矢量，标量，轴矢量，和赝标量类型。我们这样做的自相互作用暗物质的非相对论有效理论相匹配，然后计算自旋平均粘度截面非微扰求解薛定谔方程，从而占任何可能的索末菲增强的低速截面。在赝标量的情况下，这需要不同的角动量模式的耦合通道分析。我们发现，相反的一些早期的分析，非相对论效应只提供了一个显着的增强光标量和矢量介质的情况下。树能级量子场论很好地描述了光在赝标介质和轴向矢量介质中的散射。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
New Constraints on Warm Dark Matter from the Lyman-$α$ Forest Power Spectrum
本研究利用1080个高分辨率流体动力学模拟，结合莱曼-α森林通量功率谱观测，给出温暗物质粒子质量3.1 keV的95%置信下限，且微弱偏好4.5 keV的热遗迹质量，同时约束了高红移光电离背景性质。
2023-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
21-cm observations and warm dark matter models
观测红移的21厘米信号（吸收或发射）使我们能够窥视“黑暗时代”和再电离的开始。这些数据可以提供一种新的方法来了解暗物质的性质，特别是关于小尺寸暗物质晕的形成。然而，结构的形成和21厘米信号之间的联系需要了解恒星的总质量关系，紫外光子的逃逸分数，以及其他描述早期恒星形成和辐射的参数。这种重子物理学依赖于暗物质的性质，特别是在暖暗物质（WDM）模型中，与冷暗物质的情况相比，恒星形成可能遵循完全不同的场景。我们使用最近的测量的边缘[J.D.鲍曼A. E. E.罗杰斯河，巴西-地A. Monsalve，T. J. Mozdzen和N. Mahesh，吸收分布集中在78兆赫的thesky平均光谱，自然（伦敦）555，67（2018）。以证明当考虑上述因素时，鲁棒WDM界限实际上弱于由$α$森林方法和其它结构形成界限给出的那些。特别是，我们表明，共振产生的7 keV不育中微子暗物质模型是与这些数据相一致。然而，一个整体的方法来建模的WDM宇宙拥有巨大的潜力，并可能在未来的21厘米的数据，我们的主要工具来了解暗物质集群属性。
2019-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Constraining Dynamical Dark Energy Models through the Abundance of High-Redshift Supermassive Black Holes
计算了不同动力学暗能量（DDE）宇宙学中z=6时星系中心大质量黑洞（BH）的数密度，并与现有观测下限进行了比较，得出了暗能量状态方程参数w演化的约束条件.我们的方法只假设结构形成的规范方案从过度密集的区域的崩溃的暗物质占主导地位的原始密度场在逐渐扩大的规模;黑洞吸积和合并率已被最大化的计算，以获得强大的约束w和它的回望时间导数w_a。我们的结果提供了独立的约束条件，与超新星、宇宙微波背景和重子声振荡相结合得到的约束条件是互补的;后者涉及w_0和w_a的组合，使得状态参数w_a的时间演化高度不受约束，BH丰度主要提供了w_a的上限，对w_0的依赖性很弱。结合现有的约束条件，我们的结果显着限制了DDE参数空间的允许区域，排除了DDE模型不能提供足够大的宇宙时间和快速增长因子来建立观测到的BH丰度;特别是，模型具有-1.2 \leq w_0 \leq -1和正红移演化w_a > 0.8 -与之前的约束完全一致-我们对BH丰度的独立限制强烈反对。这些参数范围对应于“Quintom”DDE模型，w交叉从较大值开始。
2011-11-16 astro-ph.CO
How well do integral-of-motion distribution functions describe Milky Way-analogue halos?
University of Hawai’i（夏威夷大学）；Texas A&M University（德州农工大学）
本研究利用Auriga模拟检验银河系质量暗晕的相空间分布，发现$f(E,L)$近似有效但非完全精确，残差源于非球对称效应，角动量依赖在统计上更受青睐。
2026-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
通过Gaia数据发现银河系原始暗物质晕的异常特征，其浓度和质量与预测差异显著，密度分布不符合冷暗物质理论。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Cores and Cusps in Spiral Galaxies and their Explanations
我们比较了螺旋星系的核心与尖点问题的解决方案，这也被认为是一个多样性问题，并证明了暗物质晕的尖点与恒星表面亮度相关。我们比较旋转曲线拟合的自相互作用的暗物质（SIDM）模型，其中自洽包括重子的晕轮廓的影响，和流体动力学N体模拟与冷暗物质（CDM）的dosage样本。SIDM模型预测了核心大小和恒星表面密度之间的强相关性，并且它提供了对数据的最佳全局拟合。没有强重子反馈效应的CDM模拟不能解释低表面亮度星系中的大暗物质核。另一方面，由于强反馈，CDM模拟不能产生具有高恒星和暗物质密度的星系类似物，因此它们在解释高表面亮度星系的旋转曲线方面存在困难。这意味着需要修改当前的反馈实现。我们还明确地表明，如何集中质量和恒星晕质量的关系一起导致径向加速度关系（RAR）在平均意义上，并重申这一点，RAR不捕捉星系旋转曲线的多样性在内部区域。这些结果使一个强有力的情况下，SIDM作为场星系的核心和尖点的解释。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Warm dark matter constraints from high-$z$ Direct Collapse Black Holes using the JWST
我们使用一个半解析模型，${\it Delphi}$，共同跟踪的暗物质和重子组装的高红移（$z \simeq 4-20$）星系的直接坍缩黑洞（DCBH）主机在三个不同的宇宙学：标准的冷暗物质（CDM）模型和两个温暖的暗物质（WDM）模型的粒子质量为3.5和1.5 keV的数量密度的洞察力。从${\it Delphi}$获得每个星系的莱曼-维尔纳（LW）光度，我们使用聚类偏差分析来识别所有原始晕维里温度$T_{vir}>=10^4$ K的LW背景辐射超过临界值，DCBH主机。与以前的研究结果一致，我们发现在CDM模型中，当$30 J_{21}$（其中$J_{21}= 10^{-21} \, {\rm erg\, s^{-1}\, Hz^{-1} \, cm^{-2} \, sr^{-1}}$）的临界LW背景值为0时，DCBH数密度从$\sim10^{-6.1}$到$\sim 10^{-3.5}\, \mathrm{cMpc^{-3}}$从$z\simeq 17.5$到$8$逐渐增加.我们发现，延迟结构的形成和加速组装的星系的结果在稍后的金属富集和加速建立的LW背景中的1.5 keV WDM模型的组合，导致DCBH主机坚持到低得多的红移（$z \simeq 5$）相比，CDM的DCBH主机只存在到$z \simeq 8$。最后，我们展示了即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜（${\it JW…
2017-09-02 astro-ph.CO
The Distribution of Dark Matter in the Milky Way's Disk
本文分析了耗散重子物理学对太阳位置上局部暗物质（DM）分布的影响，并强调了直接探测实验的后果。我们的工作是基于对银河系晕的两个宇宙学模拟的比较分析：厄里斯，一个完整的流体动力学模拟，和ErisDark，它的DM唯一的实现。我们发现，两个不同的过程导致在厄里斯到一个30%的增强DM在磁盘平面在太阳的位置：吸积和破坏的卫星导致DM组件与净角动量和收缩的重子拉DM到磁盘平面，而不迫使它共同旋转。由于银河系质量的暗晕的合并历史特别静止，厄里斯星的同向旋转暗盘的质量比以前的工作所建议的要小，只贡献了当地DM密度的9%。Eris中的速度分布与其仅使用DM的孪生模拟ErisDark相比被拓宽并转移到更高的速度。在高速下，$f(v)$在Eris中的下降比在ErisDark或SHM中更陡，缓解了CDMS-II和XENON 100实验最近结果之间的紧张关系。$f(v)$的非麦克斯韦方面仍然存在，但在Eris中比在仅DM运行中更不明显。弱暗盘在低反冲能量下仅使时间平均散射率增加百分之几。然而，在高速尾部，由于重子收缩导致的典型速度的增加与ErisDark相比导致了强烈增强的平均散射率，尽管与SHM相比它们仍然被抑制。关于年度调制的幅度，可以看到类似的趋势，而调制部分与SHM相比增加，与ErisDark相比减少。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficient Construction of Mock Catalogs for Baryon Acoustic Oscillation Surveys
宇宙大尺度结构的精确测量需要大量的高保真模拟星表来准确评估和解释系统效应的存在。我们介绍和测试一个方案，用于生成模拟目录迅速使用适当的降额N体模拟。我们的目标是以高精度再现大尺度结构和暗物质晕的总体性质，同时牺牲晕内部结构的细节。通过调整全局和局部的时间步长在N体代码，我们证明，我们恢复晕质量优于0.5%，功率谱优于1%，在实和红移空间k = 1h/Mpc，而需要的因素少4 CPU时间。我们还校准产生模拟光锥所需的输出的红移间距。我们发现，由每个z = 0.05分离的输出允许我们插值粒子的位置和速度，以再现真实和红移空间功率谱优于1%（出k = 1h/Mpc）。我们应用这些想法来生成一套模拟跨越一系列的宇宙学，重子振荡光谱调查（BOSS）的动机，但广泛适用于未来的大尺度结构调查，包括eBOSS和DESI。作为这种模拟的效用的初步演示，我们校准的重子声波振荡的峰值位置作为一个函数的星系偏差具有更高的精度比迄今为止可能的移动。本文还记录了我们公开提供的模拟。
2016-02-24 astro-ph.CO
Projected Axis Ratios of Galaxy Clusters in the Horizon-AGN Simulation: Impact of Baryon Physics and Comparison with Observations
我们用恒星、暗物质和X射线表面亮度空间分布的投影轴比来表征星系团的非球性。我们选择了40个模拟组和星系团的质量大于5E 13 Msun从地平线模拟，充分结合了相关的重子物理，特别是活动星系核反馈。我们发现，在星系团中心区域周围的重子物理显著影响暗物质分布的非球性，甚至超过中心区域，大约达到维里半径的一半。因此，这是非常困难的预测的概率密度函数（PDF）的投影轴比XSB从暗物质只有N体模拟在以前的研究中尝试。事实上，我们发现，来自我们的模拟集群的PDF表现出更好的协议，从观察到的X射线集群。这表明，我们目前的方法来估计非球度直接从地平线模拟是有用的和有前途的。数值模拟和观测数据的进一步改进将使星团的非球形性成为一种宇宙学检验，与基于球形平均量的更传统的统计学互补。
2016-11-16 astro-ph.CO
The dark matter crisis: falsification of the current standard model of cosmology
目前的宇宙学标准模型要求对偶矮星系定理成立，根据对偶矮星系定理，必须存在两种类型的矮星系：原始暗物质（DM）占主导地位的（A型）矮星系和不含DM的潮汐矮和冲压压矮（B型）星系。A型矮星近似球形地围绕着宿主，而B型矮星通常在相空间中相关。B型矮星必须存在于任何星系相互作用的宇宙学理论中。只有一种类型的矮星系被观察到存在于重子塔利-费舍尔图和半径-质量平面。银河系卫星系统形成了一个巨大的相空间相关结构，包括球状星团和恒星和气体流。其他星系也有相空间相关的卫星系统。因此，双矮星系定理被观测证伪，与动力学相关的冷或暖DM不存在。结果表明，SMoC是不兼容的一个大的其他河外观测。宇宙学观测的其他理论解也存在。特别是，单独的经验质量差异-加速度相关性构成了令人信服的证据，银河系规模的动力学必须是米尔格罗米安。暴胀大爆炸宇宙学的主要问题仍然没有解决。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Signal in the Hyperfine Structure Line of the Ground State of Atomic Hydrogen from the Dark Ages as a Cosmological Test
本文计算标准与非标准宇宙学模型中黑暗时代21 cm全局信号，提出其可检验暗物质衰变、湮灭及原始磁场等非标准物理。
2024-02-29 astro-ph.CO
Generalization of Rindler Potential at Cluster Scales in Randers-Finslerian Spacetime: a Possible Explanation of the Bullet Cluster 1E0657-558?
2006年11月15日公布的子弹星系团1 E0657 -558的观测数据表明，强引力透镜会聚$κ$ -图和弱引力透镜会聚$κ$ -图相对于$Σ$ -图有一个$8σ$偏移。观测到的$Σ$图是对团内介质（ICM）气体表面质量密度的直接测量。它占系统平均质量分数的83%。这意味着一个修正的引力理论在大距离上不同于牛顿的平方反比引力定律。本文作为Grumiller修正引力模型（D. Grumiller，Phys. Rev. Lett. 105，211303（2010）），我们提出了一个广义线性Rindler势的引力模型在Randers-Finslerian时空没有调用任何暗物质。该模型的银河系极限定性地与MOND和Grumiller的一致。它产生近似平坦的旋转速度分布在径向距离的几个kpcs，并给出了速度尺度的螺旋星系的曲线变得平坦。星系团的会聚图$κ$表明，引力势的峰值有可能位于重子质量中心的外围。假设ICM气体的温度为$T=14.8$ keV（这是由观测给出的中心值）的各向同性和等温分布，我们得到了由无碰撞Boltzmann方程给出的主团簇的动力学质量$M_\textmd{T}$与King $β$模型给出的动力学质量之间的良好匹配.我们还考虑了Randers+暗物质场景\textbf{and a $Λ$-CDM model}与NFW暗物质分布配置文件。我们发现，当暗物质和重子物质的质量…
2013-03-03 astro-ph.CO math-ph math.MP
The AIDA-TNG project. Abundance, radial distribution, and clustering properties of halos in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
AIDA-TNG项目研究了替代暗物质模型对暗物质晕丰度、径向分布和聚类特性的影响，发现需广义Navarro-Frenk-White模型描述子晕分布，且温暖暗物质模型呈现更陡的卫星分布。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner dark-matter structure of TNG50 simulated galaxies
Universidad Técnica Federico Santa María（弗雷德里克·Santa María技术大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（瓦爾帕萊索天主教大學）；Universidad Andres Bello（安德烈斯·貝洛大學）
本文研究了TNG50模拟中星系暗物质密度剖面的内斜率，探讨其与星系属性、红移演化及恒星反馈的关系。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar slowdown and the distribution of dark matter in barred galaxies
暗物质和重子物质之间的“阴谋”，禁止盘星系旋转曲线明确分解成相应的组成部分。已经提出了几种方法来解决这个困难，但他们的结果是广泛的差异。在本文中，我重新审视这些方法之一，它依赖于之间的关系晕密度和酒吧模式的速度下降。后者通常由共转半径$R_{CR}$与杆长$L_b$之比${\cal R}$，${\cal R}=R_{CR}/L_b$表征。我使用了一套$N$体+SPH模拟，包括亚网格物理，其初始条件涵盖了一系列的气体分数和晕的形状。通过构造，这些模型具有大致相同的方位平均圆周速度曲线和晕圈密度，并且它们都是次极大的，即根据先前的工作，它们预计具有大致相同的${\cal R}$值，远超出快棒范围（1.2 $\pm$ 0.2）。然而，与这些预期相反的是，这些模拟结果的${\cal R}$值相差很大，要么在快棒范围之内，要么在快棒范围之外。这表明${\cal R}$值不能约束晕的密度，也不能确定星系盘是最大的还是次最大的。我认为，这是真实的，即使是早期类型的光盘（S0和SAS）。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
