Comparison of weak lensing by NFW and Einasto halos and systematic errors
最近的N体模拟表明，Einasto径向剖面提供了最准确的描述暗物质晕。基于传统NFW函数形式的预测可能无法在精确宇宙学所需的百分比水平上描述宇宙物体的结构特性。我们计算的系统误差预期的星系团的弱透镜分析，如果一个错误的模型的透镜密度分布。尽管观察到的切向剪切剖面的NFW拟合可能非常好，但病毒质量和非常大量的晕圈（>~ 10^{15}M_Sun/h）的浓度可能分别被高估和低估~ 10%。不匹配的影响也使观测到的质量-浓度关系变陡，正如在星系群和星系团的多波长观测中所观察到的那样。根据剪切分析，Einasto和NFW晕可以通过对异常大质量结构的深层观测（>~ 2 \times 10^{15}M_Sun/h）或通过堆叠数千个群大小透镜的剪切剖面（>~ 10^{14}M_Sun/h）来区分。
2016-01-08 astro-ph.CO
Einasto profile as the halo model solution coupled to the depletion radius
本文通过求解晕模型在傅里叶空间中的匹配轮廓，发现基于耗尽半径的晕表对应Einasto轮廓，并据此提升了功率谱预测精度与模型通用性。
2025-03-19 astro-ph.CO
Analytical shear and flexion of Einasto dark matter haloes
N体模拟预测，暗物质晕在星系和星系团尺度上都可以用特定的密度分布来描述。弱引力透镜通过测量它们的一阶和二阶性质，剪切和弯曲，是一个强大的观测工具，调查这些剖面的真实形状。最近，在描述暗物质晕时，三参数密度分布图中的一个是Einasto分布图。我们提出的剪切和Einasto暗物质晕的第一和第二弯曲的精确表达式，使用梅林变换形式主义的福克斯H和梅杰G功能，这是有效的Einasto指数的一般值。由此产生的表达式可以写成级数展开，使我们能够研究这些量的渐近行为。此外，我们比较了剪切和弯曲的Einasto配置文件与不同的质量配置文件，包括奇异等温球，Navarro-Frenk-White配置文件，和Sérsic配置文件。我们调查的浓度和指数依赖性的Einasto配置文件，发现剪切和第二屈曲可以用来确定晕浓度，而Einasto指数的剪切和第一和第二屈曲可以采用。我们还提供了弱透镜性质和其他透镜量的简化表达式的广义超几何函数。
2012-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why does Einasto profile index $n\sim 6$ occur so frequently?
在Fokker-Planck近似下研究了由引力粒子组成的球对称Einasto晕的行为。这种方法使我们能够考虑不良影响的近距离接触的N体模拟更充分地比普遍接受的标准。具有指数$n \approx 6$的Einasto轮廓是Fokker-Planck方程在晕中心的定态解。我们有理由相信这个解是吸引子。然后，Fokker-Planck扩散倾向于将密度分布转换为具有Einasto指数$n \approx 6$的平衡密度分布。我们认为这种效应可能是Einasto指数$n \approx 6$在解释N体模拟结果时如此频繁发生的原因。所获得的结果对普遍接受的N体模拟收敛标准表示怀疑。
2018-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Is the Radial Profile of the Phase-Space Density of Dark Matter Halos a Power-Law?
最新的宇宙学N体模拟发现了暗物质晕的两个有趣的性质：（1）它们的径向密度分布ρ在晕中心处更好地拟合为常数（Einasto配置文件）比广泛使用的NFW形式;（2）另一方面，伪相空间密度ρ/σ 3的径向分布继续很好地符合幂律，如在较早的低分辨率模拟中看到的。在本文中，我们使用Jeans方程来论证（1）和（2）在所有半径上都不可能为真。我们研究隐含的径向依赖性的ρ/sigma 3超过12个数量级的半径通过求解Jeans方程的输入ρ和速度各向异性β的宽范围。独立的β，我们发现，rho/sigma 3近似是一个幂律仅在有限的范围内的晕半径可分辨的电流模拟（下降到维里半径的0.1%），和rho/sigma 3偏离显着低于这个规模的Einasto和NFW rho的幂律。同样的结论也适用于更一般的密度-速度关系rho/sigma_D^n。相反，当我们将ρ/σ ^3 r^{-eta}作为输入时，物理上允许的ρ（在1.8<eta<1.9444的窄范围内出现）都不符合Einasto形式。我们希望下一代模拟具有更好的空间分辨率来解决这一争论：要么Einasto剖面将继续保持，rho/sigma 3将偏离幂律，要么rho/sigma 3将继续作为幂律，rho将偏离其当前的参数化。
2009-07-17 astro-ph.CO
Fitting functions for dark matter density profiles
本文提出了一种适用于暗物质晕或椭圆星系密度分布的拟合函数的统一参数化方法。一个值得注意的特点是，经典的Einasto轮廓自然地出现在Zhao（1996）的双幂律轮廓中，作为核心子族的连续极限情况。在此基础上，我们还认为，有基本上没有定性的差异晕模型很好地拟合Einasto轮廓和标准NFW模型。这甚至可能是定量的情况，除非模拟的分辨率和拟合的精度足够高，使有意义的区分成为可能。
2012-09-27 astro-ph.CO
High-accuracy analytical solutions for the projected mass (counts) and surface density (brightness) of Einasto profiles
Einasto剖面在$Λ$ CDM N体模拟中成功地描述了暗物质晕的密度剖面。它还能够描述星系表面亮度分布的多个组成部分。然而，分析投影它来计算投影下的数量是具有挑战性的。在本文中，我们将看到一个高度精确的分析近似的质量（或计数）封闭在一个无限长的圆柱形列Einasto配置文件-也被称为投影质量（或计数）-使用一种新的方法。然后，我们将开发一个自洽的高精度模型的表面密度从投影质量的表达式。这两个模型是相当准确的一个广泛的家庭的功能，与形状参数$α$变化的范围内$0.05 \lesssim α\lesssim 5.0$的100倍，与分数误差$\sim 10^{-6}$为$α\lesssim 0.4$。用$α\lesssim 0.4$计算的密度分布与N体模拟中的暗物质晕的密度分布以及大质量星系外层成分的光度分布都很吻合。由于投影质量和表面密度用于引力透镜，我将说明这些模型如何方便（第一次）分析计算的几个数量的利益透镜由于Einasto配置文件。然而，这些模型并不限于透镜效应，并且适用于投影下的类似量，例如投影亮度、投影（柱状）数量计数和投影密度或表面亮度。
2021-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA math.FA
Size matters: the non-universal density profile of subhaloes in SPH simulations and implications for the Milky Way's dSphs
我们利用仅含暗物质的流体动力学约束局域宇宙模拟（CLUES）研究了银河系和仙女座星系的暗晕密度分布。我们发现，Einasto模型提供了最好的描述subhaloes的密度分布，而不是更常用的NFW配置文件或任何概括it. We进一步发现，Einasto形状参数\nEin \是强烈相关的总subhalo质量，指向的概念的subhaloes的密度分布的非普遍性。我们观察到，由于潮汐剥离的质量损失的影响，在暗物质和流体动力学运行，是减少的形状参数\nEin \之间的下降和现在的时间。现在假设我们银河系的dSphs遵循Einasto轮廓，并使用流体动力学模拟中\nEin \的最大值和最小值作为规范，我们可以改进银河系最亮卫星星系的\Rmax - \Vmax \对的观测约束。当只考虑具有$-13.2\lesssim M_V\lesssim-8.8$的亚晕时，即经典矮星的光度范围，我们发现，如果它们的晕符合具有$1.6\lesssim n_{\rm E} \lesssim5.3$的Einasto模型，则所有模拟的天体都与观测到的dSphs一致。数值激励Einasto配置文件所观察到的dSphs将缓解最近提出的“大规模故障”的问题。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The universal distribution of halo interlopers in projected phase space. Bias in galaxy cluster concentration and velocity anisotropy?
当星系团在投影中被观察时，人们不可避免地会看到前景/背景闯入者（FBIs），它们位于维里锥（VC）之内，但在维里球之外。对于膨胀的宇宙，结构和运动学解投影方程是未知的，其中哈勃流（HF）拉伸了速度的视线（LOS）分布。我们分析了93模拟放松集群，从宇宙学模拟。堆积的模拟团簇很好地拟合了m=5的Einasto DM密度分布（但仅在1.5维里半径[r_v]之外），速度各向异性（VA）接近于Mamon-Lokas模型，VA半径等于密度斜率-2。FBIs的面密度相对于rv几乎是平坦的，而它们的视线速度分布显示出占主导地位的高斯簇外围分量和平坦场分量。FBI在投影相空间中的这种分布在质量上几乎是普遍的。局部k=2.7 sigma速度切割返回从3D中测量的NFW密度和VA分布预期的LOS速度分散分布（LOSVDP）。HF导致较浅的外部LOSVDP，对于任何k，Einasto模型都不能很好地匹配。在这个速度削减之后，FBIs仍然占VC中DM粒子的23%（接近于观察到的位于红色序列之外的星系团的比例）。最佳拟合投影NFW/Einasto模型在速度切割后（前）将3D浓度低估了6+/-6%（16+/-7%），除非拟合中包含恒定背景。假设正确的质量配置文件，VA配置文件是很好地恢复从测得的LOSVDP，稍微偏向于更径向的轨道在外部区域。这些小的偏差被宇宙方差引起的大的星团-星团变化所掩盖。附录提供了一个…
2010-09-28 astro-ph.CO
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
A deeper look into the structure of ΛCDM haloes: correlations between halo parameters from Einasto fits
我们使用高分辨率的暗物质宇宙学模拟来研究Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）晕随宇宙时间的结构特性。在我们的研究中，晕的质量范围从$\sim 10^{10}$到$\sim 10^{12} \mathrm{M}_\odot$，并与$10^5$到$10^7$颗粒相分离。我们用三参数Einasto函数拟合了DM晕的球平均密度剖面。对于我们的样本晕，Einasto形状参数，$α$，是不相关的浓度，$c$，在固定的晕质量，并在所有的红移。以前的反相关性报告追溯到拟合退化，由于我们的空间分辨率较高，我们的拟合对退化不太敏感。然而，对于单个晕，$α$和$c$的演化是反相关的：在红移处，$z=7$、$α\simeq 0.4$和随时间减小，而$c\simeq 3$和随时间增大。结构的演化主要是由于在较大半径处的质量吸积。我们认为，$α$跟踪的进化状态的晕，动态年轻的晕具有高$α$（接近顶帽：$α^{-1}=0$），和动态放松的晕具有低$α$（接近等温：$α=0$）。这种进化的依赖性调和的PDMATHAMR与峰高，PDMATHAMY，与依赖性的初始密度波动的功率谱的斜率由以前的研究发现的增加。
2018-11-12 astro-ph.CO
Testing phenomenological and theoretical models of dark matter density profiles with galaxy clusters
我们使用Umetsu等人的4个高质量（M >~10^{15}Msun）星系团在z ~ 0.3附近的叠加引力透镜质量分布来拟合暗物质分布的唯象模型[Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Sérsic，Stadel，Baltz-Marshall-Oguri（BMO）和Hernquist]和理论模型（非奇异等温球，DARKexp和Kang & He）的密度分布。我们占大尺度结构的影响，包括在分析中的2-晕项。我们发现，BMO模型提供了对数据的最佳拟合，这是通过约化卡方来衡量的^[2]。其次是Stadel轮廓，广义NFW轮廓与自由内斜率和Einasto轮廓。NFW模型提供了最好的拟合，如果我们忽略2-halo项，在协议的结果从Umetsu等人。在理论配置文件中，DARKexp模型与一个单一的形式参数具有最好的性能，非常接近的BMO配置文件。这可能表明这个理论模型和暗物质晕现象之间的联系，揭示了从数值模拟中出现的经验配置文件的动力学基础。
2013-10-21 astro-ph.CO
A dynamics-based density profile for dark haloes -- II. Fitting function
暗物质晕的密度分布通常由NFW或Einasto模型等拟合函数来描述，但这些近似在过渡区中破裂，在过渡区中晕由新吸积物质主导。在这里，我们提出了一个简单的，准确的新的拟合函数的灵感来自单独的轨道和下落晕组件的渐近形状。轨道项被描述为截断的Einasto轮廓，$ρ_{\rm orb} \propto \exp \left[-2/α (r / r_{\rm s})^α- 1/β (r / r_{\rm t})^β\right]$，具有归一化的五参数空间，物理上不同的尺度和截断半径，以及控制轮廓变陡的速度的$α$和$β$。下落的配置文件被建模为一个幂律的密度平稳过渡到一个常数在晕中心。我们发现，这些公式适合平均，总的配置文件在模拟中的精度约为5%，几乎所有的膨胀的参数空间中的晕质量，红移，宇宙学，吸积率。当固定$α= 0.18$和$β= 3$时，公式变为三参数模型，平均而言，该模型比Einasto配置文件更适合单个晕。通过与国王配置文件的类比，我们表明，尖锐的截断类似于一个截止的结合能。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "Universal" Density Profile for the Outer Stellar Halos of Galaxies
星系外围的星晕包含了星系形成历史的重要信息，因为外围的弛豫时间尺度足够长，可以保存记忆，而中心部分的单个形成事件的信息由于混合、恒星形成和弛豫而长期丢失。为了揭示这些微弱的外晕区域中编码的一些信息，我们研究了从完全流体动力学高分辨率宇宙学模拟中选择的星系的恒星外围，称为Magneticum。我们发现，在一个广泛的质量范围内的星系外恒星晕的密度分布可以很好地描述了Einasto轮廓。对于固定的总质量范围，Einasto拟合的自由参数密切相关。星系合并事件越多，其外恒星晕的弯曲度越小，但是，我们没有发现弯曲度与星系形态相关的迹象。外部恒星晕密度的Einasto形状也可以解释银河系和仙女座外部恒星晕之间观察到的差异。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Density and Pseudo-Phase-Space Density Profiles of CDM halos
宇宙学N体模拟表明，冷暗物质晕的球平均密度分布可以用Einasto分布精确描述，其对数斜率为指数可调的幂律，γ=dlnρ/dlnr ^α$。CDM晕的赝相空间密度（PPSD）分布也显示出明显的规律性，并可用简单的幂律Q（r）=ρ/σ^3 ~ r^-χ来近似。我们表明，这是预期从动力学平衡的考虑，因为牛仔裤方程预测，伪相空间密度分布的Einasto晕应该类似于幂律在很大范围内的半径。对于典型的CDM晕的α值，平衡晕的内部Q分布仅在非常接近中心的地方显著偏离幂律，并且需要极高分辨率的模拟来明确地检测这种偏离。我们使用的合奏晕从千禧-II模拟研究这两个替代品描述最好的质量分布的CDM晕。我们的分析表明，在最佳模拟的分辨率下，Einasto和幂律PPSD曲线（分别具有可调指数α和χ）对模拟提供了同样可接受的拟合。要全面了解CDM晕的结构，需要了解表征偏离自相似性的形状参数（如α或χ）如何由演化历史、环境或初始条件决定。
2011-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$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
Constraints on dark matter self-interaction from the internal density profiles of X-COP galaxy clusters
假设的暗物质（DM）的基本性质影响引力束缚结构的内部结构。在冷暗物质范例中，DM粒子仅通过重力相互作用。在最小的矮星系或最大质量的星系团中，它们的分布很好地代表了具有形状参数$α\approx0.18$的Einasto轮廓。相反，如果暗物质粒子通过额外的力自我相互作用，我们预计DM晕的质量密度分布在其中心区域变平，从而增加Einasto形状参数。我们测量的结构特性的12个大规模的X-COP星系团从他们的热气体大气的观测使用X射线天文台XMM-牛顿，和Sunyaev-Zeldovich效应使用普朗克全天巡天。去除形态干扰系统后，我们测量Einasto形状参数与平均$\langleα\rangle = 0.19 \pm 0.03$和内在散射$σ_α=0.06$，与预测的冷暗物质范例密切一致。我们使用宇宙学流体动力学模拟集群形成与自相互作用DM（BAHAMAS-SIDM），以确定如何Einasto形状参数依赖于自相互作用截面。我们使用拟合的关系，把我们的测量$α$到约束的自相互作用截面，这意味着$σ/m < 0.19$厘米$^2$ /g（95%的置信水平）在碰撞速度$v_\mathrm{DM-DM}\sim1,000$公里/秒。这低于暗物质自相互作用解决矮球状星系核心尖点问题所需的相互作用横截面，除非横截面是速度的强函数。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark Matter Halo Mass Profiles
我提供了关于NFW、Einasto、Sersic和其他质量分布的注释，这些质量分布提供了与模拟暗物质晕的良好拟合（S3）。我总结了各种已发表的c（M）关系：晕浓度作为质量（S1）的函数。讨论了维里半径的定义，并给出了在晕圈过密度（S2）的各种定义值之间转换c_vir、M_vir和r_vir的关系。
2010-05-03 astro-ph.CO
New catalogue of dark-matter halo properties identified in MICE-GC -- I. Analysis of density profile distributions
弱引力透镜对暗物质晕质量的约束可以通过使用关于其密度分布形态的额外信息来显着改善，从而导致来自晕质量函数的更严格的宇宙学约束。这项工作是第一个两个，我们调查的准确性晕形态和质量测量的2D和3D。为此，我们确定了几个晕物理性质的MICE-Grand挑战暗物质唯一的模拟。我们提出了一个公开的目录，这些属性，包括密度分布和形状参数测量的2D和3D，晕中心的3D密度分布的峰值，以及重力和动能和角动量矢量。密度分布计算使用球形和椭球形的径向箱，考虑到晕的形状。我们还提供了晕浓度和质量来自拟合的2D和3D密度分布使用NFW和Einasto模型晕超过$1000$颗粒（$\gtrsim 3 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$）。我们发现，Einasto模型提供了更好的拟合相比，NFW，无论晕弛豫状态和形状。从2D分布拟合得到的3D密度分布的质量和浓度参数通常是有偏差的。当约束质量和浓度使用弱透镜叠加分析时，也会得到类似的偏差。我们发现，这些偏差依赖于在拟合过程中采用的径向范围和密度剖面模型，但不是晕的形状。
2022-05-13 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
Bayes-X: a Bayesian inference tool for the analysis of X-ray observations of galaxy clusters
我们提出了我们的贝叶斯推断工具，贝叶斯-X，分析X射线观测的星系团的第一个公开版本。我们说明了使用贝叶斯-X分析一组四个模拟集群在z=0.2-0.9，因为他们将观察到的钱德拉一样的X射线天文台。在模拟和分析管道中，我们假设暗物质密度遵循球对称Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓，并且气体压力由广义NFW（GNFW）轮廓描述。然后我们进行了四组分析。通过数值模拟Chandra类数据考察团簇参数的联合概率分布，表明该模型和分析技术能够稳健地返回模拟团簇输入量，约束团簇物理参数，揭示模型参数和团簇物理参数之间的简并性.然后，我们分析钱德拉附近的集群，A262的数据，并得出集群的物理配置文件。为了说明贝叶斯模型选择的性能，我们还进行了分析，假设物质密度的Einasto曲线，并计算贝叶斯因子。模拟数据的模型选择分析的结果有利于NFW模型的预期。然而，我们发现，Einasto配置文件是首选的A262的分析。Bayes-X软件用Fortran 90实现，可在http://www.mrao.cam.ac.uk/facilities/software/bayesx/上获得。
2014-10-16 astro-ph.CO
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-universality of dark-matter halos: cusps, cores, and the central potential
在宇宙学模拟中生长的暗物质晕似乎具有中心NFW样的密度尖点，平均值为$d\logρ/d\log r \approx -1$，以及一些分散，通常由Einasto密度轮廓拟合函数中的变化指数$α$参数化。在观测到的星系团和可能的矮星系中也可以看到轮廓形状的非普遍性。在这里，我们表明，非普遍性，在任何给定的质量尺度，是DARKexp，无碰撞自引力系统的理论推导模型的内在属性。我们证明了DARKexp -它只有一个形状参数，$ϕ_0$ -适合大规模模拟晕以及观察到的集群的轮廓形状的分散非常好。DARKexp还考虑到了核心暗物质的分布，比如矮球状星系的分布。我们提供了DARKexp $ϕ_0$、Einasto $α$或Dehnen-Tremaine分析$γ$模型中的中心对数斜率之间的近似解析关系。晕参数的范围反映了暗物质晕每单位质量的结合能的实质性变化。
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center
虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy rotation curves and universal scaling relations: comparison between phenomenological and fermionic dark matter profiles
星系晕具有不同的尺度关系，如径向加速度关系、质量离散加速度关系（MDAR）或暗物质表面密度关系（SDR）。与传统的$Λ$ CDM晕的唯象研究不同，我们假设暗物质（DM）晕是通过最大熵原理（MEP）形成的，其中DM粒子的费米子（量子）性质得到了充分的解释。第一次有竞争力的DM模型的基础上的第一物理原理，如（量子）热力学和热力学，是测试对一个大的数据集的银河系观测。特别是，我们比较了费米DM模型与经验DM配置文件：NFW模型，广义NFW模型占重子反馈，Einasto模型和Burkert模型。对于这项任务，我们使用了一个大样本的120个星系从斯皮策测光和准确的旋转曲线数据集，从中我们推断DM内容与模型进行比较。我们发现，径向加速度关系和MDAR很好地解释了所有的模型具有可比的精度，而适合个人的旋转曲线，相反，核心DM晕是统计上首选的尖NFW配置文件。然而，非常不同的物理原理证明了最受欢迎的DM剖面中平坦的内晕斜率：而广义NFW或Einasto模型依赖于复杂的重子反馈过程，MEP场景涉及DM粒子的准热力学平衡。
2023-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Density profile slope of Clusters of Galaxies
本文将Del Popolo（2012）关于重子-暗物质（DM）相互作用如何塑造矮星系密度分布的研究扩展到星系团。考虑到动力学摩擦、随机和有序角动量以及暗物质晕对重子凝聚的响应，确定了星系团的密度分布。我们发现，只含DM的晕具有Einasto轮廓的特征，并且轮廓随重子含量和随机角动量值的增加而变化。在第一部分的文件中得到的分析结果被应用到研究集群的内部配置文件具有比NFW预测（A611，A383）的斜率平坦或其特征在于与NFW模型（MACS J1423.8+2404，RXJ 1133）的配置文件。利用独立测量的重子分数和典型的自旋参数值$λ\simeq 0.03$，并调整随机角动量，重新得到了上述星系团的质量和密度分布.最后，我们证明了$\simeq 10$ kpc，$M_{b,in}$内部的重子质量与团簇的总质量相关，发现这两个量之间的相关性为$M_{b,in} \propto M_{500}^{0.4}$。
2012-04-19 astro-ph.CO
The Doubloon Models of Dark Haloes
本文提出了一类具有平坦圆速度曲线的球晕模型。这包括旋转曲线具有有限中心值但向外下降的模型（如Jaffe模型）。它包括旋转曲线在内部上升，但渐近稳定的模型（如宾尼模型）。该系列包括有限和奇异（尖点）密度分布的模型。导出了依赖于结合能$E$和角动量$L$的自洽分布函数，讨论了模型的运动学性质。这些确实描述了总物质的性质（包括发光和黑暗）。为了与观测结果进行比较，最好考虑示踪星的星族。这些可以用来表示椭圆星系或螺旋星系的球状组成部分。因此，我们研究了具有幂律或Einasto轮廓的示踪剂在双势场中运动的性质。在球面排列的假设下，我们提供了一个简单的方法来解决的Jeans方程的速度色散。这种排列方式得到了银河系恒星晕观测结果的支持。幂律示踪剂到处都有长椭球速度椭球。然而，这是不是Einasto示踪剂的情况下，速度椭球体的变化从长椭球体附近的极点。并导出了逃逸速度附近的速度分布的渐近形式，以便应用于银河系中的高速恒星。幂律示踪剂具有幂律或麦克斯韦速度分布尾部，而Einasto示踪剂具有超指数截止。
2015-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation II: Spin and concentration parameters for dark matter haloes during the Epoch of Reionization
我们使用高分辨率的N体模拟研究的浓度和自旋参数的暗物质晕的质量范围$10^8\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1} < {\rm M} < 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1}$和红移$5{<}z{<}10$，对应的星系晕被认为是负责再电离。我们建立了一个子样本的平衡晕和对比他们的属性，也包括非放松系统的完整人口。通过将NFW和Einasto剖面拟合到单个晕的球平均密度剖面来计算浓度。在去除平衡外的晕后，我们发现一个$z{>}5$浓度$-$质量（$c(M)$）的关系，几乎是平坦的，以及描述了一个简单的幂律NFW和Einasto拟合。在$z=5$中，平均值关系周围的固有离散度为$Δc_{\rm{vir}}{\sim1}$（或20%）。我们还发现，由Ludlow等人提出的分析模型。再现晕浓度的质量和红移依赖。我们的最佳拟合Einasto形状参数$α$以$α{=}0.0070ν^2{+}0.1839$准确描述的方式取决于峰高$ν$。自旋参数$λ$的分布对平衡态的依赖性很弱;对于我们的弛豫样品，$λ$的峰值大约在${\sim}0.033$，对于全布居，峰值在${\sim}0.04$。自旋-维里质量关系在高红移处有轻微的负相关。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fitting functions for a disk-galaxy model with different LCDM-halo profiles
我们提出了一个适应的标准场景的磁盘星系形成的和谐LCDM宇宙学的目的是推导出解析表达式的尺度长度和旋转速度的现今磁盘内形成四个不同的，宇宙学动机原星系暗物质晕密度配置文件。我们调用一个标准的星系形成模型，其中包括维里平衡的球形暗晕，气体冷却过程中的特定角动量守恒，和绝热晕响应的气体流入。中心星盘的平均质量分数和质光比被视为自由参数，其值被调谐到与观测到的星系的大小-光度和圆速度-光度关系的零点相匹配。我们提供了在Einasto r^{1/6}、Hernquist、Burkert和Navarro-Frenk-White暗物质晕中形成的圆盘的特征尺寸和旋转速度的解析公式。这些表达式同时匹配所观察到的零点和斜率的不同的相关性，可以建立在RVL空间的盘星系的星系和恒星形成效率的合理值。
2010-05-05 astro-ph.CO
Dark Matter Halos: The Dynamical Basis of Effective Empirical Models
我们调查的经典经验模型（特别是，Sersic-Einasto和广义NFW），被广泛用于描述星系中的无碰撞物质的分布的动力学基础。我们认为，这样的基础是提供了我们的α-配置文件，构成的解决方案的金斯动力学平衡与物理边界条件。我们将展示如何设置参数的经验的动力学模型，我们发现的经验模型，特别是塞尔西奇-埃纳斯托，构成一个简单而紧密的近似动力学模型。最后，我们讨论了如何这些提供了一个有用的基线评估的影响，可能调制的密度斜率在中央星系区域的小尺度动力学。
2010-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology and Astrophysics from Relaxed Galaxy Clusters V: Consistency with Cold Dark Matter Structure Formation
这是研究大质量、动态松弛的星系团的天体物理学和宇宙学的系列论文中的第五篇。我们的样本包括40个集群被确定为动态放松和热在本系列的论文I和II。在这里，我们使用的X射线数据的集群质量配置文件的约束条件，以测试一些基本的预测宇宙结构形成的冷暗物质（CDM）的范例。我们提出的浓度-质量关系的大规模集群的限制，发现一个幂律质量依赖的斜率为$κ_m=-0.16\pm0.07$，与CDM预测。对于这个放松的样品，关系是一致的常数作为红移的函数（幂律斜率与$1+z$的$κ_ζ=-0.17\pm0.26$），与$σ_{\ln c}=0.16\pm0.03$的内在散射。我们调查的数据（通常为$\sim50$千分之一秒差距-1百万分之一秒差距）探测的径向范围内的集群质量分布的形状，并测试偏离简单的纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的形式，密度分布的对数斜率往往$-1$在小半径。具体而言，我们认为作为替代的广义NFW（GNFW）和Einasto参数化。对于GNFW模型，我们发现$β=1.02\pm0.08$的对数内斜率的平均值（减去），具有$σ_β=0.22\pm0.07$的内在散射，而在Einasto情况下，我们将平均形状参数约束为$α=0.29\pm0.04$，具有$σ_α=0.12\pm0.04$的内在散射。因此，我们的结果是一致的，平均与简单的NFW模型，但我们清楚地检测到存在的内在的，集群到集群的…
2016-07-25 astro-ph.CO
Inferring Gravitational Potentials from Mass Densities in Cluster-sized Halos
我们使用N体模拟来量化如何在集群大小的晕的逃逸速度映射到引力势在一个LambdaCDM宇宙。利用球形密度-势对和泊松方程，我们发现，物质密度推断的引力势剖面预测的逃逸速度剖面，对于群和星团大小的晕（10^13 < M_200 < 10^15 M_sun，相对于临界密度），精度在百分之几以内。从核心外到维里半径外都是准确的。我们明确地将一个宇宙学常数的重要性时推断的潜在的泊松方程。我们考虑了三种密度模型，发现Einasto和Gamma剖面比Navarro，Frenk和White剖面提供了更好的密度和势剖面的联合估计，而Navarro，Frenk和White剖面不能准确地表示逃逸速度。对于单个晕，测量的逃逸速度和密度推断的电势分布之间的1 σ分散很小（<5%）。最后，虽然子晕显示15%的偏差，在他们的代表粒子的速度分散配置文件，子晕逃逸速度配置文件相匹配的暗物质逃逸速度配置文件，以高精度，没有证据表明速度偏差以外的0.4r_200。
2016-12-16 astro-ph.CO
CLASH: Weak-Lensing Shear-and-Magnification Analysis of 20 Galaxy Clusters
本文对哈勃望远镜星团透镜与超新星巡天（CLASH）中选取的16个X射线规则星团和4个0.19<z<0.69的高倍星系团的样品进行了剪切-放大弱透镜分析。我们的分析使用了宽视场多色成像，主要使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄。通过对X射线选择的子样本进行叠加剪切分析，我们检测到了在200至3500 kpc/h的径向范围内总信噪比约为25的整体平均透镜信号。堆叠的切向剪切信号很好地描述了一个家庭的标准密度分布预测暗物质为主的晕在引力平衡，即Navarro-Frenk-White（NFW），截断的变种NFW，和Einasto模型。对于NFW模型，我们在$M_{200c}=1.34^{+0.10}_{-0.09} 10^{15}M_{\odot}$处测量$c_{200c}=4.01^{+0.35}_{-0.32}$的平均浓度。我们表明，这是在极好的协议与λ冷暗物质（LCDM）的预测时，CLASH X射线选择功能和投影效应考虑在内。最佳拟合Einasto形状参数为$α_E=0.191^{+0.071}_{-0.068}$，这与$\sim 0.18$的NFW等效Einasto参数一致。我们重建投影质量密度分布的所有CLASH集群从剪切和放大数据的联合似然分析，并测量集群质量在几个特征半径。我们还推导出一个整体平均的总投影质量配置文件的X射线选择的子样本，通过堆叠他们的个人质量配置文…
2014-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dynamics-based density profile for dark haloes -- III. Parameter space
本文分析了截断 Einasto 暗晕密度轮廓的参数空间，证明参数非简并且能恢复轨道项与下落项性质，并发现 $α$ 依赖吸积率而非峰高，$r_{\rm t}$ 比密度斜率最陡处半径更能准确度量吸积率。
2024-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Convergence and shear statistics in galaxy clusters as a result of Monte Carlo simulations
本文研究了星系团晕环境对星系偏转特性的影响。为此，在$Λ$ CDM宇宙学模型中，对服从Einasto密度分布的圆形和椭圆形投影星系团晕进行了多重模拟。用Monte-Carlo方法计算了一个测试星系在其星系团中随机位置的外剪切和会聚。在整个模拟过程中，总维里质量，轮廓浓度和斜率参数的变化都为集群和它的组成星系。该星系团由平滑的物质分布（星系际气体和暗物质）和随机定位的星系组成。作为多次运行的结果，外部剪切和收敛有关的变量集团的特点和它的红移的稳健的统计估计。此外，对于通过星系团IRC-0218看到的星系透镜，模拟了星系团外部质量分布引起的放大。
2015-06-15 astro-ph.CO
Microlensing of dark matter models in the Milky Way
研究利用OGLE数据探讨原初黑洞作为暗物质候选者的约束，发现超短时间尺度事件可能由PBH解释，且Burkert剖面下的约束比NFW剖面更宽松。
2025-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Escaping a Galaxy Cluster in an Accelerating Universe
我们得到的逃逸速度配置文件的Einasto密度场在加速宇宙中，并证明其物理可行性，通过比较理论预期的光锥数据产生的N体模拟和存档数据的20个星系团。我们证明，投影函数（$g(β)$）被认为是物理上可行的，只有理论上的期望，包括宇宙学依赖项。使用模拟，我们表明，所推断的速度各向异性是超过6σ远离的理论配置文件，忽略了宇宙的加速度的预期值。在档案数据中，我们约束的平均速度各向异性参数的样本的20个集群是$β={0.248}_{-0.360}^{+0.164}$在68%的置信水平。最后，我们简要地讨论了我们的分析模型可能被用作一种新的宇宙学探测的基础上星系团。
2016-11-17 astro-ph.CO
Model comparison of the dark matter profiles of Fornax, Sculptor, Carina and Sextans
我们使用基于轨道的动力学模型来拟合天炉座，玉夫座，船底座和六分仪矮球状星系的视线速度分布的二阶和四阶矩。我们的目标是比较这四个系统的暗物质配置文件模型使用贝叶斯证据。我们考虑了NFW，Einasto和几个岩心剖面的暗晕，并提出了模型参数的概率分布函数。当单独考虑每个系统时，我们发现对于这些特定的参数密度分布之一没有偏好。然而，综合的证据表明，不可能所有的星系都嵌在相同类型的ρ_{DM} \propto 1/（1 + r^2）^{β/2}（其中β= 3，4）的核心轮廓中。对于每个星系，我们还获得了一个几乎与模型无关的，因此准确的，测量的暗物质密度分布的对数斜率在半径~ r_{-3}，即恒星密度分布的对数斜率是-3。这个斜率的范围从天炉座的~ -1.4到六分仪座的~ -1.1，都在~ 1千秒差距。我们所有的最佳拟合模型在半径的大范围内（从略低于r_{-3}到最后测量的数据点）基本上具有相同的质量分布。这一非凡的发现可能意味着，为了容纳银河系周围的dSph星系，从宇宙学模拟中提取的subhalo应该具有的特征受到了更强的约束。
2013-04-10 astro-ph.CO
The slope of the mass profile and the tilt of the fundamental plane in early-type galaxies
我们提出了一个调查，使用钱德拉X射线天文台，在一个样本的10个星系，集团和集群，跨越~2维里质量的数量级的中心引力质量配置文件。发现在~0.2--10Re（Re为中心星系的光学有效半径）范围内，总质量分布与幂律密度分布非常相似。质量密度分布的负对数斜率α随Re系统地变化，从Re~4kpc系统的α =2到Re> 30 kpc系统的α =1.2。流体静力学平衡引起的波动可能很小，不能很容易地解释这种趋势。我们表明，重子（Sersic）和暗物质（NFW/ Einasto）组件之间的阴谋需要保持幂律总质量分布自然预测的α和Re之间的反相关是非常接近的观察。α随Re的系统性变化意味着Re中有一部分暗物质随星系的性质系统性地变化，其变化方式可以在不进行微调的情况下再现观测到的基本面倾斜。我们推测，建立一个接近幂律的总质量分布，因此是一个基本特征的星系形成和主要因素，它决定了倾斜的基本平面。
2010-01-07 astro-ph.CO
Cosmic structures from a mathematical perspective 1. Dark matter halo mass density profiles
几十年来，由相同的、无碰撞的粒子组成的系综的个体自引力结构的形状一直难以捉摸。特别是，为什么像Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓这样的质量密度轮廓与基于模拟和观测的暗物质晕很好地拟合的原因还没有被发现。我们推导出最可能和最不可能的联合系综配置的幂律指数的约束方程。我们发现，任何暗物质晕可以分为三个区域：核心，中间部分，和外围部分的边界半径$r_\mathrm{max}$。核的幂律指数由核内颗粒分布的平均半径决定。在无限多粒子的极限下，中间区域变成等温的。远离中心的质量密度剖面的斜率由相对于最外层晕粒子的$r_\mathrm{max}$的选择决定，因此出现了两种典型的极限情况来解释星系团外围的$r^{-3}$斜率和星系外围的$r^{-4}$斜率。因此，我们成功地从一般的观点推导出常见的拟合函数的质量密度分布。这些结果也可以找到一个简单的解释的尖点核心问题，并从其动力学分离的晕描述。
2020-06-12 astro-ph.CO
Determination of the best dark matter profile for the Milky Way with Gaia DR3 using Bayesian Model Comparison
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
通过贝叶斯模型比较分析，利用Gaia DR3数据确定描述银河系旋转曲线的最佳暗物质模型，比较了三种不同的恒星模型和七种不同的暗物质模型，发现Einasto分布比NFW分布更受青睐，且核心暗物质分布优于NFW分布，同时发现MOND模型拟合效果不如暗物质模型。
2026-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Power law pseudo phase-space density profiles of dark matter halos: fluke of physics?
近20年来，人们已经知道平衡态模拟的暗物质晕的赝相空间密度分布$ρ(r)/σ^3(r)$在半径30年内可以很好地用幂律描述，尽管密度$ρ(r)$和速度色散$σ(r)$都明显偏离幂律。这种无标度行为的起源尚不清楚。这可能是自引力无碰撞系统的固有属性，也可能仅仅是巧合。为了解决这个问题，我们使用平衡晕，更具体地说，使用Jeans方程的二阶导数，在（i）Einasto密度分布、（ii）线性速度各向异性-密度斜率关系和（iii）$ρ/σ^3\propto r^{-α}$的假设下，可以将Jeans方程从微分方程转换为三次代数方程。关系式（i）-（iii）都在数值模拟中观察到，并且通过总共4个或6个模型参数很好地参数化。我们不考虑晕的动力学演化;相反，利用平衡晕的代数Jeans方程将关系式（i）-（iii）放在同一基础上的事实，我们研究了该方程在4维和6维空间中的（近似）解。我们认为，这些参数空间中的最佳解的分布是不一致的$ρ/σ^3\propto r^{-α}$是一个基本的性质的引力演化，并得出结论，这个量的无标度性质很可能是一个侥幸。
2020-03-12 astro-ph.CO
Non--power law behavior of the radial profile of phase--space density of halos
利用Del Popolo（2009）引入的模型，考虑了动力学摩擦、有序角动量和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质相互作用的影响，研究了含有和不含有重子（重子+DM和纯DM）的$Λ$ CDM暗物质晕的赝相空间密度$ρ(r)/σ^3(r)$.我们研究了$ρ(r)/σ^3(r)$的径向依赖性超过9个数量级的星系和星系团尺度的结构半径。我们发现，$ρ(r)/σ^3(r)$是近似的幂律仅在晕半径的范围内解决目前的模拟（下降到0.1%的维里半径），而它有一个非幂律行为低于引用的规模，与内部轮廓随质量变化。对于由暗物质和重子组成的晕，非幂律行为更为明显，而仅由暗物质组成的晕，其角动量被选择为再现Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，其特征在于近似幂律行为。本文的结果导致得出结论，NFW类型的密度分布与$ρ(r)/σ^3(r)$的幂律行为相容，而那些向晕中心变平的密度分布，如Del Popolo（2009）或Einasto分布或Burkert分布中发现的密度分布，不能产生在所有半径处均为幂律的伪相空间密度的径向分布。这些结果反对赝相空间密度的普适性，因此也反对由暗物质和重子构成的密度分布的普适性，正如Del Popolo（2009）所讨论的那样。
2011-12-18 astro-ph.CO
A novel determination of the local dark matter density
我们提出了一个新的研究问题的银河系的质量模型，集中在功能方面的暗物质晕组件。我们已经考虑了一个多样化的样本的动态观测的银河系，包括最近出现的几个结果，并研究了一个7-或8维参数空间-定义的银河系模型-通过实施贝叶斯方法的参数估计的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗方法。这种分析的主要结果是一种新的本地暗物质晕密度的测定，假设球对称性和Einasto或NFW密度分布被发现约为0.39 GeV厘米$^{-3}$与1- $σ$误差约为7%，更准确地说，我们发现一个$ρ_{DM}(R_0) = 0.385 \pm 0.027 \rm GeV cm^{-3}$的Einasto配置文件和$ρ_{DM}(R_0) = 0.389 \pm 0.025 \rm GeV cm^{-3}$的NFW。这与$ρ_{DM}(R_0)$约为0.3 GeV cm $^{-3}$且不确定度为2至3倍的标准假设相反。非常精确地确定局部晕密度对于解释直接暗物质探测实验是非常重要的。事实上，我们所产生的结果，加上最近精确测定的本地圆速度，应该是非常有用的相当狭窄的天体物理不确定性直接暗物质检测。
2009-07-30 astro-ph.CO hep-ph
Imprints of dark matter on the structural properties of minimally deformed compact stars
本文基于 Einasto 密度分布、Adler-Finch-Skea 度规与最小几何形变方法，构建含暗物质源的各向异性致密星解析模型，并验证其可用于现实暗物质恒星构型。
2024-08-22 astro-ph.CO gr-qc
Modelling mass distribution in elliptical galaxies: mass profiles and their correlation with velocity dispersion profiles
我们收集了一组统计的全球质量模型约2,000个近球形SDSS星系的平均红移为0.12的基础上，他们的孔径速度色散和新导出的光度配置文件，结合已发表的速度色散配置文件和经验性质和星系和晕参数的关系。当两个组件（即恒星加暗）的质量模型拟合SDSS孔径速度色散，预测的速度色散分布（VP）的斜率内的有效半径R_eff匹配以及在观察到的椭圆星系的分布。相比之下，单组分模型不能再现VP斜率分布。从大量的输入变量来看，模型在径向范围为0.1 R_eff < r < R_eff时表现出紧密的相关性<gamma_e>=（1.865+/-0.008）+（-4.93+/-0.15）<eta>，其中<gamma_e>是总质量密度的平均斜率绝对值，<eta>是速度色散曲线的平均斜率，这导致<gamma_e><eta>在观测到的椭圆星系中，对于=-0.058+/-0.008，超等温= 2.15+/-0.04。此外，成功的两个组件的模型似乎意味着一个典型的斜率曲率模式，在总质量的配置文件，因为观察到的陡峭的光度（恒星质量）的配置文件和弱透镜推断晕配置文件在大半径的总质量配置文件与单调变化的斜率将需要太高的DM密度在光学区域引起太大的孔径速度色散和太浅的VP。
2013-11-08 astro-ph.CO
Lensing Constraints on the Mass Profile Shape and the Splashback Radius of Galaxy Clusters
原则上，星系团周围的透镜信号可以用来测试数值模拟对它们平均质量分布的详细预测。然而，当一个样品跨越了很大范围的集群质量是平均的物理长度单位时，轮廓的固有形状可能会模糊。这种效应尤其掩盖了梯度的快速变化，例如与回溅半径相关的陡降，即与吸积晕中最外层焦散相对应的尖锐边缘。我们通过将单个晕轮廓缩放到一些球形过密度半径来优化这种局部特征的提取，并将这种方法应用于16个X射线选择的高质量星团，这些星团是哈勃望远镜在星团透镜和超新星调查中的目标。通过对Umetsu等人提出的弱透镜和强透镜数据进行前向建模，我们表明，不管标度过密度如何，投影的系综密度轮廓都可以很好地由NFW或Einasto轮廓描述，直到$R \sim 2.5h^{-1}$ Mpc，超过该轮廓，轮廓变平。我们将NFW浓度限制为在$M_{200c} \simeq 1.0 \times 10^{15}h^{-1}M_\odot$的$c_{200c} = 3.66 \pm 0.11$，与使用常规堆叠透镜轮廓的先前工作一致并从其改进，并且与理论预期非常一致。假设Diemer和Kravtsov的剖面形式和从数值模拟校准的通用先验，我们放置在集群晕的回溅半径的下限，如果它存在的话，$R_{sp}/r_{200m} > 0.89$（$R_{sp} > 1.83h^{-1}$ Mpc）在68%的置信度。相应的密度特征是最明显的集群配置文件时，按比…
2017-02-23 astro-ph.CO
X-ray modelling of galaxy cluster gas and mass profiles
利用Ascasibar和Diego的唯象星系团模型，对20个星系团的统计样本进行了团内介质和引力质量分布的参数分析。我们描述了一个有效的计划，估计误差的模型参数和导出量，使用自举响应。我们发现，该模型提供了一个很好的描述在所有情况下的数据，我们量化的平均分数的内在散射的最佳拟合密度和温度分布，发现这在整个样本的中位数值为2%和5%，分别。此外，我们证明了直接从模型中确定的r500和从核心排除的全球光谱估计之间的良好协议。我们比较冷的核心和非冷的核心集群的对数斜率的气体密度和温度分布和模型参数的分布，并得出结论，这两个类别是明确可分离的。特别是，我们确认在0.04 r500测量的气体密度分布的对数梯度区分两种类型的集群的有效性。
2009-10-19 astro-ph.CO
A constant characteristic volume density of dark matter haloes from SPARC rotation curve fits
我们使用175个银河系数据库中的星系研究了暗物质晕和星系盘之间的标度关系。我们探讨了两个宇宙学动机DM晕配置文件：从DM只模拟和DC 14配置文件从流体动力学模拟的Einasto配置文件。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合观测到的旋转曲线，并使用近红外测光和$Λ$ CDM激励的先验来打破盘晕简并。我们发现DM晕的特征体积密度$ρ_{\rm s}$在星系光度的$\sim$ 50年内几乎是恒定的。相反，尺度半径$r_s$和特征面密度$ρ_s\cdot r_s$与星系光度相关。这些尺度关系为星系形成的宇宙学模拟提供了一个经验基准。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
$J$-factors for Velocity-dependent Dark Matter
如果暗物质在次晕内以速度依赖的截面湮灭，那么由此产生的光子信号的幅度和角分布将发生变化。这些效应编码在$J$因子中。在这项工作中，我们计算的$J$ -因子的横截面速度依赖性的各种选择，并为各种选择的暗物质配置文件，包括广义Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Burkert和摩尔。我们将这些计算的结果作为数据产品包含在文章中。我们发现，未来的信号的角分布将取决于湮灭截面的速度依赖性更强烈的尖形配置文件比核心配置文件。有趣的是，我们发现，对于一个内部斜率幂律陡于4/3的密度分布，索末菲增强湮灭在库仑极限导致在中心的发散，需要更详细的治疗偏离库仑极限。
2022-07-27 astro-ph.CO hep-ph
The surprising accuracy of isothermal Jeans modelling of self-interacting dark matter density profiles
自相互作用暗物质（SIDM）的观测证据的最新声明依赖于一种半解析方法来预测包含SIDM的星系和星系团的密度分布。我们提出了一个彻底的描述这种方法，被称为等温牛仔裤建模，然后测试它与一个大的合奏从宇宙学模拟的晕。我们的模拟运行与冷和无碰撞的暗物质（CDM）以及两个不同的SIDM模型，所有的暗物质只有变种以及版本，包括重子和相关的星系形成物理。使用不同的盒子大小和分辨率的组合，我们研究质量范围从3e 10到3e 15 Msun的晕。总体而言，我们发现，等温牛仔裤模型提供了准确的描述模拟SIDM密度分布的Navarro-Frenk-White配置文件没有CDM晕。我们可以使用模型预测，与模拟的密度分布相比，以确定用于运行模拟的输入DM-DM散射截面。这对于大横截面特别有效，而对于CDM，我们的结果倾向于支持非零（尽管相当小）横截面，这是由我们采用的模型参数空间采样方法所固有的对小横截面的偏见所驱动的。该模型适用于我们研究的整个晕质量范围，尽管包括重子导致中等质量（10^12 - 10^13 Msun）晕的DM轮廓并不强烈依赖于SIDM截面。因此，最严格的限制将来自质量较低和较高的晕：矮星系和星系团。
2021-01-29 astro-ph.CO
Constraining Dwarf Spheroidal Dark Matter Halos With The Galactic Center Excess
如果费米-LAT报告的来自星系中心的伽马射线过剩是湮灭暗物质的信号，那么人们必须质疑为什么在矮球状星系中没有观察到类似的过剩。我们用这个观测来限制矮球状星系的密度分布，假设星系中心过剩实际上是一个信号，从湮灭暗物质。我们将约束的广义NFW参数$γ$和Einasto配置文件参数$α$控制的对数斜率的内部区域的晕的密度分布。我们确定，在这些假设下的银河系中心过剩是不一致的标准NFW配置文件（和其他“尖”的配置文件）矮球状星系，但与观测的核心矮星系配置文件是一致的。具体来说，我们发现，矮球状轮廓必须比银河系的尖。暗物质通过光介质进行自我交互的模型可以实现这一点。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
