Substructure of fuzzy dark matter haloes
通过求解与质量相关的势垒函数的偏移集问题，导出了模糊暗物质的晕质量函数。我们发现，与Sheth-Tormen HMF的FDM方法相比，我们的方法具有更高的截止质量，并且截止质量随红移的变化不太强烈。使用合并树构造与修改后的版本的莱西和科尔形式主义，占抑制小尺度功率和FDM晕的尺度依赖性的增长和半解析GALACTICUS代码，我们研究了统计的晕子结构，包括从动态摩擦和潮汐剥离的影响。我们发现，如果暗物质是冷暗物质（CDM）和FDM的混合物，则在小尺度上会对晕子结构产生抑制，这可能能够解决纯CDM模型所面临的缺星问题。随着FDM分数的增加或FDM质量的减少，抑制变得更强。因此，它可以用于约束FDM模型。
2016-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Streams in the Aquarius stellar haloes
我们使用非常高的分辨率，完全宇宙学模拟的宝瓶座项目，再加上半解析模型的星系形成，研究相空间分布的晕星在“太阳邻居”样卷。我们发现，这种分布是非常丰富的子结构的形式，恒星流的所有五个恒星晕，我们已经分析。这些流可以很容易地在速度空间中识别，以及在伪守恒量的空间中，如E与Lz。在我们最好的解决本地卷，识别流的数量范围从300到600，在非常好的协议与以前的分析预测，即使在混沌混合的存在。在这些体积中，与（大质量）恒星流有关的粒子的比例可以高达84%。被发现的流的数量减少的幂律与银河中心半径。我们表明，最强的限制，我们的最差解决局部体积的子结构的量化是粒子分辨率，而不是由于混沌混合的强扩散。
2013-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Dark Matter Substructures on Gravitational Lensing: Results from the Aquarius Simulations
我们使用高分辨率的宝瓶座模拟银河系大小的晕在LCDM宇宙学研究暗物质子结构对引力透镜的影响。每个晕在其维里半径内可以分辨出约10^8个粒子（质量分辨率约为10^3-4 M_sun/h）。质量大于10^5 M_sun/h的次晕被很好地分辨出来，比以前的透镜研究至少提高了两个数量级。我们将重子组件建模为赫恩奎斯特配置文件和帐户的暗物质通过绝热收缩的响应。我们专注于“异常”的通量比问题，特别是对违反尖焦散关系由于子结构。我们发现，质量小于~ 10^8 M_sun/h的次晕在引起通量异常方面起着重要作用;这种低质量的次晕在以前的研究中一直没有得到解决。不同晕之间和同一晕的不同投影之间的预测通量比有很大的分散性。在某些情况下，预测的异常通量比的频率与射电透镜观察到的频率相当，尽管在大多数情况下并非如此。模拟再现所观察到的尖瓣透镜违规的概率约为0.001。因此，我们的结论是，在宝瓶座晕的中心区域的子结构的量是不够的，以解释所观察到的频率违反尖焦散关系。这些结论完全是基于我们的暗物质模拟，忽略了重子对次晕生存能力的影响。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Under the sword of Damocles: plausible regeneration of dark matter cusps at the smallest galactic scales
利用受控N体实验研究了由暗物质吸积驱动的矮星系暗物质晕轮廓的演化。我们的初始条件假设超新星反馈擦除原始DM尖点的晕与$10^{9}-10^{10} \rm{M_{\odot}}$在$z=0$。下落子结构的轨道和质量是从{ \it Aquarius}模拟中借来的。我们的实验表明，一小部分的晕，经历1：3下降到1：30合并容易改革DM尖由$z\approx 0$。尖点再生长是由密度足够大的DM子结构的吸积驱动的，这些子结构在被潮汐破坏之前到达主晕的中心区域。在所报道的质量-浓度关系的平均值上，质量比大于1：6的子结构的落入系统地导致瓣尖再生长。在1：6到1：8和1：8到1：30之间的子结构需要分别位于平均值以上一个和两个sigma。这些致密的低质量子结构的合并时间尺度相对较长$(5-11 \rm{Gyrs})$，这可能会对矮星系DM核心的寿命造成时间尺度问题。这些结果表明，一定程度的分散在中央密度斜坡的星系晕的反馈作用是预期的随机质量吸积的历史低质量晕和不同的恒星形成的历史中观察到的本地群矮。
2014-09-12 astro-ph.GA
Extracting galaxy merger timescales I: Tracking haloes with WhereWolf and spinning orbits with OrbWeaver
结构形成的层次模型预测，暗物质晕组装历史的特点是情节合并和与其他晕的相互作用。对这一过程的准确描述将有助于深入了解晕和其中星系的动态演化。使用大型宇宙学N体模拟，我们研究子结构晕和它们的主机之间的相互作用，以及不同的进化历史如何映射到不同类别的轨道？我们使用两个新的软件工具- WhereWolf，它使用晕组目录和合并树，以确保在密集的环境中准确跟踪晕，和OrbWeaver，它量化每个晕的轨道参数。我们演示了WhereWolf如何提高晕合并树的准确性，我们使用OrbWeaver来量化晕的轨道。我们评估如何从文献中的合并时间尺度的分析处方相比，从我们的模拟测得的合并时间尺度，并发现现有的处方表现良好，提供的子结构与主机质量的比例不是太小。在小的子结构与主机的质量比的限制，我们发现，处方可以高估合并的时间尺度大幅，这样的光晕预测生存远远超过模拟结束。这项工作突出了需要一个修订的合并时间尺度，更准确地占过程，如灾难性的潮汐中断的分析处方。
2019-11-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Convergence properties of halo merger trees; halo and substructure merger rates across cosmic history
我们引入gbpTrees：一种从宇宙学模拟中构建合并树的算法，旨在识别和纠正晕轮发现过程中的错误或模糊所引入的病理情况。gbpTrees是建立在一个光环匹配的方法，利用伪径向矩从径向排序的粒子ID列表（不需要其他信息）和一个方案，用于分类合并树病理从网络的匹配，使到和从光环跨越快照范围向前和向后的时间。在这项工作中，关注Subfind目录，扫描影响我们的合并树构建的参数，产生收敛结果所需的最佳快照节奏和扫描范围。当快照由$\lesssim{0.128}$动态时间间隔时，病理增殖;方便地类似于半分析建模的收敛所需的，如Benson等人所建立的，对于尺寸为$n_{\rm p}\gtrsim{75}$的朋友的朋友（FoF）晕，总合并计数收敛在$\sim{5}$ %的水平，质量分辨率为512倍，但是子结构速率随着质量分辨率收敛得更慢，达到$n_{\rm p}\gtrsim{100}$和颗粒质量$m_{\rm p}{\lesssim}10^{9}M_\odot$的$\sim{10}$ %的收敛。我们目前的分析适合FoF和子结构合并率在几乎所有观测到的银河系的历史（$z{\le}8.5$）。虽然我们发现与Fakhouri等人的FoF晕的结果很好的协议，一个稍微平坦的合并率和增加的主要合并率的依赖，减少以前报道的差异与扩展Press-Schechter估计。当适当定义时，子结构合并率显示出与Fo…
2017-09-05 astro-ph.GA
Investigation of mass substructure in gravitational lens system SDP.81 with ALMA long-baseline observations
利用ALMA长基线观测研究SDP.81引力透镜系统中的低质量暗物质晕子结构，发现多极项与大质量子晕的透镜特征相似，但未发现先前报告的子晕证据，指出需改进模型以避免误判。
2025-09-03 astro-ph.GA
Creating mock catalogues of stellar haloes from cosmological simulations
我们提出了一种新的技术，用于创建模拟目录的个别恒星，使吸积组成部分的恒星晕在宇宙学模拟，并显示如何目录可以用来测试和解释观测数据。这些目录是由多种方法组合而成的。一个半解析的星系形成模型被用来计算在N体模拟中的晕中的恒星形成历史，并且暗物质粒子被标记为这个恒星质量。使用恒星星族合成模型将标签转换为单个恒星，以获得恒星的数量密度和演化阶段，以及相空间采样方法，该方法在确保保持原始N体模拟的相空间结构的同时分布恒星。一套基于$Λ$ CDM宝瓶座模拟银河系质量晕的目录已经创建并在一个网站上公开提供。两个例子的应用程序进行了讨论，演示模拟目录的功能和灵活性。我们展示了如何丰富的恒星的子结构，生存在恒星晕排除了一个简单的测量其密度分布，并明确展示了如何双光束调查可以返回几乎任何值的斜率的配置文件。我们还表明，特定类型的恒星，在组成的恒星星族的差异签名，允许流的丰度的局部变化，很容易识别。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: IV. Dynamical Friction
本文通过解析方法纳入动力学摩擦效应，推导出子晕丰度和径向分布的准确表达式，解释了模拟结果并扩展了其应用范围。
2025-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
New empirical constraints on the cosmological evolution of gas and stars in galaxies
我们结合了最新的观测动机的约束恒星性质的暗物质晕，随着数据驱动的预测原子（HI）和分子（H $_2$）的气体在星系中的演变，获得经验之间的关系建立的星系组成部分和它们的演变在宇宙时间。在高红移（$z \gtrsim 4$），框架意味着星系主要通过吸积获得它们的冷气（原子和分子），冷气的分数达到宇宙重子分数的20%左右。我们推断一个强烈的依赖H $_2$质量的恒星形成率，这表明在银河系大小的晕（质量$10^{12} \ M_{\odot}$在$z = 0$）的0.1-1 Gyr的近普遍的耗尽时标。如果假设CO光度与分子气体质量的转换因子（$α_{\rm CO}$）为常数，那么肯尼库特-施密特关系在红移范围内几乎是普适的，对恒星质量的依赖性很小。结合原子和分子气体的观测与恒星的建立说明银河系质量大会在银河系大小的晕收益从平滑吸积在高红移，成为合并为主的后期（$z \lesssim 0.6$）。我们的研究结果可以用来限制在宇宙历史上星系的主要增长和吸积过程的数值模拟。
2020-06-01 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
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation structure of dark matter halo properties
我们调查九个不同的暗物质晕属性之间的相关性，使用秩相关分析和主成分分析的样本跨越五个数量级的质量晕。我们认为质量和浓度，年龄，relaxedness，球形度，三轴度，子结构，自旋和环境，其中后者的定义方式，使其不敏感的质量无量纲的措施。我们发现浓度是最基本的性质。除环境外，所有参数均与浓度有较强的相关性。浓度、年龄、子结构、质量、球度和松弛度可以被认为是一个参数族，尽管具有很大的分散性。相比之下，自旋，环境和三轴性是更加独立的，虽然自旋强烈相关的子结构和自旋和三轴性相关的浓度。尽管质量决定了光环的尺度，但所有其他属性对浓度更敏感。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
Endothermic self-interacting dark matter in Milky Way-like dark matter haloes
本文提出包含近简并激发态的吸热自相互作用暗物质模型，通过模拟银河系大小晕发现，向上散射会增加主晕中心密度，但弹性和向下散射仍导致成核，且子晕数量较冷暗物质减少。
2024-05-28 astro-ph.GA hep-ph
ZOMG III: The effect of Halo Assembly on the Satellite Population
我们使用变焦流体动力学模拟研究星系大小的暗物质晕与不同的组装历史的卫星的属性。我们考虑了两类在红移$z=0$的晕：“停滞”的晕，组装在$z>1$和“吸积”的，现在仍在形成。以前，我们表明，停滞的晕嵌入在宇宙网的厚丝中，而吸积的晕位于多个细丝汇聚的地方。我们发现这两类卫星既有相似的性质，也有不同的性质。它们的质量谱、径向计数剖面、重子和恒星含量以及它们脱落的物质数量都无法区分。然而，锁定在卫星的质量分数是大得多的吸积晕，因为他们经历了更多的合并在后期。最大的差异是在卫星运动学。子结构下降对吸积晕沿准径向轨迹，而一个重要的切向速度分量的开发，吸积前，而围绕停滞晕的灯丝轨道。因此，卫星的速度各向异性参数（$β$）是积极的吸积晕和消极的停滞。这个特征使我们能够根据最近对$β$的测量，暂时将银河系晕归类为停滞。我们的晕中有一半包含卫星群，它们的轨道角动量对齐，对应于太空中的扁平结构。这些特征不是由重子物理学驱动的，只在拥有宏伟设计的螺旋星系的晕中发现，与它们的组装历史无关。
2017-09-22 astro-ph.GA
Using dust to constrain dark matter models
该研究通过银河系型暗晕的流体动力学放大模拟，在匹配卫星星系数量后比较CDM与3.5 keV WDM，发现二者尘埃总量和径向分布差异显著，提出尘埃可作为区分暗物质模型的独特观测探针。
2024-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter response to galaxy formation
我们已经重新模拟了宝瓶座计划的六个星系大小的晕，包括金属依赖冷却，恒星形成和超新星反馈。这使我们不仅可以研究暗物质晕如何响应星系形成，而且还可以研究这种响应如何受到晕组装历史细节的影响。与以前的工作一致，我们发现重子凝聚导致增加的暗物质浓度。暗物质密度分布在不同的晕圈形状上有很大的不同，但在所有情况下，速度色散随半径单调减小。一些晕显示出近似恒定的暗物质速度各向异性与$ β\approx 0.1-02$，而其他保留的各向异性结构的重子自由版本。我们的大多数晕在它们的内部区域变得近似扁圆，尽管少数保留了它们的无耗散对应物的形状。当包含重子时，赝相空间密度随蚀变斜率半径的变化服从幂律。暗物质密度分布的形状和浓度不能很好地再现已发表的绝热收缩模型。我们发现，在我们的晕的密度和运动学结构的显着传播似乎与它们的形成历史的差异。这种差异已经影响了无重子模拟的最终结构，但它们因包含重子而得到加强，并产生了新的特征。在星系内部的暗物质结构可以用来约束宇宙学模型或暗物质的性质之前，需要更好地理解星系形成的细节。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping substructure in the HST Frontier Fields cluster lenses and in cosmological simulations
我们绘制了哈勃太空望远镜前沿场计划（HSTFF）观察到的前三个集群中的透镜推断子结构：Abell 2744（z = 0.308），MACSJ 0416（z = 0.396）和MACSJ 1149（z = 0.543）。统计解决暗物质subhaloes下降到~10^{9.5}太阳质量，我们比较派生的subhalo质量函数（SHMF）的理论预测，从分析模型和数值模拟在λ冷暗物质（LCDM）宇宙学。模仿我们在HSTFF中的观测星团成员选择标准，我们报告了40年来在次晕质量（10^{9-13}太阳质量）中SHMF的振幅和形状的极好一致性。投影效应似乎不会引入显着的错误，从模拟SHMF的确定。在星系团尺度上，我们没有发现类似于本星系团中卫星缺失问题的子结构危机的证据，但发现计数匹配的HSTFF SHMF在M_{sub halo} / M_{halo} ~ 10^{-5}之间具有极好的一致性。然而，我们发现的径向分布的子晕推断HSTFF集群透镜相比，从模拟集群的测定的差异。这表明，虽然选定的模拟集群匹配的HSTFF样品的质量，他们没有充分捕捉这些观察到的集群透镜的动力学特性和复杂的合并形态。因此，HSTFF集群可能是在一个短暂的进化阶段，目前在宇宙学模拟采样不足。在集群透镜的暗物质子结构的丰度和质量函数继续提供一个重要的测试LCDM范式，目前我们发现模型预测和观测之间没有紧张关系。
2017-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Point Correlation Function For Galactic Halo Stars
我们描述了一个关联函数统计量的空间和运动的子结构中的恒星晕。我们测试这一统计数据使用模型恒星晕实现构建的宝瓶座套件的六个高分辨率N体模拟结合Galform半解析星系形成模型。这些模拟显示了相当大的分散在恒星晕的属性。我们发现，我们的统计数据可以区分这些似是而非的银河系恒星晕的全球结构的替代品。我们与观测数据进行比较，并表明，铅笔束调查的~100示踪星（如意大利面条调查）是不足以约束银河系晕的结构程度与此统计。更大面积的巡天超过1000颗示踪星（例如斯隆数字巡天中的BHB星），对模型和数据之间的比较提供了更严格的限制。在我们的模拟中，我们发现了具有与现有银河系数据一致的空间和运动学子结构的晕的例子。
2011-09-06 astro-ph.GA
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure and galaxy formation in the Copernicus Complexio warm dark matter simulations
我们使用Copernicus Complexio（COCO）高分辨率$N$ -体模拟来研究小尺度结构在标准冷暗物质（CDM）模型中的特性差异，以及在一个模型中，该模型的初始密度波动功率谱与热产生的暖暗物质（WDM）粒子或质量为7 keV且具有稀薄生成参数$L_6=8.7$的无菌中微子一致。后者对应于“最冷”的模型，这种无菌中微子质量与最近检测到的3.5千电子伏X射线线的粒子衰变产生的识别兼容。CDM和WDM预测非常不同的数量密度的subhaloes与质量$\leq 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$，虽然他们预测类似的，几乎普遍的，归一化的subhalo径向密度分布。在这两个模型中的晕和subhaloes有尖状NFW的配置文件，但WDM subhaloes低于功率谱中的截止尺度（对应于最大圆速度$V_{\mathrm{max}}^{z=0} \leq50~\mathrm{kms}^{-1}$）是不太集中比他们的CDM同行。我们使用GALFORM半解析模型的星系形成的可观察到的属性进行预测。两个模型都预测了银河系卫星的光度函数与观测结果一致，尽管WDM模型预测的非常微弱的卫星较少。然而，这个模型预测在红移$z>7$的紫外亮星系比CDM略多，但两者都与观测结果一致。引力透镜提供了区分模型的最佳前景。
2016-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 astro-ph.GA
How Stellar Stream Torsion may reveal aspherical Dark Matter Haloes
本研究提出利用恒星流的扭转这一局域可观测量探测暗物质晕的非球对称性，通过模拟和观测数据拟合发现银河系晕呈延展形态，验证了暗物质分布的非球特征。
2024-05-15 astro-ph.GA gr-qc
Slow stellar halo rotation as a signature of disc flips and GES-like mergers
Durham University（杜伦大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究利用Auriga宇宙学模拟套件，发现银河系恒星晕的缓慢旋转源于卫星各向异性吸积，类GES子结构、盘翻转均会导致旋转变慢，且恒星与暗物质晕旋转存在相关性，提出银河系经历过盘翻转且暗物质晕旋转缓慢。
2026-09-02 astro-ph.GA
Hints of a Population of Solar System Analog Planets from ALMA
最近的ALMA DSHARP调查提供了关于行星形成盘亚结构多样性的启发性结果。这些亚结构的痕迹卵石大小的颗粒积累在当地的压力最大，可能是由于行星盘的相互作用或其他行星形成过程。DSHARP源严重偏向于大型和巨大的磁盘，这些磁盘只代表磁盘人口的高（尘埃通量）尾端。因此，目前还不清楚类似的亚结构和相应的物理过程是否也发生在大多数更暗，更紧凑的磁盘。在这里，我们探讨的存在和特点，在一个紧凑的磁盘GQ Lup A，其有效半径是1.5至10倍小于DSHARP磁盘的功能。本文分析了GQ Lup系统的ALMA 1.3mm连续观测资料。通过拟合连续谱的可见度分布，我们发现了在~ 10 Au处存在带隙的子结构。GQ Lup周围的致密盘显示出与DSHARP样品中相似的子结构，这表明捕获卵石大小的颗粒的机制也在小圆盘中起作用。在~ 10 au的特征，如果是由于一个隐藏的行星，是在土星距离行星形成的证据。我们的研究结果表明，在一个丰富的世界的子结构中确定的共同人口的光盘，随后人口的太阳系类似物在这些磁盘。这些研究对于理解大多数原行星盘的形成机制和行星种群是至关重要的。
2020-05-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies I: Fiducial Model
我们使用数值模拟来研究矮球状星系的形成方案，其中它们的恒星星族是宇宙学暗物质晕内的疏散星团和恒星协会溶解的产物。这篇论文表明，这一过程产生的物体类似于银河系中观测到的矮球状卫星，而不会引起外部影响。这些物体的恒星组成部分中存在长寿的运动学子结构，这会影响它们的预计速度色散。我们发现，这反过来又会影响质量估计的基础上，预计速度色散配置文件，可能高估的实际暗物质晕质量取决于子结构的数量是存在的。我们的模型对dSphs的详细运动学和光度特性进行了预测，这些特性可以使用未来的观测进行测试。
2013-03-18 astro-ph.GA
The chemical characterisation of halo substructure in the Milky Way based on APOGEE
在$Λ$ -CDM宇宙中的星系晕被预测为今天的宿主群的碎片产生的吞噬矮星系。记录在它们的恒星星族中的化学动力学信息有助于阐明它们的性质，限制银河系的组装历史。利用APOGEE和\textit{Gaia}的数据，我们研究了各种晕子结构的化学性质，考虑了各种核合成途径的样品元素。所研究的系统是赫拉克勒斯、\textit{Gaia} -恩克拉多斯/香肠（GES）、海尔米流、红杉、塔姆诺斯、阿莱夫、LMS-1、阿诸那、伊托伊、尼克斯、伊卡洛斯和本图斯。所有子结构的Abnormal模式以统计上稳健的方式进行交叉比较。我们的主要发现包括：{ \it i）}研究的大多数子结构的化学性质与银河系矮卫星（如人马座dSph）的性质相匹配。它们是司夜星和阿莱夫星，在化学上类似于盘星，这意味着这些子结构可能是由\textit{in situ}形成的; { \it ii）}赫拉克勒斯在化学上不同于{ \it原位}种群，如极光和它的内晕对应物。这些差异表明，赫拉克勒斯的恒星形成率低于早期银河系; { \it iii）}阿尔诸那、LMS-1和伊托伊的化学成分与GES的化学成分没有区别，这表明它们可能有共同的起源; { \it iv）}研究的所有三个红杉样本在性质上是相似的。然而，这些样品中只有两个样品的化学性质与GES在统计学上的显著性一致; { \it v）} Helmi流和Thamnos的丰度模式与所有其他…
2022-11-02 astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes
我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
The Caterpillar Project: A Large Suite of Milky Way Sized Halos
我们提出了最大数量的银河系大小的暗物质晕模拟在非常高的质量（$\sim$ $10^4$ M $_\odot$ /粒子）和时间分辨率（$\sim$ 5百万年/快照）完成的日期，四倍于目前在文献中。这个初始套件包括$Caterpillar$ $Project$（www.caterpillarproject.org）的前24个光环，其项目目标是60 - 70个光环，完成后将公开。我们解决了$\sim$ 20,000重力约束subhalos维里半径内的每个主机晕。在由我们的空间分辨率设置的范围内，我们的收敛性非常好，并且对当前最先进的晕轮发现器进行了改进，以更好地以如此高的分辨率识别子结构（例如，平均而言，我们在10个以上的$\sim$ M $_\odot$的每个宿主晕中回收了4个$\sim$亚晕，否则使用常规方法是不会发现的）。对于我们的放松晕，内部配置文件是合理的Einasto配置文件（$α$ = 0.169 $\pm$ 0.023），虽然这取决于一个给定的晕的放松性质和组装历史。对所有晕取平均值，子结构质量分数为$f_{m,subs} = 0.121 \pm 0.041$，质量函数斜率为d $N$ /d $M\propto M^{-1.88 \pm 0.10}$，尽管我们发现固定晕质量的归一化值分散，因为在固定晕下质量下，浓度更高的主体具有更少的晕下。由于所有拉格朗日体积类型都包含在…
2016-02-26 astro-ph.GA
COSTA: the COld STream finder Algorithm. Searching for kinematical substructures in the phase space of discrete tracers
内容：本文提出了COSTA（COld STfinder Algorithm）算法，这是一种在大质量星系晕和团内区行星状星云（PNe）和球状星团（GC）相空间中寻找冷运动学亚结构的新算法。目的：COSTA的目的是探测小尺寸、低速的弥散流，这些弥散流是矮星系最近与更大质量星系晕相互作用产生的，包括位于丰富星系团中心区域的弥散流。研究方法：COSTA是基于一个深的朋友的朋友程序，隔离N个粒子组与小速度分散（10公里和$\sim$ 100公里之间），使用迭代（n）sigma裁剪超过一个定义的数量（k）的邻居粒子。该算法有三个参数（k-n-N），再加上速度分散截止，它定义了“冷”的流，这是使用蒙特卡洛实现下exam. Results的样本设置：在本文中，我们显示的能力COSTA恢复模拟流模拟数据集的离散运动示踪剂具有不同的大小和测量误差，从公开的流体动力学模拟。我们还显示了最好的算法设置为一个现实的情况下，流发现的核心的天炉座集群，未来的应用程序COSTA真正的人口PNE和GC。结论：COSTA可以推广到在有限样本的离散示踪剂的相空间中找到小的子结构的所有问题，只要该算法是在再现特定数据集的真实模拟观测上训练的。
2020-10-05 astro-ph.GA
