$γ$-ray and $ν$ searches for dark matter subhalos in the Milky Way with a baryonic potential
我们银河系中暗物质（DM）暗晕的分布仍然存在争议，导致不同的$γ$ -射线和$ν$通量预测从它们的湮灭或衰变。在这项工作中，我们研究如何，在银河系内部，从银河重子潜在的subhalo潮汐中断影响这些信号。基于国家的最先进的模拟这种效果的数值模拟和半解析结果，更新subhalo空间分布的推导和包括在CLUMPY代码。后者用于产生$γ$射线和$ν$天空的一千种实现。与仅基于DM的预测相比，我们得出结论，最亮的subhalo的通量减少了2至7倍，用于湮灭DM，并且对衰减DM没有影响：发现前景或限制subhalos可以设置在DM候选人上受到相同因素的影响。这项研究还提供了概率密度函数的距离，质量和角分布的最明亮的subhalo，其中的质量可能暗示其性质：它是最有可能的矮球状星系的情况下，从重子势的强潮汐效应，而它是轻的，可能是一个黑暗的晕DM只有或不太明显的潮汐效应。
2019-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Too big to fail? The puzzling darkness of massive Milky Way subhaloes
我们表明，无耗散LCDM模拟预测，银河系中大多数最大质量的subhalo密度太大，无法容纳任何明亮的卫星（L_V > 10^5 L_sun）。这些暗的次晕在下沉时的圆速度为30-70 km/s，下沉质量为[0.2-4] x 10^10 M_sun。除非银河系是一个统计异常，这意味着星系形成成为有效的随机在这些质量。这与星系光度和晕圈速度（或晕圈质量）之间的单调关系形成鲜明对比。我们表明，至少有两个（通常是四个）这些大规模的黑暗subhaloes预计将产生一个更大的暗物质湮灭流量比天龙座。如果矮卫星中的重子反馈或不同的暗物质物理学能在0.3 - 1千秒差距的尺度上使大质量次晕的中心密度降低一个数量级，那么就有可能绕过这些结论。
2011-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO 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
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Dark Matter and Baryonic Physics on the Milky Way Subhalo Population in the Presence of the Large Magellanic Cloud
鉴于最近的事态发展，我们了解的大麦云云（LMC）对银河系（MW）的暗物质subhalo人口的影响，我们比较了暗物质和重子物理学的签名在MW系统中的subhalo与现实的LMC类似物。特别是，我们研究了自相互作用的暗物质（SIDM），温暖的暗物质（WDM），和银河系盘上的峰值最大圆速度（$V_{\mathrm{peak}}$）功能，径向分布和空间分布的MW和LMC相关的subhalos使用宇宙学暗物质-只有放大模拟MW+LMC系统。对于一个固定丰度的subhalos预计主机矮星系（$V_{\mathrm{peak}}\gtrsim 20\ \mathrm{km\ s}^{-1}$），SIDM和WDM可以产生类似的质量依赖抑制subhalo $V_{\mathrm{peak}}$功能，而磁盘中断是质量无关的。在MW的内部区域的Subhalos优先中断的自相互作用和磁盘，而在WDM的抑制是径向独立的。与LMC相关的subhalos的相对丰度没有强烈的磁盘中断或WDM的影响，但显着抑制在SIDM由于与LMC在早期的自我相互作用，并与MW在LMC下沉在晚些时候，擦除空间各向异性的MW subhalo人口。这些结果提供了途径来区分暗物质和重子物理相结合的MW和LMC subhalo人口即将到来的卫星星系和恒星流的观测探测的属性。
2021-10-12 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
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the detection of stellar wakes in the Milky Way: a deep learning approach
本研究利用深度学习方法探测银河系恒星晕中由暗物质亚晕诱发的恒星尾迹，以推断亚晕存在与质量，并发现二分类器在低至5×10^7太阳质量时仍有效，过密度和速度散度为关键特征。
2024-12-03 astro-ph.GA
Subhalos are Anisotropically Distributed and Aligned with the Smooth Matter Distribution of Their Host Halos
本研究通过两套N体模拟发现银河系质量晕和星系团质量晕的子晕呈各向异性分布且沿宿主晕长轴对齐，揭示了显著的投影效应及子晕与宿主晕角动量的对齐关系，为星系形成模型等提供参考。
2025-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Haunted haloes: tracking the ghosts of subhaloes lost by halo finders
针对暗晕查找器易丢失子暗晕的问题，提出基于粒子追踪的后处理算法恢复丢失子暗晕，可显著改变大尺度结构统计量，为暗晕追踪提供新方案。
2023-05-01 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
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Spin-Alignment of Dark Matter Subhalos
Hokkaido University（北海道大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；Ehime University（爱媛大学）；Chiba University（千叶大学）
利用高分辨率宇宙学N体模拟Shin-Uchuu，研究子晕与主晕自旋对齐的物理机制，发现子晕自旋通过主晕潮汐场施加的力矩获得，且质量比和径向距离是主要控制参数。
2026-05-25 astro-ph.GA
Which Milky Way Streams Make the Best Dark Matter Detectors?
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器国家实验室）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究利用galacticus模型模拟银河系暗子晕，预测24条球状星团星流遭遇子晕的情况，发现Jet等星流最敏感，可作为探测低质量暗物质子晕的有效探测器。
2026-10-02 astro-ph.GA
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
GD-1 and the Milky Way Starless Subhalos
该研究通过模拟银河系势中CDM和WDM亚晕对GD-1星流的动力学加热，发现CDM亚晕在11 Gyr内将其加热至6.2 km/s，而WDM模型仅3.9 km/s，且质量约10^7.5太阳质量的亚晕主导加热。
2025-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
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 $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detectability of dark matter subhalo impacts in Milky Way stellar streams
University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Institute of High Energy Physics, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院高能物理研究所）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）
研究通过分析银河系恒星流的特性，确定暗物质次亚晕影响的可探测质量范围，为未来观测提供指导。
2026-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evolution of subhalo orbits in a smoothly-growing host halo potential
暗物质（DM）的轨道参数在决定其质量损失率和宿主晕内的整体空间分布中起着至关重要的作用。在宇宙学模拟中，晕的增长是由相对平滑的吸积和更剧烈的合并共同作用的结果，这两个过程都会改变晕下的轨道。要隔离的影响，顺利增长的主机晕从其他相关机制，我们研究subhalo轨道演化的数值计算中，subhaloes被建模为无质量粒子轨道随时间变化的球势。我们发现，在前几个轨道的subhalo轨道的径向作用减少，表明在此阶段的主机晕的增长的响应是不绝热的。在这个阶段，次晕轨道可以缩小$\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
The origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Velocity-Dependent Dark Matter Self-Interactions in Milky Way-mass Halos
我们探讨了弹性的，各向异性的，速度依赖的暗物质（DM）的自相互作用对银河系（MW）质量系统的主晕和次晕的影响。我们考虑一个通用的自相互作用的暗物质（SIDM）模型参数化的质量的光介质和DM粒子。这些质量的比率$w$设定了速度标度，在该速度标度以上，由于DM自相互作用引起的动量传递变得无效。我们进行高分辨率放大模拟的MW质量晕的值的$w$，跨越的情况下，无论是主机和它的subhalos或只有在subhalos有效地转移动量之间的自相互作用，我们研究了自相互作用对主机晕和丰度，径向分布，轨道动力学和密度分布的subhalos在每种情况下的影响。幸存的subhalos的丰度和属性是一致的，主要是由subhalo-host晕相互作用。特别是，在主机晕速度尺度的截面值较大的模型中，径向轨道上的subhalos更容易受到潮汐干扰，这是由于与主机的自相互作用引起的冲压压力剥离造成的质量损失。相对于无碰撞DM模拟，这种机制抑制了幸存的subhalo的丰度，对于$w$的较大值具有更强的抑制。因此，可以使用MW质量主机周围的subhalo丰度的探针放置在速度尺度的自相互作用截面上的上限$\sim 200\ \rm{km\ s}^{-1}$，并结合这些测量与轨道特性和内部动力学的subhalos可能会打破速度依赖SIDM模型之间的简并。
2020-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo accretion through filaments
在宇宙学模拟中，我们跟踪了星系和星系团大小的晕的亚晕轨道。我们确定周围的晕和我们用这些来定义一个样本的subhalos吸积从灯丝以及控制样本的subhalos吸积从其他方向。我们使用这些样本来研究由惯性吸积产生的卫星轨道的差异。我们的结果依赖于主机晕质量。我们发现，对于低质量，从灯丝吸积的subhalos显示$\sim10\%$较短的寿命相比，控制样品，他们表现出更径向轨道的趋势，到达晕中心区域更早，更有可能与主机合并。对于更高质量的晕，这种寿命差异消散，甚至逆转集群大小的晕。这种行为似乎与这样一个事实有关，即更多的质量主机连接到更强的细丝，具有更高的速度相干性和密度，具有稍微更多的径向次晕轨道。由于暗晕倾向于跟随暗丝的相干流，因此这种厚的暗丝可能足以保护暗晕至少在第一次下沉时不受动力摩擦的影响。我们还确定了subhalo对/团块的吸积后彼此合并。它们作为一个团只存在很短的时间，对于更高的次晕质量来说甚至更短，这表明麦哲伦云和其他本星系群卫星协会可能最近才进入MW维里半径，并且可能是第一次进入。花丝促进了附属组织的生长。
2016-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical evolution of dark matter subhaloes in the Milky Way: role of the Galactic disc
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）
通过N体模拟研究银河系盘对暗物质子晕轨道倾角的影响，发现小倾角增强潮汐加热和质量损失，共面轨道因绝热屏蔽而损失较小，影响子晕信号可探测性。
2026-09-10 astro-ph.CO 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
The capture of halo material by orbiting subhaloes
Beijing Normal University（北京师范大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Zhengzhou University（郑州大学）
研究通过高分辨率模拟发现，子晕通过引力捕获宿主物质的效率极低，不足以使原本无恒星的低质量子晕被观测到。
2026-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving the puzzle of subhalo spins
Onions等人在两个高分辨率孤立晕模拟中研究了次晕的自旋参数分布，最近的工作表明，典型的次晕自旋始终低于场晕的自旋分布。为了进一步研究这个难题，我们分析了一个宇宙体积的模拟，具有足够的分辨率来解决一个显着的subhalo人口。我们证实了Onions等人的结果，并表明亚晕的典型自旋随着质量的减小和与主晕中心的接近程度的增加而减小。我们解释这是越来越大的影响，潮汐剥离在删除外层，因此较高的角动量粒子，subhaloes，因为它们在主机潜在的移动。研究这种效应对红移的依赖性，我们发现典型的次晕自旋随红移的减小而减小。这表明在潮汐剥离情景中预期的时间演变。
2015-01-14 astro-ph.GA
Tidal Tracks and Artificial Disruption of Cold Dark Matter Halos
我们描述了一个简单的扩展到现有的模式，潮汐加热的暗物质subhalos考虑到二阶项的脉冲近似潮汐加热。我们表明，这个修订后的模型可以准确地匹配的潮汐轨道，沿其subhalos演变的高分辨率N体模拟测量。我们进一步证明，当一个恒定密度的核心被引入到一个subhalo，这个模型是能够定量地再现的N体subhalos有限分辨率效应所产生的演变和人为破坏。结合这些结果，我们证实了以前的工作表明，在N体模拟中的人为破坏可能会导致在宿主晕的内部区域的subhalo质量函数的因子2低估，并在整个维里体积减少10- 20%。
2022-09-22 astro-ph.GA
Stellar Wakes from Dark Matter Subhalos
我们提出了一种新的方法，利用恒星运动学数据来检测银河系的暗物质晕中的低质量子结构。通过探测一个通过的暗物质在周围晕星的相空间分布中留下的特征尾迹，我们估计灵敏度下降到晕下质量$\sim 10^7\,M_\odot$或更低。这种subhalos的检测将有暗物质和宇宙学模型的影响，预测修改的晕质量函数在低晕质量。我们开发了一个分析的形式主义描述扰动恒星相空间分布，我们通过模拟证明了使用相空间模型和可能性框架检测subhalos的能力。我们的方法补充了现有的低质量subhalo搜索方法，例如搜索恒星流中的间隙，因为我们可以定位今天的subhalo的位置和速度。
2017-11-09 astro-ph.GA hep-ph
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
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
A New Stellar Mass Proxy for Subhalo Abundance Matching
暗晕丰度匹配（SHAM）在提高我们对星系如何填充其宿主暗物质晕的理解方面发挥了重要作用。从本质上讲，SHAM框架是为了找到一个与星系属性（如恒星质量）最相关的暗物质晕属性。光环/次光环在其整个生命周期中所达到的最大圆速度（$V_{\rm max}$）的峰值$V_{\rm peak}$一直是SHAM的流行选择。Tonnesen & Ostriker（2021）最近的一项研究表明，结合了当今$V_{\rm max}$和晕暗物质质量峰值的$ϕ$量在预测恒星质量方面比$V_{\rm peak}$表现更好。受他们的方法的启发，在这项工作中，我们发现，可以实现进一步的改进，结合了第90百分位的$V_{\rm max}$晕/次晕的暗物质晕时间变化率的第60百分位数的$ψ_5$量。基于模拟IllustrisTNG 300的测试表明，我们的新SHAM方案，只有三个自由参数，可以提高恒星质量预测和质量相关的聚簇分别从$ϕ$的15%和16%，在红移范围$z=0-2$。
2023-02-12 astro-ph.GA
A determination of the LMC dark matter subhalo mass using the MW halo stars in its gravitational wake
本研究利用Gaia DR3数据构建晕族示踪星数据集，结合理论模型改进了对LMC轨道引力效应的表征，首次估算出LMC暗物质子晕质量约为$1.7\times10^{11}$太阳质量，与已有文献结果相符。
2024-06-03 astro-ph.GA
Tidal evolution of dark matter annihilation rates in subhalos
当暗物质晕合并在一起产生更大的结构时，它们通过等级聚类而增长。在这些合并过程中，较小的晕可以作为较大晕的子晕存在，因此今天的星系级晕可能拥有丰富的子结构。这种亚结构可以极大地提高宿主晕内暗物质湮灭的速率，但这种提高的精确程度受到这些subhalos生存前景的不确定性的影响。特别是，潮汐力会逐渐从光晕中剥离物质，减少它们的湮灭信号，并可能摧毁它们。在这项工作中，我们使用高分辨率的理想化的$N$体模拟开发和调整的模型，可以预测这种潮汐演化的影响，在subhalos的湮灭率。该模型预测了一个subhalo的湮灭率的时间演化作为主机subhalo系统的三个物理激励参数的函数：注入到subhalo粒子每轨道的主机，拉伸压缩潮汐力的比率，和径向分布的subhalo内的潮汐加热的能量。我们的模型将提高预测来自暗物质子结构的湮灭信号的大小和形态的准确性。此外，我们的参数化可以描述的时间演化的其他subhalo属性，所以它的影响，了解方面的subhalo潮汐演化超越湮灭率。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The gap of stellar mass in galaxy groups: another perspective of the Too-big-To-Fail problem in the Milky Way
银河系存在“太大而不能倒”（TBTF）的问题，即有两个观测到的卫星星系的最大圆周速度大于55 km/s，其他的速度小于25 km/s，但冷暗物质模型预测应该有超过10个速度大于25 km/s的亚晕。那些含有$25km/s<V_{max}<55km/s$的巨大次晕应该不会形成恒星。TBTF问题严重挑战了CDM模式。大多数的努力都是寻求重子反馈的影响，减少银河系的质量，改变暗物质的性质，以便将观测到的低速卫星分配到模拟中发现的大质量亚晕中。然而，如果MW没有以$25km/s<V_{max}<55km/s$之间的速度吸积亚晕，则可以避免TBTF问题，尽管这种间隙的概率低于$\sim 1\%$，并且不能根据观测进行检验。本文利用SDSS星表和半解析模型研究了卫星星系的质量间隙。我们发现，有1- 2%的星系群的卫星恒星质量存在较大的间隙。这些“大间隙”星系团在其形成历史中吸积了质量较小的次晕，自然会在它们的卫星星系之间显示出间隙。如果将我们的结果外推到银河系是合适的，我们得出的结论是，我们的银河系很可能没有吸积足够大质量的subhalo来容纳这些低速卫星，TBTF问题自然就被避免了。
2016-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A unified model for the spatial and mass distribution of subhaloes
N体模拟表明，在暗物质晕内部生存的子结构遵循质量和径向数密度的普遍分布。我们表明，一个简单的分析模型可以解释这些subhalo分布，由于潮汐剥离，越来越多地减少了质量的subhaloes减少晕中心的距离。作为一个出发点，任何给定的落入质量的subhaloes的空间分布被证明是在很大程度上无法区分的主机晕的整体质量分布。使用物理动机的统计描述的量的质量剥离从个人subhaloes，该模型充分描述了联合分布的subhaloes在最终质量，下落质量和半径。因此，它可以用来预测几个派生的分布，涉及这些量的组合，包括但不限于，通用的subhalo质量函数，subhalo空间分布，引力透镜配置文件，暗物质湮灭辐射配置文件和助推因子。这个模型澄清了一个常见的混乱时，比较星系和subhaloes的空间分布，所谓的“反偏见”，作为一个简单的选择效应。我们在http://icc.dur.ac.uk/data/上提供了一个Python代码SubGen，用于使用subhalo填充halo
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-similar decomposition of the hierarchical merger tree of dark matter halos
本文利用宇宙学模拟和 HBT+ 发现暗物质晕第1层子晕峰值质量函数具有近似普适性，并通过自卷积构建任意层级子晕模型，揭示其层级并合起源及对卫星星系的意义。
2025-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The number and size of subhalo-induced gaps in stellar streams
今天有足够的观测能力来探测小密度扰动，小质量的暗物质亚晕从破坏银河系卫星中对恒星流的影响。在预期的这些意见，我们调查的预期数量和大小的差距相结合的分析处方的差距演变的圆形轨道与流量的subhaloes附近的流。我们探讨了银河系周围的一个典型的冷流的间隙大小和深度的分布，并发现，对于一个给定的流年龄和间隙深度，每个subhalo质量产生一个特征的间隙大小。对于一个年龄只有几个陀螺的星系流来说，它的轨道距离银河系中心10-20千秒差距，即使是质量为$10^6-10^7 M_\odot$的中等质量的次晕也会产生几度大小的间隙。我们考虑的数量和分布的差距大小的subhaloes与群众$10^5-10^9 M_\odot$，占预期的消耗subhaloes的银河系磁盘，并提出预测银河系周围的六个冷流。对于1995年，我们预测0.7间隙，密度损耗至少为25%，典型间隙大小为$8^\circ$。因此，在最近未探测到1995年潮汐尾的密度消减和$Λ$ CDM预期之间似乎存在{ \it无张力}。这些预测可用于指导未来差距搜索的规模。
2016-08-09 astro-ph.GA
The Dependence of Halo Clustering on Subhalo Anisotropy and Planarity
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过宇宙N体模拟揭示次晕的各向异性和平面性影响暗物质晕聚类，发现环境因素显著改变次晕分布特征，为理解卫星晕的各向异性提供新视角。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 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
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction vs. subhalo heating in Cold Dark Matter haloes
Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（核物理研究所（IFIC），西班牙科学研究中心-瓦伦西亚大学）；VALER；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Istituto dei Sistemi Complessi, Consiglio Nazionale delle Ricerche（复杂系统研究所，意大利国家研究委员会）；Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Istituto Nazionale di Astrofisica（阿切特里天体物理观测台，意大利国家天体物理研究所）；Istituto nazionale di Fisica Nucleare（意大利国家核物理研究所）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本研究通过解析与数值实验，发现冷暗物质晕中星团轨道演化存在临界质量，由次晕质量函数高端控制，随机加热可延迟球状星团下沉，缓解Fornax时间问题。
2026-09-30 astro-ph.GA
