A Testable Conspiracy: Simulating Baryonic Effects on Self-Interacting Dark Matter Halos
我们调查的自相互作用的暗物质（SIDM）晕的星系势的增长使用理想化的模拟，每个运行在串联与标准的无碰撞冷暗物质（CDM）。我们发现一个更大的多样性，在SIDM晕配置文件相比，CDM晕配置文件。如果恒星引力势在星系的中心部分占主导地位，那么SIDM晕在可观测尺度上可以像CDM晕一样密集。在极端情况下，高度致密的磁盘核心崩溃可能发生，导致SIDM晕是密集和cuspier比他们的CDM同行。如果恒星势不占主导地位，那么SIDM晕保持密度远低于CDM预测的恒定密度核心。当存在盘势时，内部SIDM晕在盘平面中变为\em{more flattened}而不是CDM晕。这些结果与Kaplinghat et al.（2014）的预测非常吻合。我们还模拟了一个星系团晕，其中心恒星分布与星团A2667中最亮的中心星系相似。一个SIDM晕模拟的横截面超过质量$σ/m = 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$提供了一个很好的匹配测量的暗物质密度分布的A2667，而绝热收缩的CDM晕是密集和cuspier。用$σ/m = 0.5\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$模拟的相同晕的岩心剖面密度不足以匹配A2667。我们的研究结果与以前的结果一致，$σ/m \gtrsim 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$是不利的暗物质碰撞速度超过约1500公里/秒。更一般地说，预测重…
2016-09-27 astro-ph.GA
The baryonic halos of isolated elliptical galaxies
如果没有一些事件的干扰，星系可能会在拥挤的环境中受到影响（例如，剥离，骚扰，扼杀）;孤立的椭圆星系为研究星系形成提供了对照样本。我们提出了一个孤立的椭圆星系样本的研究使用成像从各种望远镜，专注于他们的球状星团系统作为其恒星晕的示踪剂。我们的主要发现是：（a）GC颜色双峰现象即使在最孤立的孤立系中也很常见;（b）GC的比频率随星系质量的变化相当稳定，而不像椭圆星系团那样向高质量系统增加;（c）另一方面，GC的红色部分随星系质量的变化遵循与椭圆星系团相同的倒V形趋势;（d）恒星晕显示出低的Sérsic指数，这与主要的合并起源相一致。
2017-08-22 astro-ph.GA
Baryonic properties of nearby galaxies across the stellar-to-total dynamical mass relation
本文基于CALIFA数据与动力学建模，发现星系的重子性质（年龄、金属丰度、角动量、形态和恒星形成率）同时依赖于恒星质量和暗物质晕质量，揭示暗物质晕在星系形成中的关键作用。
2024-02-19 astro-ph.GA
The Impact of Baryonic Effects on the Dynamical Masses Inferred Using Satellite Kinematics
Yale University（耶鲁大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）
本文提出了一种校正卫星动力学推断中恒星效应的方法，发现恒星弹射导致暗物质晕质量推断的偏差，影响范围在1%-8%之间。
2026-02-20 astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The scatter, residual correlations and curvature of the SPARC baryonic Tully-Fisher relation
在最近的工作中，Lelli et al.（2016）认为，LCDM星系样本的重子Tully-Fisher关系（BTFR）的紧密性，以及其残差与有效半径的相关性的弱点，对LCDM宇宙学提出了挑战。在这封信中，我们计算的统计意义，这些结果的框架中的晕丰度匹配，这强加了一个典型的星系晕连接。考虑到样本方差之间的类SPARC实现的父晕人口，我们发现在预测的BTFR的分散是3.6西格玛太高，但其残差与星系大小的相关性是自然弱。此外，我们发现丰度匹配产生BTFR曲率在3.0西格玛不同意的数据，和一小部分的星系与非平坦的旋转曲线略大于观察。
2017-08-19 astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
Baryonic Distributions in Galaxy Dark Matter Haloes I: New Observations of Neutral and Ionized Gas Kinematics
我们提出了一个新的和档案中性氢（HI）的观测和新的电离气体光谱观测16个星系的统计代表性的EDGES运动学样本相结合。HI旋转曲线来自甚大射电阵列（VLA）的新的和存档的射电合成观测以及韦斯特博克射电合成望远镜（WSRT）的处理数据产品。的HI旋转曲线的补充与光学光谱积分场单元（IFU）的观测使用SparsePak的WIYN 3.5米望远镜，以限制中央电离气体的运动学在12个星系。每个星系的完整的旋转曲线分解成重子和暗物质晕组件使用3.6 $μ$米图像从斯皮策太空望远镜的恒星内容，中性氢数据的原子气体成分，并在可用时，CO数据从文献中的分子气体成分。在固定的恒星质光比（M/L）和旋转曲线分解中的最大圆盘/凸起假设下，说明了推断的质量分布的差异。
2016-05-05 astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: connecting the dark matter distribution of the host halo with the subgrid baryonic physics
本研究通过对比同一暗物质晕的暗物质-only与五种不同重子物理方案的流体模拟，揭示重子反馈显著改变暗物质分布形态与速度轮廓，强调改进重子物理描述对暗物质研究至关重要。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Formation of mega-parsec giant radio sources from hosts residing in dark matter halos with normal hot baryonic gas fractions
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）；Center for Theoretical Physics, Henan Normal University（河南师范大学理论物理中心）
研究不同质量暗物质晕和正常气体密度环境下的射电源形成机制，发现低密度气体环境并非必要条件，且射电泡传播速度受中央密度和压力影响。
2026-04-10 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Density Profiles
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；CERN（欧洲核子研究组织）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过DREAMS项目模拟的1024个银河系质量暗物质晕，探讨恒星反馈和星系间方差对暗物质密度剖面的影响，发现大部分变化源于超新星反馈参数的变化，且暗物质剖面与恒星反馈模式相关。
2026-04-07 astro-ph.GA
Axionic Dark Matter Halos in the Gravitational Field of Baryonic Matter
我们把球形星系的暗物质晕看作是超轻轴子与重子物质相互作用的玻色-爱因斯坦凝聚体。在平均场极限下，我们导出了DMH分量的球对称波函数的Hartree-Fock型积分微分方程。该方程包括两个独立的无量纲参数：（i）\b{eta} -重子和轴子总质量的比值;（ii）α-特征重子和轴子空间参数的比值。我们推广了耗散算法，数值研究了重子分量产生的引力场中轴子晕的基态。我们计算了DMH的特征尺寸，Xc，作为\b{eta}的函数，并得到了Xc的解析近似。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic rotation curves, the baryon-to-dark-halo-mass relation and space-time scale invariance
低加速度时空尺度不变动力学（SID，Milgrom 2009 a）预测了从观测星系动力学中已知的两个基本相关性：重子Tully-Fisher关系（BTFR）和在盘星系的低加速度区域中观测到的质量差异和加速度之间的相关性（MDA）。SID对应于深度调制牛顿动力学（MOND）极限。冷/暖暗物质（C/WDM）宇宙学模拟中出现的MDA数据与观测星系的紧密MDA相关性显着不一致。因此，在标准暗物质宇宙学模型中，最现代的模拟盘状星系被精心挑选，具有安静的合并历史，仍然不能代表正确的旋转曲线。此外，所观察到的紧密相关矛盾的假设随机形成的星系在低质量DM晕。此外，我们发现，SID预测重子表观维里晕（暗物质）的质量关系，这与相关推导观测假设牛顿动力学是有效的，而重子晕质量关系预测CDM模型不同意。观测到的暗物质晕质量与重子质量之比的分布可能是外场效应的经验证据，这是SID中预测的两个星系之间的作用力取决于第三个星系的位置和质量的结果。应用外场效应，我们预测了Miller等人样本中矮星系附近星系的质量。因此，经典的非相对论性引力动力学最好被描述为米尔格罗米氏动力学，而不是牛顿动力学。
2014-10-24 astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Temporal Correlations Between Fuzzy Dark Matter and Baryonic Matter in Virialized Core-Halo Structures
Instituto de Física y Matemáticas, Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo（圣尼古拉斯德伊达尔戈米却肯大学物理与数学研究所）
研究模糊暗物质（FDM）与重子物质间时间相关性，用薛定谔-泊松-欧拉系统演化耦合构型，经相关函数等分析涨落，发现FDM涨落与气体动力学无强时间相关性，表明重子物质对晕整体引力势反应，限制FDM颗粒度探测。
2026-07-21 astro-ph.GA gr-qc
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 astro-ph.GA
Spreading out and staying sharp - Creating diverse rotation curves via baryonic and self-interaction effects
银河系自转曲线是任何宇宙学模型的基本约束。我们使用受控的N体模拟的星系研究的引力效应的重子在一个场景与碰撞冷暗物质（CDM）与一个自相互作用的暗物质（SIDM）组件。特别是，我们研究的内部配置文件的旋转曲线的速度范围Vmax = 30-250公里/秒，其多样性已被发现是大于预测的λ-CDM方案。我们发现，在所观察到的旋转曲线的散射超过预测的暗物质只有质量浓度关系的CDM或SIDM模型。然而，考虑到现实的重子含量和空间分布，有助于创建各种各样的旋转曲线形状;这与自相互作用情况下的观测结果更一致，因为特征核心剖面比CDM更适合缓慢上升的旋转曲线。我们发现个人拟合模型的两个最显着的异常值相似的Vmax，UGC 5721和IC 2574，前者的尖状旋转曲线和后者似乎8千秒差距核心配置文件。这种多样性的SIDM出现的排列过于密集的晕与紧凑的重子分布与欠密晕扩展重子盘。SIDM解决方案是有前途的，其可行性最终取决于采样的晕质量浓度关系及其与重子配置文件的相互作用，强调需要更好地了解目前的观测样本中存在的极端异常值的频率。
2017-04-07 astro-ph.GA
The central densities of Milky Way-mass galaxies in cold and self-interacting dark matter models
我们提出了一套重子宇宙放大模拟的自相互作用暗物质（SIDM）晕内的“反馈在现实环境”（FIRE）项目。这三个模拟的晕有$\sim 10^{12}\, \text{M}_\odot$在$z=0$维里质量，我们研究速度无关的自相互作用截面1和10 ${\rm cm^2 \, g^{-1}}$。我们研究了冷暗物质（CDM）和SIDM模型中的恒星形成率和母晕的暗物质密度剖面的形状。在SIDM晕中形成的星系在$z\leq1$有更高的恒星形成率，与CDM模拟相比，导致更多的大质量星系。虽然CDM和SIDM模拟都显示了不同形状的暗物质密度分布，但与CDM晕相比，SIDM晕可以在几个kpcs内达到更高和更陡峭的中心密度。我们确定了星系的半质量半径内的恒星的积累和中心暗物质密度的增长之间的相关性。在SIDM晕的热化过程中的一个致密的恒星组件的存在下，增强。因此，具有高度集中的重子轮廓的SIDM晕被预测为具有比CDM晕更高的中心暗物质密度。总的来说，SIDM晕比CDM晕更容易受到大量重子分布的影响。
2021-09-08 astro-ph.GA
The baryonic mass assembly of low-mass halos in a Lambda-CDM Universe
我们分析了在宇宙学数值模拟中在红移z = 0处发现的低质量晕（Mvir ~ 10^10.3 - 10^12.3 M_sun）的暗、气体和恒星质量组装历史。我们的研究结果表明，在一个给定的现代质量仓的晕，气体的重子分数维里半径内不随时间的变化显着，从~0.8的较小的晕到~0.5的最大的。大多数重子实际上并不位于星系中，而是位于晕内气体中;对于质量更大的晕，晕内气体与星系的质量比在所有红移z下都大致相同，但对于质量最小的晕，它随着z的增加而强烈增加。前一种晕中的晕内气体随着时间的推移而变热，在z = 0时占主导地位，而在后一种晕中，它在所有时期都是冷的。在我们的模拟中，多相ISM和热反馈模型在延迟低质量星系的恒星质量增长的方向工作。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal Collapse: Robust Against Baryonic Feedback
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）
通过半解析振荡势模型和受控N体模拟，研究自相互作用暗物质晕中重子反馈对引力热坍缩的影响，发现高浓度晕的坍缩几乎不受延迟，而中等浓度晕的坍缩可被显著延迟但最终恢复，且最终密度分布对反馈历史敏感。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\varepsilon_u$。此外，暗物质流表现出尺度相关的流动行为，即在小尺度上不可压缩，在大尺度上无旋。利用这些性质，并考虑给定的具有重子总质量$m_b$、晕质量$m_h$、晕维里尺寸$r_h$和平坦转速$v_f$的晕，BHMR可以通过结合重子Tully-Fisher关系和常数$\varepsilon_u$在小晕和大晕中解析地导出。对于临界质量为$m_{hc}\sim 10^{12}M_{\odot}$的晕，在z=0时发现最大BHMR比约为0.076.对于较小和较大的晕，该比率要低得多，因此可以确定两种状态：i）对于不可压缩的具有质量$m_h<m_{hc}$的小晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f/r_h$、$v_f\propto r_h$和$m_b\propto m_h^{4/3}$ ; ii）对于具有质量$m_h>m_{hc}$的大晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Not so lumpy after all: modeling the depletion of dark matter subhalos by Milky Way-like galaxies
宇宙学最重要的目标之一是探测和量化小（$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
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Machine-assisted Semi-Simulation Model (MSSM): Estimating Galactic Baryonic Properties from their Dark Matter using a Machine Trained on Hydrodynamic Simulations
我们提出了一个管道，以估计一个星系内的一个暗物质（DM）晕的重子属性，在DM只有模拟使用高分辨率的流体动力学模拟训练的机器。作为示例，我们使用$(75 \,\,h^{-1}{\rm Mpc})^3$体积的IllustrisTNG流体动力学模拟来训练我们的机器以预测，例如，恒星质量和恒星形成率在星系大小的光环纯粹基于其DM含量。一个极端随机树（ERT）算法与多个新的改进一起使用，我们在这里介绍，如在机器训练和两阶段学习的细化误差函数。在这些改进的帮助下，与以前的尝试相比，我们的模型在预测重子属性方面的准确性显着提高-换句话说，该机器更好地模仿了IllustrisTNG的星系晕相关性。通过将我们的机器应用于大型$(1 \,\,h^{-1}{\rm Gpc})^3$体积的MultiDark-Planck DM模拟，然后我们使用机器在IllustrisTNG中发现的相关性验证了从DM晕目录快速生成星系目录的管道。我们还比较了我们的星系目录与流行的半解析模型（SAM）。我们所谓的机器辅助半模拟模型（MSSM）被证明是在很大程度上与SAM兼容，并可能成为一个很有前途的方法移植到一个更大的体积DM只运行的星系尺度流体动力学计算的重子物理。我们讨论了这样的基于机器的方法所带来的好处，以及提高这种方法的科学潜力的建议。
2019-08-26 astro-ph.GA
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lyman-alpha Halos of Galaxies at z=2-3 in the Keck Baryonic Structure Survey
本研究基于凯克重子结构巡天数据，通过堆叠分析734个莱曼α选星系和119个连续谱选星系的窄带成像，利用指数拟合和前向建模技术表征z=2-3星系的大尺度莱曼α晕形态，发现所有子样本在星系周介质尺度上均为净发射体，且晕尺度与中心星系属性弱相关。
2025-05-21 astro-ph.GA
Quantifying Baryonic Feedback on Warm-Hot Circumgalactic Medium in CAMELS Simulations
本文利用 CAMELS 项目中的 SIMBA 和 IllustrisTNG 模拟，量化恒星与 AGN 反馈参数对温热环星系介质的影响，揭示两种反馈模式在亚网格实现中紧密耦合，并导致暗晕属性出现非直观效应。
2025-01-02 astro-ph.GA
The influence of feedback on the baryonic content of haloes in the COLIBRE simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）；University of Durham（杜伦大学）；Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
该研究基于COLIBRE宇宙学模拟，探究超新星与AGN反馈对暗晕气体含量的影响，发现其气体分数与EAGLE等模拟存在显著差异，且混合AGN反馈模型与观测约束吻合度更高。
2026-07-31 astro-ph.GA
Roles of Supernova and Active Galactic Nucleus Feedback in Shaping the Baryonic Content in a Wide Range of Dark Matter Halo Masses
本文扩展 FEGA25 半解析模型，引入两种 AGN 热气体抛射方案并结合 MCMC 校准，揭示超新星与 AGN 反馈在不同暗物质晕质量中的分工及其对重子循环的影响。
2025-09-30 astro-ph.GA
The bulge-halo conspiracy in massive elliptical galaxies: implications for the stellar initial mass function and halo response to baryonic processes
最近的研究表明，大质量椭圆星系在有效半径内的总质量密度分布可以近似为ρ_{tot} \propto r^{-ε '}，平均斜率<ε'>=2.08 \pm 0.03，散射度σ_ε '= 0.16 \pm 0.02。这个小的斜率分散（称为膨胀晕阴谋）在基于LCDM的模型中并不常见，因此包含了关于星系形成过程的信息。我们计算了基于LCDM的模型的γ'分布，该模型再现了SDSS中早期星系的恒星质量、速度色散和有效半径之间观察到的相关性。这些模型具有一系列恒星初始质量函数（IMF）和对星系形成的暗晕响应。观测到的γ'的分布很好地再现了宇宙学动机，但未收缩的暗物质晕，和Salpeter型IMF的模型。其他模型平均被数据排除，即使它们可能发生在个别情况下。具有绝热晕收缩（和较轻IMF）的模型预测的α '值太小。具有晕圈膨胀或质量跟随光的模型预测了过高的“α”值。我们的研究表明，大规模的早期型星系的非同源结构可以精确地复制LCDM模型，如果IMF是不普遍的，如果机制，如活动星系核的反馈，或动力学摩擦，有效地平均抵消收缩的光环预期重子冷却的结果。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Formation of Bars and Warps in Rotating Halos
本文通过模拟盘-晕系统演化，研究晕运动学对恒星盘的影响，发现活晕及同向旋转晕增强棒形成，反向旋转晕利于翘曲激发，并首次发现旋转晕不稳定性导致盘与晕尖点向外螺旋运动。
2023-12-02 astro-ph.GA
The Baryonic Mass-Halo Mass Relation of Extragalactic Systems
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF — Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所——阿切特里天文台）；University of Oregon（俄勒冈大学）；Nanjing University（南京大学）
研究通过 extragalactic 系统数据，建立了质子质量与暗物质质量之间的关系，揭示了质子分数随质量变化的规律，并提出了一种描述该关系的数学模型。
2026-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Painting galaxies into dark matter halos using machine learning
我们开发了一个机器学习（ML）框架来填充大型暗物质-只有重子星系的模拟。我们的ML框架输入晕属性，包括晕质量，环境，自旋和最近的增长历史，并输出中心星系和晕重子属性，包括恒星质量（$M_*$），恒星形成率（SFR），金属丰度（$Z$），中性（$\rm HI$）和分子（$\rm H_2$）氢质量。我们将其应用于MUFASA宇宙流体动力学模拟，并表明它恢复了输出量与晕质量的平均趋势高度准确，包括在淬火的大质量星系中SFR和气体的急剧下降。然而，平均值关系周围的离散度预测不足。单独检查星系，在$z=0$上，恒星质量和金属丰度被准确地恢复（$σ\lesssim 0.2$ ~dex），但SFR和$\rm HI$显示出更大的散射（$σ\gtrsim 0.3$ ~dex）;这些值在$z=1,2$上有所改善。值得注意的是，ML定量恢复星系属性的第二个参数的趋势，例如，具有较高的气体含量和较低的金属丰度的星系有较高的SFR在一个给定的$M_*$。测试各种ML算法，我们发现没有一种算法的性能明显优于其他算法，集成也没有提高性能，这可能是因为没有一种算法重现了在平均值属性周围观察到的大分散。对于随机森林算法，我们发现晕质量和附近的（$\sim 200$ ~kpc）环境是最重要的预测变量，其次是生长历史，而晕自旋和$\sim$ Mpc尺度环境是不重要的。最后，我们研究的影响，另外输入的关键重子属性$M_*…
2018-05-02 astro-ph.GA
Hybrid analytic and machine-learned baryonic property insertion into galactic dark matter haloes
虽然宇宙学上的暗物质模拟只依赖于引力效应，计算速度非常快，但模拟星系中的重子性质需要复杂的流体动力学模拟，计算成本很高。我们探讨合并的扩展版本的平衡模型，分析形式主义描述的恒星，气体和金属含量的星系的演变，到一个机器学习框架。通过这样做，我们能够恢复比单独的解析形式主义所能提供的更多的属性，从而创建一个高速流体动力学模拟仿真器，在具有重子属性的N体模拟中填充银河系暗物质晕。虽然这种方法提供的准确性和速度优势之间存在权衡，但我们的结果优于仅使用机器学习的重子属性子集的方法。我们证明了这种新型的混合系统能够通过在合理的程度上模仿完整的流体动力学套件的属性来快速完成暗物质的信息，并讨论了混合与机器学习框架的优缺点。在这样做的过程中，我们提供了一个加速宇宙学中常用的模拟。
2022-11-15 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
An assessment of the "too big to fail" problem for field dwarf galaxies in view of baryonic feedback effects
最近的研究已经确定，极端矮星系-无论是卫星还是场物体-都遭受所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。简而言之，TBTF问题包括这样一个事实，即很难在LCDM框架内解释矮星的测量运动学和观测到的数密度。最流行的解决方案涉及重子反馈过程。例如，再电离和重子耗尽可以减少预计将成为矮星系宿主的晕的丰度。此外，与恒星形成有关的反馈可以改变低质量晕中心区域的暗物质密度分布。在这篇文章中，我们评估了场矮星的TBTF问题，明确考虑到上面提到的重子效应。我们发现：1）再电离反馈不能解决TBTF问题本身，因为问题中的晕太大，不受它的影响，2）轮廓修改可以调用作为解决TBTF问题的程度取决于银河系运动学测量的半径。基于一个约90个矮星的21厘米线的氢原子（HI）的干涉测量的文献样本，我们得出结论，TBTF问题仍然存在，尽管重子效应。然而，前面的陈述假设所考虑的样本代表了一般的野矮星群体。此外，LCDM中无法解释的矮星系过剩可能小到~ 1.8倍，考虑到目前测量星系速度函数的不确定性。这两个警告都强调了即将到来的HI干涉仪统一调查的重要性，以促进我们对这个问题的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
The Subaru HSC Galaxy Clustering with Photometric Redshift I: Dark Halo Masses Versus Baryonic Properties of Galaxies at 0.3<z<1.4
我们提出了低$z$ $(z\leq1.4)$星系的聚类特性选择的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划宽层$145$度$^{2}$。宽视场和多波长观测产生了具有光度红移和物理性质的位于$0.3\leq z\leq1.4$的$5,064,770$星系。这使得角关联函数的精确测量和随后的晕占据分布（HOD）分析允许重子属性和暗晕属性之间的联系。在$z\lesssim1$中质量较小的卫星星系所占的比例在$\sim20\%$中几乎是恒定的，但在$M_{\star} \sim 10^{10.4}h^{-2}M_{\odot}$之外则逐渐减小。然而，在$z>1$卫星星系的丰度是相当小的，即使是质量较小的星系，由于在高$z$的大质量中心的稀有性。这种减少的趋势与$z>3$的莱曼破裂星系的小卫星部分有关。在$0.3\leq z\leq1.4$的恒星晕质量比几乎是一致的，使用最新的经验模型获得的预测，但是，我们确定小的过剩，从理论模型在大规模的结束。枢轴晕质量被发现是不变的，在$10^{11.9-12.1}h^{-1}M_{\odot}$在$0.3\leq z\leq1.4$，我们系统地表明，$10^{12}h^{-1}M_{\odot}$是一个通用的枢轴晕质量$z\sim5$是来自只使用聚类/HOD分析。然而，具有峰值瞬时重子转换效率的晕质量比枢轴晕质量小得多，无论红移如何，最有效的恒星质量组装…
2019-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: Population Statistics from Dwarf Galaxies to Galaxy Clusters
在一个纯冷的暗物质宇宙中，初始物质功率谱及其随后的引力增长不包含特殊的质量或时间尺度，因此内部暗物质（DM）晕属性的新兴人口统计也不包含。使用150万晕从三个IllustrisTNG实现的LambdaCDM宇宙，我们表明，星系形成物理驱动器的非单调功能（“摆动”）到DM属性统计在六十年的晕质量，从矮星系到星系团。我们通过提取晕质量相关的统计数据的五个DM晕属性-速度色散，NFW浓度，密度和速度空间形状，和形成时间-使用核本地化线性回归（KLLR），这些功能的特点。比较精确的估计标准化，斜率，和协方差之间的实现与没有星系形成，我们发现系统的偏差在所有的质量尺度，最大偏差为25%，在银河系质量为1 e12 Msun。不同的冷却和反馈机制之间的相互作用的摆动的质量依赖性，我们讨论了其观测意义。性质协方差强烈依赖于晕质量和物理处理，但大多数相关性是稳健的。使用多变量KLLR和可解释的机器学习，我们表明，晕浓度和速度空间形状的主要贡献者，在不同的质量，速度色散方差。质量吸积率和DM表面压能的统计数据在附录中提供。我们公开发布晕属性目录和KLLR参数的TNG运行在20 epochs到z = 12。
2021-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Speed Distributions
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平铺研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-Simons宇宙起源人工智能研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
DREAMS项目通过模拟揭示银河系暗物质速度分布的不确定性主要由晕间方差主导，并应用于XENON1T实验验证天体物理不确定性与实验结果相当。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Halo expansion in cosmological hydro simulations: towards a baryonic solution of the cusp/core problem in massive spirals
冷暗物质模型的一个明确预测是在所有质量尺度上存在尖状暗物质晕密度分布。这是不符合观察到的旋转曲线的旋涡星系，挑战小尺度上，否则成功的CDM范例。本文采用高分辨率的宇宙流体动力学模拟方法研究了耗散过程对类银河天体（M~ 1 e12 Msun）中暗物质内部分布的影响。我们的模拟包括超新星反馈，以及大质量恒星在爆炸成为超新星之前的辐射压力的影响。增加恒星反馈的结果在膨胀的暗物质晕，而不是收缩相对于N体模拟。重子能够擦除暗物质的尖形分布，在一个巨大的银河状晕的中心几千秒差距处产生一个平坦的、核心的、暗物质密度分布。的配置文件是很好的拟合Burkert配置文件，拟合参数与观察一致。此外，我们得到平坦的旋转曲线以及扩展，指数恒星盘配置文件。虽然我们获得的恒星盘仍然部分太厚，不像MW薄盘，但这项初步研究表明，重子分量中有足够的能量可以改变大质量盘星系中的暗物质分布，为长期存在的尖点与核心问题提供了可能的解决方案。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-Rich Mergers in LCDM: Disk Survivability and the Baryonic Assembly of Galaxies
我们使用N体模拟和观测归一化之间的关系暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量，以获得强大的，可以说是不可避免的期望重子内容的主要合并红移z~2。首先，我们发现银河系大小的暗物质晕所经历的大部分主要合并（m/M > 0.3）应该是富含气体的，并且富含气体的合并在高红移处越来越常见。虽然在我们的模拟中，星系晕中主要合并的频率大大超过了观测到的晚型星系比例，但在晕质量范围M_DM ~ 10^11-10^13 Msun内，贫气体主要合并的频率与观测到的球状主导星系比例一致。这些结果支持的猜想，合并与重子气体分数发挥了重要作用，在建设和/或保存盘星系在宇宙中。此外，我们发现，一个星系的冷重子直接通过主要合并沉积的整体比例是相当大的。在M_star ~ 10^10 Msun$（M_DM ~ 10^11.5 Msun）星系中，约有30%的冷重子物质在主要的合并中以冷气体的形式被吸积。对于M_star ~ 10^11 Msun（M_DM ~ 10^13 Msun）的更大质量的星系，在合并中积累的重子比例甚至更高，约为50%，但这些吸积的重子大多以恒星的形式直接输送。这种重子质量沉积几乎是不可避免的，并且限制了星系中冷重子的比例，这些重子可以起源于冷流或热晕冷却。（节录）
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic solutions and challenges for cosmological models of dwarf galaxies
星系和它们的暗物质晕对暗能量加冷暗物质（LCDM）宇宙学模型提出了几个挑战。观测和理论之间的这些差异在质量最低的（“矮”）星系中加剧。LCDM对低质量暗物质晕的数量、空间分布和内部结构的预测在历史上一直与观测到的矮星系不一致，但这是部分预期的，因为许多预测只模拟了暗物质成分。任何强有力的LCDM预测都必须包括一个星系形成的模型，以了解重子物质如何填充和影响暗物质晕。在这篇文章中，我们回顾了LCDM关于矮星系的最显着的挑战，我们讨论了最近的宇宙学数值模拟如何精确定位重子解决方案，这些挑战。我们确定剩余的紧张局势，包括内部暗物质含量的多样性，卫星，恒星形态，和恒星形成淬火的飞机。它们的解决方案，或作为LCDM的实际问题的验证，可能需要改进星系形成模型和提高模拟中的数值精度。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
BIND (Baryonic INpainting with Deep learning): A Field-level Emulator for Galaxy Groups and Clusters
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
BIND利用条件流匹配模型，将仅暗物质暗晕场级映射至流体动力学对应物，在CAMELS模拟上训练，以百分比精度恢复质量场和轮廓，并开源发布。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$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 Impact of Baryonic Physics on the Structure of Dark Matter Halos: the View from the FIRE Cosmological Simulations
我们在FIRE（Feedback In Realistic Environments）项目的宇宙学模拟中研究了$M_{\rm h}\sim10^{9-12}\,M_{\odot}$晕中$M_{\ast}\sim10^{4-11}\,M_{\odot}$星系的冷暗物质（CDM）的分布。FIRE在多相ISM中加入了明确的恒星反馈，并从恒星星族模型中获得能量。我们发现，恒星反馈，没有“微调”的参数，大大简化了小规模的问题，在CDM。反馈导致恒星形成和外流的爆发，改变DM分布。因此，DM晕轮廓（$α$）的内斜率显示出强烈的质量依赖性：轮廓在$M_{\rm h}\sim10^{10}-10^{11}\,M_{\odot}$处较浅，在较高/较低质量处较陡。由此产生的岩心尺寸和斜率与观测结果一致。这与以前的工作使用简单的反馈方案，但我们发现陡峭的质量依赖的$α$，和相对较晚的核心增长。由于恒星形成效率$M_{\ast}/M_{\rm h}$与晕圈质量有很强的相关性，当有足够的反馈能量扰动DM时，$α$会在$M_{\rm h}\sim 10^{10}\,M_{\odot}$（$M_{\ast}\sim10^{6}-10^{7}\,M_{\odot}$）附近发生快速变化。由于DM质量的不断积累，在晕圈快速增长期间不会建立大的核心。相反，核心需要几个恒星形成爆发后，快速积累已经完成。恒星反馈会显著降低…
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Dark Matter Halo Expansion in Galaxy Populations
星系晕内的暗物质核心可以通过恒星形成区域的能量反馈形成：能量平衡表明，最大的核心形成效率出现在M $_{\star}\sim10^{8.5}$ M $_{\odot}$的星系中。我们表明，模型人口的星系，其中的密度分布已被修改，这样的重子反馈，是能够解释所观察到的星系速度函数和塔利-费舍尔关系显着优于一个模型，其中假设一个普遍的尖形密度分布。替代模型，即温暖的或自相互作用的暗物质，也提供了一个更好的匹配这些观察到的关系比一个通用的配置文件模型，但作出不同的预测晕密度轮廓如何随质量相比，重子反馈的情况下。我们建议，不同的核心形成机制可以区分的基础上留下的印记，他们在星系人口在很大范围内的质量。在目前的观测数据中，我们发现了重子反馈产生的核心形成的质量依赖性的预期签名的证据。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bose-Einstein Condensate dark matter models in the presence of baryonic matter and random confining potentials
我们考虑一个不相关的随机势对玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）暗物质晕的性质的影响，它作为一个无序的来源，并作为一个新的项添加到Gross-Pitaevskii方程中，描述晕的性质。利用流体动力学表象，我们导出了描述银河系暗物质晕密度分布的基本方程，同时考虑了重子物质和自转的影响。通过考虑重子物质的简单指数密度分布和高斯型无序势，精确地得到了球对称的密度、质量和切向速度分布。为了测试理论模型，我们将其预测与Spitzer Photometry \& Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库中的39个星系进行了比较。我们获得了暗物质占主导地位的星系的相关天体物理参数的估计，包括重子物质的性质，和参数的随机势。在重子物质和随机约束势的存在下，BEC模型给出了一个很好的统计描述。凝聚态暗物质的存在也可能为核心/尖点问题提供解决方案。
2022-04-30 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on halo and galaxy properties
研究利用CAMELS模拟量化了暗物质晕浓度-质量关系对五种星系/暗物质晕性质的依赖，构建了非线性模型，并发现忽略选取效应会导致重子印记建模约25%的误差。
2024-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；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 – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on weak lensing statistics as a function of halo mass and radius
Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究恒星物质对弱引力透镜统计的影响，发现BCMs在大质量晕体中存在系统误差，需改进模型以准确反映恒星物质分布。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
