Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
What sets the central structure of dark matter haloes?
在密度扰动的热截止尺度附近形成的暗物质（DM）晕是独特的，因为它们是最小的物体，通过整体引力坍缩形成，而较大的晕则相反地经历了合并。虽然标准的冷暗物质（CDM）模拟很容易产生晕，遵循普遍的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布与内斜率，$ρ\propto r^{-α}$，与$α=1$，最近的模拟发现，当自由流截止预期的CDM模型是解决，所产生的晕遵循近幂律密度分布$α\sim1.5$。在本文中，我们使用理想化的$N$体模拟的原晕的崩溃，研究了密度尖点的形成晕。当原晕轮廓最初核心由于粒子自由流在高红移，我们普遍发现$\sim r^{-1.5}$配置文件，无论原晕轮廓斜率以外的核心和大规模的非球形扰动。相反，当原晕具有幂律轮廓时，则当原晕补丁的密度斜率比临界值$α_{\rm ini} \sim 0.3$浅时，我们获得与NFW形状兼容的轮廓，而最终斜率对于$α_{\rm ini}\ga 0.3$可以更陡。我们进一步证明，$r^{-1.5}$配置文件是敏感的小规模的噪音，这逐渐推动他们走向内斜率的$-1$，在那里他们成为弹性这样的扰动。我们表明，$r^{-1.5}$解决方案是在流体静力平衡，在很大程度上符合一个简单的分析模型，并提供参数，角动量出现，以确定内斜率。
2017-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of dark matter haloes shape over six decades in mass: Insights from the Millennium XXL and SBARBINE simulations
在过去的30年里，许多观测和理论证据表明，星系团不是球形物体，它们的形状更好地描述了三轴几何。随着多波长数据质量的不断提高，对星系团的三轴研究引起了人们越来越大的兴趣，特别是在“精确宇宙学”时代。在这项工作中，我们的目标是利用Millennium XXL模拟的两个红移（z=0和z=1）的晕，在3 × 10^14 Mo/h以上的未探测质量范围内提供第一个统计上有意义的预测。这个宇宙学上的暗物质模拟的大小（4.1 Gpc）允许形成统计上显著数量的大质量星系团规模晕（M>2x10^15 Mo/h时约为500个，M>10^14 Mo/h时约为780000个）。此外，我们的目标是将这项研究扩展到更低的质量，以便在质量上接近6个数量级（从10^10到几乎10^16 Mo/h）的范围内寻找普遍的预测。为此，我们使用SBARBINE模拟，允许从10^10 Mo/h开始模拟质量晕。我们使用一个椭圆的密度过大的方法来选择晕和计算单峰的形状（约50%），而我们放弃了非放松。小到长轴和中间长轴比被发现是很好地描述了简单的功能形式。对于一个给定的质量，我们可以完全描述晕的形状，并给出关于给定宇宙学和红移的轴比分布的预测。此外，这些结果与Jing & Suto（2002）的发现存在一些分歧，后者在社区中广泛使用，尽管它们必须远超出其原始质量范围。这个“配方”在本文和一个专门的网页中向社区提供。
2014-09-30 astro-ph.CO
Mass function of haloes: scale invariant models
Press-Schechter理论给出了暗物质晕质量函数的一个简单的近似函数形式。Sheth和Tormen（ST）改进了该质量函数，以改进N体模拟结果的分析拟合。这些形式的晕质量函数是通用的（独立于宇宙学和功率谱）时，在适当的变量缩放。使用LCDM N体模拟的大型套件，过去几年的研究表明，这种普遍性只是近似的。我们探讨是否有些偏离普适性可以归因于功率谱计算质量函数在N体模拟的各种无标度模型在爱因斯坦-德西特宇宙学。这种宇宙学的选择并没有在问题中引入任何尺度。这些模型具有自相似的优点，因此在运行这些模拟时可以进行严格的检查。这组数值实验的目的是隔离任何功率谱依赖偏离普遍性的质量函数。我们明确地表明，最佳拟合ST参数有一个明确的依赖于功率谱。我们的研究结果还表明，一个改进的分析理论，更多的参数是必要的，以提供更好的拟合质量函数。
2010-01-21 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
The Substructure Hierarchy in Dark Matter Haloes
我们提出了一种新的算法，用于识别模拟暗物质晕内的子结构。该方法是Tormen等人（2004年）和Giocoli等人（2008年a）提出的方法的扩展，该方法将次晕确定为一组自结合粒子，这些粒子在被主晕的主要祖先吸积之前属于同一个祖先晕（以下称为卫星）。然而，这一定义并不占的事实，这些卫星晕本身也可能有子结构，从而产生子subhaloes等，我们的新算法确定在这个层次的所有级别的子结构，我们用它来确定所有子结构的质量函数（计数子haloes，子subhaloes等）。平均而言，最近形成的晕往往有一个较大的质量分数的子结构和集中度低于平均相同质量的晕。我们提供定量拟合这些相关性。尽管我们的算法与Gao et al.（2004）的算法有很大的不同，但我们也发现红移z = 0处单位质量的次晕质量函数是普适的。这种普遍性延伸到任何红移，只有当一个帐户的事实，即一个给定的质量的主机晕较少集中在较高的红移，和浓度和子结构丰度是反相关的。这种普遍性允许一个简单的参数化的subhalo质量函数集成在所有主机晕群众，在任何给定的时间。我们提供了分析适合这个功能，这应该是有用的晕模型分析，相当于星系晕子结构时，解释集群在大型巡天。最后，我们讨论了系统的subhalo质量函数的差异，所产生的（主机）晕质量的不同定义。
2010-01-07 astro-ph.CO
On the absence of a universal surface density, and a maximum Newtonian acceleration in dark matter haloes: consequences for MOND
我们研究了暗物质（DM）的表面密度，并将其与Donato等人（2009）的结果进行比较。通过MCMC方法，我们推断出每个星系的最佳拟合参数。我们重新获得了表面密度和光度之间的标度关系，以及其他几个与星系盘性质有关的暗物质晕性质的标度律。我们的结论是，与Donato等人的\cite{Donato}相反，暗物质表面密度不是一个普适的（恒定的）量，而是与光度以及其他星系盘属性相关。导出的后验概率分布的$ρ_0 r_0$表明，零假设的恒定性拒绝在一个非常高的置信水平。这些结果几乎没有给所谓的暗物质表面密度的普遍性留下任何余地。由于MOND对表面密度\cite{Milgrom2009}有很强的预测，我们将我们的结果与这些预测进行了比较，发现MOND预测被数据所违背。为了加强以前的结果，我们将我们的结果与MOND（Milgrom 2005）的另一个预测进行了比较，即在晕中存在最大牛顿暗物质加速度。同样在这种情况下，MOND的预测与数据相矛盾。暗物质牛顿加速与所有先前提出的星系盘属性相关，并且数据分布在Milgrom $\&$ Sanders（Milgrom 2005）预测的范围之外。我们还发现，零假设（DM牛顿加速度的恒定性）被拒绝在一个非常高的置信水平。
2020-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal clustering of dark matter in phase space
我们最近介绍了一种新的统计措施的暗物质在相空间中的聚类，粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）。在两篇论文系列中，我们研究了银河大小的宝瓶座晕中$P^2SAD$的结构，构建了一个物理模型来描述它，并说明了它作为预测暗物质晕纳米结构敏感信号的强大工具的潜力。在这封信中，我们报告了一个显着的普适性的集群的暗物质在相空间中测量的$P^2SAD$内的subhaloes的主机晕跨越不同的环境覆盖范围从矮大小到集群大小的晕（$10^{10}-10^{15}$ M $_\odot$）。仿真结果表明，$P^2SAD$的普适性持有超过7个数量级，在一个2D相空间，覆盖超过3个数量级的距离/速度，与一个简单的函数形式，可以描述我们的模型。证明了$P^2SAD$的普适性，我们可以精确地预测小尺度下暗物质的非线性功率谱，一直到冷暗物质粒子的退耦质量极限。作为一个应用，我们计算的subhalo助推的湮灭暗物质在很宽的范围内的主机晕质量。
2016-01-28 astro-ph.CO
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties beyond mass for unresolved haloes across redshift and cosmology using correlations with local halo environment
暗物质晕的结构和动力学性质，虽然在理解大尺度结构形成的重要组成部分，需要更保守的粒子分辨率比单独晕质量所需的模拟。这减少了模拟的参数空间，对于下一代大型巡天所需的高红移和大体积模拟更为严重。在这里，我们将红移和宇宙学的依赖到一个算法，分配准确的晕属性，如浓度，自旋，速度和空间分布的次分辨率晕在模拟。通过专注于获得与晕质量和在$4 \times$晕半径处测量的局部潮汐各向异性$α$的正确相关性，我们的方法还将恢复这些小尺度结构特性与大尺度环境的相关性，即，所有尺度下的晕圈组件偏差均大于$5 \times$晕圈半径。我们发现晕的性质分布是普遍的红移和宇宙学。通过将该算法应用于大体积模拟$(600 h^{-1}{\rm Mpc})$，我们可以访问$30-500$粒子晕，从而在$z=2-4$上获得一个数量级的晕质量和两到三个数量级的数密度。这种技术降低了估计协方差矩阵、弱透镜研究或任何具有较小质量晕的大规模聚类分析所需的模拟成本。
2022-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
Dynamical Evolution of Primordial Dark Matter Haloes through Mergers
原始暗物质（DM）晕是最小的引力束缚DM结构，在早期宇宙中，第一批恒星，黑洞和星系形成和生长。然而，它们的结构是敏感的DM的自由流动规模，这反过来又取决于DM颗粒的性质。在这项工作中，我们测试的假设，在原始DM晕的中心尖点附近的自由流动规模的斜率取决于合并过程的性质。通过结合和分析小尺度物质功率谱截止的宇宙学模拟数据以及一系列受控的、高分辨率的二元合并模拟数据，我们发现：（1）原始DM晕优先通过径向轨道上的主要合并形成;（2）与星系和星系团大小的DM晕相比，它们的中心DM密度轮廓更容易受到合并过程的影响;（3）连续的主并合驱动中心密度斜率接近以NFW轮廓为特征的{ \it universal}形式，该形式对并合的影响具有鲁棒性，并且是DM晕密度结构的吸引子解。我们的工作突出了在黑暗时代的结构形成的动力学过程的重要性。
2016-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The haloes that reionized the Universe
本研究通过JWST观测与EAGLE模拟，发现爆发星系驱动的暗物质晕（质量约10^9太阳质量）是宇宙再电离的主要来源，并构建逃逸分数模型预测了可由SKA检验的21厘米信号峰值。
2025-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Gravitational Flexion by Elliptical Dark Matter Haloes
我们提出了椭圆形透镜质量分布预期的引力透镜弯曲方程。这些可以减少到一维的有限积分，从而节省了大量的计算时间比一个完整的二维计算。我们估计限制星系晕椭圆度的一系列潜在的未来调查，发现从两种不同类型的屈曲的约束是可比的，是两个数量级更严格的比那些从剪切。因此，在未来的调查中，星系晕的形状似乎是一个非常有前途的潜在工具。
2009-03-23 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
How galaxies populate haloes in very low-density environments? An analysis of the Halo Occupation Distribution in cosmic voids
有证据表明，暗物质晕的性质可能会随着大尺度环境的变化而变化。通过研究宇宙空洞中的晕占据分布，有可能获得有用的信息，从而阐明这一主题。由于这些地区的极端环境，这些地区的晕和星系的形成历史可能与全球的行为不同。我们使用两个公共访问的模拟星系目录构建不同的方法：半解析模型和流体动力学模拟。在这两个，我们确定宇宙空洞，我们测量这些地区内的晕占领分布不同的绝对星等阈值。我们比较这些测定与整体结果，我们研究的依赖性的不同特征的空隙。此外，我们还分析了空洞内晕的恒星含量和形成时间，并讨论了一般晕布居结果。在空洞内，我们发现一个显着不同的晕占据分布相对于一般的结果。这在所探索的所有绝对星等范围内都存在。我们没有得到任何迹象的变化有关的空隙特性表明，影响只取决于大规模环境的密度。此外，我们发现，恒星的质量含量也不同的空隙，其中主机晕与质量较小的中央星系（10%）以及卫星显着较低的恒星质量含量（30%）。最后，我们发现一个轻微的差异的形成时间的晕是年轻的空隙比平均人口。这些特征表明，填充空洞的晕有不同的形成历史，导致晕占据分布发生显着变化。
2020-03-13 astro-ph.CO
Surface Density of dark matter haloes on galactic and cluster scales
本文在二次坍缩模型的框架下，分析了最近在大尺度上研究的星系晕、星系团晕、暗物质晕的中心面密度与晕核半径的关系。我们采用Del Popolo（2009）的二次入轨模型，考虑了有序和随机角动量、动力学摩擦和暗物质（DM）绝热收缩，计算了暗物质晕的密度分布，并利用这些密度分布确定了DM晕的表面密度。主要结果是$r_\ast$（晕特征半径）不是Donato等人（2009）和Gentile等人（2009）所声称的普适量。相反，我们发现与晕质量$M_{200}$的相关性与Cardone & Tortora（2010），Boyarsky等人（2009）和Napolitano等人（2010）一致，但具有明显较小的分散性，即$0.16 \pm 0.05$。我们还考虑重子柱密度发现后者确实是一个常数的低质量系统，如矮星，但与质量的斜率$α= 0.18 \pm 0.05$。在暗物质的表面密度的情况下，仅由暗物质组成的系统，在无耗散模拟，我们得到$α=0.20 \pm 0.05$。这些结果几乎没有为最近声称的（暗和恒星）柱密度的普遍性留下空间。
2012-12-31 astro-ph.CO
The Non-universal Pseudo Phase-Space Density Profiles of Symphony Host Halos
Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
研究揭示宿主晕的伪相空间密度剖面并非普遍规律，其偏离幂律与动力学平衡程度相关，且受形成历史影响，一维自相似流体坍缩模型能较好预测其特征。
2026-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The universality of the virial halo mass function and models for non-universality of other halo definitions
丰富的星系团可以限制我们宇宙中结构的几何形状和生长。然而，这个探测器可能会因为最近的非普适性声明而变得非常复杂--关于宇宙学模型和红移的非平凡依赖性。在这项工作中，我们分析的依赖性的质量函数的方式晕被确定，并建立如果这可能会导致偏离普遍性。为了探索这种依赖性，我们使用了一组不同的N体宇宙学模拟（Le SBARBINE模拟），其中最新的宇宙学参数来自普朗克合作;这第一套模拟之后是一个较低分辨率的集合，使用不同的宇宙学参数进行。我们识别暗物质晕使用球形过密度算法与不同的过密度阈值（维里，2000 rho_c，1000 rho_c，500 rho_c，200 rho_c和200 rho_b）在所有的红移。我们注意到，当用重新标度的变量nu表示时，维里晕的质量函数几乎是红移和宇宙学的普适函数，而对于我们考虑的其他超密度，情况显然不是这样。我们提供了拟合函数的晕质量函数参数作为一个函数的过密度，允许预测，在百分之几的准确性，晕质量函数的晕定义，红移和宇宙学模型的范围很广。然后，我们展示了如何偏离与其他晕定义的普遍性，可以通过结合的普遍性维里定义的密度轮廓的晕的预期形状。
2015-12-09 astro-ph.CO
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
SPARC HSBs, and LSBs, the surface density of dark matter haloes, and MOND
在这篇论文中，我们用爱因斯坦的HSBs和LSBs星系来验证两个问题。第一个问题与\citep{Donato} D 09的一个主张有关，即：DM面密度（DMsd）是一个常数普适量，等于$\log{(\rm Σ/M_\odot pc^{-2})}=2.15 \pm 0.2$，还是依赖于系统的重子面密度？第二个是基于MOND预测，对于HSB，DMsd是恒定的，并且等于$\log{(\rm Σ/M_\odot pc^{-2})}=2.14$，而对于LSB，表面密度不是恒定的，并且取小于HSB和D 09预测\citep{Milgrom2009}的值。我们发现，对于具有$Σ_{\rm eff}>200 L_\odot/pc^2$和$Σ_{\rm eff}>300 L_\odot/pc^2$的HSB，D 09中的HSB显示出恒定的DMsd与幅度，以及MOND预测中的恒定的DMsd与$Σ_{\rm eff}$。然而，DMsd的值更大，$Σ\simeq 2.61$（在具有$Σ_{\rm eff}>300 L_\odot/pc^2$的DMsd-幅度的情况下）和$Σ\simeq 2.54$（在具有$Σ_{\rm eff}>200 L_\odot/pc^2$的表面DMsd-表面亮度的情况下）。这个值稍微依赖于确定星系是否是HSB的阈值。在LSB的情况下，对于$Σ_{\rm eff}<100 L_\odot…
2023-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Earth-mass haloes and the emergence of NFW density profiles
我们模拟中性伴子暗物质（$χ$ DM）晕从它们最初的崩溃，在$\sim$地球质量，高达百分之几的太阳。我们的研究结果证实，第一晕的密度分布由$\sim r^{-1.5}$幂律描述。随着晕质量的增长，它们的密度分布也会发生显著的变化。在中心区域，它们变浅，平均达到$\sim r^{-1}$，即NFW剖面的渐近形式。使用非宇宙学控制的模拟，我们观察到，在引力势的时间变化所造成的主要合并导致变浅的内部配置文件。这种转换是更显着的较浅的初始配置文件和合并系统的数量较多。根据合并的细节，所产生的配置文件可以比NFW在其内部区域更浅或更陡。有趣的是，当曲线由内斜率为$-1$的破幂律曲线（如NFW或Hernquist曲线）给出时，合并的影响要弱得多。这为NFW样轮廓的出现提供了一个解释：在它们最初的崩溃之后，$r^{-1.5}$ $χ$ DM晕遭受大量的主要合并，这逐渐使轮廓变浅。一旦建立了类似NFW的配置文件，随后的合并就不再更改配置文件。这表明，晕轮廓并不是普遍的，而是（1）微晕形成的物理学和（2）它们早期的合并历史的结合-两者都由暗物质粒子的性质决定-以及（3）NFW样轮廓对扰动的弹性。
2017-06-23 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
Vector modes in $Λ$CDM: the gravitomagnetic potential in dark matter haloes from relativistic $N$-body simulations
我们调查的横向模式的引力和速度场的$Λ$ CDM，使用自适应网格细化广义相对论$N$体代码GRAMSES进行高分辨率模拟的基础上。我们研究了低红移下暗物质速度场中涡度的产生，在一定尺度范围内拟合了其功率谱的形状和演化。通过分析重力磁矢势，这是缺乏在牛顿模拟，在暗物质晕质量范围从$\sim10^{12.5}~h^{-1}{M}_{\odot}$到$\sim10^{15}~h^{-1}{M}_{\odot}$，我们发现，其大小与晕质量，峰值在内部区域。然而，平均而言，它与标量引力势的比值保持相当恒定，低于百分之一水平，随红移近似线性下降，并显示出对晕质量的弱依赖性。此外，我们表明，重力磁加速度在晕峰值朝向核心，并达到几乎$10^{-10}$ $h$ cm/s $^2$在最大规模的晕的模拟。然而，不管晕的质量如何，重力磁力和标准重力之间的比值通常在晕内的$10^{-5}$水平附近，同样没有明显的半径依赖性。这一结果证实，重力磁效应对结构形成的影响可以忽略不计，即使是最大质量的结构，但其在低密度区域的行为仍有待探索。同样，对观测的影响仍有待于今后了解。
2020-12-28 astro-ph.CO
The impact of feedback on the evolution of gas density profiles from galaxies to clusters: a universal fitting formula from the Simba suite of simulations
基于六个 Simba 模拟变体，本文研究恒星/AGN 反馈对 $10^{11}$–$10^{14}\\,M_\odot$ 晕气体密度轮廓的影响，并给出随质量和红移变化的通用幂律拟合公式。
2024-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
Universal scaling laws and density slope for dark matter haloes
针对暗物质小尺度难题，提出类似流体湍流的暗物质级联理论，推导相关标度律与最小尺度，解释暗物质晕的普适密度斜率成因。
2023-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
An upper limit to the central density of dark matter haloes from consistency with the presence of massive central black holes
我们研究了星系中心大质量黑洞的生长速率，这些黑洞是由周围晕圈中的暗物质吸积而来的。通过只考虑由于轨道上的暗物质粒子与中心黑洞的结合而产生的吸积，我们得到了吸积率的一个确定的下限。我们发现，一个失控的吸积制度发生在一个时间尺度上，这取决于三个特征参数的问题：黑洞的初始质量，体积密度和速度分散的暗物质粒子在其附近。吸积率的分析处理产生的结果意味着，对于最大的黑洞质量推断类星体的研究（$>10^{9} M_{\odot}$），失控制度将达到的时间尺度是短于中心暗物质密度超过$250 M_{\odot}$ pc $^{-3}$的问题的晕的寿命。由于达到失控吸积会强烈扭曲宿主暗物质晕，在这个质量范围内的类星体黑洞的推论导致其宿主晕中心暗物质密度的上限为$ρ_{0} < 250 M_{\odot} $ pc $^{-3}$。这个极限与假设的中心黑洞质量成反比。然而，考虑到宇宙学研究所暗示的暗物质分布在银河系中具有普遍性，我们得到了这种结构中暗物质中心密度的严格上限。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of warm dark matter haloes
暗物质的基本粒子候选者，如无菌中微子，表现为温暖的暗物质（WDM）。对于质量为keV的粒子，自由流在对应于矮星系的尺度上产生线性波动功率谱的截止。我们调查WDM晕和subhaloes在这些尺度上的丰度和结构，使用高分辨率的宇宙学N体模拟银河系晕的质量类似的银河系。在大于自由流截止的尺度上，初始条件与Springel等人先前模拟的冷暗物质（CDM）晕之一具有相同的功率谱和相位，作为Virgo财团Aquarius项目的一部分。我们已经模拟了四个晕WDM粒子质量在1.4-2.3keV的范围内，对于一种情况下，我们已经进行了进一步的模拟在不同的分辨率。在N体模拟中，功率谱截止被分辨出来，这是已知的，在细丝中进行人为的碎裂，产生虚假的团块，对于小质量（在我们的情况下小于10^7兆太阳），这些团块的数量超过了真正的晕。我们已经开发了一个强大的算法来识别这些虚假的对象，并将它们从我们的光环目录中删除。我们发现，当质量小于10^9 Msun时，相对于CDM情况，WDM次晕质量函数被抑制了一个数量级以上。要求至少有尽可能多的subhaloes有观测到的卫星在银河系中导致一个保守的下限（热当量）WDM粒子质量约1.5 \rmn{keV}。WDM晕和次晕具有尖点密度分布，可以用NFW或Einasto剖面很好地描述。它们的中心密度较低的WDM粒子质量和我们所考虑的模型都没有遭受的“太大而不能失败”的问题，…
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
First measurement of the characteristic depletion radius of dark matter haloes from weak lensing
我们使用弱透镜观测，使第一次测量的特征耗尽半径，三个半径的特征区域，物质正在耗尽不断增长的晕之一。镜头取自应用于DESI Legacy Imaging Surveys DR 9的扩展的基于光晕的组/簇查找器产生的光晕目录，而源则通过Fourier_Quad管道从DECaLS DR 8成像数据中提取。我们研究晕质量$12 < \log ( M_{\rm grp} ~[{\rm M_{\odot}}/h] ) \leq 15.3$内的红移$0.2 \leq z \leq 0.3$。维里半径和回溅半径也被测量，并用于测试原来的调查结果的耗尽区。当按质量划分晕时，我们发现我们的大多数测量和CosmicGrowth模拟的预测之间是一致的，除了最低质量的箱。发现特征耗尽半径大致为$2.5$乘以维里半径和$1.7 - 3$乘以回溅半径，与近似普遍的外部密度分布一致，并且发现特征耗尽半径内的平均封闭密度大致为$29$乘以我们样本中宇宙的平均物质密度。当装箱晕的质量和代理晕浓度，我们没有检测到一个显着的变化的耗尽半径与浓度，模拟预测也是敏感的浓度代理的选择。我们还证实，测量的回溅半径随浓度不同的模拟预测。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
From dwarf galaxies to galaxy clusters: Self-Interacting Dark Matter over 7 orders of magnitude in halo mass
本文研究了从矮星系到星系团的自相互作用暗物质晕的密度分布。使用现实的模拟模型的重子物理学相关的星系形成，我们比较模拟的密度分布的晕与SIDM或冷和无碰撞的暗物质（CDM）的恒星速度色散，气体旋转曲线，弱和强引力透镜，和/或X射线图的观测推断。我们做我们的比较晕的最大表面密度方面，规避需要半解析或参数模型的暗物质密度分布。我们发现，包含重子的CDM模拟很好地再现了作为晕质量函数的最大表面密度，而对于具有1 cm $^2/$ g速度无关横截面的SIDM，模拟的星系团的平均最大表面密度低于观测系统的最大表面密度，其数量大于固定质量下观测到的最大表面密度的标准差。对于质量较小的系统，CDM和SIDM都与观测结果一致。
2021-01-22 astro-ph.CO hep-ph
Formation of massive protostars in atomic cooling haloes
我们提出了迄今为止最高分辨率的三维模拟早期宇宙中原子冷却晕的坍缩。我们使用移动网格代码arepo和Greif（2014）中引入的原始化学模块，该模块将化学和热速率方程演化为超过20个数量级的密度。分子氢冷却被强烈的莱曼-沃纳背景抑制，这促进了气体在大约$10^4\,$ K的温度下的近等温塌缩。一旦中心的气体云变得光学厚度连续发射，它就会在主原恒星周围形成开普勒圆盘。原恒星的初始质量约为$0.1\,{\rm M}_\odot$，比通过氢分子冷却的迷你晕高出一个数量级。气体的高吸积率和有效冷却催化了盘的碎裂，形成一个5-10个成员的小型原恒星系统。大约12年后，强大的引力相互作用破坏了圆盘，并暂时将原恒星从云的中心弹射出来。在模拟结束时，次级聚集体在距离初级聚集体$\simeq 150\,$ au的距离处塌陷。如果这个团经历了与第一个团相似的演化，中心的气体云可能会演化成一个宽的双星系统。初级和次级团块的高吸积率表明，碎片化并不是形成至少一个大质量黑洞种子的重要障碍。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
The quasi-adiabatic relaxation of haloes in the IllustrisTNG and EAGLE cosmological simulations
已知引力束缚晕中的暗物质含量会受到星系和它所在气体的影响。在流体动力学模拟套件IllustrisTNG和EAGLE中，我们对跨越四个数量级的质量晕的响应进行了验证。我们提出了简单的拟合函数的球平均准绝热弛豫框架，准确地捕捉暗物质的反应在整个范围内的晕质量和晕中心的距离，我们探索。我们发现，常用的计划，认为在半径$r_f/r_i-1$的球形暗物质壳的相对变化是一个功能，只有其质量的相对变化$M_i/M_f-1$，不准确地描述了所测得的响应大多数晕在IllustrisTNG和EAGLE。相反，$r_f/r_i$还明确地取决于具有维里半径$R_{\rm vir}$的晕的晕中心距离$r_f/R_{\rm vir}$，在IllustrisTNG和EAGLE之间以及跨晕质量非常相似。我们还考虑了以前未建模的效应，可能是由反馈相关的流出驱动的，其中具有$r_f/r_i\simeq1$的壳（即，无松弛）的$M_i/M_f$与1显著不同。我们的研究结果是立即适用于一些半分析工具，模拟银河系和大尺度结构。我们还研究了这种响应的依赖性的几个晕和星系的总质量以外的属性，发现它主要是与晕浓度和恒星形成率。我们讨论了这些结果的可能扩展，以建立一个更深层次的物理理解暗物质和重子之间的小尺度连接。
2023-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accurate Analytic Mass-Scale Relations for Dark Matter Haloes of all Masses and Redshifts
CUSP是一个强大的形式主义，恢复，从第一性原理和没有自由参数，所有的宏观性质的暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现，并揭示其特征的起源。由于它不受模拟的限制，它涵盖了整个质量和红移范围。在本论文中，我们使用CUSP计算的质量尺度关系举行的晕密度分布拟合到通常的NFW和Einasto函数在最相关的宇宙学和最常见的质量定义。我们澄清了这些关系的起源，并提供准确的解析表达式举行的所有质量和红移。这些表达式的性能相比，以前的模型和质量浓度关系跨越20多个数量级的质量在$z=0$在最近的模拟中获得的100 GeV的WIMP宇宙。
2023-03-06 astro-ph.CO
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations, dynamical heating and tidal disruption in spin $s$ ultralight dark matter models
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）
研究自旋s超轻暗物质模型中自相似关系、动力学加热及潮汐破坏特性，揭示自旋对暗物质晕结构和卫星破坏时间的影响。
2025-12-02 astro-ph.CO 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
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
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
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the hidden population of low-mass haloes in strong lenses
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究揭示在冷暗物质模型中，低质量暗物质子结构群体对强引力透镜图像的累积影响，导致检测到的子结构数量增加40%，并提出伪质量函数以描述该群体。
2026-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
What sets the splashback radius of dark matter haloes: accretion history or other properties?
暗物质晕的密度剖面包含了关于其生长历史和物理性质的丰富信息。一个特别有趣的区域是回溅半径$R_{\rm sp}$，它标志着在晕中轨道运行的粒子和经历第一次坠落的粒子之间的过渡。虽然$R_{\rm sp}$对最近的吸积速率的依赖性已经得到了很好的建立，并且在理论上是可以预期的，但是还不清楚$R_{\rm sp}$对吸积历史的哪些部分做出了反应，以及还有哪些其他的晕属性可能会另外影响它的位置。我们全面调查这些问题相关的动态测量的溅回半径的一个大的模拟晕与他们的个人成长的历史，以及他们的结构，动力学和环境特性。我们发现，$R_{\rm sp}$是敏感的吸积超过一个交叉的时间，但在很大程度上不敏感的先前的历史（与浓度，探测更早的时代）。所有的次级相关性都弱得多，但我们发现，在质量较小、年龄较大、椭圆形和潮汐变形较多的晕中，$R_{\rm sp}$相对较高。尽管有这些微小的影响，我们得出结论，回溅半径是一个干净的指标晕的增长在过去的动力学时间。我们预测，星等差距应该是一个有前途的观测指标晕的吸积率和回溅半径。
2022-10-25 astro-ph.CO
Non-universality of the mass function: dependence on the growth rate and power spectrum shape
暗物质晕的丰度是研究宇宙结构生长和膨胀历史的重要手段之一。对于这个量的理论预测通常假设，当以某种形式表示时，它只取决于线性密度场的质量方差。然而，宇宙学模拟显示，这一假设被打破，导致10-20%的系统效应。在本文中，我们采用了一套专门设计的模拟进一步研究这个问题。具体来说，我们进行宇宙学N体模拟，我们系统地改变生长历史在一个固定的线性密度场，或改变功率谱形状在一个固定的生长历史。我们表明，晕质量函数一般依赖于这些数量，从而显示出一个明确的信号的非普遍性。这种效应的大部分可以追溯到同样的线性波动根据其组装历史的细节以不同的方式增长到非线性状态。利用这些结果，我们提出了一个参数化的线性增长率和功率谱形状的显式依赖。使用一个独立的模拟套件，我们表明，这个拟合函数准确地捕捉质量函数的晕宇宙跨越一个巨大的参数空间，包括大规模的中微子和动态暗能量。最后，我们利用这个工具来提高所谓的宇宙学重新标度方法的准确性，并表明它们可以在当前可行的宇宙学的整个范围内为晕质量函数提供2%的准确预测。
2021-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feedback reshapes the baryon distribution within haloes, in halo outskirts, and beyond: the closure radius from dwarfs to massive clusters
本研究通过三组宇宙流体动力学模拟，揭示了不同质量暗晕中重子再分布的主导反馈过程，提出了与质量相关的闭合半径概念及普适关系，为约束反馈物理模型提供了观测对比依据。
2022-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal collapse of isolated self-interacting dark matter haloes: N-body simulation versus the fluid model
自相互作用暗物质（SIDM）是冷暗物质（CDM）的一种碰撞形式，最初被提出来解决当结构形成的无碰撞CDM理论与小尺度星系的观测进行比较时出现的问题。所提出的弹性碰撞对结构形成的定量影响已经估计以前的Monte Carlo N-体模拟和导电流体模型，明显分歧的结果。为了改善这种情况，我们直接比较新的Monte Carlo N-体模拟和解决方案的导电流体模型，孤立的SIDM晕的固定质量。这使我们能够清楚地将重力热弛豫的影响与膨胀背景宇宙中连续质量吸积的影响分开。当这两种方法以前被应用于晕形成与宇宙学边界条件，他们不同意的数量级的散射截面的大小需要解决所谓的“尖核问题。“然而，我们在这里表明，对于孤立的晕，这些方法在20%以内相互一致。这表明这两种方法是一致的，它们对宇宙学晕的分歧并不是由于它们的有效性被打破。这里研究的孤立晕经历重力热塌缩。我们比较了这两种方法计算的解决方案重力热坍塌从几个初始条件。这使我们能够校准热传导，其中考虑到流体模型中弹性硬球散射的影响。然而，要使这两种方法在孤立晕上接近一致，所需的热导率参数的调整量太小，无法解释以前在宇宙学背景下发现的差异。
2011-03-09 astro-ph.CO
Signature of primordial non-Gaussianity of phi^3-type in the mass function and bias of dark matter haloes
我们探讨了立方修正gnl*phi^3对从一系列大型N体模拟中提取的暗物质晕的质量函数和偏差的影响，并将其与理论预测进行了比较。这种三次项可以在像曲率模型这样的场景中被激发，其中可以产生大的三次校正，同时保持二次fnl* φ ^2校正小。偏离高斯晕质量函数与理论预测是合理的。从晕的自功率谱和互功率谱测量的尺度依赖的偏差校正Δ b_kappa（k，gnl）与fnl模式中的校正类似，但幅度低于理论预期。使用Slosar等人（2008）的LSS数据汇编，我们首次获得gnl的限值为-3.5 10 ^5 < gnl < +8.2 10 ^5（95%CL）。这一限制将随着未来的LSS数据而改善1-2个数量级，这应该测试许多这种类型的场景。
2009-11-15 astro-ph.CO hep-ph
