Nonspherical similarity solutions for dark halo formation
我们进行了全三维模拟的演化自相似，球对称的线性微扰的冷暗物质占主导地位的爱因斯坦-德西特宇宙。由于径向轨道的不稳定性，从这样的初始条件生长的晕是三轴的，长短轴比为3：1。然而，它们在时间上近似自相似地生长。在所有情况下，他们有幂律密度分布和近恒定的速度各向异性在其内部区域。幂律指数和速度各向异性的值取决于初始条件的相似性指数，前者从简单的标度参数预期。因此，晕圈结构不是“普遍的”，而是记住了初始条件。在较大的尺度上的密度和各向异性的配置文件显示两个特征尺度，对应于粒子在第一近心点和第一远心点后，落入。它们很好地近似NFW模型只有一个值的相似性指数。相比之下，在所有半径内的外部焦散的伪相空间密度可以通过一个单一的幂律与一个指数，它只依赖于非常弱的相似性指数的初始条件。这种行为是非常相似的，发现从LCDM初始条件形成的晕，所以可以被认为是近似普遍的。
2010-07-23 astro-ph.CO
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing tidal alignment models for anisotropic correlations of halo ellipticities with N-body simulations
利用星系图像的内禀排列（IA）作为一种工具来提取星系聚类分析所需的宇宙学信息越来越受到人们的关注。最近，Okumura和Taruya在线性排列（LA）模型的基础上导出了内禀椭圆率-椭圆率相关、引力切变-内禀椭圆率相关和速度-内禀椭圆率关联函数的实用公式。在本文中，使用大容量的$N$体模拟，我们测量这些对齐统计在真实的和红移空间，并比较它们的LA和非线性对齐模型的预测。我们发现，重子声学振荡在IA统计中的各向异性特征可以用我们的模型准确地预测。红移空间失真（RSD）引起的各向异性在大尺度极限下也得到了很好的描述。我们的结果表明，人们可以提取宇宙信息编码的IA通过Alcock-Paczynski和RSD效应。
2020-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing galaxy formation models with the GHOSTS survey: The color profile of M81's stellar halo
本文利用HST ACS/WFC对GHOSTS巡天19个视场的观测资料，研究了M81最外层的恒星星族的性质。观察到的场探测到距离银河系中心约50 kpc的投影距离的恒星晕。在F606 W和F814 W过滤器中观察每个视野。色星等图（CMD）的50%完整性水平通常位于红巨星分支（TRGB）尖端以下2等处。在距离近于15千秒差距的领域显示的证据盘占主导地位的人口，而在更大的距离领域主要是由晕星。M81晕CMD的RGB与~ 10 Gyr的等时线和[Fe/H] ~ -1.2 dex的等时线匹配良好，表明M81晕的优势恒星星族具有相似的年龄和金属丰度。M81晕的颜色分布宽度约为0.4等，中位值（F606 W-F814 W）约为1等，用23.7 <F814 W 15 kpc星等范围内的恒星测量< 25.5. When considering only fields located at galactocentric radius R >，没有发现晕的颜色梯度。我们将RGB M81晕星在~ 15和50 kpc的中间颜色之间的差异限制为0.03+/-0.11等，对应于假设10 Gyr的恒定年龄的径向范围内的金属丰度差异为0.08+/-0.35 dex。我们比较这些结果与模型预测的颜色恒星晕形成纯粹通过吸积的卫星星系。当我们以与HST数据相同的方式分析宇宙学激发的模型时，我们发现它们预测恒星晕没…
2013-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the framework of the halo occupation distribution with assembly bias modeling and empirical extensions
本文通过扩展HOD模型评估其对非线性尺度星系聚类分析的系统误差，发现对BOSS星系线性增长速率影响不显著，但可提升宇宙学约束的完整性。
2024-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing DARKexp against energy and density distributions of Millennium-II halos
我们测试DARKexp模型放松，自引力，碰撞系统对平衡暗物质晕从千禧-II模拟。虽然DARKexp针对模拟和观测的有限测试已经在其他地方进行，但这是第一次使用大样本模拟晕进行测试，质量跨越约50倍，并使用独立拟合密度和能量分布。我们表明，DARKexp，一个形状参数的家庭，提供了非常好的拟合的形状的密度分布，ρ（r），和微分能量分布，N（E），个别模拟晕。从两种类型的拟合获得的最佳拟合形状参数$ϕ_{0}$是相关的，尽管具有分散性。我们最重要的结论来自于ρ（r）和N（E），它们是在许多晕上平均得到的。这表明DARKexp和个别的Millennium-II晕之间的大部分偏差来自晕到晕的波动，可能是由子结构和其他密度扰动驱动的。平均ρ（r）和N（E）非常平滑，并且非常接近DARKexp。在平均之后，唯一的偏差是小的，并且位于N（E）的最大束缚能和ρ（r）的最小半径处。由于偏差仅限于3-4个平滑长度，并且对于低质量晕更大，这可能是由于数值分辨率的影响。
2016-09-06 astro-ph.CO
Testing galaxy formation models with the stellar mass-halo mass relations for star-forming and quiescent galaxies
本文用恒星形成与宁静中央星系的 SHMR 检验 L-GALAXIES 及 TNG、Illustris、EAGLE，发现仅 L-GALAXIES 再现观测差异，并据此约束淬灭与晕组装历史的关联。
2025-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing General Relativity using the Environmental Dependence of Dark Matter Halos
在这封信中，我们调查了暗物质晕的环境依赖性，这些理论试图通过修改广义相对论（GR）来解释宇宙的加速膨胀。使用高分辨率N体模拟的f（R）重力模型恢复GR在密集的环境中凭借变色龙机制，我们发现一个强大的环境依赖的差异之间的透镜质量和动力学质量估计的暗物质晕。这种环境依赖性的晕属性可以作为一个吸烟枪来测试GR观测。
2011-07-18 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Testing the parametric model for self-interacting dark matter using matched halos in cosmological simulations
本研究利用宇宙学模拟中的匹配暗物质晕检验SIDM参数化模型，发现其对晕结构的预测偏差多数在10%-50%内，可有效将CDM晕映射为SIDM晕，适用于小尺度结构分析。
2025-01-17 astro-ph.CO
Testing Offsets Between Cluster-Scale Halos and BCGs in Strong Lensing Models Using the Jackknife Method
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Astronomy, Yonsei University（延世大学天文学系）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM, Marseille, France（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、拉格朗日实验室）；Department of Physics, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理系）
本研究用Jackknife方法检验强透镜模型中星系团晕与BCG偏移的必要性，发现MrMARTIAN框架下偏移不提升预测精度，质量分解非唯一，限制物理解释。
2026-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the radio halo-cluster merger scenario. The case of RXCJ2003.5-2323
本文对星系团RXCJ 2003.5 -2323进行了射电、X射线和光学的综合研究。该星团拥有迄今为止已知的最大，最强大和最遥远的巨型射电晕之一，这表明它可能正在经历一个强大的合并过程。我们的多波长研究的目的是调查无线电晕集群合并的情况。利用1.4GHz甚大天线阵和240 MHz巨型米波射电望远镜的射电观测资料，结合610 MHz的GMRT观测资料，研究了RXCJ 2003.5 -2323中巨型射电晕的射电性质。用X射线Chandra观测和ESO-NTT光学观测研究了团簇的动力学状态。我们的研究证实了RXCJ 2003.5 -2323是一个非弛豫簇。射电晕异常的离心状和团状形态可能是由于团合并初始阶段的磁场离心结构和湍流共同作用的结果。
2009-05-21 astro-ph.CO
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Inflation with Dark Matter Halos
宇宙暴胀提供了一种机制来产生早期的密度扰动，而这些扰动孕育了我们今天看到的大尺度结构。原始非高斯性是这个时代为数不多的物理学观测测试中最有希望的一个。目前，非高斯性最好地受到宇宙微波背景的约束，但在短期内，大尺度结构数据可能是有竞争力的，只要原始非高斯性的影响可以通过结构形成的非线性过程来模拟。我们讨论了最近的工作模拟的几种类型的原始非高斯性的大规模晕集群和晕质量函数的影响。更具体地说，我们比较分析和N-体结果的两个变种的曲率模型的通货膨胀：（i）一个“tauNL”的情况下，曲率和通货膨胀同样有助于原始曲率扰动和（ii）一个“gNL”模型，通常的二次fNL项的潜力取消，但一个大的立方项仍然存在。
2011-10-07 astro-ph.CO
Testing primordial non-Gaussianities on galactic scales at high redshift
原始非高斯性提供了暴胀模型的一个重要检验。虽然普朗克宇宙微波背景实验对星系团尺度上的非高斯性产生了很强的限制，但在星系尺度上仍有相当大的非高斯性空间。我们已经测试了本地的非高斯高红移星系人口的影响，运行5个宇宙学N体模拟到z=6.5。对于这些模拟，我们采用相同的初始相位，以及高斯或尺度相关的非高斯原始波动，所有这些都与普朗克对集群尺度的约束一致。然后，我们使用Behroozi et al.（2013）的晕-恒星质量经验关系为每个晕分配恒星质量。我们的模拟与非高斯初始条件产生晕质量函数，显示出明显的偏离从类似的模拟与高斯初始条件在z>~10。我们观察到一个>0.3 dex的增强低端的晕质量函数，这导致了类似的影响星系恒星质量函数，这应该是测试未来的星系调查在z>10。由于宇宙再电离被认为是由高红移的矮星系驱动的，我们的发现可能对宇宙的再电离历史有影响。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Connection Between Radio Mini-Halos and Core Gas Sloshing with MHD Simulations
无线电迷你晕是与松弛星系团有关的扩散、陡谱同步辐射源。对一些小晕源的观测表明，无线电发射和气体晃动的X射线特征（冷锋）之间存在相关性。“一些作者认为，与晃动运动相关的湍流会使相对论电子重新加速，导致与锋面相关的发射。我们提出了磁流体模拟的核心气体晃动的星系团，在那里我们测量这些运动所产生的湍流，并采用被动示踪粒子作为相对论电子，可以加速这种湍流。我们的初步结果支持晃动运动和粒子再加速之间的联系。
2011-02-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Testing approximate predictions of displacements of cosmological dark matter halos
我们提出了一个测试，以量化以及一些近似的方法，旨在重现轻微的非线性演化的扰动，能够重现DM晕的集群，一旦分组的粒子到晕的定义和保持固定。已经考虑了以下方法：拉格朗日摄动理论（LPT）到三阶，截断LPT，增广LPT，肌肉和COLA。测试运行如下：通过将朋友的朋友（FoF）光晕查找器应用于N体模拟的输出来定义光晕。然后将近似方法应用于模拟的相同初始条件，为所有粒子产生从其起始位置和速度的位移。根据FoF光晕探测器，每个光晕的位置和速度通过对属于该光晕的粒子进行平均来计算。这个过程使我们能够执行一个良好的测试如何恢复的物质密度和晕密度场的聚类，而不要求近似方法的准确重建晕。我们考虑了$z=0,0.5,1$的结果，分析了实空间和红移空间中的功率谱，逐物的位置差和速度差，密度概率分布函数（PDF）及其矩，傅里叶模的相位差。我们发现，更高的LPT订单一般能够更好地再现晕的集群，而很少或没有发现改善的物质密度场时，去2LPT和3LPT。当与2LPT结合时，增强提供了一些改善，而当与3LPT结合时，其效果有限。肌肉在增强方面几乎没有改善。更昂贵的粒子网格代码COLA优于所有LPT方法[删节]
2017-04-04 astro-ph.CO
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
Prediction of galaxy halo masses in SDSS DR7 via a machine learning approach
我们提出了一种机器学习（ML）的方法来预测星系的暗物质晕质量，实现了传统方法的性能改进。我们训练三个ML算法（\texttt{XGBoost}，随机森林和神经网络）预测晕质量使用一组合成的星系目录，该目录是通过在N体模拟中填充暗物质晕与星系，并匹配斯隆数字巡天（SDSS）中星系的聚类和联合分布属性。我们探讨了不同的星系和集团相关的属性与晕质量的相关性，并提取了一组九个功能，最有助于晕质量的预测。我们发现，从ML算法的质量预测是更准确的比那些从晕丰度匹配（\texttt{HAM}）或动态质量（\texttt{DYN}）估计。由于这种方法的危险在于我们的训练数据可能无法准确地代表真实的宇宙，因此我们探索了在与训练阶段使用的假设不同的假设下构建的合成目录上测试模型的效果。我们测试了各种模型与不同的方式填充暗物质晕，如增加卫星星系的速度偏差。我们确定，尽管在不同数据上的训练和测试可能导致预测质量的系统误差，但ML方法仍然比\texttt{HAM}或\texttt{DYN}产生更好的质量。最后，我们将训练好的模型应用于SDSS DR7的星系和星系群目录，并给出了由此产生的晕质量。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters and Streaming Velocities: Testing the new formation channel in high-resolution cosmological simulations
球状星团的形成及其与暗物质分布的关系长期以来一直困扰着天文学家。最近提出的一个球状星团形成通道将古老的星团与早期宇宙中相对于暗物质的重子大规模流动速度联系起来。这些流动速度影响全球的重子进入暗物质晕，高红移晕质量函数，和最早的几代恒星。在某些情况下，流动速度可能会导致无暗物质气体的密集区域变得不稳定，可能导致致密星团的形成。我们调查这一假设使用宇宙学流体动力学模拟，包括一个完整的化学网络和H $_2$的形成和破坏，一个过程的第一批恒星的形成至关重要。我们发现，在具有显著流动速度的区域（约占宇宙的1%）中的高密度气体确实与暗物质晕的中心有一定的偏移，但这种偏移通常明显小于维里半径。在我们的模拟中，暗物质晕之外的气体永远不会达到琼斯不稳定的密度。我们假设，第三族超新星的低水平（$Z \approx 10^{-3}\,Z_{\odot}$）金属富集可能会使维里外区域冷却，使暗物质晕外的气体冷却到CMB温度，并变得不稳定。后续的模拟，包括流动速度和第三族超新星的金属富集，需要了解流动速度是否为早期宇宙中球状星团的形成提供了一条路径。
2021-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the conditional mass function of dark matter halos against numerical N-body simulations
我们比较预测的条件质量函数（CMF）的暗物质晕从两个理论处方对数值N体模拟，无论是在过密和欠密区域，并在不同的欧拉尺度范围从$5$到$30\,h^{-1}\,$ Mpc。特别是，我们详细考虑了局部实现的无条件质量函数（UMF）的重新标度已经在文献中讨论，也是一个推广的标准重新标度方法中描述的扩展的Press-Schechter形式主义。首先，我们通过验证CMF在不同尺度下的归一化来测试这两种重新标度的一致性，并表明所提出的情况都没有提供归一化的CMF。为了满足归一化条件，我们在重新缩放过程中进行了修改。在此修改后，所得到的CMF通常提供了更好的描述数值结果。最后，我们提出了一个分析拟合的CMF和UMF（也被称为物质晕偏置函数）之间的比率在欠密区域，这可能是特别感兴趣的加速计算的晕丰度研究空隙统计。在这种情况下，与标准重缩放相比，基于本地实现的重缩放的CMF处方提供了对数值结果的稍微更好的描述。
2017-02-06 astro-ph.CO
ALMA observations of lensed Herschel sources : Testing the dark-matter halo paradigm
随着广域亚毫米巡天的出现，大量的高红移引力透镜尘埃恒星形成星系（DSFG）被发现。由于简单的候选透镜源在这样的调查，确定为那些与$S_{500μm} > 100$ mJy的选择标准，与选择功能的建模相关的不确定性被删除。这些属性的组合使亚毫米测量成为强透镜统计研究的理想选择。我们进行了一项试点研究的透镜统计的亚毫米选定的来源，使观察与阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的样本强透镜源进行了调查与赫歇尔空间天文台。我们试图再现的图像分离的透镜源的分布，使用从一个数值模拟，其中包含暗物质和重子的晕质量函数。我们使用了三种不同的密度分布，一种是基于对EAGLE模拟中形成的晕的分析拟合，另一种是之前在透镜研究中使用过的两种密度分布（奇异等温球（SIS）和SISSA）。我们发现，我们可以重现所观察到的分布与所有三个密度分布，只要我们强加了一个上质量过渡的$\sim$ $10^{13} M_{\odot}$的SIS和SISSA模型，我们假设的密度分布可以表示为NFW的配置文件。我们表明，我们将需要一个样本的$\sim$ 500透镜源之间的密度分布，这是实际的赫歇尔调查中的透镜源的预测数量进行区分。
2018-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Dark Matter with Generative Models for Extragalactic Stellar Streams
Princeton University（普林斯顿大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
本文提出X-Stream生成模型，利用星系流影像约束暗物质晕的径向密度分布，测试冷暗物质替代理论，如自相互作用暗物质。
2026-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-similarity of the mass distribution in rich galaxy clusters up z~1 tracked with weak lensing
本文利用 HSC-SSP 巡天弱引力透镜数据，约束了红移 0.2 至 1.0 间富星系团的质量轮廓，发现其质量分布自宇宙 5.7 Gyr 起保持自相似演化，证实了非线性区的暗物质标准增长理论。
2025-03-19 astro-ph.CO
Black hole mass, host galaxy mass, and dark matter halos: Testing the environmental connection
Instituto de Fisica de Cantabria (CSIC-Universidad de Cantabria)（坎塔布里亚物理研究所（西班牙科学研究中心-坎塔布里亚大学））；University of Southampton（南安普顿大学）；Institute for Astronomy & Astrophysics, National Observatory of Athens（雅典国家天文台天体物理学与天文学研究所）
利用X射线AGN样本和匹配的星系控制样本，通过交叉相关函数研究黑洞质量与暗物质晕质量的关系，发现高黑洞质量端AGN可能位于更高质量的暗物质晕中。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Running of non-Gaussianity through the CMB mu-distortion and the Halo Bias
原始非高斯性参数fNL和tauNL可以是尺度相关的。我们调查的能力，未来的测量的CMB μ失真，这是非常敏感的小尺度，和大规模的晕偏差，以测试运行的本地非高斯。我们表明，对于一个实验，如PIXIE，μ-温度相关性的测量可以牵制的光谱指数n_fNL和n_tauNL的值的顺序为0.3，如果fNL = 20和tauNL = 5000。一个类似的值可以通过一个扩展到红移z ~ 1的全天巡天观测来实现。在两个谱指数相等的特殊情况下，正如在宇宙学扰动是由暴胀子以外的单个场产生的模型中所预测的那样，非线性参数的尺度依赖性的1 σ误差下降到0.2。
2013-03-25 astro-ph.CO hep-ph
Self-Similar Mass Accretion History in Scale-Free Simulations
该研究借助 ABACUS 无标度 N体模拟，比较 ROCKSTAR 与 COMPASO 所测晕质量吸积历史的自相似收敛性，量化了粒子数、演化阶段与收敛精度之间的关系。
2024-05-08 astro-ph.CO
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
Testing halo models for constraining astrophysical feedback with multi-probe modeling: I. 3D Power spectra and mass fractions
University of Arizona（亚利桑那大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本文通过多探针建模检验现有暗物质模型，评估其在高精度宇宙参数推断中的适用性，发现模型在再现功率谱精度上存在差异，需进一步优化以解释多波段数据。
2026-03-28 astro-ph.CO
Testing the key role of the stellar mass-halo mass relation in galaxy merger rates and morphologies via DECODE, a novel Discrete statistical sEmi-empiriCal mODEl
合并和恒星形成在调节星系生长中的相对作用仍然是一个激烈争论的问题。在这里，我们提出了我们的DECODE，一个新的离散统计sweet-empiriCal的mODEl专门设计用于快速，有效地预测，在一个完整的宇宙学背景下，星系组装和合并的历史，任何给定的输入恒星质量晕质量（SMHM）的关系。DECODE根据精确的暗晕质量和所有暗晕（包括其他暗晕中的暗晕）的落入红移概率函数（因此是统计的）生成逐对象的暗物质合并树（因此是离散的），对质量或体积几乎没有分辨率限制。合并树，然后转换成星系组装的历史，通过输入，红移依赖SMHM关系，这是高度敏感的星系恒星质量函数的重要系统学和它的演化与宇宙时间。DECODE可以准确地再现流体动力学模拟和半解析模型的预测平均星系合并率和组装历史，当采用它们的SMHM关系的输入。在目前的工作中，我们使用DECODE证明，只有SMHM的关系暗示的恒星质量函数的特点是大丰度的大质量星系和显着的红移演化，至少在$M_\star \gtrsim 10^{11} \, M_\odot$，可以同时再现本地丰度的卫星星系，星系（主要合并）对以来$z \sim 3$，和增长的Brilliant星系团Galliant。同样的模型也可以重现椭圆星系的局部部分，假设这些是严格由主要合并形成的，但不是完整的膨胀盘比分布，这需要额外的过程。
2022-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo's and self similarity
本文探讨了Vlasov-Poisson系统的自相似解及其与动力冷系统的引力坍缩的关系。导出了一维幂律势的解析解，并提出了三维幂律势解析解的推广。其次，数值研究了冷动力系统坍缩的自相似性。相空间中的折叠系统与解析的自相似解是一致的，这些解呈现出所有的自相似标度。另外一点是，在幂律指数大于$-(1/2)$的初始条件下，系统中心出现$x^{-(1/2)}$定律。它被发现，第一次出现的$x^{-(1/2)}$法律对应于一个奇点的形成非常接近的中心。最后研究了自相似多维解在平衡点附近的一般性质。光滑和连续的自相似解在平衡态下具有幂律行为。然而，冷的初始条件会导致相空间解的不连续，并且平滑后的相空间密度失去了自相似性。通过观察相空间密度$P$的概率分布除了缩放参数之外与平滑的相空间密度$P_S$的概率分布相同，该问题容易解决。因此，$P_S$继承了$P$的自相似特性。这个特殊的属性是在$ρ/{σ^3}$的数值模拟中观察到的普遍幂律的起源。$P_S$的自相似性质意味着其他量也应该具有可预测指数的普适幂律行为。利用冷暗物质晕相空间密度的数值模型对这一假设进行了检验，得到了很好的一致性。
2012-10-29 astro-ph.CO
Testing the consistency of three-point halo clustering in Fourier and configuration space
我们比较减少三点相关性$Q$的物质，晕（作为代理星系）和它们的交叉相关性，测量在一个总的模拟体积的$\sim100 \ (h^{-1} \text{Gpc})^{3}$，从领先的顺序微扰理论的预测在配置空间的大范围内的尺度。对晕的预测是基于非局部偏置模型，采用线性（$b_1$）和非线性（$c_2$，$g_2$）偏置参数，这已被约束以前从傅立叶空间中的双谱。我们还研究了其他两个偏置模型的预测，一个是局部模型（$g_2=0$），另一个是由$b_1$通过近似的普适关系确定的$c_2$和$g_2$模型。总的来说，当$Q$是为具有$(r_1r_2r_3)^{1/3} \gtrsim 60 h^{-1}\text{Mpc}$的三角形推导时，测量和预测是一致的，其中$r_{1-3}$是三角形腿的大小。基于线性功率谱对$Q_{matter}$的预测显示出与BAO尺度下的测量值的显著偏差（考虑到我们的小测量误差），当添加阻尼项或使用非线性功率谱时，如预期的那样，该偏差显著减小。当考虑非局部贡献时，对$Q_{halo}$的预测与大尺度下的测量结果最吻合。普遍的偏差模型适用于晕，因此也可能是有用的收紧约束$b_1$从$Q$星系调查。这样的约束是独立的物质密度波动（$σ_8$）的振幅，因此打破了$b_1$和$σ_8$之间的简并，目前在星系两点相关。
2018-02-04 astro-ph.CO
H_2 Suppression with Shocking Inflows: Testing a Pathway for Supermassive Black Hole Formation
红移z > 6的类星体的存在表明存在质量为10^9兆太阳的几倍的超大质量黑洞（SMBH），这对SMBH形成的模型提出了挑战。一种途径是通过T_{vir} > 10^4 K晕中气体的直接坍缩，然而，这需要抑制H_2冷却以防止碎裂。在本文中，我们研究了一种新的抑制机制，这种机制依赖于冷模吸积流，导致高密度（n > 10^4 cm^{-3}）和高温度（T > 10^4 K）下的激波。在这种气体中，H_2被有效地碰撞解离。我们使用高分辨率的数值模拟来测试这一想法，证明这种晕通常具有较低温度的祖先，其中冷却是有效的。这些晕确实显示出对流;然而，在维里半径处或附近（低密度时）的气体冲击，从而阻止了所提出的碰撞机制的运作。我们确实发现，如果我们人为地在高紫外背景下抑制H_2的形成，从而使晕中心的气体进入高温、高密度的“不归区”，即使关闭紫外光通量，它也会留在那里，在高温下坍缩成高密度。由于计算的限制，我们只模拟了三个光环。然而，我们用蒙特卡罗方法计算了10^6个晕的合并历史，结果表明，只要在红移高达z ~ 20时，紫外背景超过J_{21} ~ few，少数稀有的晕可以迅速地聚集起来，从而避免在它们的所有祖先晕中发生有效的H_2冷却。
2014-01-22 astro-ph.CO
Testing standard perturbation theory and the Eulerian local biasing scheme against N-body simulations
我们测试三阶标准微扰理论（SPT）作为一个近似的非线性宇宙结构的形成。本文从两个高分辨率宇宙学模拟的初始条件出发，采用一种新的方法，用标准粒子群方法数值计算三维暗物质密度场。计算出的密度场进行比较的非线性暗物质场的模拟都逐点和统计。对于平滑尺度超过8兆秒差距/小时，它显示了良好的协议，红移0。我们提出了一个简单的拟合公式来关联线性和非线性密度对比度，该公式在百分比水平上精确地恢复了0 <= z <= 10的非线性时间演化。为了解决模拟中确定的物质场和晕之间的偏置问题，我们采用欧拉局部偏置模型（ELB），包括三阶非线性偏置。偏置参数通过拟合晕和物质密度的散点图（均来自模拟和SPT）获得。利用这些偏置参数，我们可以重建晕密度场。我们发现，这种重建是不能够捕捉所有的细节晕分布。我们研究如何以及大尺度偏差可以描述为一个常数，如果它对应于线性偏置参数b_1的局部偏置模型。我们还讨论了如何以及从重建的晕密度场的晕-晕功率谱和晕-质量互谱同意从模拟相应的统计。结果表明，虽然SPT是一个很好的近似的物质场的适当大的平滑尺度，即使在红移0，ELB模型只能解释晕密度场的一些属性。
2011-03-21 astro-ph.CO
Sensitivity of dark matter haloes to their accretion histories
我们应用我们最近提出的“二次遗传修饰”的方法来产生和测试的影响，替代质量吸积历史的一个单一的$Λ$ CDM晕。该技术的目标是构建不同的形成历史，改变合并的整体贡献的固定的最终质量。这使得有针对性地研究星系和暗物质晕形成对质量吸积平滑度的敏感性成为可能。在这里，我们专注于两个暗物质晕，每个有四个不同的质量吸积历史。我们发现，这两个光环的浓度系统地减少，因为他们的合并历史变得更加顺利。这种因果趋势跟踪已知的相关性之间的形成时间和浓度参数在整个晕人口。在固定的形成时间，我们进一步建立晕浓度是敏感的合并发生的顺序。这种研究单个晕对其历史变化的反应的能力与基于扩展晕种群的紧急相关性的传统方法是高度互补的。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic self similarity of dark matter
宇宙学模拟表明，暗物质晕具有特殊的自相似性质。然而，晕的相似性受到重子反馈的影响，由超新星注入的动量重新塑造的暗物质核心，并将其转化为一个平坦的密度核，与重子反馈施加的标度长度。此外，重子反馈也强加了一个平衡条件，当与强加的重子标度长度耦合时，诱导了一种新的相似性。新的自相似解意味着由暗物质产生的加速度是无标度的，这反过来又意味着在参考半径处的重子加速度也是无标度的。恒定的暗物质和重子加速在一个参考半径已有效地观察到一个大类不同的星系，这是在支持这种方法。新的自相似性质意味着在较大距离处的总加速度是无标度的，在暗物质和重子主导区之间的转变发生在恒定加速度处，并且在较大距离处定义速度曲线振幅的速度曲线的最大值与$M^{\frac{1}{4}}$成比例。这些结果表明，在这个自相似模型中，冷暗物质是符合MOND现象的基本星系。与观测结果相一致，自相似模型与MOND模型的一致性有望在星系团尺度上被打破。一些数值实验表明，在原点附近的密度的行为是密切近似的Einasto轮廓。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Sunyaev-Zel'dovich measurements of the hot gas content of dark matter haloes using synthetic skies
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应提供了一种探测大质量星系和星系群和星系团内部及其周围的热气体的方法，这些气体被认为构成了宇宙重子含量的很大一部分。普朗克合作最近进行了堆叠分析的大样本的“本地最亮的星系”（LBG），令人惊讶的是，推断出近似自相似的tSZ通量和晕质量之间的关系。从表面上看，这意味着热气体的质量分数与晕质量无关，这一结果显然与X射线观测结果相矛盾。我们测试的鲁棒性推断的趋势，使用合成的tSZ从宇宙流体动力学模拟产生的地图，并使用相同的工具和假设应用在普朗克研究。我们表明，虽然检测和估计的“总”通量（$5 r_{500}$内）是相当强大的，推断出的通量源自内$r_{500}$（即X射线观测通常探测的极限半径）是高度敏感的气体的假设压力分布。使用我们最现实的模拟活动星系核的反馈，再现各种各样的X射线和光学性质的团体和集群，我们估计，$r_{500}$内导出的tSZ通量偏高高达一个数量级的质量$M_{500} \sim 10^{13}$ M $_{\odot}$晕。此外，我们表明，AGN模拟与普朗克观测到的总tSZ通量-质量关系是一致的，而自相似模型被排除。
2015-05-20 astro-ph.CO
First confirmation of anisotropic halo bias from statistically anisotropic matter distributions
本文通过宇宙学 $N$ 体模拟首次确认四极型统计各向异性诱导的晕偏差，发现其系数为负且随晕质量增大而降低，为检验各向异性宇宙及相关暗物质、暗能量模型提供新工具。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing strong lensing subhalo detection with a cosmological simulation
强引力透镜提供了一个令人信服的测试冷暗物质的范例，因为它允许质量为$\sim10^{9}$ M $_\odot$及以下的亚晕被检测到。我们测试常用的技术检测subhaloes叠加在强透镜星系的图像。对于透镜，我们采取了一个模拟星系中的$\sim10^{13}$ M $_\odot$晕生长在一个高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，我们认为从两个不同的方向。虽然分辨率很高，但我们注意到模拟的星系仍然有一个人工核心，这增加了重子主导区域的额外复杂性。为了去除粒子噪声，我们用一系列高斯分布来表示投影星系的质量分布，这些分布精确地捕捉了投影星系的特征。我们首先将透镜质量建模为（破碎的）幂律密度分布，然后搜索小晕。在两个投影中，一个具有规则的椭圆形状，而另一个具有与椭圆形状的明显偏差。对于前者，破幂律模型给出了没有假阳性和正确恢复叠加的小晕的质量，但对于后者，我们发现假阳性和推断的晕质量高估了$\sim4-5$倍。然后，我们使用一个更复杂的模型，其中的透镜质量被分解成恒星和暗物质组件。在这种情况下，我们表明，我们可以捕捉到模拟星系的复杂的投影结构，并正确地推断输入的小晕。
2022-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Self-Similarity of $k$-Nearest Neighbor Distributions in Scale-Free Simulations
我们使用$k$ -最近邻概率分布函数（$k$ NN-PDF，Banerjee & Abel 2021）来评估无标度$N$ -体模拟的收敛性。与我们之前的两点分析相比，$k$ NN-PDF允许我们以晕和粒子数的语言量化我们的结果，同时还包含非高斯信息。我们发现32个粒子和更大的典型的晕密度良好的收敛，而16个粒子和更少的出现不收敛。软化长度减半会使收敛扩展到更高的密度，但不会扩展到更少的粒子。我们的分析是不太敏感的空隙，但我们分析了一个有限的范围内的密度不足，并找到证据收敛在16个粒子，甚至在稀疏的空隙。
2021-09-14 astro-ph.CO
Dark from light (DfL): Inferring halo properties from luminous tracers with machine learning trained on cosmological simulations. I. Method, proof of concept & preliminary testing
本文提出 Dark from Light（DfL）方法，利用在 IllustrisTNG 和 EAGLE 宇宙学模拟上训练的随机森林回归模型，从星系发光示踪体快速推断暗物质晕质量与群成员资格，并在类观测数据上验证了其优于传统丰度匹配的性能。
2025-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Another baryon miracle? Testing solutions to the "missing dwarfs" problem
矮星系的缺乏，在当地的宇宙是很难调和的大量低质量的晕内的一致性$Λ$ CDM范式的预期。在本文中，我们进行了系统的评估的不确定性影响测量的DM晕丰度使用星系运动学。使用一个大样本的矮星系的空间分辨的运动学数据，我们推导出一个修正，以获得观测到的丰富的星系作为其晕最大圆速度的函数，从视线的速度函数在本地体积。这种估计提供了一种直接的方法来比较理论模型和模拟（包括非标准宇宙学和新的星系形成物理学）的预测与观测约束。新的“银河系$V_{max}$“函数比视线速度函数更陡，但仍然比理论CDM预期的要浅，表明一些未考虑的物理过程是必要的，以减少星系的丰度和/或大幅修改其密度分布相比，CDM晕。使用这个新的银河$V_{max}$功能，我们调查的重子解决方案，如反馈供电的外流和光蒸发的气体从电离辐射背景的可行性。在3- $σ$置信水平下，能量反馈和光蒸发都不足以有效地调和不一致。在最大重子效应的情况下，理论估计仍然与$V_{max} < 60$ km/s的观测值有很大的偏差。CDM预测至少有1.8倍以上的星系与$V_{max} = 50$公里/秒和2.5倍以上的观测在$30$公里/秒。最近的流体动力学模拟似乎解决了这种差异，但不同意所观察到的星系与解决运动学的属性。（节略）
2017-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing gravity with halo density profiles observed through gravitational lensing
利用引力透镜观测到的星系团晕的密度分布，对修正的万施泰因引力机制进行了新的检验。Vainshtein机制屏蔽了Galileon修正引力中的标量自由度，以恢复高密度区域的牛顿引力，但它可能不会完全隐藏在星系团的外侧。然后，修正后的引力可能会在通过引力透镜测量的星系团表面质量密度中产生观测信号，因为标量场可能有助于透镜势。假设星系团的密度分布遵循原始Navarro-Frenk-White（NFW）分布、广义NFW分布和Einasto分布，研究了Vainshtein机制中的跃迁对通过引力透镜观测到的星系团表面质量密度的影响.我们比较的理论预测与观测结果的表面质量密度最近由其他研究人员报道。在广义伽利略模型的一个子类中，我们得到了Vainshtein机制跃迁的振幅和典型尺度的限制。
2012-05-09 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Testing the 4-Point Correlation Function as a Probe of Parity Violation with the Quijote-Odd Simulations
University of Florida（佛罗里达大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
该研究以Quijote和Quijote-Odd模拟为对象，探索用四点关联函数开展宇称破坏搜索的方法，发现晕四点关联函数受泊松噪声主导，未检测到统计可辨的宇称奇信号，明确了该统计量对噪声的响应。
2026-10-14 astro-ph.CO
Impact of bias and redshift-space modelling for the halo power spectrum: Testing the effective field theory of large-scale structure
我们研究了不同的偏见和红移空间模型的晕功率谱的影响，量化他们的效果，通过比较从WizCOLA套件的实现的一个子集的拟合。这些提供了在$k_{\rm min}$ = 0.03 h/Mpc和$k_{\rm max}$ = 0.29 h/Mpc之间的模拟功率谱测量，使用共动拉格朗日加速方法构建。对于偏差处方，我们包括（i）简单线性偏差，（ii）McDonald & Roy模型和（iii）由Saito等人引入的其协同进化变体;和（iv）一个非常通用的模式，包括所有的条款，直到一个循环和校正平流。对于红移空间模型，我们包括凯泽公式与指数阻尼和功率谱提供的（i）树级微扰理论和（ii）Halofit处方;（iii）单回路微扰理论，也与指数阻尼;和（iv）有效场论描述，也在一个回路，与EFT减法表示的阻尼。我们量化的改进，从每一层的建模时，测量卡方拟合的模拟套件的一个成员的典型改善。我们试图通过测试每个实现的最佳拟合功率谱和整个WizCOLA套件的最佳拟合之间的兼容性来检测过拟合。对于偏差和红移空间图，我们发现越来越宽容的模型产生卡方的改善，但收益递减。最宽容的模型显示出适度的过度拟合证据。占模型的复杂性，使用贝叶斯信息准则，我们认为，标准的扰动理论到一个循环，或相关的模型，如樽谷，西道和斋藤，再加上共同进化偏置模型，很可能提供一个很好的妥协，为不久的将来星系调查与可比的$k_{\rm max}$…
2020-05-28 astro-ph.CO
Testing Lorentz invariance of dark matter with satellite galaxies
我们开发的框架测试洛伦兹不变性的暗物质部门使用银河动力学。本文考虑作用在主晕中卫星星系的暗物质分量上的洛伦兹破坏矢量场。我们介绍了一个数值模型的动力学卫星在星系晕和星系在一个丰富的集群，探索观测结果，这样的LV字段。卫星的轨道运动激发了一个随时间变化的LV力，它极大地影响了卫星的内部动力学。我们的分析指出了关键的观测签名，作为LV部队的探针。其中包括对卫星视线速度分散、质量分布和形状的修改。随着未来的数据和更详细的建模，这些签名可以被利用来约束一个新的区域的参数空间描述的LV在暗物质部门。
2017-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing self-interacting dark matter with galaxy warps
自相互作用暗物质（SIDM）是无碰撞暗物质的一种可能替代物。如果暗物质确实有自相互作用，我们就可以预期，当星系穿过暗物质介质时，会导致无碰撞恒星与星系的暗物质晕分离。对于排列在圆盘中的恒星，这将产生U形弯曲。这种弯曲的大小取决于SIDM截面、自相互作用的类型、星系和背景的相对速度、晕结构和暗物质介质的密度。在本文中，我们通过这个信号对长程（光介质）暗物质自相互作用设置了约束。我们首先测量斯隆数字巡天中$3,213$边缘盘星系的U形翘曲。然后，我们正向模型的预期翘曲从SIDM星系的基础上，通过结合模型的晕结构，密度和速度场重建，和模型的暗物质相互作用。我们没有发现任何证据表明，从SIDM的翘曲的贡献。我们的约束是高度依赖于我们的星系的不确定的速度：对于一个归一化的卢瑟福一样的横截面，我们发现$\tildeσ/m_{\rm{DM}} \lesssim 3\times 10^{-13}~\rm{cm}^2/\rm{g}$在固定的速度$v = 300~\rm{km/s}$ -一个边界，规模大致线性增加$v$。在附录中，我们将这些边界转化为动量传递截面的极限，得到$σ_T(300~\rm{km/s})/m_{\rm{DM}} \lesssim 0.1~\rm{cm}^2/\rm{g}$。[删节]
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Nature of Dark Matter with Extremely Large Telescopes
近40年来，人们普遍认为暗物质是冷的，不会发生碰撞。冷暗物质模型对小尺度（<10 kpc）的暗物质的行为做出了基本的预测。这些预测包括暗物质晕中心的尖点密度分布和晕质量函数，晕质量函数随着dN/dM ~ M^-1.9的增加而减小到非常小的质量。我们建议两个观测计划依赖于极大的望远镜来严格检验这些预测，从而揭示暗物质的性质。(1)将自适应光学成像与深层光谱学相结合，测量本群矮星系样本内恒星的三维运动，这些星系是附近宇宙中已知的最干净的暗物质实验室。从这些观测结果的内部斜率的暗物质密度分布可以确定的精度为0.20德克斯，使中央尖点，以区别于核心在5西格玛的意义。(2)引力透镜星系和类星体的衍射限制AO成像和积分场光谱学，以量化透镜星系晕和沿视线的暗子结构的丰度。对50个透镜弧和50个多重成像类星体的观测将足以在宇宙学尺度上测量10^7 < M < 10^10 Msun范围内的晕质量函数，而与这些结构的重子和恒星成分无关。这两个观测探测器提供了关于小尺度结构的补充信息，联合自洽分析减轻了任一探测器的局限性。该计划将产生最强的现有的小尺度上的暗物质的属性约束，允许替代温暖，模糊，和自我相互作用的暗物质模型的结论性测试。
2019-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Detection Significance on the Large Scale Structure by a JWST Deep Field Survey
在准备深河外成像与詹姆斯韦伯太空望远镜，我们探讨集群的大规模晕在$z=8$和$10$使用大型N体模拟。我们发现，质量$10^9$ $10^{11}$ $h^{-1}\;M_\odot$，这是那些预期的主机与JWST检测星系的晕，是高度聚集的偏置因子范围从5到30强烈依赖于质量，以及红移和规模。这导致相关长度为5- 10 $h^{-1}\;{\rm Mpc}$，与今天的星系相似。我们的结果是基于使用我们新的高精度ABACUS模拟代码模拟$250h^{-1}\;{\rm Mpc}$大小的盒子中的1300亿个粒子，对宇宙学初始条件的修正（Garrison et al. 2016，2016MNRAS.461.4125G）和普朗克2015宇宙学。我们使用子卷之间的变化来估计聚类的可检测性。由于非常强的晕间聚类，我们发现，调查的顺序25 $h^{-1}\;{\rm Mpc}$共动横向尺寸可能能够检测到集群的$z=8$ - $10$星系只有500-1000调查对象，如果星系确实占据了最大的暗物质晕。
2017-12-15 astro-ph.CO
Testing the thermal Sunyaev-Zel'dovich power spectrum of a halo model using hydrodynamical simulations
本文利用 HMx 晕模型与 Horizon 和 Magneticum 流体动力学模拟对比 tSZ 功率谱，发现预测与实测在 ℓ=10³–10⁴ 范围存在 20%–50% 差异，并指出差异主要来自双晕项低 k 和单晕项高 k 的功率过剩，提示晕模型需谨慎校准方可用于宇宙学研究。
2025-02-05 astro-ph.CO
CLUMP-3D. Testing $Λ$CDM with galaxy cluster shapes
结构形成的$Λ$ CDM模型对由质量吸积过程决定的DM（暗物质）晕的浓度和形状做出了强有力的预测。预测的形状和观测值之间的比较提供了$Λ$ CDM模型的几何检验。准确和精确的测量需要对团簇质量分布进行全三维分析。我们完成这一点与X射线规则CLASH（集群透镜和超新星调查与哈勃）集群的多探头3D分析相结合的强和弱透镜，X射线光度学和光谱学，和Sunyaev Zel 'dovich效应。团簇形状和浓度与$Λ$ CDM预测一致。CLASH聚类是随机定向的，正如给定样本选择标准所预期的那样。这一结果与纯DM晕的数值结果一致，这暗示重子物理学在使晕变圆方面并不那么有效。
2018-05-21 astro-ph.CO
Testing galaxy formation scenarios with a new mass estimator
我们提出了最近推出的Wolf等人（2009）的质量估计，这是适用于球形压力支持的恒星系统跨越10个数量级的光度，作为一种工具来测试星系形成理论。我们表明，所有银河系矮球状星系（MW dSphs）都与LCDM宇宙学中质量约为3 x 10^9兆太阳的晕内形成的情况一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的压力支持恒星系统，并检查其半光I波段质光比。压力支持星系的M/L与半轻质量M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Subhalo Abundance Matching in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations
暗物质丰度匹配（Subhalo abundance matching，SHAM）是一种模拟星系的暗物质分布的技术，假设星系的恒星质量或光度与其母暗物质晕或暗物质晕的质量之间存在单调关系。我们研究的准确性SHAM在两个宇宙SPH模拟，其中之一包括动量驱动的风。SPH模拟确实显示了恒星质量和晕质量之间的近似单调关系，对于卫星星系，我们使用的是当它成为卫星星系时的次晕质量。在每个模拟中，中心星系和卫星星系的中值关系几乎是相同的，尽管卫星星系中有更大一部分是异常值。SHAM分配的质量（z=0-2），光度（z=0的R波段）或恒星形成率（z=2）相对于真实模拟值有68%的分散度为0.09-0.15 dex。当我们应用SHAM的subhalo人口的无碰撞N-体模拟与SPH运行相同的初始条件下，我们发现一般良好的协议晕占领分布和晕径向轮廓的星系样本定义的恒星质量阈值。然而，由于一小部分SPH星系在成为卫星后遭受严重的恒星质量损失，SHAM稍微过度填充高质量晕;这种效应对于风模拟更重要，它产生的星系质量更小，更脆弱。SHAM在0.1 < r < 10 Mpc/h的尺度下恢复了无风模拟中SPH星系的两点关联函数，恢复率优于10%.对于风模拟，在r > 2 Mpc/h时，一致性优于15%，但大量晕的过度填充使小尺度上的关联函数增加了约2.5倍。
2012-05-02 astro-ph.CO
