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
Universal Basic Mass Density inside Dark Matter Halos
本文在爱因斯坦方程框架下提出暗物质晕的普适基本质量密度和度规，通过令重子质量为零聚焦暗晕，解释了平坦旋转曲线、常数面密度、NFW轮廓标度关系及core-cusp问题。
2024-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation
在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\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
Secondary Dependence of Baryonic Effects on the Density Profile of Dark Matter Halos
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；Durham University（杜伦大学）；Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究恒星物理对恒星晕密度分布的影响，发现恒星浓度和大尺度环境对密度比有显著影响，尤其在低质量恒星中，浓度影响更明显，而环境影响较小且不随尺度变化。
2026-10-02 astro-ph.CO
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 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
A search for non-virialized axionic dark matter
银河系晕中的冷暗物质可能具有由低速弥散流定义的结构。轴子暗物质实验高分辨率通道对这种低速弥散流中的轴子特别敏感。从一个组合的功率谱分析的高分辨率通道轴子搜索的结果，提出了与讨论的假设，这样的分析。对于速度色散Δβ <3 × 10 ^-6的模型，在质量范围m_a = 3.3μeV ~ 3.69μeV的情况下，我们排除了ρ > 0.2 GeV/cm^3的KSVZ轴子暗物质密度和ρ > 1.4 GeV/cm^3的DFSZ密度。
2011-11-17 astro-ph.CO
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
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
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance
最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。
2012-02-09 astro-ph.CO
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
Baryonic Feedback across Halo Mass: Impact on the Matter Power Spectrum
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（星际天文学与天体物理学中心）
利用IllustrisTNG流体动力学模拟，研究重子反馈对物质功率谱的抑制随暗晕质量和半径的依赖关系，发现群尺度暗晕主导抑制，并需考虑维里半径外的物质再分布。
2026-03-17 astro-ph.CO
Baryonic effects on weak-lensing two-point statistics and its cosmological implications
我们发展了一个扩展的\textit{the Halo Model}，解析地描述了由于重子物理的物质功率谱的修正。我们将这些修正推广到弱透镜剪切角功率谱。在每个晕内，我们的重子模型解释了：1）一个中央星系，其主要恒星成分的性质来自丰度匹配技术; 2）一个流体静力平衡的热等离子体和3）绝热收缩的暗物质成分。这种分析方法使我们能够将我们的模型与仅暗物质的情况进行比较。我们的基本假设进行了测试对流体动力学模拟Martizzi等。我们的重子模型只有一个自由参数，即$M_{\rm crit}$，它是一个临界晕质量，它标志着活动星系核反馈效应变弱的富气晕和反馈主导晕之间的转变。我们探索整个宇宙学参数空间，使用角功率谱在三个红移箱作为观察，假设一个欧几里德调查。我们推导出相应的宇宙学参数的约束，以及忽略重子物理的影响可能引入的偏差。我们发现，直到$\ell_{max}$ =4000，重子物理在宇宙学参数估计中起的作用很小。然而，如果一个人上升到$\ell_{max}$ =8000，宇宙学参数的边缘化误差可以显着减少，但忽略重子物理可能会导致恢复的宇宙学参数的偏差高达10 $σ$。如果考虑到主要的重子参数$M_{\rm crit}$，这些偏差就被消除了，它也可以和其他宇宙学参数一起被确定到1- 2%。
2014-10-24 astro-ph.CO
The baryonic Tully-Fisher relation and its implication for dark matter halos
重子Tully-Fisher关系（BTF）是重子质量与最大自转速度之间的基本关系。它可以用来估计距离，也可以用来约束暗物质的性质及其与可见物质的关系。在本文中，我们探讨了极低质量矮星系是否遵循与高质量星系相同的BTF关系。我们量化的BTF关系中的散射，并使用它来约束允许的伸长的暗物质晕电位。我们获得了11个矮星系的HI合成数据，并得到了几个独立的最大自转速度的估计。构建一个BTF关系使用的数据从文献中的高质量端，从我们的样本中检测到旋转的低质量端的结果在BTF与0.33马格的散射。这种散射约束的椭圆度的潜力在平面上的磁盘的星系的上限为0-0.06，表明矮星系最多只有轻度三轴。我们的结果表明，BTF关系是一个基本的关系，所有的旋转支配星系似乎遵循。
2009-07-31 astro-ph.CO
Galaxy cluster aperture masses are more robust to baryonic effects than 3D halo masses
星系团质量测量的系统不确定性限制了未来探测更多$10^5$星系团的宇宙学约束力。以前，我们认为，可以推断出光圈质量更准确，更精确地比3D质量，而不会损失宇宙学的约束力。在这里，我们使用重子和大质量系统（BAHAMAS）的宇宙学，流体动力学模拟表明，光圈质量也不太敏感的星系形成过程所造成的质量变化。对于具有$m_\mathrm{200m,dmo} > 10^{14} \, h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot$的晕，通过其3D晕质量进行分组，重子物理学在类似于晕维里半径的孔径内测量时，同样地影响孔径质量和3D晕质量，达到最大减少$\approx 3 \, \%$。对于代表弱透镜观测的较低质量晕轮$10^{13.5} < m_\mathrm{200m,dmo} / (h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot) < 10^{14}$和孔径尺寸$\sim 1 \, h^{-1} \, \mathrm{cMpc}$，孔径质量的减少（$\lesssim 5 \, \%$）始终小于3D晕轮质量（对于$m_\mathrm{200m}$，为$\lesssim 10 \, \%$）。晕质量的减少只是轻微的演变，由$2$百分点，红移0.25和1之间的光圈质量和$m_\mathrm{200m}$。改变强度的模拟反馈，使平均模拟热气体分数涵盖所观察到的散射推断从X射线观测，我们发…
2022-07-21 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
Weakening dark-matter cusps by clumpy baryonic infall
我们认为，作为一个简单的和极端的模型的重子物理（忽略了在重力的大规模结构形成的模拟）对暗物质的影响，一个大质量的团块落入暗物质晕。我们发现，这样一个下沉的团块在改变晕的结构和降低其中心密度方面是非常有效的：一个质量为晕质量1%的团块可以从内晕中去除大约两倍的质量，并将尖点转变为核心或较弱的尖点。如果这个团块随后被移走，模仿银河风，中心晕的密度会进一步降低，从内晕移走的质量会加倍。更轻的团块甚至更有效：移除的质量与团块质量的比率朝向更小的团块质量略微增加。初始暗物质速度的径向各向异性越大，这个过程就越有效。虽然这样的星系坍缩可能有些不现实，但它表明重子只需要通过动力学摩擦将其初始能量的一小部分转移到暗物质中，就可以解释预测的暗物质密度分布与从暗物质占主导地位的星系的观测中推断的密度分布之间的差异。
2011-05-20 astro-ph.CO
An accurate halo model for fitting non-linear cosmological power spectra and baryonic feedback models
我们提出了一个优化的变体晕模型，旨在产生准确的物质功率谱以及到广泛的宇宙学模型的非线性制度。要做到这一点，我们引入物理动机的自由参数的晕模型形式主义，并适合这些数据从高分辨率$N$体模拟。对于各种$Λ$ CDM和$w$ CDM模型，对于$k\leq 10h\,\mathrm{Mpc}$和$z\leq 2$，Halo模型功效精确到$\simeq 5$百分比。我们的新晕模型的一个优点是，它可以适应占重子反馈的功率谱的影响。我们证明了这一点，通过拟合晕模型的功率谱从OWLS流体动力学模拟套件通过参数，管理晕内部结构。我们能够适应所有的反馈模型调查在5%的水平，只使用两个自由参数，我们把这些光环参数的范围内的OWLS模拟调查的反馈模型的限制。对高- $k$的准确预测对于弱透镜测量至关重要，并且这些晕圈参数可以被视为滋扰参数，在未来的分析中边缘化，以减轻反馈细节的不确定性。最后，我们调查如何透镜观测量预测我们的模型相比，从模拟和HALOFIT的范围内的$k$切割和反馈模型和量化的角度尺度，这些影响变得重要。从本文中提出的模型计算功率谱的代码可以在https://github.com/alexander-mead/hmcode上找到
2016-05-10 astro-ph.CO
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 formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
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
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on 28 model parameters in the CAMELS suite
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
利用 CAMELS 套件的 2048 个模拟，研究了 28 个模型参数对暗物质晕浓度-质量关系的影响，并构建了一个三组分现象学模型以快速纳入天体物理印记。
2026-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Mass Estimates of the Milky Way Halo in the form of High Velocity Clouds
本文通过分析高速云（HVCs）的距离、温度分布及数量，估计其形式的银河系晕 baryonic 质量为(7±2)×10⁹ M⊙，有助于研究失踪重子问题及银河系晕动力学。
2024-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring Self-Interacting Dark Matter Halos with Diverse Baryonic Distributions: A Parametric Approach
本研究扩展仅暗物质晕参数化模型纳入重子物质，通过引力热相表征SIDM晕状态，校准模型并实现高效探索多样化晕的SIDM效应，分离演化历史与当前状态以辅助模型识别。
2024-11-27 astro-ph.CO
The low-mass end of the baryonic Tully-Fisher relation
盘状星系自转速度与重子质量的比例关系（重子塔利-费舍尔关系，BTF）长期以来混淆了星系形成模型。它比与晕维里质量和圆周速度相关的M ~ V^3标度更陡，它的零点意味着星系只包含了很小一部分可用的重子。如此低的星系形成效率原则上可以用演化恒星驱动的风来解释，但是BTF关系的紧密性反对这种强有力的反馈机制所预期的大量分散。我们使用的APOSTLE/EAGLE模拟表明，BTF关系是很好地再现LCDM模拟匹配的大小和数量的星系作为恒星质量的函数。在这样的模型中，星系的旋转速度成正比的晕维里速度和陡峭的速度-质量的依赖性的结果从星系形成效率的下降，减少晕质量需要调和CDM晕质量函数与星系光度函数。尽管有很强的反馈，模拟的BTF中的散射比观察到的要小，即使考虑所有模拟的星系，而不仅仅是旋转支持的星系。模拟预测，BTF应该变得越来越陡峭的微弱结束，虽然在固定质量的速度散射应该保持小。观测到的旋转速度低于~40 km/s的星系似乎偏离了这一预测。我们讨论的观测偏差和建模的不确定性，可能有助于解释这种分歧的背景下，矮星系形成的LCDM模型。
2016-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Concentrating the Dark Matter in Galaxy Clusters through Tidal Stripping of Baryonically-Compressed Galactic Halos
大质量X射线星团的引力透镜观测意味着一个陡峭的特征密度分布，其特征是中心集中的暗物质。在150 kpc的投影半径内观测到的质量分数是在标准Lambda-CDM宇宙学的最新暗物质模拟中发现的质量分数的两倍。没有观察到可以解释这种差异的中心重子增强，留下了一个主要的谜团。我们提出了一个解决方案的基础上的合并历史的集群。星系团晕的最终暗物质含量中有很大一部分来自星系大小的晕，其中气体可以将暗物质核心冷却和压缩到高密度。随后的潮汐剥离这种压缩的暗物质发生在更接近星系团晕中心的密度更高的区域。最终，最初冷却的气体必须通过反馈分散到星团内的介质中，以与在星团中没有发现中心重子增强的观测保持一致。尽管如此，早期银河系暗物质的绝热压缩仍然对星系团产生了净效应。使用一个简单的模型，这一过程中，我们表明，中央集群配置文件进行了大幅修改，可能解释所观察到的差异。
2009-07-06 astro-ph.CO
Correlation between baryonic process and galaxy assembly bias
Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所与物理与天文学院）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本文研究了恒星过程与星系组装偏差之间的联系，通过Galacticus半经验模型分析UNIT模拟，发现恒星质量选定的星系中气体冷却和恒星反馈是主导过程，而恒星形成率选定的星系中随着密度增加，主导过程从恒星形成转为气体冷却。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
The clustering of baryonic matter. I: a halo-model approach
本文推广了暗物质成团的晕模型，以产生宇宙中两种主要重子物质组分：恒星和热气的功率谱。作为一个自然的扩展，这也可以用来描述所有质量的聚类。根据晕模型的设计，各种物质成分的大尺度功率谱与束缚结构中每种成分的分布有物理联系，因此，最终与驱动星系和星系团形成的一整套物理过程有物理联系。除了对宇宙学和参数研究具有实用性外，本文提出的半解析模型还有其他优点。最重要的是，它允许人们在物理基础上了解每个物质组分对总质量聚集的相对贡献是什么，作为尺度的函数，因此它打开了一个有趣的新窗口，通过高精度的宇宙剪切测量来推断重子的分布。这对于未来的宽视场光度测量（如欧几里得）尤其重要。在这项工作中的模型和它的不确定性的概念进行了详细说明，而在配套文件中，我们使用一组数值流体动力学模拟显示的实际应用，并调查模型本身需要改进。
2014-04-07 astro-ph.CO
Baryonic Post-Processing of N-body Simulations, with Application to Fast Radio Bursts
针对宇宙重子分布约束不足的问题，开发了基于N体模拟的CGMBrush算法以快速绘制暗物质晕周围气体剖面，并应用于研究星系晕重子分布对快速射电暴色散量统计特性的影响。
2022-07-12 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: The concentration-mass relation in the CAMELS simulations
本文利用CAMELS的IllustrisTNG与SIMBA各1000次模拟，建立浓度随晕质量、红移及6个参数变化的非线性模型，量化重子过程对$c_{\rm vir}-M_{\rm vir}$的影响并给出参数限制。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Baryonic Feedback on the Cosmic Web
我们研究重子对宇宙网的影响-晕，丝，墙和空洞。要做到这一点，我们适用于修改后的版本NEXUS，宇宙网络形态分析算法，IllustrisTNG模拟。我们发现，由于重子，晕失去超过$10\%$的质量，主要是丝和一小部分的墙壁和空隙。然而，质量转移并没有显著改变结构的边界，使得宇宙结构的体积分数基本上不受影响。我们量化的重子反馈的功率谱和概率密度函数（PDF）的密度场的个别宇宙结构的影响。对于功率谱，大多数由于反馈引起的抑制可以通过包括$M\ge10^{12}~M_\odot/h$晕来解释，而不考虑其他宇宙结构。然而，当检查密度场的PDF时，我们发现几乎$100\%$抑制了最空的区域，而$10\%$水平的效应（增强或抑制）在纤维、壁和空隙的剩余区域。我们的研究结果表明重子在整个宇宙网络中的影响建模的重要性，而不仅仅是晕，超越两点统计或基于场的推论的宇宙学分析。
2022-12-12 astro-ph.CO
New tools for probing the phase space structure of dark matter halos
我们总结了最近的发展，在使用光谱方法分析大量的N体模拟的轨道，以获得洞察全球相空间结构的暗物质晕。轨道振荡的基频可以用来理解暗物质晕的形状随中心重子分量的增长而演化的物理机制。晕改变形状主要是因为个别轨道会因应重子分量的成长而改变形状，小半径的轨道会优先变圆。只有当中心质点非常紧凑时，轨道的混沌散射才会发生，并且对于向心长轴管轨道和向心盒轨道同样有效。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: characterizing the full concentration-mass probability distribution with CAMELS
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
本研究利用CAMELS模拟套件，通过归一化流刻画晕浓度-质量关系的前四阶矩，发现高阶矩对天体物理和宇宙学参数敏感，尤其影响银河系质量尺度晕的分析。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Cambridge University Press（剑桥大学出版社）
该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A gradient based method for modeling baryons and matter in halos of fast simulations
快速N体PM模拟具有少量的时间步长，如FastPM或COLA已经非常成功地模拟星系统计，但它们缺乏小尺度力分辨率和长时间步长，不能给出准确的晕物质轮廓或物质功率谱。高分辨率的N体模拟可以改善这一点，但缺乏重子效应，这只能适当地包括在水力模拟。在这里，我们提出了一个计划来校准的快速模拟，以模仿流体动力学模拟或高分辨率N体模拟的精度。该方案是基于梯度下降的有效引力势，模仿短程力，或有效焓，模仿气体流体动力学和反馈。该方案是快速和可微的，并且可以作为后处理步骤纳入任何模拟。对几种重子反馈和暗物质模拟的物质功率谱给出了很好的结果，并给出了改进的暗物质晕轮廓。该方案甚至能够找到大的subhalo，并增加快速模拟和高分辨率N体或水模拟之间的相关系数。它也可以用来增加重子效应的高分辨率N体模拟。虽然该方法具有自由参数，可以在各种模拟中校准，但它们也可以被视为描述重子效应的天体物理学讨厌参数，这些参数可以在数据分析期间被边缘化。在这个观点中，这些参数可以被看作是重子效应的有效参数化。
2018-04-02 astro-ph.CO
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
Impact of baryonic streaming velocities on the formation of supermassive black holes via direct collapse
在复合时期之前产生的重子流运动在宇宙黑暗时代变成了超音速。各种研究表明，这种流动速度改变了晕的统计数据，也影响了第三星族恒星的形成。在这项研究中，我们的目标是探索通过直接坍缩的情况下，在$z>10$的超大质量黑洞的形成的流动速度的影响。为了实现这一目标，我们进行了宇宙学大涡模拟的两个晕的几倍$\rm 10^{7} M_{\odot}$与初始流动速度为3，6和9 $\rm km/s$。这些被强烈的Lyman Werner通量照亮的巨大的原始晕是形成直接坍缩种子黑洞的潜在摇篮。为了研究更长时间的演化，我们使用了下沉粒子并跟踪了10，000年的吸积。我们的研究结果表明，更高的流动速度增加的圆周速度从约14 $\rm km/s$到16 $\rm km/s$。它们还将晕的坍缩推迟了几百万年，但对晕的性质，如湍流能量、径向速度、密度和吸积率没有任何重大影响。在模拟的最后形成了大约$\rm \sim 10^5 M_{\odot}$的下沉粒子，并且在流动运动的存在下没有观察到下沉质量的明显分布。它进一步发现，流速的影响是不太严重的大规模的晕相比，在以前的研究中报道的minihalos。
2014-03-11 astro-ph.CO
The Baryonic Halos of Elliptical Galaxies: Radial Distribution of Globular Clusters and Diffuse Hot Gas
对于一个样本的9个充分研究的巨型椭圆星系，我们比较了投影径向分布的红色和蓝色的球状星团（GC）的子人口与他们的宿主星系恒星和X射线表面亮度配置文件。我们支持以前的研究结果，红色（富含金属）GC的表面密度分布如下的宿主星系星光。我们发现蓝色GC表面密度的外斜率和星系X射线发射之间有很好的一致性。投影径向轮廓的这种重合可能是由于蓝色GC和X射线发射热气体在平衡时共享相同的引力势。当去投影时，X射线发射热气体具有径向密度依赖性，其是GC密度的平方根。我们进一步表明，每单位质量的蓝色GC的能量大约是一半的热气体。
2012-05-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
