Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolving Galactic Dynamos and Fits to the Reversing Rotation Measures in the Halo of NGC 4631
NGC 4631的旋转测量（RM）合成图显示，在kpc尺度上，该星系北晕的短轴随着距离的增加而发生显著的符号反转。为了解释这一新现象，我们在尺度不变性的假设下求解发电机方程，寻找旋转对数螺线解。速度场代表吸积到磁盘上，从磁盘流出，和旋转只在磁盘的解决方案被发现，产生RM与反转的迹象被视为edgeon.Model RM地图创建的各种输入参数使用法拉第屏幕和缩放到相同的振幅的观测地图。然后制作残差图像并进行比较以找到最佳拟合。仅旋转的解，即相对于图案均匀旋转的解，一般来说，并不适合NGC 4631的观测。然而，外流模型确实提供了与磁场的合理拟合。最好的结果，为特定区域，在北部晕建模被发现与吸积。由于在NGC 4631中有大量的风和吸积证据，这种建模技术有可能区分星系中的主导流。
2019-05-29 astro-ph.GA
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Models of Stellar Mass-Dependent Galaxy Clustering in PRIMUS+DEEP2 at 0.2<z<1.2
利用$Λ$ CDM星系团晕占据模型，对PRISm多天体巡天（PRIMUS）和DEEP 2红移巡天（DEEP 2 Redshift Survey）在过去80亿年的宇宙时间（$0.2<z<1.2$）中观测到的与恒星质量相关的星系团演化进行了研究。这些聚类测量提供了新的约束条件之间的联系暗物质晕属性和星系属性的背景下，不断演变的大尺度结构的宇宙。利用分析模型和一组模拟星系表，我们发现中央星系恒星质量和暗物质晕质量之间的强相关性范围$M_\mathrm{halo}\sim10^{11}$ - $10^{13}~h^{-1}M_\odot$，与以前的观测和理论预测大致一致。然而，恒星-晕质量关系（SHMR）和恒星形成效率达到最大值的质量尺度似乎比其他模型（包括主要基于丰度匹配约束的模型）预测的更强烈。我们发现，卫星星系的一个给定的质量的晕的分数显着减少，从$z\sim0.5$ $z\sim0.9$，部分原因是在固定质量的晕是罕见的，在较高的红移，并有较低的丰度。我们还发现，$M_1/M_\mathrm{min}$比，一个模型参数，量化的临界质量以上的晕主机至少有一个卫星，从$\approx20$在$z\sim0$ $z\sim0.9$的$\approx13$。考虑到的subhalo质量函数与卫星丰度的演变，这一趋势的影响卫星星系和晕子结构和集群内的质量，我们认为已经增长，由于剥离和破坏卫星之…
2015-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nexus-CDM: Isolated Galaxy Simulations with Cosmologically Evolving Dark-Matter Halos I. Method and Validation
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理分部隆德天文台）
提出Nexus-CDM框架，结合孤立与宇宙学模拟优势，纳入星系质量增长，验证了浅中心梯度势中恒星盘易形成的结论。
2026-09-15 astro-ph.GA
Observational Evidence of Evolving Dark Matter Profiles at $z\leq 1$
利用KMOS红移一次光谱巡天（KROSS）研究了位于$z\sim 1$的256个盘状星系的暗物质晕。这个样本涵盖了红移$0.6 \leq z \leq 1.04$、有效半径$0.69 \leq R_e [\mathrm{kpc}] \leq 7.76$和恒星总质量$8.7 \leq log(M_{\mathrm{star}} \ [\mathrm{M_\odot}]) \leq 11.32$。我们提出了一个质量模型的方法来研究这些星系的旋转曲线，这使我们能够动态地计算与重子和暗物质晕的物理性质。对于前者，我们假设一个弗里曼盘，而对于后者，我们采用NFW和Burkert晕配置文件，分别。最后，我们将这两种情况的结果与最先进的宇宙学星系模拟（EAGLE，TNG 100和TNG 50）进行了比较。我们发现，{ \em核心}暗物质晕出现在半径为有效半径的1-3倍的主导量。它占总质量的比例与流体动力学星系模拟的结果非常一致。值得注意的是，我们发现$z\sim 1$恒星形成星系的暗物质核心比它们的本地同行更小，密度更大。我们的结论是，暗物质晕在过去的6.5 Gyrs逐渐扩大。也就是说，观测能够捕捉到暗物质对重子过程的响应（例如反馈），从而为我们提供了星系内部区域存在{ \em引力位涨落}的第一个经验证据，这可以通过深空探测和未来的任务来验证。
2022-02-11 astro-ph.GA
Elevated UV luminosity density at Cosmic Dawn explained by non-evolving, weakly mass-dependent star formation efficiency
本文利用高分辨率宇宙学模拟 FIREbox-HR 表明，FIRE-2 物理下不随红移演化且弱依赖晕质量的 SFE 可自然解释 z~6–14 的高 UV 光度密度。
2024-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin Flips - II. Evolution of dark matter halo spin orientation, and its correlation with major mergers
我们扩展了我们以前关于暗物质晕的角动量矢量的方向变化（“自旋翻转”）与其质量变化之间关系的研究（Bett & Frenk 2012），以涵盖长度为100 $h^{-1}$ Mpc的模拟立方体中晕质量的全部范围。由于对晕的强烈扰动（例如自旋方向的巨大变化）也可能干扰星系内部的演化，自旋翻转可能是星系形态转变的一种机制，而不涉及重大合并。我们发现，35%的晕，在其生命周期的某个时候，有一个自旋翻转至少$45°$，不符合一个重大的合并。超过75%的大型自旋翻转与非重大合并相吻合;只有四分之一与重大合并相吻合。我们发现一个类似的图片的变化内晕自旋方向，虽然在这里有一个翻转发生的可能性增加。因此，除了晕合并之外，晕角动量方向的变化以及其他类似的晕扰动测量，在模拟星系的形成和演化以及用观测来对抗这种模型时，都是非常重要的考虑因素。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Halo Expansion (HEX) Technique for Approximating Simulated Dark Matter Haloes
我们应用基函数展开方法来创建一个模拟N体暗物质晕的后期生长的随时间演化的密度/势近似。我们演示了如何从水瓶座项目的光环的潜力，可以准确地表示由少量的基函数，并表明光环扩展（HEX）方法提供了一种方法来重放模拟。我们探讨了该技术的准确性水平以及它的一些局限性。我们发现，扩展中包含的项的数量必须足够大，以解决晕轮的大规模分布和形状，但除此之外，额外的项几乎不会带来进一步的改进。粒子和subhalo轨道可以集成在这个现实的，随时间变化的晕势近似，在成本比原来的模拟低得多，具有高保真度的许多个人的轨道，和一个很好的匹配轨道能量和角动量的分布。统计上，晕膨胀近似可以很好地再现几十亿年来结构晕下性质的演化，例如质量、半质量半径和特征圆速度。我们演示了应用程序的技术，通过以下的演化轨道subhalo在更高的分辨率比可以实现在原来的模拟。我们的方法是一个显着的改进，通常使用的技术的基础上静态分析描述的晕势。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Structural and Kinematic Evolution of Central Star Clusters in Dwarf Galaxies and Their Dependence on Dark Matter Halo Profiles
通过一套直接的N体模拟，我们探讨了位于矮星系中心的星团的结构和运动学演化是如何受到其宿主的暗物质密度分布的形状的影响。较强的中央潮汐场的cuspier晕最大限度地减少集群的能力，扩大在响应质量损失由于恒星演化在其早期的演化阶段，并在其随后的长期演化驱动的两体松弛。因此，在cuspier暗物质晕中演化的星系团具有更紧凑的尺寸，更高的速度色散，并且在所有的星系团中心距离上保持近似各向同性。相反，核心晕中的星系团可以扩大更多，并发展出一种速度分布剖面，在更大的星系团中心距离处，这种速度分布剖面变得越来越径向各向异性。最后，在尖形暗物质轮廓中演化的星系团的速度色散较大，导致它们具有较长的弛豫时间。因此，在尖状星系的集群放松的速度较慢，因此，他们都较少的质量分离和更远的完整的能量均分比集群的核心星系。将这项工作应用于观测，可以将星团用作测量矮星系中暗物质分布的工具，并区分孤立的星团和超暗矮星系。
2018-07-06 astro-ph.GA
C-19 and Hot, Wide, Star Streams
本研究通过含绕轨子晕的演化CDM银河系晕模拟，解释C-19恒星流异常炽热宽阔的成因，即低质量球状星团潮汐瓦解并处于远心点附近。
2025-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beyond Extreme Burstiness: Evolving Star Formation Efficiency as the Key to Early Galaxy Abundance
针对JWST观测到z≥9处明亮星系过多与ΛCDM预测的矛盾，本研究通过含红移演化的双幂律恒星形成效率模型及贝叶斯分析，调和了观测与理论，揭示低质量晕恒星形成增强是关键。
2025-11-12 astro-ph.GA
GD-1 and the Milky Way Starless Subhalos
该研究通过模拟银河系势中CDM和WDM亚晕对GD-1星流的动力学加热，发现CDM亚晕在11 Gyr内将其加热至6.2 km/s，而WDM模型仅3.9 km/s，且质量约10^7.5太阳质量的亚晕主导加热。
2025-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes
一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。
2018-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The fundamental plane of evolving red nuggets
我们提出了一个探索的质量结构的样本12强透镜的大质量，紧凑的早型星系的红移$z\sim0.6$，以提供进一步的可能的证据，他们的内向外的增长。我们获得新的ESI/Keck光谱和推断透镜和源星系的运动学，并将这些与现有的测光构造（a）的基本平面（FP）的源星系和（b）的黑暗和明亮的质量结构的物理模型。我们发现它们的FP相对于本地FP向维里平面倾斜，并将其归因于它们不寻常的紧凑性，这导致它们的运动学完全由恒星质量而不是它们的暗物质主导;它们的FP仍然与维里平面不一致，这意味着早期型星系的恒星和暗结构都是非同源的。我们还发现，其FP的内在散射的本地值相媲美，表明在恒星质量结构的变化outweight在早期型星系的中心区域的暗晕的变化。最后，我们表明，推断的黑暗晕结构-反过来，基本的物理-是敏感的恒星初始质量函数（IMF）的假设，但有关IMF的物理动机的假设意味着晕子NFW内部密度斜率，并可能提出进一步的证据，紧凑的早期型星系通过轻微的合并和吸积的内向外增长。
2017-01-11 astro-ph.GA
Construction of Wave Dark Matter Halos: Numerical Algorithm and Analytical Constraints
我们提出了一个波推广的经典史瓦西方法构建自洽晕-这样的晕由一个合适的波的叠加，而不是粒子轨道，选择产生所需的平均密度分布。作为一个例子，该方法被应用到球对称晕。我们推导出粒子分布函数和波叠加振幅之间的解析关系，并展示了它如何简化的高能量（WKB）限制。我们通过数值演化薛定谔-泊松系统来验证这种构造晕的稳定性。该算法提供了一种有效而精确的方法来模拟波动干涉中的时变晕子结构。我们使用这种方法来构建各种密度分布的晕，所有这些都有一个核心的基态波函数，虽然核心晕的关系不需要是标准的。
2023-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
Stochastic Model of the Spin Distribution of Dark Matter Halos
我们采用随机的方法来探测的N体模拟晕自旋的对数正态分布的起源。通过分析晕并树中自旋的演化，发现自旋的变化可以用角动量的随机游动来表征。此外，由随机行走产生的自旋分布与直接从N体模拟获得的自旋分布相当一致。我们从一个广泛使用的自旋定义导出了一个随机微分方程，并测量了大量的晕合并树的角动量变化的概率分布。主要的合并和吸积的作用也统计分析在不断发展的自旋分布。几个因素（本地环境，晕质量，合并质量比，和红移）被发现影响角动量的变化。与模拟的自旋分布相比，在平均场或空隙区域中产生的自旋分布倾向于稍微向更高的自旋值偏移，这似乎是由相关的随机行走引起的。我们验证了在N体模拟中观察到的角动量变化的随机性假设，并检测到行走之间的几个相关度，这可能为模拟和生成的自旋分布之间的差异提供线索。然而，在集团和集群区域生成的自旋分布成功地匹配模拟的自旋分布。我们还证明了自旋分布的对数正态性是晕自旋的随机微分方程的自然结果，这是很好地描述了几何布朗运动模型。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
LARgE Survey -- II. The Dark Matter Halos and the Progenitors and Descendants of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon
我们使用一个27.6度$^2$巡天来测量$gzK_s$选择的静止星系在$z\sim1.6$的聚集，重点是超大质量的静止星系。我们发现，$z\sim1.6$超大质量被动演化星系（UMPEGs），其中有$K_s(AB)<19.75$（恒星质量的$M_{stars}$ $>\sim 10^{11.4}M_{\odot}$和平均$<$ $M_{stars}$ $>$ = $10^{11.5}M_{\odot}$），集群比任何其他已知的星系人口在高红移。将它们的相关长度$r_0 = 29.77 \pm 2.75$ $ h^{-1}$ Mpc与Millennium XXL N体模拟中的暗物质晕集群进行比较，表明这些$z\sim1.6$ UMPEG存在于质量为$M_{h}\sim10^{14.1}h^{-1}M_{\odot}$的暗物质晕中。这种非常巨大的$z\sim1.6$晕与PDMATHAMY大质量星系团的祖先有关，如室女座和后发座星系团。考虑到它们极端的恒星质量和缺乏具有可比质量的同伴，我们推测这些UMPEG可能是它们（原）星系团的已经淬火的中心大质量星系。我们的结论是，只有少量的进一步增长，在他们的恒星质量，$z\sim1.6$ UMPEG可能是一些大质量的中央星系的祖先，今天的大质量星系团观察到已经非常巨大，静止的宇宙恒星形成的高峰期附近。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Coevolution of Massive Quiescent Galaxies and Their Dark Matter Halos over the Last 6 Billion Years
我们调查的大规模静态星系的增长$z<0.6$的基础上斯隆数字巡天和史密森Hectospec透镜巡天-两个星等有限的光谱调查的高数据质量和完整性。我们的三参数模型通过自洽演化的恒星质量、恒星星族年龄敏感的$D_n4000$指数、半光半径和恒星速度色散将静止星系与宇宙时间联系起来。恒星速度色散是一个强大的代理暗物质晕质量，我们用它来连接星系和暗物质晕，从而经验约束它们的共同演化。恒星质量增长的典型速率是$\sim \! 10 \,\, M_\odot \,\, \mathrm{yr}^{-1}$，而我们的经验模型中的暗物质增长速率与N体模拟非常一致。大质量静止星系通过与质量为$10^{10} \,\, M_\odot \lesssim M_{DM} \lesssim 10^{12} \,\, M_\odot$的暗物质晕的微小合并而成长，并根据N体模拟平行于恒星质量-晕质量关系演化。因此，大质量星系的恒星质量-晕质量关系显然主要是由干次星系合并产生的。
2019-05-13 astro-ph.GA
Bypassed Core Formation in Milky Way-Mass SIDM Halos: Implications for the Local Group Past-Pericenter Scenario
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟银河系与M31的过去近心点接触，探讨SIDM对核心形成的影响，发现SIDM晕在特定条件下绕过传统核心形成阶段，导致中心密度单调增加。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inverse mass cascade in dark matter flow and effects on halo deformation, energy, size, and density profiles
反质量级联是自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）中间统计定态的一个重要特征。本文主要讨论质量级联对晕能量、动量、色散、尺寸和密度的影响。具有快速质量吸积的晕有一个膨胀的核心。质量级联形成一个新的质量层，使原始晕变形，并引起非零径向流（核心向外，外部向内）。向内/向外的流动导致等温轮廓中不存在的额外长度尺度（尺度半径）。对于快速生长的晕，可以推导出晕浓度c=3.5。对于尖点核心的争议，提出了一个双幂律密度作为非零径向流的结果。内/外密度分别由晕变形速率和晕生长控制。中心变形越慢，密度越陡。对于快速生长的晕，中心的径向流只是哈勃流，导致中心核的存在。质量级联导致非零晕表面能/张力和径向流动，增强了外部区域的色散。由于晕圈表面能的存在，获得了有效重力指数$n_e$ =-1.3（而不是-1）。晕圈大小服从几何布朗运动和对数正态分布。粒子的布朗运动在不断发展的晕导致福克-普朗克方程的粒子分布，这是依赖于径向和渗透流。基于一个简单的渗透流模型，给出了颗粒分布的完整解。所提出的模型同意N体模拟的各种晕群的大小。在中心定义参考压力/密度，可以建立相对压力/密度的状态方程。压力，密度，和分散在晕中心。核心大小$x_c$得到的哈勃流占主导地位。简单的封闭提出了自洽晕密度。
2022-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Probing Reionization-Era Galaxies with JWST UV Luminosity Functions and Large-Scale Clustering
本研究通过联合约束UVLF和偏置统计，揭示了再电离时期星系模型的关键参数，以准确解释JWST数据并改进早期宇宙演化理解。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Dynamical Heating of Dwarf Galaxies in a Fuzzy Dark Matter Halo
本研究通过高分辨率数值模拟，探究模糊暗物质晕中波干涉引发的动力学加热对固定质量矮星系结构和运动学的影响，发现其会改变星系大小、速度弥散等特征，相关结果可用于约束玻色子质量。
2023-03-22 astro-ph.GA
A physical model for the evolving UV luminosity function of high redshift galaxies and their contribution to the cosmic reionization
[摘要]我们提出了一个物理模型的紫外（UV）光度函数（LF）的高z星系的演变，考虑到在一个自洽的方式，他们的化学演化和相关的尘埃灭绝的演变。该模型在z>~2处产生UV和Lyman-alpha LF的良好拟合。这两个LF之间的z=2和z=6的弱演化被解释为晕质量函数的负演化的综合效果，增加与红移的恒星形成效率，和尘埃消光。暗端的紫外LF的斜率被发现陡峭的红移增加，这意味着低光度星系越来越多地占主导地位的贡献，在越来越高的红移的紫外背景。在高z处观测到的紫外光光度范围意味着能够容纳活跃恒星形成的最小晕质量M_crit <~ 10^9.8 M_odot，这与流体动力学模拟的限制一致。根据Lyman-alpha LFs加上消光光度依赖性数据的拟合，以及z= 3的Lymanbreak星系和Lyman-alpha发射体的非电离紫外线与Lyman-continuum通量密度的实测比值，我们导出了电离光子逃逸分数与恒星形成率之间的简单关系，表明质量较小的星系具有较大的逃逸分数。已经在UV LF（M_UV <~ -18）中表示的银河系可以保持宇宙完全电离直到z=~6，与指向电离度在z~6以上快速下降的（不确定）数据一致。另一方面，从CMB实验推断的电子散射光学深度τ_es有利于电离度接近1，直到z=~9-10。如果M_crit =~ 10^8.5 M_odot，则可以实现与CMB数据的一致性，这意味…
2014-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical evolution of self-gravitating halos of self-interacting dark matter
本文提出一种高效的球对称自引力系统数值方案，用于模拟自相互作用暗物质晕从内部平坦化到引力热坍缩的演化过程，并可扩展至球状星团动力学研究。
2025-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
LMC Calls, Milky Way Halo Answers: Disentangling the Effects of the MW--LMC Interaction on Stellar Stream Populations
本研究利用随时间演化的MW--LMC模拟，探讨了LMC落入银河系对恒星流群体统计特性的扰动，发现外晕中LMC直接相互作用使自行错位比例增加约25%，且预测结果与暗能量巡天数据相符，未来LSST数据将进一步限制暗物质模型。
2024-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Realistic estimation for the detectability of dark matter sub-halos with Fermi-LAT
结构形成的数值模拟近年来取得了显著的进展，特别是由于包含了与暗物质组分一起演化的重子物理。我们产生的暗物质子晕人口的Monte Carlo实现的基础上，最近的银河系大小的星系流体动力学模拟套件的结果。然后，我们模拟的伽玛射线天空的设置的3FGL和2FHL费米大面积望远镜（LAT）目录，包括从子晕中的暗物质湮灭的贡献。我们发现，通量灵敏度阈值强烈地依赖于粒子暗物质质量，并在较温和的情况下，它的湮灭通道和观测纬度。3FGL和2FHL星表的结果不同，因为它们的能量阈值不同。我们还预测，暗物质子晕之间的非关联源的数量是非常小的。费米-LAT 3FGL星表中可探测到的亚晕数量为零，这意味着暗物质湮灭到$b\bar{b}$的截面上限为$2 \cdot 10^{-26}$（$5 \cdot 10^{-25}$）cm $^3$ /s，其中$M_{\rm DM}$ = 50（1000）GeV。我们发现在费米LAT 3FGL目录中的扩展子晕不到一个。事实上，在流体动力学和暗物质之间的子晕的空间和质量分布的差异没有显着的伽马射线暗物质现象学的影响。
2016-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Action and energy clustering of stellar streams in deforming Milky Way dark matter haloes
本研究针对银河系暗物质晕因吸积大麦哲伦云发生非绝热形变的问题，通过时变模拟分析不同恒星流的作用量与能量聚类特性，发现能量聚类对长周期近交会恒星流的势场形变敏感度更低，为银河系质量分布约束提供新方向。
2024-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
LATIS: Constraints on the Galaxy-halo Connection at $z \sim 2.5$ from Galaxy-galaxy and Galaxy-Ly$α$ Clustering
本文利用LATIS巡天约3000条z~2.5星系光谱，结合MultiDark和ASTRID模拟，通过星系-星系和星系-Lyα聚类两种方法约束恒星质量-暗晕质量关系，证明二者结果一致且星系-Lyα互相关能以相似精度约束暗晕质量。
2023-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
2020-09-04 astro-ph.GA
A New Method to Quantify Environment and Model Ram-Pressure Stripping in N-Body Simulations
我们介绍了一个本地背景环境（LBE）的估计，可以测量和周围的每个星系或其暗物质subhalo在高分辨率的宇宙学模拟。LBE的目的是捕捉环境效应的影响，如冲压压力剥离星系的形成和演化的半分析模型。我们定义的LBE直接从自适应球壳内的粒子数据，并设计一个高斯混合估计分离背景粒子从以前未识别的subhalo粒子。分析LBE的性质，我们发现，卫星星系的LBE是不是在休息相对于他们的主机晕，在典型的假设相反。在晕的外陷区，亚晕和LBE的速度方向一致，但在晕中心附近不相关。值得注意的是，在晕维里半径处LBE速度或密度没有突变。这表明剥离也应该发生在这个半径之外。因此，我们使用的时间演变的星系LBE开发一种方法，以更好地考虑在慕尼黑半解析模型，L-Galerkin的冲压压力剥离。总的来说，我们的新方法导致宇宙时间内气体剥离的显着增加。中心星系，以及维里半径以外的卫星星系，会失去相当一部分热晕气体。因此，卫星星系的气体分数和恒星形成率相对于基准模型被抑制，尽管恒星质量和全球恒星质量函数基本不变。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Dark Matter in Driving Disk Perturbations: Application to LMC-SMC Like Galaxy Interactions
University of Arizona（亚利桑那大学）；Universidad Tecnica Federico Santa Maria（费德里科·Santa玛利亚理工大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontifical 大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
本研究利用N体模拟和基函数展开，量化了类似LMC-SMC系统中暗物质晕和卫星星系对宿主盘扰动的贡献，发现晕四极畸变是盘翘曲的主要来源，并通过多通道奇异谱分析区分了两种力矩的影响，为暗物质理论提供了检验途径。
2026-10-06 astro-ph.GA
On the relevance of chaos for halo stars in the solar neighbourhood II
在以前的论文的基础上暗物质只有模拟，我们表明，在近似的分析和静态的潜力描述强烈的三轴和尖的形状银河系大小的晕，扩散由于在附近的太阳混沌混合没有有效地擦除相空间签名过去的吸积事件。在这第二篇论文中，我们进一步探讨了混沌混合的效果，使用多组分银河势模型和太阳邻域样卷提取完全宇宙学流体动力学模拟，从而自然占与重子组件，如凸起和光盘的引力势。尽管强烈的变化，在全球银河系的潜力相对于那些在暗物质只模拟，我们的研究结果证实，大部分的晕粒子演变的混沌轨道表现出其混沌行为后，一段时间显着大于哈勃时间。此外，显着的扩散在相空间中没有观察到那些粒子，在哈勃时间内表现出混乱的行为。
2018-05-16 astro-ph.GA
Simulating the "hidden giant" in cold and self-interacting dark matter models
我们进行了一系列的受控N体模拟研究最近发现的Antlia 2星系在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下的实现。我们的模拟包含六个基准模型，其中我们改变初始晕浓度和自散射截面。我们采用动机良好的初始恒星和晕质量，我们的基准轨道有一个小的近心。在银河系潮汐场中演化后，模拟星系经历了显著的质量损失，其恒星分布也相应扩大。这些潮汐效应是更突出的，如果初始晕浓度较低，如果自散射截面较大。结果表明，在CDM中，如果晕浓度较低，恒星分布较弥散，则类Antlia 2星系可以形成，而在SIDM中，这些条件可以放宽。我们还发现，所有的模拟星系预测大致相同的恒星速度色散后，恒星粒子的选择标准。这对利用潮汐扰动系统测试暗物质模型具有重要意义。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological evolution of gas and supermassive black holes in idealized isolated halos
我们研究了宇宙学生长的暗物质晕中重子气体的演化。为了准确地模拟晕的内部和外部区域，我们使用了一个暗物质密度分布，从维里半径内的NFW分布平稳过渡到一个更现实的平坦分布，远远超出了晕。我们构建了一个与密度分布一致的暗物质引力势，并使用了一个“宇宙学”势，该势解释了与哈勃大半径膨胀一致的气体演化。气体的初始密度为$\approx$暗物质密度的0.2倍，与普适重子分数$ρ_{\rm g}/(ρ_{\rm g}+ρ_{\rm DM}) \approx 0.17$一致。我们研究了维里激波的形成和重子分数的演化，包括辐射冷却和活动星系核喷流反馈的影响。这种反馈是由中心超大质量黑洞（SMBH）上的冷气体吸积提供动力的。晕的核心表现出加热和冷却循环，其强度和持续时间取决于反馈效率和晕质量。中央SMBH最初在类星体早期阶段随时间呈指数增长，但在以后的时间增长放缓。核心中的重子分数随着反馈效率的增加和晕质量的减小而减小。虽然光环外围的演化自相似，核心密度是非演化的，与集群观测一致。我们分析了气体的性质和中心SMBH之间的相关性，并探讨了一个基本平面的存在。
2022-06-20 astro-ph.GA
The link between the assembly of the inner dark matter halo and the angular momentum evolution of galaxies in the EAGLE simulation
我们探讨了组成星系的暗物质晕和冷重子的特定角动量的共同演化。我们研究了2000多个中央星系的参考宇宙流体动力学模拟的“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）项目。我们采用一种方法，其中系统的演化历史是由定义它在z=0的拉格朗日粒子的时间演化特性指定的。我们发现，今天的恒星（冷气体）的特定角动量的演化与它们所关联的内部（整个）暗物质晕的演化之间存在很强的相关性。对于在最大膨胀时期和随后的中心暗物质晕坍缩（转向）之前形成的恒星，这种联系尤其强烈。球状体通常主要是由转向之前形成的恒星组装而成，因此在内部暗物质晕组装期间，注定要遭受与强烈合并活动相关的角动量净损失。星盘保留了它们的比角动量，因为它们主要是由旋转后形成的恒星组成的，这些恒星来自气体，这些气体主要保留了在晕的线性增长期间通过潮汐扭矩获得的高比角动量。由于恒星的特定角动量损失与今天的星系形态有关，因此有可能使用我们的结果来预测，统计学上，考虑到它所在星系的形态，晕的组装历史。
2015-12-08 astro-ph.GA
Heavy dark matter in rapidly evolving massive stars
Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Loyola University Chicago（芝加哥洛约拉大学）；Northwestern University（西北大学）；ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics, Department of Physics, University of Adelaide（阿德莱德大学物理系暗物质粒子物理学卓越研究中心）
研究重暗物质在大质量恒星中的捕获过程，揭示其在恒星演化不同阶段的捕获机制及对暗物质捕获和湮灭平衡的影响。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Tilt of the Milky Way's Dark Matter Halo with the Sagittarius Stream
最近的研究表明，银河系（MW）的暗物质（DM）晕可能相对于其中央恒星盘显著倾斜，这一特征可能与其形成历史有关。在这项工作中，我们展示了一种方法，使用角度和频率变量约束DM晕的短轴的方向。该方法是对轨道拟合等传统方法的补充。我们首先测试的方法，使用模拟潮汐流在一个现实的环境内MW质量主机从消防宇宙学模拟，表明流的理论描述的作用角频率形式主义仍然适用于现实的矮星系流在宇宙学的潜力。利用角度和频率空间中的线的斜率，我们表明，正确的旋转帧产生最小的斜率差，使我们能够把约束的短轴位置。最后，我们将这种方法应用到人马座流的主导臂，我们报告说，MW的DM晕是扁圆的潜在的$q\sim0.7-0.9$和短轴指向$(\ell,b) = (42^{o},48^{o})$的扁平化参数。我们对短轴位置的约束是弱的，不同意从其他作品的估计，我们认为，不一致可以部分归因于观测的不确定性和部分的影响，大麦云云。
2022-10-26 astro-ph.GA
Evolution of self-gravitating spherical dark-matter halos with and without new physics
提出利用球对称假设将六维相空间简化为三维的高效数值算法，可快速计算含新物理时自引力暗物质系统的演化，通过四个例子验证并开放代码 NSphere，还可扩展研究暗物质自相互作用等过程。
2025-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The torsion of stellar streams and the overall shape of galactic gravity's source
该研究提出恒星流扭转作为暗物质晕几何的探测可观测量，通过模拟和观测数据分析发现银河系暗物质晕存在非球对称性，为后续测定暗物质晕椭率提供了新方法。
2024-04-09 astro-ph.GA gr-qc
Milky Way Mass and Potential Recovery Using Tidal Streams in a Realistic Halo
本文提出了一种基于恒星潮汐流正演模拟的银河系引力势计算方法。我们使用这种方法来测试性能的光滑和静态的解析势在代表现实的暗物质晕，其中有子结构和不断发展的吸积。我们的FAST-FORWARD方法使用马尔可夫链蒙特卡罗算法比较，在6D相空间中，“观察到”的流在试验分析潜力中创建的模型。我们分析了大样本的流通过Lactea II（VL 2）模拟，这代表了一个现实的星系晕潜力。恢复的潜在参数是在协议的最佳拟合全球，当今VL 2的潜力。然而，仅仅假设一个分析势限制了暗物质晕质量测量的精度为5%至20%，这取决于分析参数化的选择。总的来说，使用我们样本中的流进行的质量估计达到了这个基本极限，但单独使用时，它们可能会有很大的偏差。个别流可以下-和高估的质量，和偏见是逐步恶化的那些较小的perigalacticons，激励在银河系的距离大于70千秒差距的潮汐流的搜索。我们估计，一个静态和平滑的暗物质潜力的GD-1和Pal 5的流建模的假设引入了高达50%的银河系质量估计的误差。
2014-06-23 astro-ph.GA
