Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
How baryons affect halos and large-scale structure: a unified picture from the Simba simulation
使用最先进的流体动力学模拟辛巴套件，以及它的暗物质只对应，我们研究了重子的存在和不同的恒星/活动星系核反馈机制的影响大尺度结构，晕密度分布，并在晕内和星系际介质（IGM）的丰度不同的重子相。从我们的分析中出现的统一的图片是，在所有尺度上形成物质分布的主要物理驱动因素是恒星形成驱动的星系外流在$z>2$的低质量晕和活动星系核喷流在$z<2$在高质量晕。相对于晕质量函数，反馈抑制了重子质量函数随时间的变化，它甚至在~20%的水平上影响晕质量函数本身，特别是疏散中心和增强晕外的暗物质。在早期，重子堆积在晕的中心，但到了晚期，特别是在大质量系统中，气体大多从内晕中排出。活动星系核喷流在这种疏散中是如此有效，以至于在低红移时，$\sim 10^{12}-10^{13} \, \rm M_{\odot}$晕中的重子比例仅为宇宙重子比例的25%，大多数情况下是在恒星中。封闭在这样的晕周围的球体中的重子分数只有在10 - 20维里半径处才接近宇宙值$Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m}$。因此，宇宙中87%的重子质量存在于$z=0$的IGM中，其中67%以温热IGM（$T>10^5 \, \rm K$）的形式存在。
2023-03-16 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
Halo Occupation Distributions of Moderate X-ray AGNs through Major and Minor Mergers in a $Λ$-CDM Cosmology
受Allevato et al.（2012）在COSMOS领域中最近推断的X射线选定活动星系核晕占据分布（HOD）形式的启发，我们使用一个基于$Λ$ -CDM宇宙学中暗物质晕（DMH）之间合并活动的简单模型，研究了中等亮度X射线活动星系核（mXAGN）的HOD性质。在上述情况下，在$z=0.5$模拟的mXAGN的HOD和数密度与Allevato等人（2012）的结果进行比较。我们发现，模拟的HOD的主要和次要合并，和观察到的mXAGN是一致的。我们的主要结果是，未成年人合并，相反，人们可能会期望，可以发挥重要作用的活动mAGN。
2015-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unraveling the interplay between SIDM and baryons in MW halos: defining where baryons dictate heat transfer
我们提出了一套新的宇宙学放大模拟的MW类星系，其中第一次包括弹性速度依赖的自相互作用暗物质（SIDM）和IllustrisTNG物理。通过这些模拟，我们研究了SIDM与重子的相互作用及其对星系演化过程的影响。我们还介绍了一套新的修改DMO模拟，可以合理地复制DM晕上完全实现的流体动力学的影响，同时简化了分析，降低了计算成本。我们发现，重子改变的热结构的中央区域的晕在更大程度上比的SIDM散射的MW类星系。此外，我们发现，新的热结构的MW状晕导致SIDM创建cuspier中心密度，而不是核心，因为SIDM散射通过转移热量远离星系中心的热支持。我们发现，这种效应，引起重子收缩，开始影响星系的恒星质量的$10^8$ M $_\odot$和增加的强度MW质量尺度。这意味着任何用来限制恒星质量在$10^8$和至少$10^{11}$ M $_\odot$之间的星系的SIDM截面的模拟都需要重子来做出准确的预测。
2022-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differentiable Halo Mass Prediction and the Cosmology-Dependence of Halo Mass Functions
University of Vienna（维也纳大学）
本文提出可微分场级NN模型，通过3D U-Net从线性密度场直接映射到原初晕区域与质量区间，实现暗物质晕质量预测，其精度可与现有模型媲美，还可用于研究HMF的宇宙学依赖及外推模型。
2026-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic mass assembly of low-mass halos in a Lambda-CDM Universe
我们分析了在宇宙学数值模拟中在红移z = 0处发现的低质量晕（Mvir ~ 10^10.3 - 10^12.3 M_sun）的暗、气体和恒星质量组装历史。我们的研究结果表明，在一个给定的现代质量仓的晕，气体的重子分数维里半径内不随时间的变化显着，从~0.8的较小的晕到~0.5的最大的。大多数重子实际上并不位于星系中，而是位于晕内气体中;对于质量更大的晕，晕内气体与星系的质量比在所有红移z下都大致相同，但对于质量最小的晕，它随着z的增加而强烈增加。前一种晕中的晕内气体随着时间的推移而变热，在z = 0时占主导地位，而在后一种晕中，它在所有时期都是冷的。在我们的模拟中，多相ISM和热反馈模型在延迟低质量星系的恒星质量增长的方向工作。
2014-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the large scale structure of the Universe as a function of cosmology and baryonic physics
我们提出并测试了一个框架，该框架模拟了宇宙中质量的三维分布，作为宇宙学和天体物理参数的函数。我们的方法结合了两种不同的技术：一个重新标度算法，修改宇宙学的引力只有N体模拟，和重子化算法，模仿的天体物理过程引起的重子，如恒星形成和AGN反馈的影响。我们展示了这种方法如何能够准确地再现重子的各种国家的最先进的流体动力学模拟（EAGLE，插图，插图-TNG，地平线-AGN，和OWLS，宇宙-OWLS和BAHAMAS）的物质功率谱的影响，从非常大到小，高度非线性尺度，k= 5小时/百万秒差距，从z=0到z=2的百分比水平。我们强调，由于算法的大量优化，我们可以获得这些预测的任意重子模型和宇宙学（包括大质量中微子和动态暗能量模型）几乎可以忽略不计的CPU成本。因此，这种方法对于宇宙学数据分析是足够有效的。有了这些工具在手，我们探索的非线性质量功率谱的宇宙学和天体物理参数之间的简并。我们的发现表明，在边缘化重子物理学之后，从弱引力透镜推断出的宇宙学约束应该适度退化。
2020-01-17 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
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: connecting the dark matter distribution of the host halo with the subgrid baryonic physics
本研究通过对比同一暗物质晕的暗物质-only与五种不同重子物理方案的流体模拟，揭示重子反馈显著改变暗物质分布形态与速度轮廓，强调改进重子物理描述对暗物质研究至关重要。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of 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
Impact of baryon physics on dark matter structures: a detailed simulation study of halo density profiles
重子对暗物质晕密度剖面的反作用引起了极大的兴趣，尤其是因为它是试图探测暗物质时的一个重要的系统不确定性。在这里，我们利用一套高分辨率的宇宙流体动力学模拟，系统地研究这个过程及其对与星系形成相关的重子物理的依赖性。如果辐射冷却是有效的并且反馈是弱的，那么重子的加入会导致密度分布更加集中。在这种情况下，星系（星系团）尺度上的暗物质晕浓度可以增加30%（10%）。最显著的影响发生在高红移的星系中，在那里，在晕中心的重子分数与总密度和暗物质密度分布的内斜率之间存在很强的反相关。如果反馈是弱的，等温内部配置文件的形式，在协议的大规模，早期型星系的观测。然而，我们发现活动星系核的反馈，或非常有效的反馈，从大质量的恒星，是必要的，以配合观察到的恒星分数组和集群，以及保持最大的圆速度类似的维里速度观察盘星系。这些强反馈模型减少了星系中的重子分数的3倍，相对于没有反馈的情况下。活动星系核甚至能够将群晕和星系团晕内部区域的重子分数减少2倍。这反过来又导致内部密度分布，这是典型的浅于等温和晕浓度往往低于在重子的情况下。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping "out-of-the-box" the properties of the baryons in massive halos
我们在光滑粒子流体动力学宇宙学模拟的$Magneticum$套件中研究了大质量晕（$M_{vir} > 10^{13} \ h^{-1}M_{\odot}$）中重子的分布，达到了$10 R_{500,\mathrm c}$前所未有的径向范围。我们确认，在非引力物理现象的作用下，重子质量分数是较低的内部区域（$<R_{500,\mathrm c}$）的质量越来越少的晕，并上升向外移动，与范围从51%（87%）的$R_{500,\mathrm c}$周围的区域的95%（100%）的$10R_{500,\mathrm c}$的宇宙学值的系统中的最低（最高; $M_{vir} \sim 5 \times 10^{14} \ h^{-1}M_{\odot}$）质量。星系群几乎匹配的气体（和重子）部分测量最大质量的晕只有在非常大的半径（$r>6 R_{500,\mathrm c}$），重子消耗因子$Y_{\rm bar} = f_{\rm bar} / (Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m})$接近单位的值，预期的“封闭箱”系统。我们发现，径向和质量的重子，气体和热耗尽因子的依赖性是可预测的，并遵循一个简单的功能形式。恒星质量分数在质量较小的系统中较高，随着半径的增加而系统地降低，并达到恒定的$Y_{\rm star} \approx 0.09$值，其中气体金属丰度也是恒定的，无论宿主晕质量…
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
How accurate is it to update the cosmology of your halo catalogues?
我们测试并展示了Angulo & White（2010）的完全重标度方法在使用半解析星系属性进行宇宙学参数搜索的数值模拟中改变晕目录的宇宙学的应用。我们表明，该方法的简化形式可以应用于小型模拟箱侧~50/h Mpc。我们进行统计测试的准确性重新缩放的个人晕的属性，也重新缩放的人口作为一个整体。我们发现，个人的位置和速度恢复几乎没有可检测的偏差。恢复晕质量的分散似乎不依赖于模拟的分辨率。无论晕的质量，个人的吸积历史，自旋参数的演变和质量分数的子结构恢复良好。对于sigma_8或Omega_m的负（正）变化，重新标度的晕的质量可以被低估（高估），在某种程度上不依赖于晕的质量。晕的丰度和关联函数的统计数据也显示，当远离基础模拟时，偏差小于10%，偏差高达WMAP 7宇宙学参数不确定性的2倍。合并树的性质与最终的星系人口晕也显示出小的偏差;自上次重大合并以来的时间，组装时间尺度，以及与恒星年龄相关的时间尺度显示出相关的偏差，这表明星系的光谱形状只会受到全球年龄变化的影响~150百万年。我们显示了一些这些偏见的不同分离的宇宙学参数相对于所需的宇宙学，使这些可以用来估计预期的准确性所产生的晕人口。我们还提出了一种构建模拟网格的方法，以在Omega_m与sigma_8参数空间中提供稳定的准确性。
2011-12-27 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
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-driven growth of solitonic cores in fuzzy dark matter halos
我们提出了放大模拟的模糊暗物质（FDM）晕，包括重子和恒星形成有足够的分辨率，以遵循中央孤子的形成和演化。我们发现它们的性质是由暗物质-重子组合引力势中的局域暗物质速度色散决定的。这激发了一个简单的处方，以估计在重子的存在下FDM核心的径向密度分布。当核心变得更大质量和紧凑，如果包括重子，银河系旋转曲线测量可能更难与FDM相一致。
2020-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of baryons on low-mass haloes
本文利用三组对比模拟研究重子物理对10^4-10^7 M_⊙低质量暗物质晕的影响，发现再电离加热会驱逐气体，使晕质量函数降低约30%、暗物质湮灭信号减弱约40-60%。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axionic Dark Matter Halos in the Gravitational Field of Baryonic Matter
我们把球形星系的暗物质晕看作是超轻轴子与重子物质相互作用的玻色-爱因斯坦凝聚体。在平均场极限下，我们导出了DMH分量的球对称波函数的Hartree-Fock型积分微分方程。该方程包括两个独立的无量纲参数：（i）\b{eta} -重子和轴子总质量的比值;（ii）α-特征重子和轴子空间参数的比值。我们推广了耗散算法，数值研究了重子分量产生的引力场中轴子晕的基态。我们计算了DMH的特征尺寸，Xc，作为\b{eta}的函数，并得到了Xc的解析近似。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of the observed baryon distribution in haloes on the total matter power spectrum
即将到来的弱引力透镜调查的解释关键取决于我们的理解尺度$k < 10 h/\mathrm{Mpc}$，重子过程是重要的物质功率谱。我们研究星系形成过程的影响，使用晕模型，将恒星和气体的暗物质分布分开。我们使用的经验约束，从X射线观测（热气体）和晕职业分布模型（恒星）的重子。由于X射线观测通常不能测量$r_\mathrm{500c}$以外的热气体含量，我们改变了超过这个半径的气体密度分布。与仅含暗物质的模型相比，我们发现了$1 \%$（$5 \%$）在尺度$0.2-1 h/\mathrm{Mpc}$（$0.5-2h/\mathrm{Mpc}$）上的总功率抑制，其中较低的重子分数导致较强的抑制。我们表明，集团的星系（$10^{13} < m_\mathrm{500c} / (\mathrm{M_\odot}/h) < 10^{14}$）占主导地位的总功率在所有尺度$k \lesssim 10 h/\mathrm{Mpc}$。我们发现，$30 \%$的晕质量偏差（类似于流体静力平衡假设的预期）导致在$k = 1 h/\mathrm{Mpc}$的$4 \%$的功率抑制被低估，说明了测量准确的晕质量的重要性。相反的工作基于流体动力学模拟，我们的结论，重子效应不能再被忽略不计是不受不确定性与我们的反馈过程的理解不佳。在观测上，探测组和簇的外围将为$k \lesssim 1 h/\mathrm{…
2019-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THREEHUNDRED project: the effect of baryon processes at galaxy cluster scale
重子模型在流体力学模拟中的作用还不清楚。未来的调查，使用集群统计精确约束宇宙学模型需要更好地理解这一点。利用“三百”计划中不同重子模型（Gadget-MUSIC、Gadget-X和Gizmo-SIMBA）的流体模拟星系团，我们可以看到这个问题的更多细节。我们发现，不同的重子模型引起的星系团质量的变化在百分之几的水平上。然而，质量变化可以是正的或负的，这取决于重子模型。这样一个小的质量变化留下一个微弱的影响（略大于质量变化相比）的累积晕数和微分晕质量函数（HMF）以上的质量完整性。考虑到晕质量的变化，晕质量（或HMF）可以相对于纯暗物质（DMO）运行增加或减少，这取决于重子模型。
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The critical dark matter halo mass for Population III star formation: dependence on Lyman-Werner radiation, baryon-dark matter streaming velocity, and redshift
第三星族恒星的临界暗物质晕质量（$M_{\rm crit}$）可以定义为典型的最小晕质量，它包含了第一颗恒星形成所需的足够冷的致密气体。Lyman-Werner（UV）辐射的存在，可以离解分子氢，以及重子-暗物质流动速度都通过增加$M_{\rm crit}$来延迟Pop III星的形成。在这项工作中，我们约束$M_{\rm crit}$作为莱曼-维尔纳通量（包括自屏蔽），重子-暗物质流，和红移的函数使用宇宙学模拟与大样本的晕，利用自适应网格细化（AMR）代码ENZO。我们提供了一个适合的$M_{\rm crit}$作为这些量的函数，我们希望是特别有用的早期星系形成的半解析模型。此外，我们发现：（i）在没有辐射或流的情况下，测得的$M_{\rm crit}$的红移依赖性是$(1+z)^{-1.58}$，与恒定维里温度一致;（ii）增加紫外背景会增加$M_{\rm crit}$，同时使红移依赖性变陡，直至$(1+z)^{-5.7}$ ;（iii）重子-暗物质流增强了$M_{\rm crit}$，但使对红移的依赖性变平;（iv）这两种效应的结合并不是简单的倍增。
2020-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Structure of Hot Gas in Halos: Implications for the Lx-Tx Relation & Missing Baryons
我们提出了一维模型的热气体在暗物质晕，既预测冷核心的存在，并解释其结构。我们的模型直接适用于半解析模型（SAM）的星系形成。我们以前曾论证过，当热不稳定时间尺度与自由下落时间$t_{TI}/t_{ff}$之比低于5-10时，冷（~10^4 K）气体细丝在流体静力学和热平衡状态下从团内介质（ICM）中凝结出来。该标准对应于ICM密度的上限，并激发了一个模型，其中密度核在$t_{TI}/t_{ff} \lesssim 10$的任何地方形成。与观测结果和数值模拟结果一致，该模型预测了质量较低的晕的核心更大、更纤细--虽然星系团的核心密度可能高达~ 0.1 cm^{-3}，但星系晕的核心密度不应超过~ 10^{-4} cm^{-3}。如果我们把中心星系对引力势的贡献包括在内，我们也可以解释较小质量晕（星系“日冕”）中的大密度。我们的模型产生一个有利的匹配观测X射线光度-温度（Lx-Tx）的关系。对于晕质量$\lesssim 10^{13}$ Msun，核尺寸接近维里半径。因此，在这样的晕中的大多数重子不可能在热的ICM中，而是以恒星的形式或以超过维里半径的热气体的形式存在。由于ICM中的质量较小，而恒星形成的质量大得多，低质量晕（$\lesssim 10^{13}$ Msun）中的大多数重子可以由于超新星反馈而被驱逐到维里半径之外。这可以解释重子在低质量晕中“消失”的原因，例如星系晕。
2012-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling baryonic feedback for survey cosmology
未来十年的观测宇宙学将依赖于探测在$0<z<3$之间的红移范围内的物质分布，以阐明暗物质和暗能量的性质。在这个红移范围内，已知星系形成对观测量有显著影响，例如星系形状和位置的两点相关性，改变它们的振幅和尺度依赖性，超出了即将进行的实验在10 Mpc以下的分离的预期统计不确定性。因此，在这样一个制度下成功地提取信息，至少需要无偏的模型，星系形成对物质分布的影响，并可以受益于互补的观测先验。这项工作回顾了目前的艺术状态的重子宇宙学建模，从数值方法近似分析处方，并提出建议，在未来十年的研究，包括讨论潜在的探针组合，可以帮助限制重子在宇宙学研究中的作用。我们专注于，特别是在建模的物质功率谱，$P(k,z)$，作为一个功能的规模和红移，并从这个数量的观测值。这项工作是2018年11月在牛津大学举行的研讨会的结果。
2019-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic halos in cosmology with long-range scalar DM interaction
基于一组宇宙学N体模拟，分析了修正的$\lcdm$宇宙学中星系质量范围（$10^{11} - 10^{13} h^{-1}M_{\odot}$）内的暗物质晕（DM）的性质，其中DM扇区中增加了动态屏蔽标量相互作用.我们的模拟表明，标量相互作用支持岛屿宇宙的图片。快速的结构形成过程被转移到更高的红移，导致在一个小得多的吸积和合并率的星系晕在低红移。最后，我们提出了这个“第五”力如何影响晕属性，如密度分布，三轴度，椭圆度和自旋参数。
2010-08-29 astro-ph.CO
Quantifying the impact of baryon-CDM perturbations on halo clustering and baryon fraction
重子和冷暗物质（CDM）在复合之前并没有移动。这导致了局部重子和CDM密度的差异，即所谓的重子-CDM等曲率扰动$δ_{bc}$。这些微扰通常在分析大尺度结构数据时被忽略，但在高精度宇宙学时代，将它们考虑在内可能变得重要。使用重力只有2流体模拟，我们评估的影响，这种扰动的暗物质晕分布。特别是，我们专注于作为质量和大规模的$δ_{bc}$，这也使我们能够研究这种模拟所需的非平凡的数值设置的细节函数的重子分数晕。我们进一步测量了晕场和$δ_{bc}$之间的互功率谱。这种互相关是非零和负的，这表明晕形成受到$δ_{bc}$的影响。我们测量了相关的偏置参数$b_{δ_{bc}}$，并将其与最近的结果进行比较，发现吻合良好。最后，我们量化了这种扰动对晕-晕功率谱的影响，并表明这种影响可以退化为像DESI这样的调查的大质量中微子之一。
2021-03-15 astro-ph.CO
Disentangling the Halo: Joint Model for Measurements of the Kinetic Sunyaev-Zeldovich Effect and Galaxy-Galaxy Lensing
Princeton University（普林斯顿大学）；Cornell University（康奈尔大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Stanford University（斯坦福大学）
本文提出了一种联合模型，用于分析kSZ效应和星系-星系透镜测量，以区分晕层中的物质和暗物质，并展示了baryon密度分布的约束及其对模型的影响。
2026-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Generating Approximate Halo Catalogs for Blind Challenges in Precision Cosmology
我们提出了一种方法来生成套件的暗物质晕目录只有几个$N$体模拟，重点是使小的变化，以高精度的模拟的基础宇宙学。在盲目挑战的背景下，这允许我们在原始宇宙学被揭示后，通过给它一个新的宇宙学来重用模拟。从完整的$N$体实现的原始宇宙学和目标宇宙学，我们适合的传递函数，取代晕在原来的，使星系/HOD功率谱匹配的目标宇宙学。然后，这个测量的传递函数可以应用于原始宇宙学的新实现，以创建目标宇宙学的新实现。对于$σ_8$的1%变化，我们在实空间功率谱中达到$k = 1h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$的0.1%精度;当传递函数应用于新的实现时，这降低到0.3%。我们实现了类似的精度在红移空间的四极和四极。在所有情况下，结果都优于我们的$1.1h^{-1}\,\mathrm{Gpc}$模拟箱的样本方差。
2019-02-25 astro-ph.CO
Aging Halos: Implications of the Magnitude Gap on Conditional Statistics of Stellar and Gas Properties of Massive Halos
冷暗物质模型预测，大尺度结构是分级生长的。小的暗物质晕首先形成。然后，它们通过不断的合并和增生而逐渐成长。这些晕以热气体和冷恒星相的形式容纳了宇宙中大部分的重子物质。要确定重子是如何划分成这些阶段的，需要对星系形成及其组装历史进行详细的建模。推测相同质量晕的形成时间可能与它们的重子含量有关。为了评估这一假设，我们采用了由IllustrisTNG项目的TNG 300解决方案实现的质量高于$10^{14}\,M_{\odot}$的晕。形成时间不能直接观察。因此，我们依赖于最亮和第四亮晕星系成员之间的星等差距，这表明跟踪主机晕的形成时间。我们计算条件统计的恒星和气体含量的晕条件的总质量和星等差距。我们发现星等差与气体质量、BCG恒星质量和卫星星系恒星质量有很强的相关性，但与晕的总恒星质量没有相关性。视星等差的条件化可以减少晕性质-晕质量关系的离散性，并对条件协方差有显著影响。散射的减少可以达到30%，这意味着更准确的晕质量预测。利用晕丰度来解释星等间隙有可能改善宇宙学约束，并使我们能够深入了解这些系统中的重子演化。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The joint evolution of baryons and dark matter haloes
我们研究了大约10^12 h^-1 M_sun质量晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。重子的存在下产生的浓度的DM晕相对于其相应的耗散运行，但我们发现，这种响应不仅取决于重子聚集在中心区域的数量，但也对他们已经组装的方式。DM和重子之间的相互影响是复杂的，因此星系的形成历史对最终的总质量分布起着重要的作用。超新星（SN）反馈不仅在中央星系而且在其卫星星系中调节恒星形成并触发星系外流。我们的研究结果表明，随着SN反馈的影响越来越强，卫星的质量越来越小，甚至更容易被动力学摩擦破坏，传递的角动量也越来越少。我们发现的迹象表明，这种角动量可以获得不仅由外部的DM晕，但也由内部的和恒星的组成部分在中央星系。后一种效应产生恒星迁移，这有助于改变内部势阱，可能对进一步DM收缩。由于这些过程的作用，当晕宿主星系具有由光滑气体吸积形成的重要盘结构时，它比当它宿主经历更多大规模合并和相互作用的球状系统时更集中。（节略）
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo model for cosmology: a pedagogical review
本文是宇宙学暗晕模型的教学性综述，介绍其理论基础、经模拟校准的核心要素、多场景应用及配套开源软件pyhalomodel，助力未来多示踪物大尺度结构观测的连贯分析。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryon census and the mass-density of stars, neutral gas, and hot gas as a function of halo mass
本研究整合多波段观测经验数据，建立不同暗晕质量下恒星、中性气体与热气体的重子质量-暗晕质量标度关系，测得各重子组分的宇宙密度，验证方法可靠性并给出热等离子体密度估算。
2024-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
Intragroup dark matter distribution in small groups of halos in a LCDM cosmology
我们研究了LCDM宇宙学中类星系大小的小团暗物质晕中团内暗物质的分布。这些星系群是使用物理标准来识别的，可能是小星系群的适当代表。我们量化了组内暗物质的数量并描述了其分布。我们发现，紧密的协会晕，以及那些中间和松散的群体，有相当平坦的群内暗物质的配置文件与对数斜率的伽玛~0和~-0.2$，分别。因此，这些晕系统的群内暗物质并不像星系晕那样具有尖突的趋势。在中等和松散的星系晕星协中，群内物质往往小于群总质量的50%，而在紧凑的星协中，群半径内的物质则小于20%。
2014-10-08 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\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$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The impact of baryons on the spins and shapes of dark matter haloes
我们使用数值模拟来研究暗物质（DM）晕的统计特性是如何受到与星系形成相关的重子过程的影响。我们专注于这些过程如何影响的自旋和形状的大量的DM晕覆盖了广泛的质量尺度，从星系到星系团在红移0和1，扩展到矮星系在红移2。这些晕是从超大规模模拟中提取的，这是一套最先进的高分辨率宇宙学模拟，使用一系列反馈处方运行。我们发现，在DM唯一的模拟中的中值自旋参数是独立的质量，红移和宇宙学。在z=0时，当反馈较弱或不存在时，重子使中心区域（<=0.25 r_200）的DM自旋增加高达30%。这种增加可以归因于角动量从重子转移到DM，但在z=2时不再存在。我们还提出了适合的质量依赖的DM晕形状在低和高红移。在z=0的球度（三轴性）是负（正）相关的晕质量和这两个结果是独立的宇宙学。有趣的是，这些质量相关的趋势在z=2时明显较弱。虽然重子的冷却作用使整个DM晕更球形，但更强的反馈处方往往通过降低中心晕质量浓度来降低重子的影响。更一般地说，我们证明了一个强烈的正（负）晕球度（三轴性）和星系形成效率之间的相关性，后者使用中央晕重子分数测量。总之，我们的研究结果表明，重子对DM晕的自旋和形状的影响是轻微的冷却的影响时，减轻所需的现实模型的星系形成，虽然他们仍然显着的内晕。
2013-01-21 astro-ph.CO
Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?
对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。
2011-09-06 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance
最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。
2012-02-09 astro-ph.CO
Non-Baryonic Dark Matter in Cosmology
本文是对非重子暗物质研究现状的宽带综述。首先回顾了暗物质存在的证据，然后讨论了暗物质如何从小尺度到大尺度分布，最后讨论了暗物质的性质：暗物质候选者及其探测。最后，我讨论了$Λ$ CDM模型的一些局限性，特别强调了范式的小规模问题。
2013-05-01 astro-ph.CO
Nonlinearities in modified gravity cosmology. II. Impacts of modified gravity on the halo properties
暗物质晕的统计是理解修正引力宇宙学中非线性演化的重要组成部分。基于一系列改进的重力N体模拟，我们研究了晕的质量函数、浓度和偏差。我们模型的影响修改重力由一个单一的参数？？，这决定了粒子加速相对于GR的增强，给定相同的质量分布（？？=1 GR）。我们选择快照红移，使得不同引力模型的线性物质功率谱是相同的，以隔离引力的影响，而不是修改线性增长率。在标准ΛCDM中对应于z_S=1.2的基线红移处，对于与GR的10%偏差，|1号线|=0.1）时，测量的晕质量函数可以相差约5- 10%，晕浓度相差约10- 20%，而晕偏差相差很小。这些结果表明，晕质量函数和/或晕浓度对重力的性质是敏感的，可以用来沿这条线进行有趣的约束。
2013-01-15 astro-ph.CO
Impact of cosmology dependence of baryonic feedback in weak lensing
本研究针对弱引力透镜分析中重子反馈与宇宙学耦合的问题，利用Magneticum模拟构建数据，对比PCA与HMCode2020两种方法，发现PCA对该耦合更稳健，HMCode2020会引入最高0.5σ的参数偏差。
2024-10-30 astro-ph.CO
