Early Growth in a Perturbed Universe: Exploring Dark Matter Halo Populations in 2LPT and ZA Simulations
我们用两种宇宙学N体模拟初始化技术研究了z = 300到z = 6的暗物质晕的结构和演化。虽然二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）和Zel'dovich近似（ZA）都能给出精确的现今晕质量函数，但2LPT中致密区域的早期坍缩会导致高红移时更大的质量晕。通过三个2LPT和三个ZA初始化的宇宙学模拟，我们探讨了初始化方法对暗物质晕质量和浓度的影响。我们发现，2LPT诱导更快速的晕生长，导致更大规模的晕相比，ZA。这种效应在高质量晕和高红移时最为明显。平均而言，晕圈浓度在2LPT和ZA之间基本相似，但当被视为晕圈质量的函数时，保留了差异。对于质量和浓度，典型的个体晕之间的差异可能非常大，突出了ZA初始化模拟高z晕人口研究的缺点。
2014-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Derivation of the core mass -- halo mass relation of fermionic and bosonic dark matter halos from an effective thermodynamical model
我们认为，暗物质晕是由量子粒子，如费米子或玻色子的玻色-爱因斯坦凝聚的形式。在这种情况下，它们通常具有“核-晕”结构，其量子核取决于所考虑的粒子类型，而晕相对独立于暗物质粒子，并且类似于冷暗物质的NFW轮廓。我们用具有有效温度$T$的等温气体来模拟晕。然后，我们从一个有效的热力学模型导出了暗物质晕的核心质量-晕质量关系$M_c(M_v)$，通过极值化自由能$F(M_c)$相对于核心质量$M_c$。我们得到一个一般的关系，相当于“速度色散跟踪”的关系，根据该关系的速度色散在核心$v_c^2\sim GM_c/R_c$是相同的顺序作为速度色散在晕$v_v^2\sim GM_v/r_v$。因此，我们提供了一个理由，这种关系从哲学的论点。在费米子的情况下，我们得到一个关系式$M_c\propto M_v^{1/2}$，它与鲁菲尼{ \it et al.}用数值方法发现的关系式一致。在非相互作用玻色子的情况下，我们得到一个关系式$M_c\propto M_v^{1/3}$，它与Schive { \it et al.}用数值方法发现的关系式一致。在玻色子的情况下，排斥的自相互作用在费米极限，我们预测的关系$M_c\propto M_v^{2/3}$，仍然需要数值证实。我们还得到了一个一般近似的核心质量晕质量关系，是有效的玻色子与任意排斥或吸引的自相互作用。对于一个有吸引力的自相互作用，我们确定…
2019-09-23 astro-ph.CO gr-qc
Using atomic clocks to detect local dark matter halos
玻色子暗物质有可能在太阳或地球周围形成晕。我们讨论了探测这种晕与原子钟的可能性。无论是希格斯门户或光子门户之间的暗物质和标准模型的相互作用，我们搜索可能的参数空间，地球上的时钟和空间中的时钟将有一个可辨别的频率差。环绕地球的玻色暗物质晕有可能用目前的光学原子钟探测。
2021-06-10 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Sub-MeV Bosonic Dark Matter, Misalignment Mechanism and Galactic Dark Matter Halo Luminosities
我们探讨了一种假设，即暗物质是由错位机制产生的玻色子凝聚体，其中分别考虑了自旋为0的玻色子（类轴子粒子）和自旋为1的玻色子（暗光子）。我们发现，虽然亚MeV的暗物质玻色子是非常稳定的，星系晕中大量的暗物质粒子使衰减信号可检测。星系晕是一个由重力限制的大型结构，具有典型的$\sim10^{12}$太阳质量，其大部分成分由暗物质组成。对于类轴子粒子，它通过$ϕ\to γγ$衰变，因此光子谱是单色的。对于暗光子的情况，它是一个三体衰变$A'\toγγγ$。然而，我们发现光子光谱在$M/2$处有很高的峰值，因此可以方便地观察。通过与正电子偶素衰变过程的物理比较，对三体衰变谱提出了物理解释。此外，对于这两种情况，可以使用当前技术测量参数空间的某些区域的衰减光子通量。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Scale-dependent halo bias from scale-dependent growth
我们推导出一个一般表达式的大规模晕偏置，在理论上与规模相关的线性增长，使用偏移集形式主义。这些理论包括修正的引力模型，以及其中暗能量聚集不可忽略的模型。尺度依赖性的增长在形成和演化偏差中都留下了印记。合并占在我们的推导，从而扩展了早期的工作集中在被动进化。对于那些微扰的非线性坍缩与广义相对论近似相同的理论，有一个简单的偏差解析形式。作为一个例子，我们将我们的结果应用到一个简单的汤川修改重力，并使用SDSS测量的发光的红色星系的集群来约束理论的参数。
2011-01-12 astro-ph.CO
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
Formation and structure of ultralight bosonic dark matter halos
从宇宙学初始条件出发，模拟了超轻玻色暗物质晕的形成和演化。使用放大技术，我们能够解决晕的详细内部结构。我们观察到形成的孤波核心，并确认以前发现的核心晕质量关系Schive等人。核心表现出强烈的准正常振荡，在很大程度上保持无阻尼的演化时间尺度。另一方面，没有确凿的增长的核心质量的冷凝或松弛可以检测到。在核心周围的非相干晕中，在大于相干长度的尺度上，标量场密度分布和速度分布与无碰撞N体模拟没有显着偏差。我们的结果是一致的核心属性主要是由在维里化的时间的相干长度，而薛定谔-弗拉索夫对应解释晕属性时，平均尺度大于相干长度。
2018-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Measuring the growth of structure by matching dark matter haloes to galaxies with VIPERS and SDSS
我们测试的结构形成的历史，从红移1到今天的匹配星系从毒蛇和SDSS与暗物质晕的MultiDark SMDPL N体模拟。我们首先表明，标准的subhalo丰度匹配（SHAM）的配方实施MultiDark的特点以及在红移0的SDSS和红移1的VIPERS的星系集群。这是在高红移下对SHAM模型的一个重要验证。然后，我们重新映射的模拟时间步长，以测试替代的增长历史，并推断的增长指数$γ=0.6\pm0.3$。这一分析表明，使用N体模拟的宇宙学推断的星系调查的前向模型的力量。
2022-03-02 astro-ph.CO
Halo Growth and Merger Rates as a Cosmological Test
本文提出利用暗物质晕并合率及近期增长速率约束 $σ_8$ 与 $Ω_{\ m m}$，其结果与星系团丰度约束近似正交，可形成互补宇宙学检验。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Halo Occupation Distribution and Cosmic Growth Rate using Multipole Power Spectrum
本文提出了一种利用星系功率谱P_l（k）多极分量测量晕占据分布（HOD）和宇宙生长率的新方法。卫星星系随机运动引起的非线性红移空间畸变，上帝的手指，产生高l多极各向异性的星系团，如十六极（l=4）和四十六极（l=6），这是敏感的卫星星系的分数和速度色散。通过对发光红星系（LRGs）的HOD模拟，我们发现输入HOD参数可以从P_l（k）中成功地再现出来，并且高l多极信息有助于打破HOD参数间的简并性。我们还表明，宇宙的增长率以及卫星的分数和速度分散的测量显着改善，通过添加高-l多极的小尺度信息。
2014-02-28 astro-ph.CO
The splashback radius as a physical halo boundary and the growth of halo mass
冷暗物质晕的边界通常被定义为包含相对于参考（平均或临界）密度的密度对比$Δ$。我们认为，一个更物理的边界晕是半径吸积物质到达其第一个轨道远心后转向。这个回溅半径，$R_{sp}$，表现为在晕外围的密度急剧下降，在一个位置，取决于质量吸积率。我们目前的校准$R_{sp}$和封闭的质量，$M_{sp}$，作为吸积率的函数，或者峰高。我们发现$R_{sp}$在快速吸积晕的$\approx0.8-1R_{200m}$和缓慢吸积晕的$\approx1.5R_{200m}$之间变化。因此，晕圈的范围及其相关的环境影响可以远远超出传统定义的“维里”半径。我们发现，$M_{sp}$和$R_{sp}$发展相对较强的其他常用的定义相比。特别是，即使对于$z=0$中最小的矮型晕，$M_{sp}$也会发生显著的演化。我们还对比$M_{sp}$与质量封闭在四个规模半径的晕密度分布，$M_{<4rs}$，其特点是内晕。在晕组装的早期阶段，$M_{sp}$和$M_{<4rs}$演化相似，但在晚期阶段，$M_{<4rs}$停止增加，而$M_{sp}$继续显著增长。这说明，低$z$的晕可以有“安静”的内部，同时继续在其外围增加质量。我们讨论了潜在的观测估计的回溅半径，并表明它可能已经被发现在星系团。
2015-04-21 astro-ph.CO
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation VIII. Suppressed growth of dark matter halos during the Epoch of Reionization
我们研究了重子吸积的流体静力学抑制如何影响再电离时期暗物质晕的增长率。在一个简单的流体动力学模拟中，气体只冷却的晕属性进行比较，与其无碰撞等效，我们发现，晕增长放缓的流体静力学力防止气体崩溃。在我们的模拟中，在与再电离相关的高红移（介于${\sim}6$和${\sim}11$之间），由于重子的静水压力，矮星系（$\lesssim 10^{9} \mathrm{M_\odot}$）的晕可以减少到2倍的质量。因此，重子效应的列入减少了2至4倍的晕质量函数的低质量尾部的幅度。此外，我们还发现在高红移的矮星系中，暗物质晕中的重子比例从未超过宇宙重子比例的${\sim}90\%$。在重子过程中，包括冷却、恒星形成、超新星反馈和再电离等过程，随着${\sim}30\%$进一步降低到60%，抑制效应变得更加显著.虽然收敛测试表明，抑制可能会变得更弱，在更高的分辨率模拟，这种抑制的增长将是重要的半解析模型的星系形成，其中继承的晕质量从一个基本的N体模拟直接决定星系的属性。绝热模拟的基础上，我们提供的表来说明这些影响在N体模拟，并提出了一个修改的晕质量函数以及解释性的解析计算。
2017-02-21 astro-ph.CO
Systematic Effects on Determination of the Growth Factor from Redshift-space Distortions
密度扰动的线性增长因子被认为是未来红移测量的一个强有力的观测值，可以用来探测暗能量的物理性质，并区分不同的引力理论。我们调查系统的影响，从测量的红移空间扭曲的生长因子f的测定。使用N体模拟，我们确定暗物质晕在一个广泛的质量范围。我们计算的晕的功率谱和关联函数，然后检查如何以及红移失真参数β =f/b可以重建晕质量的函数。我们发现，β测量一个固定的晕质量一般是一个函数的规模，即使在大尺度上，与共同的期望，β接近常数描述的凯泽公式在这样的规模。尺度依赖性取决于晕质量，越小的晕越强。它也不能很容易地解释与著名的分布函数的晕特有的速度。我们证明了小晕的偏置具有更大的非线性和随机性，因此线性偏置假设变得更糟。只有在b>1.5的大质量晕中，β才接近r或pi/k> 30 Mpc/h的线性理论预测。SDSS-III的BOSS巡天所针对的发光红星系（LRG）往往位于非常巨大的晕中。我们的结果表明，如果用LRG测量红移畸变，可以无偏地测量f。另一方面，如果考虑使用发射线星系，这是BigBOSS调查的目标，并居住在一个广泛的质量范围的晕，β的尺度依赖性必须仔细考虑;否则，可能会给暗能量或修改的引力理论不正确的约束。我们还发现，在傅里叶空间中重建的β比在位形空间中的表现更好。
2010-10-25 astro-ph.CO
The Contribution of Halos with Different Mass Ratios to the Overall Growth of Cluster-Sized Halos
我们为ΛCDM宇宙学模型的一个关键预测提供了一个新的观测检验：具有不同晕-主星系团质量比的合并对星系团大小晕增长的贡献。我们通过动态分析七个星系团来进行这项测试，这些星系团跨越了红移范围$0.13 < z_c < 0.45$和焦散质量范围$0.4-1.5$ $10^{15} h_{0.73}^{-1}$ M $_{\odot}$，每个星系团平均有293个光谱确认的束缚星系。大的径向覆盖范围（几个维里半径），覆盖了整个落入区域，有大量的光谱识别的星系，使这项新的研究。对于每一个星系团，我们识别出束缚星系。在这些星系中，我们确定了下落和吸积晕，并估计了它们的质量和动力学状态。使用估计的质量，我们得到不同的质量比集群大小的晕增长的贡献。对于~0.2和~0.7之间的质量比，我们发现~1 $σ$与基于千禧年模拟I和II的ΛCDM预期一致。在低质量比下，$\lesssim 0.2$，我们导出的贡献被低估，因为检测效率在低质量下降低，$\sim 2 \times 10^{14}$ $h_{0.73}^{-1}$ M $_{\odot}$。在大的质量比，$\gtrsim 0.7$，我们没有检测到晕，可能是因为我们的样品，这是选择了相当X射线放松，对大的质量比有偏见。因此，在大的质量比，派生的贡献也被低估。
2013-08-15 astro-ph.CO
Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。
2009-09-17 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
The Growth of Galaxy Stellar Mass Within Dark Matter Halos
我们研究星系中恒星质量的演化作为主机晕质量的函数，使用“MPA”和“达勒姆”半解析模型，实现千年运行模拟。两种模型的结果相似。我们发现，在现今质量小于~10^{12} Msun/h的晕中，大约45%的恒星质量已经在z~1处就位。对于更大质量的晕，这一比例增加到约65%。恒星形成效率的峰值从z~1到z~0向低质量晕移动。低质量晕中恒星质量的增长主要来自于恒星形成，而高质量晕中恒星质量的增长主要来自于恒星合并。这些趋势清楚地表明“光环缩小”。我们将我们的发现与Zheng，Coil和Zehavi（2007）开发的现象学方法的结果进行比较。理论预测与这些结果定性一致，但有很大的差异。其中最重要的一个是关于z~1处已经存在于祖星系中的恒星数量，这在两个半解析模型中大约是两倍。我们还使用半解析星表来测试不同的假设，在这项工作中，并说明了平滑吸积的暗物质时，估计合并的贡献的重要性。我们表明，从星系晕连接研究星系演化的方法是强大的约束理论模型，可以指导未来的努力模拟星系演化。相反，半解析模型在改进这些方法方面发挥着重要作用。
2011-04-03 astro-ph.CO
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
Formation times, mass growth histories and concentrations of dark matter haloes
我们发展了一个简单的模型来估计暗物质晕的质量增长历史。该模型基于对形成时间分布的拟合，其中形成被定义为合并树的主要分支包含最终质量M的分数f的最早时间。我们的分析利用了这样一个事实，即作为f的函数的中值形成时间与作为时间的函数的主要祖质量分布的中值相同。再加上以前的工作表明，最终晕的浓度c与f \sim 0.04相关的形成时间tf有关，我们的方法提供了一个简单的算法，用于估计晕浓度的分布可能会依赖于质量，红移和背景宇宙学的膨胀历史。我们还表明，可以预测log10 c的精度约为0.13和0.09德克斯，如果只有它的质量，或质量和TF是已知的。相反，我们可以从质量或c预测log10 tf，精度为0.12和0.09 dex，几乎与f无关。将质量添加到基于c的估计值不会导致进一步的改进。后者的结果可能是有用的研究，试图比较年龄的恒星在中央星系的晕与时间的核心是第一次组装。
2012-01-19 astro-ph.CO
The Birth and Growth of Neutralino Haloes
我们使用扩展的Press Schechter（EPS）形式主义研究晕组装的历史，在一个标准的$Λ$ CDM宇宙学。一个大的Monte Carlo随机游走的合奏提供了{ \it整个}晕成员历史的一组代表性的暗物质粒子，我们假设是中性伴子。大多数粒子的第一代晕并不具有类似于中性伴子功率谱的自由流截止$M_{f.s.}$的质量，也不会在高红移时形成。根据EPS模型中假设的崩塌障碍物的形式，中值为$M_1 = 10^5$至$10^7M_{f.s.}$和$z_1 = 13$至8。几乎三分之一的粒子的第一代晕具有$M_1>10^9M_{f.s.}$。当红移超过20时，大多数中性伴子还不是任何晕的一部分，但仍然是弥散的。这些数字几乎不加修改地适用于中性伴子，它们是今天类似于银河系晕的一部分。在这样的光环中，有多达10%的粒子从来不是较小物体的一部分;典型的粒子经历了$\sim 5$“吸积事件”，其中光环的一部分落入更大质量的物体。可用的N体模拟同意EPS预测的“椭球”崩溃障碍，所以这些可能会提供一个可靠的扩展模拟结果，以更小的尺度。大多数中性伴子的第一代晕形成时间较晚，质量较大，这意味着它们在晕组装过程中会被高效率地破坏。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
What sets the splashback radius of dark matter haloes: accretion history or other properties?
暗物质晕的密度剖面包含了关于其生长历史和物理性质的丰富信息。一个特别有趣的区域是回溅半径$R_{\rm sp}$，它标志着在晕中轨道运行的粒子和经历第一次坠落的粒子之间的过渡。虽然$R_{\rm sp}$对最近的吸积速率的依赖性已经得到了很好的建立，并且在理论上是可以预期的，但是还不清楚$R_{\rm sp}$对吸积历史的哪些部分做出了反应，以及还有哪些其他的晕属性可能会另外影响它的位置。我们全面调查这些问题相关的动态测量的溅回半径的一个大的模拟晕与他们的个人成长的历史，以及他们的结构，动力学和环境特性。我们发现，$R_{\rm sp}$是敏感的吸积超过一个交叉的时间，但在很大程度上不敏感的先前的历史（与浓度，探测更早的时代）。所有的次级相关性都弱得多，但我们发现，在质量较小、年龄较大、椭圆形和潮汐变形较多的晕中，$R_{\rm sp}$相对较高。尽管有这些微小的影响，我们得出结论，回溅半径是一个干净的指标晕的增长在过去的动力学时间。我们预测，星等差距应该是一个有前途的观测指标晕的吸积率和回溅半径。
2022-10-25 astro-ph.CO
Formation and mass growth of axion stars in axion miniclusters
我们研究的形成和随后的质量增长的轴子星内的轴子微集群。数值求解薛定谔-泊松方程与现实的初始条件，我们发现，轴子星表现出类似的性质，在超轻玻色暗物质晕的径向密度分布和大振幅振荡的孤子核心。两颗轴子星的合并证实了先前发现的合并轴子星质量的经验定律。随着时间的推移监测轴子星质量，我们观察到质量增长与Levkov等人报告的动力学机制中玻色星的质量增长一致，证实了轴子星的质量演化可以用波凝聚来理解。基于这一结果，我们预测的饱和度的质量增长与微集群质量一致的核心晕质量关系先前发现的超轻玻色子暗物质晕。
2019-09-24 astro-ph.CO
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A predictive model of BEC dark matter halos with a solitonic core and an isothermal atmosphere
本文基于广义Gross-Pitaevskii-Poisson方程[P. H.沙瓦尼斯Phys. J. Plus 132，248（2017）]。这个方程提供了一个启发式的粗粒度参数化的普通Gross-Pitaevskii-Poisson方程占暴力松弛和重力冷却。它涉及到一个三次非线性，考虑到玻色子的自相互作用，与有效温度相关的对数非线性，和耗散源。它导致了具有核晕结构的超流暗物质晕。量子势或玻色子的自相互作用产生了一个孤子核，解决了冷暗物质模型的尖点问题。对数非线性产生了一个等温的大气占平坦的旋转曲线的星系。耗散确保系统向平衡构型松弛。在托马斯-费米近似中，暗物质晕等效于具有状态方程$P=2πa_s\hbar^2ρ^2/m^3+ρk_B T/m$的正压气体，其中$a_s$是玻色子的散射长度，$m$是它们的个体质量。我们数值求解流体静力平衡方程，并确定相应的密度分布和旋转曲线。我们的模型没有自由参数，所以它是完全预测的。将这个模型扩展到非相互作用玻色子和费米子将在即将发表的论文中介绍。
2018-10-21 astro-ph.CO gr-qc
How important is the dark matter halo for black hole growth?
在这篇文章中，我们研究了星系核中心黑洞的性质是否与它们的宿主暗物质晕相关。我们分析了整个样本的星系，其中黑洞质量，速度色散，西格玛，和渐近圆速度，Vc，都被测量。我们适合M-西格玛和M-Vc的幂律，并发现，在这两种关系的散射和斜率是相似的。这种独立于模型的分析表明，尽管黑洞质量不是由暗物质晕质量唯一决定的，但当将当前样本作为一个整体考虑时，M-Vc相关性可能与M-sigma一样强（或一样弱）。虽然数据是稀疏的，似乎有更多的分散在相关性的西格玛和Vc在低质量端。考虑到我们目前对星系和黑洞组合的理解，这并不意外。事实上，有几个令人信服的原因可以解释这一点：（i）SMBH的形成可能在具有大角动量含量的低质量星系中效率较低;（ii）SMBH的增长在没有经历重大合并的低质量盘星系中效率较低;（iii）动力学效应，如引力反冲，优先增加低质量端的散射。因此，最近的观测声称没有中央SMBH在无凸起，低质量的星系，或偏离的相关性定义的大质量黑洞在今天的大星系，事实上，预测当前的黑洞增长模型。我们展示了这是如何产生的暗物质晕和中央黑洞在最早的时代之间的耦合的直接后果。
2011-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Halo and Galaxy Formation Histories Correlated?
暗物质晕的性质，包括质量增长，与固定质量的大尺度环境相关，这种效应称为组装偏差。然而，这种环境依赖性是否表现在星系的性质上仍不清楚。我们应用一个组发现算法的SDSS的DR 7估计每个星系的晕质量和分解成那些存在于不同的晕中心和那些轨道内的卫星较大的晕星系。用4000埃的破裂作为恒星形成历史的量度，我们研究了星系的猝灭分数f_q和大尺度环境ρ之间的相关性。在所有的星系星等上，f_q与ρ之间存在正的单调关系。我们使用组目录分解成中央和卫星星系的贡献作为晕质量的函数，这种相关性。由于卫星星系比中心星系更容易发生猝灭，所以观测到的f_q-rho关联主要是由于晕质量函数随环境的变化，导致了大部分卫星星系处于高rho。对于低质量的中心星系（Mgal <~ 10^10.0 Msol/h^2），f_q与rho之间没有相关性。这些结果是不一致的强大的组装偏见的暗物质晕在这个质量制度，如果最近的星系增长与最近的晕增长，我们通过高分辨率N体模拟证明。我们还发现，淬火中心星系的平均恒星年龄是独立的rho在固定的Mgal，而低质量晕的形成时间变化显着。我们的结论是，停止低质量的中央星系的恒星形成的过程是不相关的形成历史的主机晕，和老星系不居住在老晕优先。（节录）
2011-07-25 astro-ph.CO
Halo-driven Origin and Evolution of Overmassive Black Holes and Little Red Dots
Indian Institute of Technology (IIT) Bhilai（印度理工学院比莱分校）
本文提出一个理论模型，解释了超大质量黑洞和可能的小红点在晕驱动的短暂阶段形成，并通过热压力介质抑制其生长，从而趋向局部黑洞质量-恒星质量关系。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
BEC vortices as an observational signature of ultra-light bosonic dark matter
研究通过数值解GPP方程，展示ULDM晕中涡流的形成，并探讨其引力透镜效应作为BEC-ULDM的观测特征。
2025-12-03 astro-ph.CO
Vortices in Bose-Einstein Condensate Dark Matter
如果星系晕中的暗物质是由形成玻色-爱因斯坦凝聚体的玻色子组成的，那么星系晕的旋转很可能会导致涡旋的成核。在回顾了Gross-Pitaevskii方程、Fermi近似和一般的涡旋之后，我们详细地考虑了涡旋。我们发现强边界的玻色子质量，相互作用强度，形状和数量的漩涡中的晕，临界旋转速度的成核的漩涡，并在一个单一的，轴对称的漩涡的质量密度的精确解，在Crachas-Fermi制度。
2010-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
ZENS IV. Similar Morphological Changes associated with Mass- and Environment-Quenching, and the Relative importance of Bulge Growth versus the Fading of Disks
我们使用ZENS数据在低红移的淬火卫星分数和这些淬火卫星的形态混合的依赖性，对三个不同的环境参数：组晕质量，晕中心距离和大尺度结构过密度。淬火卫星的比例是独立的晕质量和周围的大规模的超密度，但增加对晕的中心，如前所述found. The形态的混合，但是，与径向位置不变，表明众所周知的形态密度关系的结果从淬火星系对晕中心的比例增加。形态结果的恒定性表明，质量淬火和卫星淬火对星系的形态有相同的影响。猝灭卫星的B/T比恒星形成卫星大，半光半径比恒星形成卫星小。这主要是由于磁盘的差异。猝灭卫星中的凸起具有非常相似的光度和表面亮度轮廓，与猝灭相关的凸起的任何质量增长都不会大大改变这些量。与恒星形成卫星相比，淬火盘更暗，尺度长度更小。这可以通过磁盘的差异衰落或如果磁盘在过去通常较小来解释，这两者都是在磁盘的由内而外增长中预期的。至少在低红移的情况下，大质量猝灭卫星的结构是由猝灭发生之前的过程产生的。与半解析模型的比较表明，群晕猝灭其盘状卫星的效率降低，并且存在增加低质量猝灭卫星B/T的机制。[删节]
2014-02-05 astro-ph.CO
Influence of the large-scale structure velocity field on halo mass assembly within cosmic filaments
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本研究利用IllustrisTNG模拟和1-DREAM框架，发现宇宙纤维内速度场的散度和涡度与暗物质晕质量及组装历史密切相关，动力学平静区域偏好大质量晕且组装更晚，为晕增长提供密度之外的补充描述。
2026-09-15 astro-ph.CO
A Differentiable Model of the Assembly of Individual and Populations of Dark Matter Halos
我们提出了一个新的经验模型的质量组装的暗物质晕。我们近似的增长作为一个简单的幂律函数的时间，幂律指数平滑地减少晕过渡从快速吸积制度在早期，缓慢吸积制度在晚期。使用从高分辨率宇宙学模拟中获得的大量晕合并树样本，我们证明了我们的3参数模型Diffmah可以近似晕生长，对于所有现今质量大于10^11 Msun的晕，包括仅重力模拟中的子晕和宿主晕，以及TNG流体动力学模拟中的子晕和宿主晕，t > 1 Gyr的典型精度为0.1 dex。此外，我们提出了一个新的模型的组装晕人口，DiffmahPop，它不仅再现平均质量增长随着时间的推移，但也忠实地捕捉多样性与晕组装其质量。我们的python实现基于autodiff库JAX，因此我们的模型自洽地捕获了整个宇宙时间内晕质量吸积率的均值和方差。我们表明，晕组装和大规模的密度场之间的连接，被称为晕组装偏差，准确地捕获Diffmah，和我们的近似晕组装历史的残差表现出可以忽略不计的剩余相关性与密度场。我们公开的源代码可用于生成宇宙学代表晕历史的蒙特卡罗实现;我们的可微实现有助于将我们的模型纳入现有的分析晕模型框架。
2022-03-10 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
A general explanation on the correlation of dark matter halo spin with the large scale environment
模拟和观测都发现，晕/星系的自旋与大尺度环境有关，特别是在暗条中晕的自旋翻转。至今仍缺乏一个在不同环境中晕旋演化的一致性图像。通过N体模拟，我们发现晕自旋随其环境从片到团不断演化，并且在丝和节点中都发生了晕自旋的翻转。对于暗条的翻转，可以用晕的形成时间和环境从片层到暗条的迁移时间来解释。对于低质量晕，它们先形成片层，然后迁移成丝，因此它们在丝内的质量和自旋增长都较低，并且初始自旋仍然平行于丝。对于大质量晕，它们首先迁移到暗条中，并且它们的质量和自旋增长大部分在暗条中获得，因此所产生的自旋垂直于暗条。我们的结果很好地解释了冷暗物质模型中宇宙网的整体演化，并且可以用高红移数据进行检验。这种情况也可以用暗物质的替代模型来测试，例如暖/热暗物质，其中结构形成将以不同的方式进行。
2017-03-14 astro-ph.CO
A 2.5% measurement of the growth rate from small-scale redshift space clustering of SDSS-III CMASS galaxies
我们进行了第一次拟合SDSS-III CMASS DR 10星系的各向异性聚类的尺度为~ 0.8 - 32 Mpc/h。在最佳拟合的普朗克LCDM宇宙学附近评估的标准晕占据分布模型与观测到的各向异性聚集具有良好的拟合性，并且意味着M ~ 2 x 10^13 Msun/h晕的特殊速度场的归一化为f* sigma 8（z=0.57）= 0.450 +/- 0.011。由于这一约束包括准线性和非线性尺度，它应该严格限制修改后的重力模型，提高成对的这些尺度上的下落速度。虽然依赖于模型，但我们的测量比大尺度上的DR 11分析精度提高了2.5倍，f* sigma 8（z=0.57）= 0.447 +/- 0.028，是迄今为止对宇宙结构增长率最严格的单一约束。我们的测量结果与普朗克LCDM预测的0.480 +/- 0.010在~1.9西格玛水平是一致的。假设晕质量函数在最佳拟合普朗克宇宙学下进行评估，我们还发现10%的CMASS星系是质量为M ~ 6 x 10^13 Msun/h的晕中的卫星星系。虽然我们的测试和模型的推广表明，由于不够详细的星系晕连接模型的系统误差，这些第一个结果的精度，值得进一步研究模型的不确定性和退化与宇宙学参数。
2014-07-17 astro-ph.CO
Sound Mode and Scale-Dependent Growth in Two-Fluid Dynamical Dark Energy
Physics department, Technion（海法理工学院物理系）
研究利用双流体模型探讨动力学暗能量对宇宙结构增长的影响，通过分析功率谱和双谱检测暗能量声模引起的尺度依赖性，给出不同声速下的探测情况及对晕引力拖曳力和增长率测量的影响。
2026-07-08 astro-ph.CO
Non-universality of the mass function: dependence on the growth rate and power spectrum shape
暗物质晕的丰度是研究宇宙结构生长和膨胀历史的重要手段之一。对于这个量的理论预测通常假设，当以某种形式表示时，它只取决于线性密度场的质量方差。然而，宇宙学模拟显示，这一假设被打破，导致10-20%的系统效应。在本文中，我们采用了一套专门设计的模拟进一步研究这个问题。具体来说，我们进行宇宙学N体模拟，我们系统地改变生长历史在一个固定的线性密度场，或改变功率谱形状在一个固定的生长历史。我们表明，晕质量函数一般依赖于这些数量，从而显示出一个明确的信号的非普遍性。这种效应的大部分可以追溯到同样的线性波动根据其组装历史的细节以不同的方式增长到非线性状态。利用这些结果，我们提出了一个参数化的线性增长率和功率谱形状的显式依赖。使用一个独立的模拟套件，我们表明，这个拟合函数准确地捕捉质量函数的晕宇宙跨越一个巨大的参数空间，包括大规模的中微子和动态暗能量。最后，我们利用这个工具来提高所谓的宇宙学重新标度方法的准确性，并表明它们可以在当前可行的宇宙学的整个范围内为晕质量函数提供2%的准确预测。
2021-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Mergers Enhance the Growth of Massive Black Hole Seeds
本研究通过模拟四种晕塌缩情景，发现晕合并（特别是飞掠碰撞）能增强中心气体密度，使黑洞种子吸积速率提高，最终质量可达孤立晕情况的2-3倍，对早期超大质量黑洞形成至关重要。
2024-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Growth of Red Sequence Galaxies in a Cosmological Hydrodynamic Simulation
我们研究宇宙的红色序列的宇宙增长在宇宙流体动力学模拟，其中包括一个启发式的处方淬火恒星形成，产生一个现实的被动星系人口的今天。在这个处方中，由热气体主导的晕被持续加热，以防止它们的日冕为新恒星的形成提供燃料。热日冕主要形成于\sim 10^12 M \odot以上的晕中，因此恒星质量为\sim 10^10.5 M \odot的星系最先熄灭，并在z > 2时移动到红色序列上。红色序列中同时存在着大量缺乏新燃料的大晕中的低质量卫星星系，导致\sim 10 ^10 M \odot附近的被动星系数密度下降。即使在加入红色序列之后，星系的恒星质量仍在继续增长，主要是通过典型质量比为\sim 1：5的微小合并。对于最大质量的系统，合并质量比的分布所暗示的尺寸增长通常是\sim 2 \times，相应的质量增长，与观测结果一致。这个模型再现了局部宇宙中的质量密度和颜色密度趋势，基本上没有演化到z = 1，暗示这样的关系可能被z \sim 2冲掉。模拟星系在高质量或高局部超密度时越来越有可能是红色的。在我们的模型中，周围热气体的存在推动了质量和环境的趋势。
2012-08-20 astro-ph.CO
Modelling supermassive black hole growth: towards an improved sub-grid prescription
在星系形成的模拟中，超大质量黑洞的吸积过程经常采用Bondi-Hoyle模型。在这里，我们研究这种方法的有效性分析和数值。我们认为，字符的流动，其中一个评估的气体性质是不可能满足简单的邦迪-霍伊尔模型。只有在特定的情况下，热维里化的气体与零角动量和可忽略的辐射冷却是邦迪-霍伊尔解决方案有关。在另一个极端中，由于有效的冷却和周围晕的主导重力，气体在评估半径处处于自由落体状态，邦迪-霍伊尔形式主义在任何一个方向上都可能是错误的。这可能会在宇宙学模拟中对晕质量施加人为的趋势，因为不同的晕质量会有不同的因素。我们提出了一个表达式的次网格吸积率之间的自由落体制度和邦迪-霍伊尔制度，因此考虑到的贡献晕的气体动力学。
2012-02-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
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
Characterizing dark interactions with the halo mass accretion history and structural properties
研究了耦合暗能量宇宙学中晕质量吸积历史及其与内部结构性质的关系。为了准确预测暗相互作用引起的所有非线性效应，我们使用耦合暗能量宇宙学模拟（CoDECS）。我们测量在z=0的晕浓度和每个晕的质量分辨率阈值以上的子结构的数量。通过追溯晕合并的历史树，根据主晕的质量，我们建立了一个MAH模型，该模型精确地再现了ΛCDM宇宙中晕的M_{200}增长，并比较了不同宇宙学情景下的MAH。对于弱常数耦合的cDE模型，我们的MAH模型可以通过适当地重新标度z=0，σ_8处的线性物质功率谱来重现模拟结果，精度在10%以内。然而，这不是更复杂的情况下，如“弹跳”的cDE模型，数值分析表明，在高红移晕的快速增长，不能简单地重新调整σ_8的值再现。此外，在固定的σ_8值，冷暗物质（CDM）晕在这些cDE方案往往是更集中，并有更多的子结构相对于ΛCDM预测。最后，我们提出了一个准确的模型，涉及晕浓度的时间，它组装一半或4%的质量。结合我们的MAH模型，我们展示了在一个ΛCDM宇宙中，在固定的晕质量下，晕浓度是如何变化的。
2013-07-16 astro-ph.CO
Physical evolution of dark matter halo around the depletion boundary
本文通过宇宙学模拟研究暗物质晕在耗尽边界周围的演化，发现内部耗尽半径与维里半径之比约为常数2，所包围密度之比约为0.18，并将边界演化分为三个阶段，同时将传统慢快吸积二分法重新解释为加速与减速耗尽阶段。
2023-06-19 astro-ph.CO
Origin of strong magnetic fields in Milky-Way like galactic haloes
本文提出了一个预测星系晕内磁场强度增长率、绝对增长时间和饱和值的解析模型。分析结果进行了比较，银河晕形成的银河路一样的N体/ \textsc{Spmhd}代码\textsc{Gadget}的宇宙学MHD模拟。晕的质量为$\approx{}3\cdot{}10^{12}$ $M_{\odot}$，维里半径为$\approx{}$ 270 kpc。$Λ$ CDM宇宙学的模拟还包括辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和非理想MHD的描述。一个原始的磁性种子场，强度从$10^{-10}$到$10^{-34}$ G，与细丝和原晕内的气体一起聚集。在那里，它在数亿年内被放大，直到与相应的湍流能量均分。湍流小尺度发电机作用使磁场强度增大。湍流是由引力坍缩和超新星反馈产生的。随后，一系列的晕合并导致冲击波和放大过程，在几十亿年内磁化周围的气体。起初，磁能在小尺度上增长，然后自组织到更大的尺度。磁场强度$\approx{}10^{-6}$ G在晕的中心达到，并在IGM中下降到$\approx{}10^{-9}$ G。通过对饱和度和增长率的分析，该模型能够很好地描述磁放大过程，并证实了模拟结果。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early Supermassive Black Holes and Little Red Dots Require Free-Fall Growth
Department of Astronomy, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Weinberg Institute for Theoretical Physics, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校温伯格理论物理研究所）
该研究针对JWST观测到的早期超大质量黑洞与小红点的快速增长问题，提出冷模式吸积是必要条件，可自然解释二者的质量与数密度，完善了早期宇宙结构形成理论。
2026-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scale-dependent halo bias and the squeezed limit bispectrum in the presence of radiation
我们研究了大尺度辐射扰动对小尺度结构形成的引力效应。除了使物质扰动的增长依赖于尺度之外，辐射的自由流动也影响小尺度和大尺度结构形成之间的耦合。我们研究这一点，使用分离宇宙N体模拟计算（各向同性）压缩极限物质双谱和线性晕偏差。我们的研究结果表明，在长波长的物质微扰的增长，由辐射引起的尺度依赖性，转化为这些数量获得一个非平凡的尺度依赖在$k\lesssim 0.05$ Mpc $^{-1}$。在宇宙微波背景光子和三种无质量中微子组成的辐射宇宙中，在高$k$下，$b = 2$晕的偏置将分别在$k = 0.05$ Mpc $^{-1}$和$z=0,\ 1$和$3$下的$k = 0.0005$ Mpc $^{-1}$之间减少$0.29\%,\ 0.45\%$和$0.8\%$。对于具有$b\gg1$的对象，这些差异分别接近$0.43\%,\ 0.68\%$和$1.2\%$。
2020-12-08 astro-ph.CO
The Universal Specific Merger Rate of Dark Matter Halos
我们采用一组高分辨率的N体模拟来研究暗物质晕的合并速率。我们定义了一个特定的合并率归一化的平均数合并每晕的对数质量增长变化的主机在吸积的时间。基于模拟结果，我们发现，这个特定的合并率，$\mathrm{d}N_{\mathrm{merge}}(ξ|M,z)/\mathrm{d}ξ/\mathrm{d}\log M(z)$，有一个通用的形式，这只是一个功能的合并晕对的质量比，$ξ$，并不依赖于主机晕质量，$M$，或红移，$z$，在很宽的范围内的质量（$10^{12}\lesssim M \lesssim10^{14}\,M_\odot/h$）和合并比（$ξ\ge 1e-2$）。我们进一步对不同的$Ω_m$和$σ_8$进行了仿真测试，得到了相同的特定合并率。比合并率的普适性表明，宇宙中的晕是自相似地建立起来的，具有普遍的质量贡献组成和与晕质量增长成比例增长的绝对合并率。结果表明，绝对并合率仅通过晕质量变量与红移和宇宙学联系起来，而晕质量变量的演化可以从\cite{2009ApJ...707..354Z}的普遍质量吸积历史（MAH）模型中得到.最后，我们表明，这个普遍的具体合并率立即预测一个普遍的未发展的subhalo质量函数，是独立的红移，MAH或最终的晕质量，反之亦然。
2022-03-03 astro-ph.CO
Secular Damping of Stellar Bars in Spinning Dark Matter Halos
我们证明了旋转的暗物质晕中的恒星棒的生长在演化的长期阶段受到严重抑制，使用孤立星系的数值模拟。在一组有代表性的模型中，我们表明，宇宙学自旋参数λ> 0.03的值，酒吧增长（在强度和大小）变得越来越淬火。此外，条形图案速度的减慢随着“λ”的增加而大大减弱，直到它完全停止。钢筋的终端结构也会受到影响，包括其方形/花生状凸起的范围和形状。这种效应的本质在于由棒促进的盘和晕之间的修改的角动量交换。我们第一次证明了暗物质晕可以发射而不是纯粹吸收角动量。虽然我们没有发现晕整体上有辐射，但是从盘到晕的角动量的净转移显著减少或完全消除。这种范式的转变意味着，必须修正已被接受的观点，即圆盘是角动量的来源，而晕是角动量的汇。根据λ的对数正态分布，λ> 0.03的晕预计会形成相当大的部分。因此，长期酒吧演化的依赖晕自旋，意味着深刻的推论星系盘的宇宙学演化。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scalar-Assisted Growth of Supermassive Black Holes: Boson-Mass Windows and Observational Constraints
Instituto de Ciencias Nucleares, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学核科学研究所）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）
本研究提出含重子储库与玻色子标量云的黑洞增长宇宙学模型，发现标量辅助吸积的高效质量窗口随黑洞质量变化，且早期增长最优玻色子质量与观测约束的分离，为不同玻色子质量的互补作用留有余地。
2026-10-15 astro-ph.CO gr-qc
Bosonic dark matter halos: excited states and relaxation in the potential of the ground state
质量为$\sim 10^{-22}\ {\rm eV}$的超轻轴子场，也被称为波或模糊暗物质，被认为是宇宙中暗物质的组成部分。我们研究了演化的轴子暗物质分布在中央区域的晕，假设质量是由这个轴子场为主，重力是唯一重要的相互作用。我们计算了由自引力基态产生的球引力势中的轴子激发态，也称为孤子。这些激发态类似于具有量子数$(n,l,m)$的氢原子的状态，这里表示经典波的振荡模式。在固定的$n$下，具有最高$l$的模式具有最低的能量，这是因为扩展的质量分布产生了势。我们使用近似的解析处理，以获得在这些状态下的质量分布时，达到稳态的动力学弛豫，并发现一个日冕的质量密度分布$ρ\propto r^{-5/3}$应建立在中央孤子，类似于Bahcall-Wolf尖点预测的恒星分布在中央黑洞周围。随着动力学弛豫的进行和负轨道能量的流出，中心孤子从日冕中吸积暗物质。这种密度分布在日冕质量与中心孤子质量相当的半径范围内仍然有效;此外，引力势取决于暗物质的初始分布，弛豫时间随半径迅速增加。
2018-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
