Modeling the Anisotropic Tidal Effect on the Spin-Spin Correlations of Low-Mass Galactic Halos
晕自旋-自旋关联函数$η(r)$测量相邻晕之间自旋方向的排列强度随分离距离$r$变化的速度。以前的模型的基础上的潮汐扭矩理论表示的晕自旋自旋关联函数的线性密度两点关联函数，$η(r)\propto ξ^{n}(r)$，预测$n=2$在线性制度和$n=1$在非线性制度的权力。使用高分辨率的N体模拟，我们表明，晕自旋自旋关联函数实际上下降得更快，$r$比以前的模型的预测，发现$η(r)$是统计上显着的，即使在$r\ge 10\,h^{-1}$兆秒差距的矮星系尺度。我们认为各向异性潮汐效应是导致以前模型失效的原因，并提出了一个新的晕自旋-自旋关联函数的计算公式，该公式用$ξ(r)$的积分表示.结果表明，新公式在宽的质量范围内（$0.05\le M/(10^{11}\,h^{-1}\,M_{\odot})\le 50$）与数值计算结果吻合得很好，很好地描述了$η(r)$的大尺度尾部。我们讨论了一种可能性，使用大规模的自旋-自旋相关的矮星系晕作为一个补充探测暗物质。
2019-08-09 astro-ph.CO
Early evolution of spin direction in dark matter halos and the effect of the surrounding large-scale tidal field
针对线性潮汐力矩理论无法解释暗物质原初晕角动量早期重定向的问题，本文引入各向异性缩放因子修正TTT方程，利用大尺度潮汐场描述角动量方向随时间的演化，显著提升了坍缩前后的方向预测。
2024-04-05 astro-ph.CO
Evidence for Quadratic Tidal Tensor Bias from the Halo Bispectrum
星系形式的发光物质的聚集特性与潜在的暗物质分布之间的关系对于解释正在进行和即将进行的星系调查具有根本的重要性。所谓的局部偏置模型，其中星系密度是一个函数的本地物质密度，经常被讨论作为一种手段来推断的物质功率谱或关联函数从测量的星系相关。然而，引力演化在潮汐张量中产生了一个二次项，因此在密度场中是非局部的，即使这个项在初始条件（拉格朗日空间）中不存在。由于该项是二次项，因此它作为功率谱的环路校正做出贡献，因此标准线性偏置图像仍然适用于大尺度，然而，它在双谱的前阶处做出贡献，对于双谱，它在所有尺度上都是重要的。如果晕的形成受潮汐场的影响，那么在拉格朗日空间中也可能存在这样一个项。在数值模拟中，我们从物质-物质-晕双谱中测量了相应的耦合强度，并找到了潮汐张量项的非零系数。我们发现没有尺度依赖的偏置参数k=0.1 h/Mpc和潮汐效应增加晕质量。虽然拉格朗日偏置图片是一个更好的描述我们的结果比欧拉偏置图片，我们的结果表明，可能有一个潮汐张量偏置已经在初始条件。我们还发现，二次密度项的系数偏离相当强烈的理论预测的基础上的球形崩溃模型和一个普遍的质量函数。二次密度和潮汐张量偏置项都必须包括在当前和未来调查的星系聚类建模中，如果要实现这些数据集的高精度宇宙学承诺。
2012-01-23 astro-ph.CO
Understanding the "Feeble Giant" Crater II with tidally stretched Wave Dark Matter
异常大的“矮”星系火山口II，其速度色散小，$\simeq 3$ km/s，违背了低质量星系应该小而密集的期望。我们结合了最新的恒星和速度色散剖面，发现陨石坑II有一个半径为$\simeq 0.71^{+0.09}_{-0.08}$ kpc的突出的黑暗核心，被低密度晕包围，核心和晕之间有一个可见的过渡。我们发现，这种配置文件相匹配的独特的核心晕配置文件预测的“波暗物质“作为玻色-爱因斯坦凝聚体，$ψ$ DM，其中的基态孤子核心是由一个纤细的干扰波晕包围，与一个显着的密度过渡预测之间的核心和晕。在大多数矮球状星系（dSph）中也可以看到类似的核晕结构，但具有较小的核（$\simeq 0.25$ kpc）和较高的速度色散（$\simeq 9$ km/s），我们认为火山口II可能是一个典型的dSph，由于潮汐剥离而失去了大部分晕质量，因此其速度色散降低了3倍，孤立子宽了3倍，遵循不确定原理所要求的逆标度。这个在$ψ$ DM背景下的环形山II的潮汐解，得到了盖亚建立的$\simeq 20$ kpc的小近心点的支持，这意味着银河系对环形山II的潮汐剥离是预期的。
2022-07-01 astro-ph.CO
Deviations from tidal torque theory: environment dependences on halo angular momentum growth
潮汐力矩理论（TTT）将角动量的起源和演化与暗物质（DM）晕形成的环境联系起来。由后期非线性引入的偏差通常被认为是模型中的噪声。在这项工作中，我们分析了宇宙学模拟寻找这些偏差的系统学，发现DM晕的分类根据其角动量增长的结果在不同的内部对齐，自旋参数分布和组装历史的样品。基于这种分类，我们得到，低质量的晕是嵌入在密集的环境中，如果他们已经获得的角动量低于TTT的预期（L晕），而在高质量的增强集群通常与较高的角动量增长（W晕）。此外，我们发现，低质量的信号有一个弱的方向依赖性，而高质量的信号是完全由于垂直于角动量的结构。最后，我们研究了晕周围的物质分布的各向异性作为其质量的函数。我们发现W（L）晕的角动量方向在统计上保持垂直（平行）周围的结构在整个质量范围$11<\mathrm{log}(M/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot})<14$，而TTT后的晕显示出“自旋翻转”的质量与以前报道的值（$\sim 5 \times 10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$）一致。因此，无论偏离样品的自旋翻转质量是高度移位还是直接未定义，我们的结果都表明这与晕的角动量增长显著相关。
2019-03-13 astro-ph.CO
Self-Similar Spherical Collapse with Tidal Torque
N体模拟已经揭示了大量关于暗物质晕的信息，然而他们的结果在很大程度上是经验的。使用分析手段，我们试图揭示模拟结果概括的自相似二次降雨模型，包括潮汐扭矩。在这两篇论文中的第一篇中，我们描述了我们的晕形成模型，并将我们的结果与N体模拟启发的经验质量分布进行了比较。每个光环由四个参数决定。一个参数设定质量尺度，其他三个参数定义质量壳层内的粒子在整个演化过程中如何被扭转。我们选择的扭矩参数的潮汐扭矩理论和N体模拟和解析计算的结构晕在不同的径向制度。我们发现，角动量起着重要的作用，在确定小半径的密度分布。对于宇宙学初始条件，小尺度上的密度分布由粒子角动量的时间变化率以及晕质量决定。然而，在中间尺度上，$ρ\propto r^{-2}$，而$ρ\propto r^{-3}$接近维里半径。
2010-12-01 astro-ph.CO
The Tidal Torque Theory Revisited: II. Rotational Halo Properties
本文通过分析潮汐力矩理论中暗物质晕的旋转属性，推导了晕的角动量分布及自转特性，解释了模拟中晕的旋转行为。
2025-11-27 astro-ph.CO
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
Cosmic tidal reconstruction
长波潮汐场与小尺度密度涨落的引力耦合导致局部测量的小尺度物质关联函数的各向异性畸变。由于局部关联函数是统计各向同性的，在没有这样的潮汐相互作用，潮汐畸变可以用来重建类似于宇宙微波背景透镜重建的长波潮汐场和大尺度密度场。在本文中，我们提出了宇宙潮汐重建的理论框架，并在数值模拟中验证重建。我们发现，在大尺度$(k\lesssim0.1\ h/\mathrm{Mpc})$上，使用滤波器尺度$\sim1.25\ \mathrm{Mpc}/h$，可以很好地重建大尺度上的密度场，并且重建的密度场与原始密度场之间的互相关系数大于0.9。这在21cm强度测绘勘测中是有用的，其中长波长径向模式由于前景减法过程而丢失。
2017-12-22 astro-ph.CO
Lagrangian Statistics of Dark Halos in a LCDM Cosmology
给出了拉格朗日空间中暗物质晕的新的统计性质。通过对一系列N体模拟中形成束缚晕的暗物质粒子的追踪，定量测量了束缚晕惯性张量与局域潮汐张量的相关性，并研究了相关强度与束缚晕球度、局域密度和滤波尺度的关系.结果表明，大多数的原晕表现出强相关的两个张量提供的潮汐场是平滑的原晕的质量尺度。相关强度被发现增加原晕的球度增加，原晕的质量增加，并作为本地密度变得接近临界值，delta_{ec}。研究还发现，在欧拉空间中，两个张量之间的相关性非常弱的特殊原晕往往会获得更高的比角动量，这与线性潮汐力矩理论是一致的。根据我们的研究结果，这是有趣的推测，低表面亮度星系在目前的时代对应于特殊的原晕具有极端的低球度的惯性张量与本地潮汐张量弱相关的假设。
2009-10-25 astro-ph.CO
Spin Alignment of Dark Matter Halos: Mad Halos
本文提出潮汐锁定理论以解释暗物质晕非线性阶段的角动量演化，并利用 IllustrisTNG 模拟验证高速晕自旋与速度的排列，同时指出潮汐力矩理论在高红移有效而在 z=0 失效。
2021-09-21 astro-ph.CO gr-qc
Dynamical Tidal Locking Theory: A new source of the Spin of Dark Matter Halos
我们重新讨论的问题是什么机制是负责自旋晕的暗物质。这个问题的答案是非常重要的建模星系的内在排列，这可能会污染当前和未来的透镜数据。特别是，我们表明，当暗物质晕通过几乎彼此在稠密的环境-即晕组件-他们摆动和旋转通过施加相互的潮汐力矩。我们发现，这有一个显着的贡献，自旋的暗物质晕可比的所谓的潮汐扭矩理论（TTT）计算。我们使用最先进的模拟的结果的Illutris检查这个理论的预测对模拟数据。
2020-07-26 astro-ph.CO gr-qc
Cosmic web alignments with the shape, angular momentum and peculiar velocities of dark matter haloes
我们研究的暗物质晕与宇宙网的潮汐和速度剪切场的特点。我们专注于他们的形状，角动量和奇特的速度对齐。我们使用的宇宙学N体模拟，允许研究暗物质晕跨越近五个数量级的质量（$10^{9}$ - $10^{14}$）$h^{-1}$ $M_{\odot}$和空间尺度的$(0.5$ - $1.0)$ $h^{-1}$ Mpc定义的宇宙网络。我们发现，晕的形状提出了最强的对齐沿最小的潮汐特征向量，例如，沿细丝和墙壁，随着晕质量的增加，信号变得更强。在速度切变场的情况下，只有大质量的晕$>10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的形状倾向于沿着最大的潮汐本征向量排列，也就是说，垂直于细丝和壁。对于角动量，我们发现只有在潮汐和速度剪切腹板中的质量比$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$大的晕才有对准信号，其中偏好是平行于中间本征向量，垂直于细丝和平行于墙壁。最后，奇特的速度显示出强烈的对齐沿最小的潮汐特征向量的所有晕质量;晕沿细丝和墙壁。在速度切变中，存在着同样的排列，但较弱，而且只存在于质量小于$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的晕中。我们的研究结果清楚地表明，我们用来定义宇宙网的两种不同算法描述了非线性坍缩的不同物理方面，应该以互补的方式来理解宇宙网对星系演化的影响。
2014-07-02 astro-ph.CO
Cosmological simulation in tides: power spectra and halo shape responses, and shape assembly bias
发展良好的分离宇宙技术使得能够精确校准任何可观测到的各向同性长波长密度波动的响应。大尺度环境也拥有潮汐模式，各向异性地扰动所有可观测量。在分离的宇宙中，无论是长潮汐和密度模式可以被一个有效的各向异性背景吸收，短模式的相互作用和演化相应地改变。我们进一步发展了潮汐模拟方法，包括适当的修正二阶拉格朗日摄动理论（2LPT），以产生模拟的初始条件。我们测量的线性潮汐响应的物质功率谱，在高红移从我们修改后的2LPT，并在低红移的潮汐模拟。我们的结果同意定性与以前的作品，但在这两种情况下表现出定量的差异。我们还测量了晕形状的线性潮汐响应，即形状偏差，并找到了它与线性晕偏差的普遍关系，给出了一个拟合公式。此外，类似于组装偏置，我们研究了形状偏置的二次依赖性，并首次发现了晕圈浓度和轴比的依赖性。我们的研究结果提供了有用的见解的内在对齐的污染或信息的来源的研究。当我们使用星系形状的内在排列作为精确的宇宙学工具时，需要正确地考虑这些影响。
2021-05-08 astro-ph.CO
Rhapsody. II. Subhalo Properties and the Impact of Tidal Stripping From a Statistical Sample of Cluster-Size Halos
我们使用高分辨率统计样本讨论了星团大小晕中的subhalo属性：Wu et al.（2012）中介绍的Rhapsody模拟。我们证明，用于选择subhalos的标准有显着的影响推断的样品的属性，包括在subhalos的数量的分散，subhalos的数量和形成时间之间的相关性，和形状的subhalos的空间分布和速度结构。我们发现，subhalos的数量，当选择使用的峰值最大圆速度在他们的历史（一个属性预计将密切相关的星系光度），是不相关的主晕的形成时间。这是在对比以前报道的相关性的研究，其中subhalos选择当前的最大圆速度，我们表明，这种差异是一个结果的潮汐剥离的subhalos。我们还发现，主晕和次晕质量分数的优势与晕浓度和形成历史强烈相关。在解释用不同标准选择的聚类样本的结果时，这些相关性是重要的。我们的样本还包括一个化石群，它是单独呈现的，并放置在样本的其余部分的背景下。
2013-03-24 astro-ph.CO
Diffuse Tidal Structures in the Halos of Virgo Ellipticals
我们使用深V波段表面测光的室女星系团中最明亮的椭圆星系的五个寻找扩散的潮汐流，壳，和羽在其外晕（r > 50千秒差距）。我们从星系图像中拟合并减去椭圆等照度线模型，以揭示各种各样的亚结构，表面亮度范围为μ V= 26-29 mag/arcsec ^[2]。M49拥有一个延伸的、交错的壳层系统，让人联想到一个卫星伴星的径向吸积，而M89的复杂系统则暗示了一个更复杂的吸积历史，涉及多个事件或一个主要的合并。M87有一组很长的流光，这可能是从室女座径向轨道上的低光度矮星剥离而来的。M86也显示出一些小的星流，显示出矮伴星的剥离，但这些星流的光度远低于M87。只有M84缺乏明显的潮汐特征。我们量化这些结构的光度特性，并讨论其起源的背景下，每个星系的环境和运动学内的室女星系团。
2010-05-06 astro-ph.CO
Recovering lost 21 cm radial modes via cosmic tidal reconstruction
21厘米的强度映射已经成为一种很有前途的技术来映射宇宙的大尺度结构，在红移$z$从1到10。不幸的是，许多关键的交叉相关与宇宙微波背景和照片$z$星系已被认为是不可能的，由于前景污染的径向模式与小波数。本文对模拟的21厘米场进行潮汐重建，成功恢复了丢失的大尺度径向模式。我们估计的互相关信号的可检测性，并发现它们可以检测到在高的意义与目前的21厘米的实验。潮汐场重建方法为探测宇宙开辟了一系列新的可能性，不仅对于21厘米测量，而且对于宇宙微波背景和光度红移观测都是极其有价值的。
2018-11-17 astro-ph.CO
Analytical halo models of cosmic tidal fields
暗物质晕的非线性宇宙网络环境在塑造它们的生长和演化中起着重要作用，并且可能也影响着其中的星系。我们开发了一个分析（晕模型）的形式主义来描述各向异性晕中心密度分布的潮汐场，其特征在于由晕中心潮汐张量$\langle T_{ij} \rangle(<R)$球平均尺度$R\sim4R_{\rm vir}$为维里半径$R_{\rm vir}$的晕。我们专注于轴对称的各向异性，这使我们能够探索简单而直观的玩具模型（子）晕配置，其中包括一些最有趣的各向异性的宇宙网络。我们建立我们的模型周围的球形Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件后，将其描述为高斯混合物，这导致几乎完全解析表达式的“潮汐各向异性”标量$α(<4R_{\rm vir})$提取的潮汐张量。我们的轴对称的例子包括（i）一个球形晕在一个圆柱形的灯丝的轴，（ii）偏心的卫星在一个球形的主机晕和（iii）轴对称晕。使用这些，我们证明了几个有趣的结果。例如，对于任何$R$，纯圆柱形暗条轴上的潮汐张量都精确地给出了$α^{\rm (fil)}(<R)=1/2$。此外，半径为$R_{\rm vir,sat}$的卫星的$α(<4R_{\rm vir,sat})$作为其宿主中心距离的函数是卫星在其宿主环境中的动态质量损失的灵敏探测器。最后，我们讨论了一些潜在的有趣的扩展和应用，我们的形式主义，可以加深我们对宇宙网络的多尺度现象…
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Spin Transition as a Probe of Dark Energy
我们提出了一个数值证据支持的要求，质量依赖的过渡晕自旋取向从中间到局部潮汐场的次要主方向，原则上可以是一个有用的暗能量模型的替代品。我们首先定义了一个自旋过渡区的质量范围的晕，$Δm_{t}$，其中的内禀自旋对准的小潮汐主方向变得一样强的中间主方向。然后，利用分别为WMAP 7 $Λ$ CDM，幻影DE和quintessence模型进行的DEUS模拟的晕样本，我们研究了三种不同的暗能量模型在$Δm_{t}$中是否以及如何不同。结果表明，三种暗能量模型的$Δm_{t}$值的差异足以区分不同的模型，并且对潮汐场平滑尺度和红移的变化具有鲁棒性.注意到一个更窄的自旋过渡区是更强大的探测暗能量，我们还表明，自旋过渡区变得更窄，在较高的红移，在大气环境中的情况下，潮汐场平滑的小尺度。我们的结果是一致的情况下，$Δm_{t}$主要是由如何快速的非线性演化的潮汐场的进展，这反过来又敏感地依赖于背景宇宙学。
2020-08-25 astro-ph.CO
Measuring the Tidal Response of Structure Formation: Anisotropic Separate Universe Simulations using TreePM
我们提出了各向异性的“分离宇宙”的模拟修改的N-体代码Gadget-4，以代表一个大规模的潮汐场通过各向异性膨胀因子。这些模拟被用来测量的线性，准线性和非线性响应的物质功率谱的空间均匀的无痕潮场波数$k = 7 h \text{Mpc}^{-1}$。与以前的工作中测量到的大规模超密度的响应一起，这完全描述了压缩极限中的非线性物质双谱。我们发现，响应幅度不接近零的小尺度上的物理坐标，而是一个恒定的值在$z=0$，$R_K\approx 0.5$为$k \geq 3 h\text{Mpc}^{-1}$的规模，我们认为我们的模拟可靠，$k \leq 7 h\text{Mpc}^{-1}$在$z=0$。这表明即使是晕的内部区域也受到大尺度潮汐场的影响。我们还直接测量了晕形状与潮汐场的对准，发现了一个清晰的信号，随着晕质量的增加而增加。
2020-11-13 astro-ph.CO
Boosting the annihilation boost: Tidal effects on dark matter subhalos and consistent luminosity modeling
在冷暗物质范例中，结构是分层形成的，这意味着大的结构包含较小的子结构。这些暗晕将增强暗物质湮灭的特征，如伽马射线。在文献中，典型的估计，这个助推因子假设场晕的浓度-质量关系，以计算subhalos的光度。然而，由于潜晕是通过潮汐剥离和动力摩擦在其宿主松散质量的重力位中吸积的，因此它们具有非常特征的密度分布，与相同质量的场晕不同。在这项工作中，我们量化的潮汐剥离的助推因子的影响，通过开发一个半分析模型，结合质量吸积的历史，主机和subhalos以及subhalo吸积率。我们发现，当subhalo光度处理一致，提高因子增加了一个因素2-5，相比，典型的计算假设场晕浓度。这适用于从次星系到星系团质量的宿主晕，并且独立于次晕质量函数或特定的浓度-质量关系。这些结果对于在河外伽马射线天空中进行间接暗物质搜索特别相关。
2015-11-03 astro-ph.CO
The Dominance of Metal-Rich Streams in Stellar Halos: A Comparison Between Substructure in M31 and Lambda-CDM Models
对仙女座星系（M31）进行的广泛的光度测量和光谱测量发现了遍布M31恒星晕的潮汐碎片特征。我们目前的恒星运动学和金属丰度领域确定的子结构，从我们正在进行的SPLASH调查的M31红巨星支星与DEIMOS摄谱仪的凯克II 10米望远镜。径向速度标准用于隔离运动学冷子结构的成员。的子结构被证明是富含金属的相对于其余的动态热恒星星族在字段中，他们被发现。我们计算的平均金属丰度和平均表面亮度的各种运动学组件在每个字段中，并表明，平均而言，较高的表面亮度功能往往是更丰富的金属比较低的表面亮度功能。通过在宇宙学背景下吸积恒星晕形成的模拟被用来说明所观察到的趋势可以解释为所观察到的矮星系质量-金属丰度关系的自然结果。一个显着的传播在金属丰度在给定的表面亮度的数据，我们表明，这是由于时间的影响，即在时间的变化，因为吸积的潮汐流的祖到主机晕。我们表明，在这个理论框架中的α-增强和潮汐流的表面亮度之间的关系是预期的，这是由不同的时间吸积的祖卫星到主机晕。因此，测量的α-富集，金属丰度，和潮汐碎片的表面亮度，可以用来重建亮度和时间的吸积到主机晕的潮汐流的祖先。
2009-08-07 astro-ph.CO
Anatomy of Cosmic Tidal Reconstruction
21厘米强度巡天旨在通过超精细发射绘制宇宙中的中性氢原子。不幸的是，长波长（低波数）的径向模式被平滑的天体物理前景严重污染，这些前景比宇宙学信号亮六个数量级。这种污染也泄漏到更高的径向和角波数模式，并形成一个前景楔。宇宙潮重建的目的是通过非线性的潮汐相互作用，从局部小尺度功率谱的各向异性特征中提取大尺度信号，而小尺度模式的丢失将影响其重建性能。本文回顾了潮汐相互作用理论和估计量的构造，并推导了重建谱的理论表达式。我们表明，重建是强大的对特殊的速度。去除低视线$k$模式，我们证明了互相关系数$r$大于0.7的大尺度（$k <0.1$ $h/$ Mpc），即使与截止值$k^c_{\|}=0.1$ $h/$ Mpc。丢弃楔形模式将产生$0.3< r < 0.5$，并完全消除对$k^c_{\|}$的依赖性。我们的理论预测与这些数值模拟一致。
2019-04-02 astro-ph.CO
Stellar-to-halo mass relation of cluster galaxies
在等级形成模型中，星系团是由较小的星系团或孤立的星系吸积而形成的。在星系团的中心，吸积星系的性质发生变化。特别是，观测和数值模拟都表明它的暗物质晕被宿主的潮汐力剥离。我们使用星系-星系弱透镜来测量卫星星系的暗物质晕的平均质量作为到宿主中心的投影距离的函数，对于不同的恒星质量箱。假设银河系中的恒星成分较少受到潮汐剥离的干扰，恒星质量可以被用来作为坠落质量的代理。我们研究恒星晕质量关系的卫星作为集群中心距离的函数来测量潮汐剥离。我们使用DES科学验证档案，CFHTLenS和CFHT条纹82（CS 82）调查的剪切目录，我们从redMapPer星团目录中选择卫星。对于位于星系团外围的星系，我们发现恒星晕质量关系与\citet{moster2013}对中心星系的理论预期吻合得很好。在星系团的中心，我们发现，这种关系被转移到较小的晕质量为一个给定的恒星质量。我们将这一发现解释为高密度环境中暗物质晕潮汐剥离的进一步证据。
2017-09-07 astro-ph.CO
Halo assembly bias and the tidal anisotropy of the local halo environment
我们研究的作用，当地的潮汐环境在确定暗物质晕的组装偏差。以前的结果表明，晕环境的各向异性（即，它是否位于灯丝或更各向同性的区域）可以在确定晕的最终质量和年龄方面发挥重要作用。我们统计隔离这种影响使用的大规模和小规模的环境之间的相关性，在$z=0$与质量之间的$10^{11.6}\lesssim (m/h^{-1}M_{\odot})\lesssim10^{14.9}$模拟晕。我们探测大规模的环境中使用一种新的晕晕线性偏差估计。对于小规模的环境中，我们确定了一个变量$α_R$，它捕获的$\textit{tidal anisotropy}$在半径$R=4R_{\textrm{200b}}$周围的晕区域，并在固定的质量与晕偏置强烈相关。用$α_R$分离晕揭示了两个不同的种群。在高度各向同性的局部环境（$α_R\lesssim0.2$）中的晕的行为与结构形成的最简单的球形平均分析模型的预期一致，显示出在$\textit{all}$质量下它们的浓度与大尺度偏差之间的$\textit{negative}$相关性。相比之下，在各向异性的，类似磁场的环境（$α_R\gtrsim0.5$）中的晕往往显示出$\textit{positive}$之间的相关性偏差和浓度在任何质量。我们的多尺度分析清楚地展示了整个光环质量的总体装配偏差趋势如何作为这些不同光环种群的平均值出现，并为构建正确结合装配偏差的分析…
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beyond LIMD bias: a measurement of the complete set of third-order halo bias parameters
我们提出了直接测量的立方偏置参数的暗物质晕晕的晕物质的三光谱。我们有效地测量此统计量的交叉相关的晕场测量在N体模拟与特定的三阶非局部变换的初始密度场在同一模拟。与最近的Abidi & Baldauf（2018）一起，这些是迄今为止首次使用四点函数测量晕偏。我们还获得了二次偏置参数的约束。对于所有涉及潮汐场$\mathcal{K}_{ij}$的个体三次参数，我们发现与拉格朗日局部物质密度分析的预测具有广泛的一致性，其中一些迹象表明正拉格朗日系数$b_{\rm td}^L$乘以$\mathcal{K}_{ij}$的时间导数。对于二次潮汐偏差（$b_{K^2}$），我们得到一个显着的负拉格朗日潮汐偏差的检测。
2018-09-10 astro-ph.CO
Cosmic tidal reconstruction in redshift space
大尺度和小尺度密度扰动之间的引力耦合导致局部小尺度物质涨落的各向异性畸变。这种局部的各向异性扭曲可以用来重建大尺度的物质分布，称为潮汐重建。本文将潮汐重建方法应用于红移空间的模拟星系。我们发现，红移空间失真导致各向异性的重建结果。虽然重建的径向模式主要由于小尺度速度色散而更具噪声，但横向模式仍然以高保真度重建，与原始大尺度密度模式良好相关。在大尺度下的重建场的偏差表现出一个简单的角度依赖性，它可以用类似于线性红移空间畸变的形式来描述。噪声功率谱在大尺度上几乎是各向同性的，并且与尺度无关。这使得重建的潮汐场成为宇宙方差抵消和多示踪剂分析的理想示踪剂，并对未来的21厘米强度制图调查具有深远的意义。
2022-12-08 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes I: Collapse thresholds and the ellipsoidal collapse model
在偏移集方法中，如果线性密度场的线性外推密度对比度在该尺度上平均超过某个临界阈值$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，则线性密度场的初始球形区域坍缩形成红移为$z_{\rm id}$的质量$M$的晕。$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的值通常是从球形或椭球形坍缩模型中计算出来的，这些模型在给定位置的潮汐场的辅助特性下提供了定义明确的预测。我们使用两个宇宙学模拟的结构增长的$Λ$冷暗物质的情况下，量化$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，它对周围的潮汐场的依赖，以及在$z_{\rm id}$崩溃形成晕的拉格朗日区域的形状。我们的研究结果表明，椭球坍缩模型提供了一个准确的描述$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的平均依赖于潮汐场的强度和晕质量。然而，对于给定的$z_{\rm id}$，$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$强烈地依赖于晕的特征形成红移：晕形成越早，其初始密度对比度越高。令人惊讶的是，大多数形成$today$的晕落在椭球体崩溃障碍之下，与模型预测相矛盾。我们追踪这种效果的起源，拉格朗日晕，这是自然产生的，由于线性潮汐场的不对称性的非球形形状。我们表明，一个修改后的崩溃模型，占原晕的三轴形状，提供了一个更准确的描述最近塌陷物体的测量最小超密度。
2014-11-06 astro-ph.CO
The phase-space structure of tidally stripped halos
我们提出了一种新的方法来产生平衡模型的球形系统的碰撞粒子是有限的范围内，但其中心区域类似于宇宙学模拟的暗物质晕。该方法涉及迭代地从在某个半径处急剧截断的Navarro-Frenk-White轮廓中去除未结合的颗粒。由此产生的模型是非常稳定的，从而提供了一个很好的起点N体模拟孤立的晕。我们提供了一个代码来生成这样的模型NFW和各种其他常见的密度配置文件。然后，我们开发了一个解析近似这个截断分布函数。我们的方法进行类比与国王模型，截断和移动的能量空间中的无限扩展的Navarro-Frenk-White配置文件的原始分布函数。我们发现，我们的模型的密度分布非常类似于潮汐截断密度分布在以前的卫星演变的研究。追求这种类比进一步与一系列的模拟潮汐质量损失，我们发现，我们的模型提供了一个很好的近似潮汐剥离系统的完整的分布函数，从而允许理论激励相空间计算这样的系统。
2017-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The place of the Local Group in the cosmic web
我们使用Bolshoi模拟来找到本星系群（LG）在宇宙网中最可能的位置。我们的LG拟像是成对的晕，具有与观测一致的隔离和运动学特性。宇宙网是用潮汐张量方法定义的。我们发现，LG的首选位置是区域的暗物质密度接近宇宙平均水平。这使得长丝和片材成为首选环境。我们还发现LG和宇宙网之间存在强烈的一致性。轨道角动量优先垂直于最小的潮汐本征向量，而连接两个晕的向量强烈地沿着最小的潮汐本征向量排列，并垂直于最大的潮汐本征向量;这对粒子沿着丝状体和片状体运动。我们没有发现任何证据表明这对光环中每个光环的自旋与宇宙网对齐。
2014-12-15 astro-ph.CO
A new calibration method of sub-halo orbital evolution for semi-analytic models
了解卫星晕的非线性动力学（又称“亚晕”）对于预测暗物质亚结构和卫星星系的丰度和分布以及利用观测区分微物理暗物质模型都很重要。通常，建模这些动力学需要高分辨率的大型N体模拟。半解析模式可以提供一种更有效的方法来描述关键的物理过程，如动力摩擦，潮汐质量损失和潮汐加热，只有很少的自由参数。在这项工作中，我们提出了一个快速的蒙特卡罗马尔可夫链拟合方法来探索这样的子晕非线性演化模型的参数空间。我们使用的动力学模型中描述的早期工作和校准模型的两套高分辨率冷暗物质N体模拟，ELVIS和卡特彼勒。与以前使用手动参数调整的校准相比，我们的方法提供了一种更鲁棒的方法来确定最佳拟合参数及其后验概率。我们发现，联合拟合的次晕质量和最大速度函数可以打破潮汐剥离和潮汐加热参数之间的退化，以及提供更好的约束动力摩擦的强度。我们表明，我们的半解析模拟可以准确地再现N体模拟的统计数据，两组N体模拟的校准结果在95%的置信水平一致。在这项工作中校准的动力学模型将是重要的未来暗物质子结构的研究。
2020-09-24 astro-ph.CO
Cosmic Tides
我们将CMB透镜技术应用于大尺度结构，求解了三维宇宙潮汐场。我们用小尺度的潮汐结构来求解大尺度的潮汐切变和重力位。通过将其与红移空间密度场进行比较，可以在没有宇宙方差的情况下测量大尺度上的引力增长因子。这可能使中微子质量的准确测量和重建的径向模式丢失在21厘米强度映射，这是必不可少的CMB和其他交叉相关。我们与潮汐场的压缩极限双谱，并提出了初步的模拟结果和数据从SDSS。
2012-02-26 astro-ph.CO
The halo bias inside cosmic voids
在许多宇宙学分析中，暗物质晕和星系的偏差是一个至关重要的量。在这项工作中，我们使用大型宇宙学模拟来探索宇宙空洞内的晕质量函数和晕偏差。对于第一次到目前为止，我们表明，它们是规模依赖于沿空隙轮廓，并提供了一个预测的理论模型的晕质量函数和晕偏见内空隙，恢复为后者和1%的精度对模拟数据。这些发现可能有助于阐明空洞内晕形成的动力学，并改善对正在进行和即将进行的星系调查中的几个空洞统计数据的分析。
2022-10-24 astro-ph.CO
Smooth halos in the cosmic web
暗物质晕可以定义为放置在非光滑宇宙网络结构中的暗物质的光滑分布。这个晕的定义需要一个精确的平滑度定义，以及从平滑晕到宇宙网的过渡方式的特征。我们引入熵的平滑措施，有关的措施，以前在经济中使用的不平等，并与已用于表征冷暗物质N体模拟的宇宙网络结构的多重分形分析的标准方法连接的优势。这些熵的措施为我们提供了一个定量描述的过渡，从小尺度描绘为一个分布的晕描绘为一个宇宙网络的较大尺度，因此，使我们能够指定明确的大小晕。然而，这些“平滑度大小”与维里半径没有直接关系。最后讨论了N体离散参数对光滑性的影响。
2015-03-17 astro-ph.CO
Tidal Stripping in the Adiabatic Limit
我们提出了一个模型的残余晕，经历了绝热潮汐剥离过程。我们表明，该模型准确地再现了残余的NFW晕，暴露于一个缓慢增加的各向同性的潮汐场和近似的各向异性的潮汐场。该模型可用于预测的渐近质量损失极限的轨道subhaloes，仅作为一个函数的初始结构的subhalo和近心点的潮汐场的值。预测可以很容易地作出不同的集中主机晕重子组件和没有，其中最显着的区别是它们的近心点半径和潮汐场之间的关系。该模型正确地预测了几个经验测量的关系，如Errani和Navarro（2021年）报告的等温球情况下的“潮汐轨道”和“轨道频率关系”。此外，我们提出了应用程序的“结构潮汐”简并性，这意味着增加浓度的subhalo潮汐剥离减少潮汐场的振幅具有完全相同的影响。除此之外，我们发现，简单的关系举行的束缚质量，截断半径，WIMP湮灭光度和潮汐比潮汐剥离NFW晕在最大圆速度的半径测量的数量。最后，我们注意到，NFW晕不能完全中断时，暴露在任意大小的潮汐场的热膨胀。我们提供了一个开源的实现我们的模型，并建议它可以用来提高预测的暗物质湮灭。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin alignments within the cosmic web: a theory of constrained tidal torques near filaments
宇宙网的几何形状在一定程度上驱动了星系的自旋获取。这可以在拉格朗日框架中解释，通过识别与自旋获取相关的原始高斯随机场内的特定长波长相关性。潮汐扭矩理论是在这种各向异性环境的背景下重新审视，偏置的存在下，在一个墙壁内的细丝。其中，双曲型鞍点过程最有效地表示了这一点。潮汐张量和惯性张量之间的约束错位在惯性鞍型附近简单地解释了自旋方向的分布。这种错位意味着特别是一个方位角取向的自旋质量较大的星系和自旋对齐的灯丝质量较小的星系。这种预测被发现是在定性协议与测量高斯随机场和N体模拟。它将过渡质量与鞍的几何形状联系起来，并相应地预测其测量的非线性质量的标度。星系形成和弱透镜的影响进行了简要的讨论，因为是在墙上的自旋对齐的对偶理论。
2015-07-10 astro-ph.CO
Reconstructing the Cosmic Velocity and Tidal Fields with Galaxy Groups Selected from the Sloan Digital Sky Survey
宇宙速度场和潮汐场对于理解宇宙网和星系的环境非常重要，也可以用来约束宇宙学。在本文中，我们重建这两个领域的SDSS体积从暗物质晕表示的星系群。详细的模拟目录是用来测试我们的方法对红移失真，调查边界，和错误的群体识别所产生的不确定性的可靠性，我们的组发现。我们发现，无论是速度和潮汐场，平滑的规模为~ 2 Mpc/h，可以可靠地重建的内部区域（~66%）的调查量。重建的潮汐场被用来将宇宙网分裂成团、丝、片和空洞，这取决于潮汐张量的本征值的符号。重建的速度场很好地显示了流动是如何从空洞的中心发散，并收敛到集群，而片和丝有流动，分别沿一个和两个方向收敛。我们使用重建的速度场和Zel'dovich近似来预测SDSS体积中的质量密度场作为红移的函数，发现即使在小尺度上，质量分布也紧密地遵循星系分布。我们发现了一个速度约为117 km/s的大尺度整体流，其体积非常大，相当于一个半径约为170 Mpc/h的球体，这似乎是由与SDSS长城相关的大规模结构产生的。最后，我们讨论了潜在的应用，我们的重建研究星系形成的环境影响，产生初始条件的模拟本地宇宙，并约束宇宙学模型。SDSS体积中的速度、潮汐和密度场，在笛卡尔网格上指定，空间分辨率为~ 700 kpc/h，可根据要求从作者处获得。
2011-12-01 astro-ph.CO
The four cosmic tidal web elements from the $β$-skeleton
在大规模光谱巡天中，对观测到的星系进行精确的宇宙网分类要么是高度不确定的，要么是计算成本很高的。作为替代方案，我们探索了一种基于快速机器学习的方法，从星系分布的$β$骨架图中推断出星系分布的暗物质潮汐宇宙网络环境。我们开发和测试我们的方法，使用宇宙学磁流体动力学模拟插图-TNG在$z=0$。我们探索了三种不同的基于树的机器学习算法，发现随机森林分类器可以最好地使用基于图的特征来将星系分类为属于T-Web分类算法定义的峰，丝或片。星系和暗物质T网之间的最佳匹配对应于$2$ Mpc尺度上平滑的密度场，这是$λ_{\rm{th}}=0.0$的无量纲潮汐张量特征值和$8\times 10^{-3}$ Mpc $^{-3}$周围星系数密度的阈值。该方法的加权F1得分为0.728，全局准确度为74%。更广泛的测试，考虑到光锥效应和红移空间失真（RSD）的留给未来的工作。我们在公共存储库中提供了我们排名最高的随机森林模型之一，以供将来参考和重用。
2021-08-23 astro-ph.CO
Recovering the Tidal Field in the Projected Galaxy Distribution
我们提出了一种方法来恢复和研究投影引力潮汐力从星系调查包含很少或根本没有红移信息。详细描述了恢复潮汐图作为宇宙网示踪剂的方法和物理解释。我们首先将该方法应用于模拟的星系调查和研究的准确性，宇宙网可以恢复在不同的观测效果的存在下，显示投影的潮汐场可以估计在大面积的天空合理的精度。然后，我们将我们的方法应用于2MASS调查，并提出了一个公开的全天空地图的投影潮汐力在当地的宇宙。作为应用这些数据的一个例子，我们进一步研究了宇宙网不同元素中星系光度的分布，发现虽然在最密集的环境中优先发现更明亮的物体，但潮汐环境没有进一步的分离。
2015-12-10 astro-ph.CO
Bound and unbound substructures in Galaxy-scale Dark Matter haloes
我们使用最先进的6D子结构探测器分析了宝瓶座项目的六个银河系尺度暗物质晕的粗粒度相空间结构。在r_50，我们发现，约35%的质量是在可识别的子结构，主要是潮汐流，但包括约14%的自我约束subhaloes。微分子结构质量函数的斜率接近于-2，这应该与自结合子晕的人口的-1.9左右相比较。在r_50附近，大约60%的质量在亚结构中，大约30%在自结合亚晕中。最高分辨率模拟的内部35千秒差距只有0.5%的质量在自约束subhaloes，但3.3%的检测到的子结构，再次主要是潮汐流。太阳位置附近的密集潮汐流具有约为当地平均值的1%的3-D质量密度，并且填充速度分布的高速尾部。
2010-10-12 astro-ph.CO
Halo abundances within the cosmic web
我们研究了在大尺度结构的宇宙网中暗物质晕的质量函数与其环境的依赖关系。晕质量函数对大尺度平均密度的依赖性是宇宙学理论的一个标准元素，它允许通过峰值-背景分裂来理解质量依赖性偏置。在高斯密度场的假设下，这种分析可以扩展到询问质量函数如何取决于几何环境：团簇、丝、片和空隙，通过潮汐张量（引力势的海森矩阵）进行分类。在线性理论中，这个问题可以精确地解决，并且结果非常简单：条件质量函数对局部潮汐场没有显式的依赖性，并且只是用于定义潮汐张量的滤波尺度上的局部密度的函数。然而，有一个很强的隐含的预测依赖于几何环境，因为局部密度耦合统计的潜在的衍生物。我们计算这个模型的预测，并研究其有效性的限制，通过比较它们的经验推导出的结果从$N$体模拟。我们已经证实，在一个很好的近似，在不同的环境中的晕的丰度只取决于它们的密度，而不是对它们的潮汐结构。在这个意义上，我们发现在不同环境中的晕丰度之间的相对差异小于13%的相同的密度。此外，对于足够大的滤波尺度，与理论预测的一致性是好的，尽管在小的非线性尺度下与高斯预测存在重要偏差。我们将讨论如何获得改进的预测，在这个政权，使用“有效宇宙”的方法。
2015-01-12 astro-ph.CO
Evolution of star clusters in a cosmological tidal field
我们提出了一种方法来耦合N体星团模拟宇宙学的潮汐场，使用天体物理多用途软件环境。我们将这种方法应用于嵌入在CosmoGrid暗物质中的星团-只有LambdaCDM模拟。我们的星团诞生于z = 10（对应于宇宙的年龄约为5亿年），通过选择一个暗物质粒子并初始化一个在其位置上有32，000颗恒星的星团。然后，我们遵循的动力学演化的星团内的宇宙学环境。我们比较了两个银河大小的晕与不同的吸积历史的星团的演化。星团的质量损失是连续的，与主晕的潮汐历史无关，但主要的合并事件往往会增加质量损失的速率。从所选的两个暗物质晕中，经历了大量合并的暗物质晕倾向于从嵌入的星团中驱动较小的质量损失率，即使两个暗物质晕的最终质量相似。我们确定了两个家庭的星团：本地集群，这成为其最后的主要合并事件之前的主晕的一部分，和移民集群，这是吸积后或此事件后，本地集群往往比移民集群蒸发得更快。考虑到暗物质晕的演化，移民星团比z=0的潮汐场被视为静态势时保留更多的质量。其原因是移民星团在与更大的暗物质晕合并之前所经历的潮汐场较弱。
2013-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Tidal Heating of Stellar Clusters in Fuzzy Dark Matter Halos
Tsinghua University（清华大学）
研究通过模拟恒星团在模糊暗物质晕中的动态演化，发现低质量情况下潮汐加热是主要机制，且溶iton质量减少和潮汐剥离晕会抑制加热，强调需考虑晕结构与环境以约束模糊暗物质质量。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Tidal evolution of cored and cuspy dark matter halos
本研究提出一种基于半解析方法的快速精确手段，结合N体模拟构建潮汐轨迹与模型并集成入GALACTICUS代码，可准确预测有核和尖峰暗物质子晕的潮汐演化，为不同暗物质模型的子晕研究提供高效工具。
2024-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tunneling and tidal stripping in multifield ultralight dark matter halos
Center for Theoretical Physics—a Leinweber Institute, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院莱因韦伯理论物理中心）；Department of Physics, Harvard University（哈佛大学物理系）；Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学）；IFT-UAM/CSIC（乌阿姆/西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）
研究多场超轻暗物质晕中潮汐剥离的隧道效应，推导隧道率并评估双场晕的稳定性限制，揭示超轻暗物质晕的物理特性。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal evolution of dark matter annihilation rates in subhalos
当暗物质晕合并在一起产生更大的结构时，它们通过等级聚类而增长。在这些合并过程中，较小的晕可以作为较大晕的子晕存在，因此今天的星系级晕可能拥有丰富的子结构。这种亚结构可以极大地提高宿主晕内暗物质湮灭的速率，但这种提高的精确程度受到这些subhalos生存前景的不确定性的影响。特别是，潮汐力会逐渐从光晕中剥离物质，减少它们的湮灭信号，并可能摧毁它们。在这项工作中，我们使用高分辨率的理想化的$N$体模拟开发和调整的模型，可以预测这种潮汐演化的影响，在subhalos的湮灭率。该模型预测了一个subhalo的湮灭率的时间演化作为主机subhalo系统的三个物理激励参数的函数：注入到subhalo粒子每轨道的主机，拉伸压缩潮汐力的比率，和径向分布的subhalo内的潮汐加热的能量。我们的模型将提高预测来自暗物质子结构的湮灭信号的大小和形态的准确性。此外，我们的参数化可以描述的时间演化的其他subhalo属性，所以它的影响，了解方面的subhalo潮汐演化超越湮灭率。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deviations from tidal torque theory: evolution of the halo spin-filament alignment
晕旋和宇宙网之间的对齐尽管是一个广泛研究的主题，但仍然知之甚少。在这里，我们研究这种对齐的背景下，潮汐扭矩理论（TTT）和偏差，为此，我们分析的演变的形状和旋转方向的原晕，即所有的体积元素相关的$z=0$晕，相对于今天的灯丝。我们发现，原晕的主轴经历了一个重大的变化，从强烈垂直于丝棘在初始条件下，优先在目前的时间对齐。相比之下，自旋取向仅显示出温和的演变：它开始略微平行于丝棘，但随后的演变，直到$z{\sim}1$，逐渐将其取向改变为优先垂直。为了在TTT框架中分析这些信号，我们根据它们的净自旋增长相对于中值TTT期望来分裂晕，发现与自旋-细丝对准的明确相关性。目前，自旋增长最快的晕是最垂直于暗条脊的晕，而自旋增长低于TTT预期中值的晕通常更对齐。自旋方向对净自旋增长的依赖性在初始条件下已经存在，并通过后期的$z<2$演化得到进一步修改。此外，自旋方向轻微偏离TTT的预测，即使在高红移，表明需要扩展的模型。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Early Blackhole Formation: Halo Mergers, Tidal Disruption, and the Conditions for Direct Collapse
大质量原始气体云的引力坍缩被认为是早期宇宙中超大质量黑洞形成的一个有希望的途径。我们研究的条件，所谓的直接坍缩（DC）黑洞形成在一个完全的宇宙学背景下。我们结合了半解析模型的早期星系形成与晕合并树构建暗物质$N$体模拟。我们在一侧的$20\;h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$体积中定位总共68个可能的DC位点。然后，我们进行流体动力学模拟42个选定的晕，详细研究他们的大规模云的演变。我们只发现了两个成功的例子，气体云迅速坍缩形成恒星。在其他情况下，引力坍缩是由附近的大质量晕施加的潮汐力阻止的，否则应该作为DC所必需的辐射源。冲压压力剥离干扰云接近源。在许多情况下，DC晕及其附近的光源晕在云坍缩开始之前合并。只有当DC晕通过主要合并聚集时，气体密度才会迅速增加，从而触发引力不稳定性。基于我们的宇宙学模拟，我们得出结论，DC的事件率是一个数量级小于以前的研究中报道的，虽然绝对率仍然是不好的约束。为了确定DC的临界辐射通量，必须跟踪DC云及其附近晕的动力学演化。
2016-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axion dark matter searches from the standard halo over the tidal stream to the big flow
本研究提出采用单个高分辨率起始的DAQ通道实现覆盖标准晕、潮汐流和大流的轴子暗物质探测，不牺牲采集效率，还可通过滤波避免低分辨率探测的信噪比下降，提升数据复用性与探测灵敏度。
2025-06-18 astro-ph.CO hep-ex
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal alignment of galaxies
基于潮汐排列理论，建立了一个星系内禀排列的解析模型。我们计算了所有相关的非线性校正在一个循环的顺序，包括非线性密度演化，星系偏置，和源密度加权的影响。密度加权的贡献被发现是特别重要的，并导致IA振幅的偏置依赖性，即使在大尺度上。这种效应可能是负责IA观测中的光度依赖性。IA振幅的增加，更高度偏置的星系反映了它们的位置在大潮汐场的地区。我们还考虑了平滑潮汐场对晕尺度的影响。我们比较了这种一致的非线性模型在描述所观察到的发光的红色星系的线性模型，以及经常使用的“非线性对准模型”的性能，发现一个显着的改善小，中尺度。我们还表明，密度和IA（“GI”项）之间的互相关可以有效地分离成源对齐和源聚类，我们准确地建模所观察到的对齐到一个晕制度使用潮汐场从完全非线性的晕物质互相关。在一个光环制度，密度示踪剂的星系的平均对齐不再遵循潮汐对齐预测，可能反映了非线性过程，必须考虑在这些尺度上建模IA。最后，我们讨论了宇宙剪切测量的背景下，潮汐对齐。
2015-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
