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
Reconstructing HI power spectrum with minimal parameters using the dark matter distribution beyond halos
通过几个射电望远镜实验对21厘米谱线进行强度测绘，将探测后再电离时期宇宙的大尺度结构。它需要一个中性氢（HI）成团的理论框架，如用于重子声学振荡（BAO）分析的HI功率谱模型。我们提出了一种新的方法重建HI地图的暗物质分布使用N体模拟。一些研究试图通过在暗物质晕中心粘贴HI气体，假设晕和HI质量之间的关系，用N体模拟计算HI功率谱。另一方面，本文提出的方法再现HI功率谱从模拟的暗物质分布截断在特定的尺度从晕中心。在BAO尺度$k<1 h/{\rm Mpc}$上，用这种方法可以很好地再现HI谱的斜率。此外，我们发现自旋温度的起伏，这往往是忽略了在后再电离时期，改变功率谱的亮度温度的功率谱最多8%。最后，我们讨论了我们的方法是如何工作的比较HI和暗物质周围的暗物质晕的密度分布。
2021-07-09 astro-ph.CO
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
Effects of baryons on the gravitational redshift profile of ΛCDM halos
引力红移和其他相对论效应开始在星系团的背景下进行研究。Wojtak等人和其他人在星系团红移剖面中以及Alam等人在星系群的互相关联函数中测量到了与广义相对论中预期的一致的畸变。在低于~20 Mpc的尺度上，$h$模拟表明引力红移比其他效应占主导地位。然而，这种信号与引力势的形状和深度有关，因此与星系和星系团中的物质密度有关。我们研究了重子物理对大质量（群和团大小）晕的引力红移剖面的影响。我们比较了从MassiveBlack-II宇宙流体动力学模拟和同一模拟的仅暗物质版本中获得的晕中不同组分的剖面。我们发现，包含重子，冷却，恒星形成和反馈显着改变相关的内部密度分布。这些重子效应导致整体增加的引力红移和横向相对论性多普勒效应高达~50%的群大小晕。我们将展示如何修改纳瓦罗弗伦克白晕配置文件可以用来参数化这些差异，并提供相关的晕配置文件适合。
2019-01-17 astro-ph.CO
Secondary Dependence of Baryonic Effects on the Density Profile of Dark Matter Halos
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；Durham University（杜伦大学）；Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究恒星物理对恒星晕密度分布的影响，发现恒星浓度和大尺度环境对密度比有显著影响，尤其在低质量恒星中，浓度影响更明显，而环境影响较小且不随尺度变化。
2026-10-02 astro-ph.CO
Exploring Self-Interacting Dark Matter Halos with Diverse Baryonic Distributions: A Parametric Approach
本研究扩展仅暗物质晕参数化模型纳入重子物质，通过引力热相表征SIDM晕状态，校准模型并实现高效探索多样化晕的SIDM效应，分离演化历史与当前状态以辅助模型识别。
2024-11-27 astro-ph.CO
The resummation model in FLAMINGO: precisely predicting matter power suppression from observed halo baryon fractions
Leiden University（莱顿大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
FLAMINGO中的重叠模型通过观测星系团baryon分数精确预测物质功率抑制，精度达1%。
2025-11-21 astro-ph.CO
Mass-Dependent Baryon Acoustic Oscillation Signal and Halo Bias
利用N体模拟方法刻画了晕两点统计中的重子声学振荡（BAO）特征。我们发现，非线性阻尼的BAO信号是不太严重的晕在我们调查的质量范围比暗物质。阻尼的大小与晕圈质量的关系不大。的关联函数显示的质量依赖下降的晕集群偏差低于约90 Mpc/h，这与BAO槽的规模相一致。对于质量M>10^{14} Msun/h的晕，偏差下降4%，对于质量M>10^{13} Msun/h的晕，偏差下降约2%。相比之下，没有BAO的模拟中的晕偏差在90 Mpc/h左右变化更平稳。在傅立叶空间中，M>10^{14} Msun/h晕的偏差从波数k = 0.012 h/Mpc到0.2 h/Mpc平滑下降11%，而M>10^{13} Msun/h晕的偏差在相同范围内下降不到4%。通过比较在其他方面相同的模拟，一个和其他没有BAO对晕偏差，我们也观察到调制的晕偏差。这些结果表明，在大尺度上的质量依赖的BAO信号和尺度依赖的偏差的精确校准将需要解释在未来的两点统计的星系团或大质量星系的精确测量。
2013-04-11 astro-ph.CO
A direct measurement of the baryonic mass function of galaxies & implications for the galactic baryon fraction
我们使用HI选择和光学选择的星系样本直接测量星系的丰度作为其“重子”质量（恒星+原子气体）的函数。恒星质量是根据斯隆数字巡天（SDSS）的光学数据计算的，原子气体质量是使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）巡天的原子氢（HI）发射线数据计算的。利用丰度匹配技术，将星系的重子函数（BMF）与LCDM宇宙中的暗物质晕质量函数相结合，确定了星系重子分数与宿主晕质量的函数关系.我们发现，即使考虑到原子气体，低质量晕的重子分数也比宇宙值小得多。我们发现，银河系重子赤字单调增加，减少晕质量，与以往的研究表明，在低质量端的重子分数近似恒定。我们认为，所观察到的重子分数的低质量晕不能单独用再电离加热解释，必须调用额外的反馈机制（如超新星爆发）。然而，在LCDM宇宙中的星系形成的标准图像中，再现我们的结果所需的流出率并不容易容纳。
2012-09-20 astro-ph.CO
The massive black hole-velocity dispersion relation and the halo baryon fraction: a case for positive AGN feedback
力平衡的考虑对活动星系核辐射动量输出率$L/c$施加了限制，$L/c$能够驱动银河超级风并再现所观察到的黑洞质量和球体速度色散之间的$\mbh -σ$关系。我们表明，黑洞不能提供足够的辐射动量，仅凭压力就能将气体驱逐出去。能量驱动的风给出了最近分析所支持的$\mbh -σ$缩放，但一旦冷却被纳入，能量也会下降。我们建议，恒星形成的外流触发增强云间介质湍流压力和挤压云可以提供必要的推动，并提出可能的测试这一假设。我们的假设同时可以解释观测到的晕重子分数。
2010-09-30 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
The halo mass function conditioned on density from the Millennium Simulation: insights into missing baryons and galaxy mass functions
宇宙中高密度区域的重子含量与两个关键的未解之谜有关：星系的滋养效应的作用以及失踪的重子的下落。在本文中，我们分析了千年模拟中的暗物质和半解析星系的分布来研究这些问题。将用于整体物质分布的相同密度场重建方案应用于锁定在晕中的物质，我们研究了在各种背景场密度下晕对总质量预算的质量贡献，即，条件晕圈质量函数在这种情况下，我们提出了一个简单的拟合公式的累积质量函数精确到~ 5%的晕质量之间的10^{10}和10^{15}Msol/h。我们发现在稠密环境中晕质量函数变得头重脚轻，并给出了相应的拟合公式。我们证明，在高密度领域的物质的主要部分是与星系群。由于目前的X射线调查几乎能够恢复普遍的重子分数组内，我们的研究结果表明，迄今未被发现的温暖的热星系际介质的主要部分居住在低密度区域在低温下。同样，我们表明，在观测和模拟数据中看到的环境中的星系质量函数的差异主要源于晕的质量分布的差异。特别是，在星系质量函数的驼峰是与中央组星系，并观察到的双峰星系质量函数，因此被解释为中央星系与卫星。
2010-03-04 astro-ph.CO
Galaxy cluster aperture masses are more robust to baryonic effects than 3D halo masses
星系团质量测量的系统不确定性限制了未来探测更多$10^5$星系团的宇宙学约束力。以前，我们认为，可以推断出光圈质量更准确，更精确地比3D质量，而不会损失宇宙学的约束力。在这里，我们使用重子和大质量系统（BAHAMAS）的宇宙学，流体动力学模拟表明，光圈质量也不太敏感的星系形成过程所造成的质量变化。对于具有$m_\mathrm{200m,dmo} > 10^{14} \, h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot$的晕，通过其3D晕质量进行分组，重子物理学在类似于晕维里半径的孔径内测量时，同样地影响孔径质量和3D晕质量，达到最大减少$\approx 3 \, \%$。对于代表弱透镜观测的较低质量晕轮$10^{13.5} < m_\mathrm{200m,dmo} / (h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot) < 10^{14}$和孔径尺寸$\sim 1 \, h^{-1} \, \mathrm{cMpc}$，孔径质量的减少（$\lesssim 5 \, \%$）始终小于3D晕轮质量（对于$m_\mathrm{200m}$，为$\lesssim 10 \, \%$）。晕质量的减少只是轻微的演变，由$2$百分点，红移0.25和1之间的光圈质量和$m_\mathrm{200m}$。改变强度的模拟反馈，使平均模拟热气体分数涵盖所观察到的散射推断从X射线观测，我们发…
2022-07-21 astro-ph.CO
Effects of Baryon Mass Loss on Profiles of Large Galactic Dark Matter Haloes
我们进行了受控的数值实验来评估重子质量损失对大星系暗物质晕内部结构的影响。这种质量驱逐是为了模拟超新星和活动星系核的反馈，以及恒星星族的演化。这项研究特别是意味着大规模的早期型星系的前体，其中强烈的活动星系核反馈（通常被称为“类星体模式”的星系形成模型）已被提出，以消除在短时间尺度上，几个动力学时间的顺序，他们的重子的相当大的一部分。在之前的论文中，我们评估了这一过程对星系结构的观测结果（大小增加）（Ragone-Figueroa & Granato 2011）。在这里，我们集中在银河系区域的暗物质的分布。结果表明，DM晕的内部区域扩大，其密度分布由一个相当大的量，几乎没有依赖于驱逐时标。我们还评估了常见的近似治疗重子组件作为一个潜在的，在强度变化没有任何变化的形状。这种近似导致了对晕膨胀及其斜率变平的一些低估。我们的结论是，在ETG的尖形密度剖面可能很难调和与有效的AGN（或恒星）的反馈在这些系统的演化过程中。
2012-04-17 astro-ph.CO
Reconstruction of Dark Matter and Baryon Density From Galaxies: A Comparison of Linear, Halo Model and Machine Learning-Based Methods
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；York University（约克大学）
本文比较了线性、halo模型和基于机器学习的方法，以从星系数据中重建暗物质和非发光的宇宙物质，发现结合GNN-CNN方法效果最佳。
2025-12-12 astro-ph.CO
The angular momentum of baryons and dark matter halos revisited
最近的理论研究表明，高红移星系是由冷而致密的气体细丝供给的，这表明气体的角动量输运不同于暗物质。使用具有自适应网格细化的高分辨率宇宙流体力学模拟重新审视这个问题，我们发现在吸积时，气体和暗物质确实携带相似量的比角动量，但它系统地高于比角动量。整个暗物质晕。在高红移时，新吸积的气体迅速流入晕的中心区域，直接将大量的角动量沉积在半径r=0.1rvir的球体内。相比之下，暗物质粒子会毫发无损地穿过中心区域，其中一小部分最终占据晕的外部区域（r/rvir>0.1），在这个过程中重新分配角动量。因此，宇宙网的大尺度运动必须被认为是气体角动量的起源，而不是其维力化的暗物质晕宿主。这个普遍的结果适用于所有红移的所有质量的晕，因为辐射冷却确保了很大一部分重子仍然被困在晕的中心。尽管注入角动量丰富的气体，我们预测的恒星盘，这是在公平的协议在z=0的意见。这是因为重子的总比角动量仍然接近于暗物质晕。我们提出了一个新的方案，气体有效地进行了大尺度结构运动产生的角动量深内暗物质晕，重新分配它只在附近的磁盘。
2011-06-03 astro-ph.CO
CMB as a possible new tool to study the dark baryons in galaxies
重子约占我们宇宙的4%，但它们中的大多数都不见了，我们不知道它们隐藏在哪里以及以什么形式隐藏。这就构成了所谓的重子缺失问题。一种可能是这些重子的一部分隐藏在星系晕中。我们展示了如何7年的数据获得的WMAP卫星可用于跟踪附近的巨大的螺旋星系M31的晕。我们检测到的温度不对称的M31晕沿旋转方向高达约120千秒差距。这可能是第一次在微波中探测到星系晕，并可能开辟一条新的途径，利用高精度的CMB测量来探测这些相对较少研究的星系天体中隐藏的重子。
2012-02-14 astro-ph.CO
Low-mass suppression of the satellite luminosity function due to the supersonic baryon--cold-dark-matter relative velocity
我们研究了超音速重子-CDM流对银河系等星系周围发光的低质量卫星星系丰度的影响。CDM流最近被证明对10 <~ z <~ 1000暗时代的结构形成有很大的影响。由于超音速重子-CDM流显著地抑制了形成的晕的数量和在z >~ 10时质量为10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8的晕上吸积的重子数量，因此对再电离前的恒星光度函数产生了很大的影响。由于这些质量的晕被认为在再电离后由于紫外线背景的光加热效应而很少有恒星形成，这种效应一直持续到今天。我们计算出，今天拥有明亮卫星星系的低质量10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8晕的数量通常被抑制了50%，在初始超音速较高的区域，其值高达90%。我们发现，这种以前被忽略的宇宙学效应解决了银河系中观测到的和预测的低质量卫星数量之间的大部分紧张关系，从而避免了在再电离之前需要任何其他质量依赖的恒星形成抑制。
2012-05-09 astro-ph.CO
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
On the universality of density profiles
我们使用Del Popolo（2009）描述的二次下落模型，考虑了动力学摩擦、有序和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质重子相互作用的影响，研究了有和没有重子（重子+DM和纯DM）的弛豫LCDM暗物质（DM）晕的内斜率如何依赖于红移和晕质量。我们应用引用的方法对星系尺度和星系团尺度的结构。我们发现，含有重子的暗物质晕的内对数密度斜率与晕质量和红移有显著的依赖关系，斜率范围从矮星系的0到M = 10^13M_solar的0.4和M = 10^15M_solar星系团的0.94。结构斜率随着红移的增加而增加，这种趋势减少了从星系到星系团的变化。在仅由暗物质构成的密度分布的情况下，斜率对质量和红移的依赖性非常小。在最后一种情况下，我们使用了Merrit等人（2006）的分析，他们将N体密度分布与各种参数模型进行了比较，发现分布形状随晕质量的系统变化。最后的分析表明，我们的模型获得的星系大小的晕有不同的形状参数，即不同的质量分布，比集群大小的晕，获得相同的模型。本文的结果反对由暗物质和重子构成的密度剖面的普遍性，并证实了暗物质晕的剖面形状随晕质量的系统变化的说法。
2010-12-20 astro-ph.CO
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A gradient based method for modeling baryons and matter in halos of fast simulations
快速N体PM模拟具有少量的时间步长，如FastPM或COLA已经非常成功地模拟星系统计，但它们缺乏小尺度力分辨率和长时间步长，不能给出准确的晕物质轮廓或物质功率谱。高分辨率的N体模拟可以改善这一点，但缺乏重子效应，这只能适当地包括在水力模拟。在这里，我们提出了一个计划来校准的快速模拟，以模仿流体动力学模拟或高分辨率N体模拟的精度。该方案是基于梯度下降的有效引力势，模仿短程力，或有效焓，模仿气体流体动力学和反馈。该方案是快速和可微的，并且可以作为后处理步骤纳入任何模拟。对几种重子反馈和暗物质模拟的物质功率谱给出了很好的结果，并给出了改进的暗物质晕轮廓。该方案甚至能够找到大的subhalo，并增加快速模拟和高分辨率N体或水模拟之间的相关系数。它也可以用来增加重子效应的高分辨率N体模拟。虽然该方法具有自由参数，可以在各种模拟中校准，但它们也可以被视为描述重子效应的天体物理学讨厌参数，这些参数可以在数据分析期间被边缘化。在这个观点中，这些参数可以被看作是重子效应的有效参数化。
2018-04-02 astro-ph.CO
The effect of baryons on the variance and the skewness of the mass distribution in the universe at small scales
我们利用一个体积为（50 Mpc/h）^3的宇宙的宇宙学模拟，研究了重子物理对小尺度宇宙统计的耗散效应。MareNostrum模拟使用AMR代码RAMSES进行，包括当前星系形成理论的大部分物理成分，如金属依赖冷却和紫外线加热，ISM的次网格建模，恒星形成和超新星反馈。我们对只有暗物质的宇宙重新运行了相同的初始条件，作为无重子宇宙统计的参考点。本文介绍了重子物理引起的σ ^2和S_3的小尺度放大的测量结果以及在晕模型框架下对它们的解释。最近的研究表明，在k <~ 10 h/Mpc尺度下，通过修正晕浓度参数，重子对物质功率谱的影响可以得到解释。我们建议扩展这一结果，通过使用晕配置文件，这是一个线性组合的NFW配置文件的暗物质和指数盘配置文件模仿重子组件的中心晕。这种晕的轮廓形式是物理上的，取决于两个参数：盘中重子的质量分数f_d和盘的特征尺度与晕的维里半径之比λ_d。我们发现，对于具有物理意义的参数f_d和lambda_d值，这种复合分布再现了模拟中测量到的小尺度方差和偏度提升，最高可达k ~ 10^2 h/Mpc。虽然像这里提出的模拟通常遭受各种问题相比，观测，我们修改后的晕模型可以作为一个拟合模型，以改善弱透镜收敛谱和偏度测量的宇宙学参数的测定。
2010-03-03 astro-ph.CO
The halo bispectrum as a sensitive probe of massive neutrinos and baryon physics
本研究利用BAHAMAS模拟套件探究重子物理与大质量中微子对暗晕双谱的影响，发现暗晕成团通常受重子物理增强，双谱对恒星形成反馈效率和中微子质量高度敏感且二者效应可分离，为下一代巡天高精度测量提供支持。
2023-05-05 astro-ph.CO
The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect
我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。
2012-09-25 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
Baryonic Feedback across Halo Mass: Impact on the Matter Power Spectrum
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（星际天文学与天体物理学中心）
利用IllustrisTNG流体动力学模拟，研究重子反馈对物质功率谱的抑制随暗晕质量和半径的依赖关系，发现群尺度暗晕主导抑制，并需考虑维里半径外的物质再分布。
2026-03-17 astro-ph.CO
Calibrating the Baryon Oscillation Ruler for Matter and Halos
利用微扰理论和N体模拟相结合的方法，我们描述了由暗物质和晕追踪的重子声学特征的非线性演化。我们确认，由暗物质跟踪的声学峰都扩大和移位的结构形式，这种移位是很好地描述了二阶微扰理论。这些位移持续存在于暗物质晕中，并且是晕偏置的简单函数，位移（大部分）随着偏置的增加而增加。扩展我们的微扰理论的结果，晕简单的两个参数的偏差模型（无论是在拉格朗日和欧拉空间）定量地解释了所观察到的变化。特别是，我们证明了还有一些有助于这种转变的额外条款，但在此问题上却没有。在z=0时，物质的位移约为0.5%，b=1的晕使声学标度移动约0.2%，而b=2的晕使声学标度移动约0.5%;这些位移在更高的红移下以增长因子的平方减小。这些结果很容易推广到星系内的晕模型，在那里我们表明，简单的星系模型表现出略大于相应的偏差晕，由于卫星在高质量晕的贡献的变化。虽然我们在这里的重点是真实空间，但我们的结果对红移空间做出了具体的预测。对于目前流行的宇宙学模型，我们发现在z=0时晕的位移增加了~0.3%;在高z时，它们增加了~ 0.5%D^2。我们的研究结果表明，这些理论系统小于即将到来的调查的统计精度，即使忽略这里讨论的校正。简单的建模，沿着这里讨论的路线，有可能减少这些系统到宇宙方差有限的调查水平以下。
2009-09-10 astro-ph.CO
Effects of Baryonic Feedback on the Cosmic Web
我们研究重子对宇宙网的影响-晕，丝，墙和空洞。要做到这一点，我们适用于修改后的版本NEXUS，宇宙网络形态分析算法，IllustrisTNG模拟。我们发现，由于重子，晕失去超过$10\%$的质量，主要是丝和一小部分的墙壁和空隙。然而，质量转移并没有显著改变结构的边界，使得宇宙结构的体积分数基本上不受影响。我们量化的重子反馈的功率谱和概率密度函数（PDF）的密度场的个别宇宙结构的影响。对于功率谱，大多数由于反馈引起的抑制可以通过包括$M\ge10^{12}~M_\odot/h$晕来解释，而不考虑其他宇宙结构。然而，当检查密度场的PDF时，我们发现几乎$100\%$抑制了最空的区域，而$10\%$水平的效应（增强或抑制）在纤维、壁和空隙的剩余区域。我们的研究结果表明重子在整个宇宙网络中的影响建模的重要性，而不仅仅是晕，超越两点统计或基于场的推论的宇宙学分析。
2022-12-12 astro-ph.CO
The effects of baryons on the halo mass function
本文分析了重子物理对晕质量函数的影响。分析是基于模拟的宇宙体积。除了暗物质（DM）的唯一模拟，我们还进行了其他两个流体动力学模拟。我们确定了晕使用球形密度算法和他们的质量计算在三个不同的密度（相对于临界），$Δ_c=200$，500和1500。我们发现晕质量之间的分数差在流体动力学和DM模拟几乎是恒定的，至少对于晕更大规模比$\log (M_{Δ_c} / \hMsun)\geq 13.5$。在这个范围内，流体动力学模拟中的质量增加在$Δ_c=500$约为4- 5%，在$Δ_c=200$约为$\sim 1$ -2%。非常有趣的是，这些差异几乎是相同的辐射和非辐射模拟。晕质量的这种变化引起晕质量函数（HMF）的相应变化。在$z=0$中，GH和CSF模拟的HMF接近DM，在$Δ_c = 200$中差异为$\mincir 3$ %，在$Δ_c=500$中差异为$\simeq 7$ %，在$Δ_c = 1500$中差异达到$\sim 10$ -20%。在该较高的过密度下，辐射情况下的HMF的增加相对于非辐射情况大约2倍。假设恒定的质量偏移以将HMF从流体动力学模拟重新缩放到DM模拟，使得相对于DM情况的HMF差异与零一致。我们的研究结果有有趣的影响，括号中的质量函数校准的不确定性与不确定的重子物理学，在宇宙学应用的星系团的未来大调查。（节录）
2012-04-04 astro-ph.CO
An accurate halo model for fitting non-linear cosmological power spectra and baryonic feedback models
我们提出了一个优化的变体晕模型，旨在产生准确的物质功率谱以及到广泛的宇宙学模型的非线性制度。要做到这一点，我们引入物理动机的自由参数的晕模型形式主义，并适合这些数据从高分辨率$N$体模拟。对于各种$Λ$ CDM和$w$ CDM模型，对于$k\leq 10h\,\mathrm{Mpc}$和$z\leq 2$，Halo模型功效精确到$\simeq 5$百分比。我们的新晕模型的一个优点是，它可以适应占重子反馈的功率谱的影响。我们证明了这一点，通过拟合晕模型的功率谱从OWLS流体动力学模拟套件通过参数，管理晕内部结构。我们能够适应所有的反馈模型调查在5%的水平，只使用两个自由参数，我们把这些光环参数的范围内的OWLS模拟调查的反馈模型的限制。对高- $k$的准确预测对于弱透镜测量至关重要，并且这些晕圈参数可以被视为滋扰参数，在未来的分析中边缘化，以减轻反馈细节的不确定性。最后，我们调查如何透镜观测量预测我们的模型相比，从模拟和HALOFIT的范围内的$k$切割和反馈模型和量化的角度尺度，这些影响变得重要。从本文中提出的模型计算功率谱的代码可以在https://github.com/alexander-mead/hmcode上找到
2016-05-10 astro-ph.CO
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic effects on weak-lensing two-point statistics and its cosmological implications
我们发展了一个扩展的\textit{the Halo Model}，解析地描述了由于重子物理的物质功率谱的修正。我们将这些修正推广到弱透镜剪切角功率谱。在每个晕内，我们的重子模型解释了：1）一个中央星系，其主要恒星成分的性质来自丰度匹配技术; 2）一个流体静力平衡的热等离子体和3）绝热收缩的暗物质成分。这种分析方法使我们能够将我们的模型与仅暗物质的情况进行比较。我们的基本假设进行了测试对流体动力学模拟Martizzi等。我们的重子模型只有一个自由参数，即$M_{\rm crit}$，它是一个临界晕质量，它标志着活动星系核反馈效应变弱的富气晕和反馈主导晕之间的转变。我们探索整个宇宙学参数空间，使用角功率谱在三个红移箱作为观察，假设一个欧几里德调查。我们推导出相应的宇宙学参数的约束，以及忽略重子物理的影响可能引入的偏差。我们发现，直到$\ell_{max}$ =4000，重子物理在宇宙学参数估计中起的作用很小。然而，如果一个人上升到$\ell_{max}$ =8000，宇宙学参数的边缘化误差可以显着减少，但忽略重子物理可能会导致恢复的宇宙学参数的偏差高达10 $σ$。如果考虑到主要的重子参数$M_{\rm crit}$，这些偏差就被消除了，它也可以和其他宇宙学参数一起被确定到1- 2%。
2014-10-24 astro-ph.CO
Non--power law behavior of the radial profile of phase--space density of halos
利用Del Popolo（2009）引入的模型，考虑了动力学摩擦、有序角动量和随机角动量、重子绝热收缩和暗物质相互作用的影响，研究了含有和不含有重子（重子+DM和纯DM）的$Λ$ CDM暗物质晕的赝相空间密度$ρ(r)/σ^3(r)$.我们研究了$ρ(r)/σ^3(r)$的径向依赖性超过9个数量级的星系和星系团尺度的结构半径。我们发现，$ρ(r)/σ^3(r)$是近似的幂律仅在晕半径的范围内解决目前的模拟（下降到0.1%的维里半径），而它有一个非幂律行为低于引用的规模，与内部轮廓随质量变化。对于由暗物质和重子组成的晕，非幂律行为更为明显，而仅由暗物质组成的晕，其角动量被选择为再现Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，其特征在于近似幂律行为。本文的结果导致得出结论，NFW类型的密度分布与$ρ(r)/σ^3(r)$的幂律行为相容，而那些向晕中心变平的密度分布，如Del Popolo（2009）或Einasto分布或Burkert分布中发现的密度分布，不能产生在所有半径处均为幂律的伪相空间密度的径向分布。这些结果反对赝相空间密度的普适性，因此也反对由暗物质和重子构成的密度分布的普适性，正如Del Popolo（2009）所讨论的那样。
2011-12-18 astro-ph.CO
Dissecting Galaxy Formation: II. Comparing Substructure in Pure Dark Matter and Baryonic Models
我们比较了纯暗物质（DM）晕与重子（PDM和BDM）存在下的子结构演化。Romano-Diaz等人（2009年）分析了原始晕。模型已经从相同的初始条件下使用约束实现，包括恒星形成和反馈。已经编制了一个全面的底晕目录，并分析了质量范围为10^8 Mo - 10^11 Mo的底晕的性质。我们发现晕下质量函数符合单一的幂律M_sbh^{alpha}，但检测到这些函数之间的不可忽略的偏移，PDM的alpha为-0.86，BDM的alpha为-0.98。总体而言，α随时间恒定，变化为+-15%。第二，我们发现，径向质量分布的subhalos可以近似的幂律，R^{gamma}与陡峭的半径周围的最大圆速度，Rvmax，在主晕。PDM的Gamma约为-1.5，BDM的Gamma约为-1，在Rvmax内部，外部更陡。我们发现subhalo人口和主晕DM之间的空间偏差很小。次晕人口表现出更少的三轴性与重子，在与总理晕。最后，我们发现，与直觉相反，BDM人口是在一个更快的速度比PDM一个中央30 kpc的素数内耗尽。虽然重子为次晕提供了大量的粘合剂，但主晕表现出相同的趋势。这确保了BDM晕底的更有效的潮汐破坏。这种效应可以被逆转，因为恒星演化和超大质量黑洞的反馈更有效，这将从中心驱逐重子，降低原晕的浓度。我们将我们的结果与Lactea和Aquarius模拟和其他已发表的结果进行比较。
2010-05-19 astro-ph.CO
The separate and combined effects of baryon physics and neutrino free-streaming on large-scale structure
我们使用cosmo-OWLS和BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件来探索重子物理（特别是来自活动星系核的反馈）和大质量中微子自由流对大尺度结构的单独和组合效应。我们专注于五个诊断：i）晕质量函数; ii）晕质量密度分布; iii）晕质量浓度关系; iv）晕的聚类;和v）物质的聚类;我们探索重子物理和中微子自由流的影响可以独立对待的程度。与以前的研究一致，我们发现活动星系核反馈和中微子自由流抑制总物质的功率谱，虽然它们的规模和红移的依赖性显着不同。活动星系核反馈的加入可以显著减小星系团和星系团的质量，并增加它们的尺度半径。这些效应导致质量浓度关系的振幅减小，并且在固定质量下晕自相关函数增大。中微子也降低了群和团的质量，但对它们的密度分布形状没有显着影响（因此也以与反馈类似的方式影响质量浓度关系和晕簇）。我们表明，除了少数例外，通过独立处理这些过程，重子物理学和中微子自由流对所有五种诊断的综合影响通常可以估计为优于百分之几的准确性（即，通过乘以它们各自的效果）。
2017-02-07 astro-ph.CO
The clustering of baryonic matter. I: a halo-model approach
本文推广了暗物质成团的晕模型，以产生宇宙中两种主要重子物质组分：恒星和热气的功率谱。作为一个自然的扩展，这也可以用来描述所有质量的聚类。根据晕模型的设计，各种物质成分的大尺度功率谱与束缚结构中每种成分的分布有物理联系，因此，最终与驱动星系和星系团形成的一整套物理过程有物理联系。除了对宇宙学和参数研究具有实用性外，本文提出的半解析模型还有其他优点。最重要的是，它允许人们在物理基础上了解每个物质组分对总质量聚集的相对贡献是什么，作为尺度的函数，因此它打开了一个有趣的新窗口，通过高精度的宇宙剪切测量来推断重子的分布。这对于未来的宽视场光度测量（如欧几里得）尤其重要。在这项工作中的模型和它的不确定性的概念进行了详细说明，而在配套文件中，我们使用一组数值流体动力学模拟显示的实际应用，并调查模型本身需要改进。
2014-04-07 astro-ph.CO
CFHTLenS: The relation between galaxy dark matter haloes and baryons from weak gravitational lensing
我们提出了一个研究的暗物质晕质量和宿主星系的重子含量之间的关系，量化通过光度和恒星质量。我们的调查使用154度2的加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）透镜和光度数据，从CFHT遗产调查。我们采用了一个星系星系透镜晕模型，使我们能够约束晕质量和卫星分数。我们的分析仅限于红移在0.2和0.4之间的透镜。我们把晕质量和重子可观测量之间的关系表示为幂律。对于光度-晕质量关系，我们发现红色星系的斜率为1.32+/-0.06，归一化值为1.19+0.06-0.07x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的最佳拟合斜率为1.09+0.20-0.13，归一化值为0.18+0.04-0.05x10^13 h70^-1 Msun。同样，我们发现红色星系的恒星质量-晕质量关系的最佳拟合斜率为1.36+0.06-0.07，归一化值为1.43+0.11-0.08x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的相应值为0.98+0.08-0.07和0.84+0.20-0.16x10^13 h70^-1 Msun。对于红色透镜体，随光度和恒星质量的增加，卫星体所占的比例趋于减少，当恒星质量为2 × 10^9 h70^-2 Msun时，样本几乎全部为卫星体。对于蓝透镜，无论光度或恒星质量如何，卫星部分通常接近于零。这与晕质量和重子示踪剂之间较浅的关系一起，直接证实了星系-星系透镜效应，…
2013-10-18 astro-ph.CO
Baryonic Post-Processing of N-body Simulations, with Application to Fast Radio Bursts
针对宇宙重子分布约束不足的问题，开发了基于N体模拟的CGMBrush算法以快速绘制暗物质晕周围气体剖面，并应用于研究星系晕重子分布对快速射电暴色散量统计特性的影响。
2022-07-12 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical Effect of the Turbulence of IGM on the Baryon Fraction Distribution
研究了星系际重子介质中湍流对重子分数分布的动力学影响。在充分发展的非线性区域，IGM将演变成湍流状态，包含强烈的和弯曲的激波，涡量和复杂的结构。湍流会导致IGM的密度和速度场与下面的无碰撞暗物质的密度和速度场不同。因此，重子分数f_b将偏离它的宇宙平均值。我们研究了这些现象与加权基本无振荡（WENO）的混合宇宙流体动力学/N体代码，这是有效的捕捉冲击和复杂的结构产生的模拟样本。我们发现，在几百kpc到几个Mpc的尺度上，重子分数的分布是高度不均匀的，f_b的变化范围从低到宇宙平均值的1%到几倍。我们进一步表明，IGM中的湍流压力是弱的尺度依赖性，并与质量约为10 ^11 h-1 M \odot的晕的引力能量密度相当。在质量等于或小于10 ^11 h^-1 M \odot的晕中，重子分数应该大大低于f_b^cosmic。数值计算结果表明，f_b从10^12 h^-1 M \odot附近晕质量尺度下的0.8 f_b^cosmic减小到10^11 h^-1 M \odot时的0.3 f_b ^cosmic，当晕质量小于10^11 h^-1 M \odot时，f_b进一步减小。f_b的强质量依赖性与观测结果相似。虽然模拟的f_b值比观测值高2倍，但IGM的湍流是导致质量为10 ^12 h^-1 M \leq的晕中重子物质明显缺失的重要动力学原因。
2011-03-05 astro-ph.CO
Super cuspy dark matter halos of massive galaxies due to baryon-driven contraction
Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Cambridge University Press（剑桥大学出版社）
该研究通过baryon驱动收缩解释了大质量星系中超尖锐暗物质晕的形成，提出新的方法推导暗物质晕并验证其重要性。
2023-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 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
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
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 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
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
