An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: II. Stripped Subhaloes
在论文中，我们使用的CUSP形式主义，从第一原理和没有一个自由参数的准确丰度和径向分布的扩散DM（dDM）和subhaloes吸积到晕和他们的祖先在所有以前的时间。在这里，我们使用这些结果作为初始条件的监测subhaloes和dDM内的主机晕的演变。具体而言，忽略动力学摩擦，我们准确地计算了重复的潮汐剥离和加热的影响，因为他们的主机晕内的轨道和推断的dDM和subsubhaloes，他们释放到内晕介质。然后，我们计算预期的丰度和径向分布的剥离subhaloes和dDM。这个推导澄清了晕浓度在子结构中的作用，并揭示了模拟中发现的一些关键特征的起源，包括子结构对晕质量的依赖。此外，还揭示了动摩擦对子结构的特殊影响。这里导出的结果是纯粹的吸积晕。在论文III中，我们完成了研究，解决低质量subhaloes的情况下，不受动力摩擦，在普通的晕遭受重大合并。
2021-10-05 astro-ph.CO
Abell 2744: Too much substructure for Lambda CDM?
Jauzac等人（2016）在Abell 2744中发现的大质量子结构由于其数量和靠近星团中心而对冷暗物质范式提出了挑战。我们使用一个最大的N体模拟，千年XXL，调查的大样本的大量暗物质晕的子结构。考虑了一系列影响与观测结果比较的影响，扩展了Jauzac等人（2016）进行的初步评估。模拟中有数十个总质量与Abell 2744相当或大于Abell 2744的晕。然而，我们没有发现质量子结构（> 5 10^13 Msun）的数量和分布与阿贝尔2744的观测结果接近的晕。极值统计的应用表明，我们需要模拟至少十倍于千禧XXL体积的物质，才能找到一个内部结构与阿贝尔2744相似的暗物质晕。解释星系团中大质量子结构的分布是等级模型需要解决的一个新障碍，这一障碍不会因为对重子物理学的诉求或对暗物质粒子性质的不确定性而减弱。
2017-02-02 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: I. Accreted Subhaloes
这是第一个系列的三篇论文致力于研究晕子结构的分层宇宙学的CUSP形式主义的手段。本文导出了暗晕和吸积在暗晕上的弥散暗物质（dDM）及其前身的性质。具体来说，我们与dDM目前在任何时候在晕间介质的真实宇宙或宇宙学模拟与相应的自由流动的质量或晕分辨率质量，分别，并建立subhaloes和它们的种子在初始密度场之间的联系。通过监测的崩溃和virialisation的晕，我们从第一原理，没有一个自由参数的丰度和径向分布的dDM和subhaloes吸积到他们身上。我们的预测与模拟结果非常一致，但对于预测的吸积dDM的分数，这是大于在以前的工作中报道的，因为他们只计算吸积到最后的晕上的dDM，而不是到它的祖先。这里所追求的推导澄清了子结构的一些关键特征的起源。总体而言，我们的研究结果表明，CUSP是一个强大的工具，了解晕子结构和扩展的模拟结果，以任意质量，红移和形成时间的晕在任何层次的宇宙学赋予随机高斯密度扰动。
2021-10-20 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
Modelling the line-of-sight contribution in substructure lensing
我们研究如何爱因斯坦环和放大弧的小质量的暗物质晕沿视线放置到引力透镜系统的影响。通过比较引力签名的视线晕与透镜星系内的子结构，我们得出一个质量红移关系，使我们能够重新调整检测阈值（即最低可检测质量）的子结构的检测阈值的视线晕在任何红移。然后，我们量化的视线的贡献，可以通过强引力透镜检测到的低质量物体的总数密度。最后，我们评估了不同质量和红移的子结构和视线晕之间的简并性，以提供对当前和未来检测的统计解释，目的是区分CDM和WDM。我们发现，视线晕统计上占主导地位的子结构，由一个量，强烈依赖于源和透镜红移，并选择暗物质模型。对于低透镜和源红移（对于SLACS透镜），子结构约占微扰子总数的30%，但对于高红移系统，子结构不到10%。我们还发现，对于具有足够高的信噪比和角分辨率的数据，双透镜平面配置产生的非线性效应使得人们能够通过观测恢复视线晕红移。在68%的置信水平下，绝对误差精度为0.15。
2018-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
Substructure of fuzzy dark matter haloes
通过求解与质量相关的势垒函数的偏移集问题，导出了模糊暗物质的晕质量函数。我们发现，与Sheth-Tormen HMF的FDM方法相比，我们的方法具有更高的截止质量，并且截止质量随红移的变化不太强烈。使用合并树构造与修改后的版本的莱西和科尔形式主义，占抑制小尺度功率和FDM晕的尺度依赖性的增长和半解析GALACTICUS代码，我们研究了统计的晕子结构，包括从动态摩擦和潮汐剥离的影响。我们发现，如果暗物质是冷暗物质（CDM）和FDM的混合物，则在小尺度上会对晕子结构产生抑制，这可能能够解决纯CDM模型所面临的缺星问题。随着FDM分数的增加或FDM质量的减少，抑制变得更强。因此，它可以用于约束FDM模型。
2016-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Haloes gone MAD: The Halo-Finder Comparison Project
我们提出了一个详细的比较基本的暗物质晕属性检索大量不同的晕发现者。这些代码涵盖了广泛的技术，包括朋友的朋友（FOF），球形过密度（SO）和相空间为基础的算法。我们进一步介绍了一个强大的（和公开可用的）测试场景套件，允许光环查找器开发人员比较他们的代码的性能与这里提出的。这一套包括模拟晕包含各种层次和分布的子结构在一系列的决议，以及宇宙学模拟的大尺度结构的宇宙。所有测试的光环寻找代码可以成功地恢复我们的模拟光环的空间位置。他们进一步返回了（可能）属于该对象的粒子列表，这些粒子导致圆速度剖面的最大值与达到的半径值重合。基于配置空间的所有发现者都在努力恢复位于靠近宿主晕中心的子结构，并且恢复的质量的径向依赖性因发现者而异。那些基于相空间的发现者可以解决中心子结构，但他们发现，准确地恢复其属性的困难。通过分辨率研究，我们发现大多数发现者不能可靠地恢复包含少于30-40个粒子的子结构。然而，在这里，相空间发现者也通过将子结构解析到10-20个粒子而表现出色。通过使用高分辨率宇宙学体积比较晕发现者，我们发现他们在天体物理学意义的基本性质（例如质量，位置，速度和旋转曲线的峰值）上非常一致。
2011-04-05 astro-ph.CO
Orbital parameters of infalling satellite haloes in the hierarchical $Λ$CDM model
本文给出了质量范围为$10^{12}-10^{14}$ M $_\odot$的$Λ$ CDM晕坠落卫星的轨道参数分布，它代表了宿主晕内部子结构随后演化的初始条件。我们使用合并树构造在一个高分辨率的宇宙学N体模拟跟踪卫星晕，并确定的时间。我们发现显着的趋势与主机晕质量和卫星的主机晕质量的比例的轨道参数的分布。对于所有的主机晕质量，卫星的落质量是一个较大的分数的主机晕质量有更多的偏心，径向偏置的轨道。在固定的卫星与宿主晕质量比，高质量的晕偏向于吸积卫星上稍微更径向轨道。为了充分表征轨道分布，需要拟合两个选定的轨道参数（例如径向和切向速度或能量和角动量）的相关二元分布。我们提供了简单的适合一个选择的二元分布，当忠实地转换，捕捉任何预测的一维分布的行为。
2015-01-27 astro-ph.CO
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
The Phoenix Project: the Dark Side of Rich Galaxy Clusters
我们介绍凤凰计划，一套$Λ$ CDM模拟的暗物质组成的9个丰富的星系团。每个集群至少在两个不同的数值分辨率进行模拟。对于其中的八个，最高分辨率对应于维里半径内的$\sim 130$百万个粒子，而对于一个，这个数字超过十亿。我们研究了这些系统的结构和子结构，并将其与Aquarius项目中以可比分辨率模拟的六个星系大小的暗物质晕进行了对比。这种比较突出了CDM晕结构和亚结构的近似质量不变性。我们发现在球形平均质量，伪相空间密度，和速度各向异性配置文件的宝瓶座和凤凰晕的差异不大。当按宿主晕的维里性质进行缩放时，尽管水瓶座和凤凰座晕的维里质量相差大约三十年，但子晕的丰度和径向分布也非常相似。最显著的区别是，星系团晕是最近才组装起来的，因此比星系晕要松弛得多，这导致了规则性降低，晕到晕的散射增加，与平均趋势有相当大的偏差。这加剧了单个簇的强非球面性对表面密度分布的影响，在给定半径下，表面密度分布可能会变化高达三倍，具体取决于投影。一些强透镜团簇的高表观浓度可能很好地反映了这些影响。最近的一次装配也解释了为什么凤凰光环中的子结构比水瓶座稍微丰富，特别是在内部区域。然而，在凤凰星系团中，分解的次晕只贡献了位力质量的$11 \pm 3%$。.
2012-06-25 astro-ph.CO
Warm Dark Haloes Accretion Histories and their Gravitational Signatures
我们研究团簇在温暖的暗物质（WDM）模型的热产生的暗物质粒子$0.5$千电子伏的质量。我们发现，尽管集群在WDM宇宙学具有类似的密度分布，其冷暗物质（CDM）的同行，内部属性，如数量的子结构，显示出显着的差异。该结果是令人惊讶的，因为簇的质量尺度比结构形成被抑制的质量尺度大{ \em一千倍}。WDM集群通过平滑吸积获得更多的质量，并且包含比CDM兄弟更少的子结构。更高的平滑质量吸积导致物理上更扩展和更低密度的次晕。这些细微的差异可以通过强引力透镜来探测。我们发现，出乎意料的是，WDM集群有{ \em更高}的透镜效率比那些在CDM宇宙学，相反的天真的期望，WDM集群应该是效率较低，由于它们包含的子结构少。尽管密度较低，但较大的WDM子晕更有可能比CDM子晕具有更大的透镜截面。此外，WDM子晕通常位于更大的距离，这径向拉伸了与强引力透镜相关的临界线，导致在$\sim2σ$水平上具有大径向横截面的集群数量过多。尽管单个簇的透镜轮廓随视线而显著变化，但基于$\gtrsim100$簇的样本的径向弧分布可能被证明是WDM存在的关键测试。
2014-06-13 astro-ph.CO
The cosmic web and the orientation of angular momenta
我们使用一个64 $h^{-1}$ Mpc的暗物质（DM）唯一的宇宙学模拟来研究大尺度方向的晕和子结构的宇宙网络。基于速度剪切张量的网络分类方案用于分配给模拟中的每个晕的网络类型：结，细丝，片材或空隙。使用$\sim10^6$晕跨度~3个数量级的质量的方向的晕的自旋和轨道角动量的subhaloes相对于本征矢量的剪切张量进行检查。我们发现，轨道角动量的subhaloes倾向于对齐的中间特征向量的速度剪切张量的所有晕在结，丝和片。这一结果表明，子结构的运动学位于一个晕的男性化区域内的深处是由它的下降，这反过来又是由大规模的速度剪切，一个令人惊讶的结果给出的男性化性质的晕确定。因此，在z = 0时测得的角动量上，印上了次晕吸积的非随机性质。我们还发现，晕的自旋轴是与第三个本征向量的速度剪切张量的丝和片：晕的自旋轴点沿丝和宇宙片的平面。
2012-01-16 astro-ph.CO
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Number Density Profile of Haloes
本文提出一种新的暗晕星系数密度轮廓模型，以替代NFW轮廓，更准确地描述星系偏向暗晕外围的分布，并通过DARKSAGE模拟和SDSS DR10数据验证其能更好地再现晕占据分布和星系两点相关函数。
2023-09-25 astro-ph.CO
Excess of substructure due to primordial black holes
本文通过宇宙学模拟研究原初黑洞对低质量晕和子晕丰度的影响，发现其可导致子结构显著过剩，并可通过强透镜和星系团亮度涨落来约束暗物质中原初黑洞的比例。
2025-09-23 astro-ph.CO
Boosting the 21 cm forest signals by the clumpy substructures
我们研究的贡献subhalos的21厘米森林信号。晕可以容纳子结构，并且包括那些小尺度团块的影响可以潜在地提高21 cm光学深度，有利于检测21 cm森林信号。我们估计的升压因子表示的光学深度的比率，由于subhalo的贡献，由于主机晕单独（没有subhalos）。即使对于质量为$10^5 M_{\odot}$级的小主体晕，光学深度提升因子可以忽略不计，但是对于质量为$10^7 M_{\odot}$级的主体晕，次晕贡献可以将光学深度提高一个数量级。通过在与21 cm森林信号相关的晕质量范围上积分而获得的所得21 cm吸收线丰度由于子结构而可以增强高达$10\%$阶。对于21 cm森林检测，较大宿主晕的较大增强因子将是特别感兴趣的，因为较大宿主晕对21 cm森林信号的贡献较小，这是由于它们比较小宿主晕具有更高的温度和更少的丰度。因此，subhalos可以很好地帮助更大的主机晕更重要的信号估计，不考虑subhalos，可能不会给21厘米森林信号的贡献。
2023-03-07 astro-ph.CO
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
The Effects of Halo-to-Halo Variation on Substructure Lensing
我们探讨了星系大小的暗物质晕中暗物质子结构的晕-晕变化，重点研究了它对强引力透镜系统的影响。我们发现，投影半径的3%的主机晕维里半径的投影半径内的投影子结构的质量分数的中值约为fsub ~ 0.25%，但方差是大的95百分位数范围为0 <= fsub <= 1%。我们量化可能的影响，子结构上的四倍成像透镜系统使用的尖点关系和简单的统计，Rcusp。我们估计，从子结构效应中观察到的R尖点的大值的概率大约为~10^-3 ~10^-2。我们考虑了各种可能的主机晕属性和子结构属性之间的相关性，以探测可能的样本偏差。特别是，低浓度的主机暗物质晕有更大的子结构，并产生更大的Rcusp值更频繁。然而，没有已知的观测偏差，将驱动观察到的四倍成像类星体由低浓度透镜晕产生。最后，我们表明，子结构的质量分数是一个相对可靠的预测值的Rcusp。
2011-09-16 astro-ph.CO
Effects of Dark Matter Substructures on Gravitational Lensing: Results from the Aquarius Simulations
我们使用高分辨率的宝瓶座模拟银河系大小的晕在LCDM宇宙学研究暗物质子结构对引力透镜的影响。每个晕在其维里半径内可以分辨出约10^8个粒子（质量分辨率约为10^3-4 M_sun/h）。质量大于10^5 M_sun/h的次晕被很好地分辨出来，比以前的透镜研究至少提高了两个数量级。我们将重子组件建模为赫恩奎斯特配置文件和帐户的暗物质通过绝热收缩的响应。我们专注于“异常”的通量比问题，特别是对违反尖焦散关系由于子结构。我们发现，质量小于~ 10^8 M_sun/h的次晕在引起通量异常方面起着重要作用;这种低质量的次晕在以前的研究中一直没有得到解决。不同晕之间和同一晕的不同投影之间的预测通量比有很大的分散性。在某些情况下，预测的异常通量比的频率与射电透镜观察到的频率相当，尽管在大多数情况下并非如此。模拟再现所观察到的尖瓣透镜违规的概率约为0.001。因此，我们的结论是，在宝瓶座晕的中心区域的子结构的量是不够的，以解释所观察到的频率违反尖焦散关系。这些结论完全是基于我们的暗物质模拟，忽略了重子对次晕生存能力的影响。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Haloes and Host Galaxies of MgII Absorbers at z~1
单离子化镁（Mg II）的强前景吸收特征通常在类星体的光谱中观察到，并被认为可以探测广泛的银河系环境。到目前为止，通过与发光星系的大尺度互相关，对介于其间的Mg II吸收体的平均暗物质晕质量的测量被限制在z<0.7。在这项工作中，我们交叉关联了21个强（Wλ2796>0.6 °A）Mg II吸收系统，这些系统来自斯隆数字巡天数据发布7的类星体光谱，与来自DEEP 2星系红移巡天的约32，000个光谱确认的星系在0.7<z<1.45。我们测量的暗物质（DM）晕偏差b_G=1.44 \pm 0.02和b_A=1.49 \pm 0.45的DEEP 2星系和Mg II吸收体，分别表明它们的集群振幅大致一致。我们对Mg II吸收体测量的具有偏差的晕具有1.8（+4.2/-1.6）\times 10^12 h-1 M_sun的相应质量，尽管实际平均吸收体晕质量将取决于DM晕内吸收体的精确分布。该质量估计值与z=0.6时的观测值一致，表明典型Mg II吸收体的晕质量不会从z~1显著演化。另外，我们还测量了DEEP 2星系周围60 h-1 kpc内Wλ2796>0.6 μ m的平均气体覆盖率f =0.5，并且发现在40 h-1 kpc的投影距离之外，没有强的Mg II吸收。虽然恒星形成z>1的DEEP 2星系被认为表现出普遍的蓝移Mg II吸收，但我们在我们的小样本中没有发现直接证据将Wλ2796…
2011-06-08 astro-ph.CO
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity Structure Diagnostics of Simulated Galaxy Clusters
星系团团内热介质中的气体运动对X射线观测确定星系团质量有重要影响。为了实现精确的质量测量，除了静液压支持之外，还必须考虑相应的动态压力。ICM的模拟集群大小的晕，特别是专注于旋转模式的速度结构的分析，已被执行，证明他们是一个间歇性的现象，强烈相关的内部动态的子结构。我们发现，由于质量组装的预期建立的旋转很容易被破坏的通道的富含气体的子结构靠近中心区域。然而，如果建立了典型的旋转模式，则相应的质量贡献估计高达最内部区域总质量的~17%，将分析扩展到更大的模拟晕样本，我们统计地观察到：（i）最内部区域中气体速度的旋转分量的分布具有~200- 200的典型值。300 km/s;（ii）除了少数异常值外，没有像我们从接近松弛组态所期望的那样，自转速度随红移减小而单调增加。因此，旋转的建立受到内部动力学的强烈影响的假设得到了证实，并且像富含气体的子结构这样的小事件可以很容易地破坏任何有序的旋转模式。
2010-12-07 astro-ph.CO
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
Population III Star Clusters in the Reionized Universe
在宇宙的再电离区域，气体只能坍缩形成质量足够大的暗物质（DM）晕中的恒星。如果在红移z >~ 20的DM晕的微晕祖先中阻止了恒星的形成，那么这些晕将不会自我富集金属，因此可能会形成第三星族（Pop）恒星。我们估计的上限，从而形成在再电离宇宙中，作为一个函数的红移的丰度波普III星团。根据恒星形成的最小DM晕质量，在2 <~ z <~ 7处可以观测到每平方度1到1000个波普III星团。因此，可能有足够数量密度的Pop III星团，可以在詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）进行的深宽巡天（DWS）等巡天中探测到。我们预测，在再电离后形成的Pop III星系团最有可能在z >~ 3处发现，并且在质量为~ 10^11 M_Sun的DM晕的~ 40弧秒（~ 1 Mpc共动）范围内，DM晕是z ~ 20处的晕的后代，它们是第一个开始再电离的星系。如果恒星的初始质量函数（IMF）是头重脚轻的集群可能有足够高的亮度在两个Ly_alpha和He II的E1640被检测到，并对Pop III IMF的约束。虽然一小部分质量高达~10^9 M_Sun且红移z <~ 4的DM晕由于其前身星的形成而没有被富集，但由于星系风引起的外部金属富集可能会阻止大部分未被富集的晕形成Pop III星，甚至可能在再电离完成后完全阻止原始晕中的恒星形成。
2010-01-14 astro-ph.CO
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Setting the Stage: Structures from Gaussian Random Fields
我们在一组宇宙学模拟中研究结构的形成，以揭示导致当今结构形成的初始密度场中的尺度。我们的模拟共享一个共同的原始功率谱（这里的Lambda-CDM），但引入层次变化的相位信息，使我们能够系统地研究尺度，确定在以后的时间结构的形成。我们考虑z=0统计量的方差，如物质功率谱和晕质量函数。我们还定义了一个标准的存在个别晕模拟，并确定在初始密度场的尺度包含足够的信息，非线性形成独特的晕。我们研究了不同尺度上的变化如何影响单个晕的质量、浓度、位置和速度等特征，并给出了不同质量晕的标度关系。最后，我们用一个集群质量晕的例子来展示我们的初始密度场的分层参数化可以用来创建特定对象的变体。随着性质，如质量，浓度，运动学和子结构的晕设置在不同的和明确的尺度，其独特的能力，引入局部化的变化在真实空间中，我们的方法是一个强大的工具来研究宇宙学模拟中的结构形成。
2020-03-09 astro-ph.CO
The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments
宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。
2013-03-07 astro-ph.CO
The Abundance and Structure of Subhaloes near the Free Streaming Scale and Their Impact on Indirect Dark Matter Searches
暗物质粒子的自由流动运动在物质功率谱中留下了一个截止点，并设定了最小暗物质晕的尺度。最近的宇宙学$N$体模拟表明，在自由流尺度附近的晕中，中心密度尖点比更大质量的晕中要陡得多。在这里，我们研究的丰度和结构的subhaloes附近的自由流标度在非常高的红移使用一套前所未有的大宇宙学$N$体模拟，在很宽的范围内的主机晕质量。的subhalo丰度被抑制强烈低于自由流动的规模，但subhalo质量函数之间的比率，在截止和没有截止模拟是很好地拟合由一个单一的校正函数，无论主机晕质量和红移。在subhaloes，中央的斜坡是相当浅，比在现场晕，但是，仍然比NFW的配置文件陡峭。与此相反，在晕下的浓度明显大于晕，并取决于晕下的质量。我们比较了两种方法外推的质量浓度关系的晕和subhaloes z=0，并提供了一个新的简单的拟合函数subhaloes，一套大的宇宙学$N$体模拟的基础上。最后，我们估计湮没助推因子的牛奶路大小的晕是1.8和6.2之间。
2020-01-09 astro-ph.CO
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Segregation of Dark Matter Substructure
我们提出了第一个全面的分析分离的暗物质subhaloes在其主机晕。使用数值模拟，我们研究了12个不同的subhalo属性的轨道能量和晕中心半径（在真实空间以及投影）的隔离。吸积红移使暗晕强烈分离，这是其宿主晕由内而外组装的结果。由于较早被吸积的次晕经历了更多的潮汐剥离，在下沉时失去了大部分质量的次晕处于更多的束缚轨道上。在吸积时，深晕的质量和最大圆周速度也有很强的分离。我们证明，这种隔离的一部分已经印在下降的条件。对于大质量的次晕，它随后被动力学摩擦所推动，但仅在它们的第一个径向轨道期间。这两种效应的影响被抵消，不过，事实上，更大的吸积质量的subhaloes吸积后。由于潮汐剥离，subhaloes揭示了很少或没有分离的现代质量或最大圆周速度，而相应的扭矩导致subhaloes在更多的约束轨道有较小的自旋。有一个微弱的倾向，形成较早的subhaloes被隔离向他们的主机晕，这是一个间接的后果，即（子）晕形成时间与其他相关的中心，强烈隔离的属性。我们讨论了我们的研究结果的星系群和星系团的卫星星系的隔离的影响。
2015-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bloodhound Unleashed: Particle-based Substructure Tracking for Cosmological Simulations
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）
Bloodhound算法通过改进的子结构跟踪方法，在宇宙模拟中更准确地追踪暗物质晕内子晕，从而提高对暗物质性质和银河卫星系的研究能力。
2026-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred Project: The gas disruption of infalling objects in cluster environments
我们分析的气体含量的演变落晕在集群环境中的三百项目，收集了324个数值模拟的星系团。我们样本中的晕是在$z=0$的主星系团晕的$5R_{200}$内选择的，总晕质量为$M_{200}\geq10^{11} h^{-1} M_{\odot}$。我们追踪了它们的主要祖先，并研究了它们进入陷落区后的气体演化，我们将其定义为$1-4R_{200}$。使用完整的相空间信息和视线投影来研究我们种群的径向趋势，我们证实了Arthur等人（2019）的结果，并确定了3D中$1.7R_{200}$周围和投影中$R_{200}$的特征半径，在该半径处，下落晕在下落之前几乎失去了所有的气体。分裂的subhalo状态的趋势，我们表明，subhaloes居住在集团质量和低质量的主机晕在下降区域遵循类似的径向气体损失的趋势，作为他们的主机，而subhaloes的集群质量主机晕被剥夺了他们的气体更远。我们的研究结果表明，下落的对象遭受显着的气体中断，相关的时间，因为-infall，集群为中心的距离和主机质量，气体中断，他们的经验是一个组合的subhalo预处理和对象气体耗尽在一个半径的行为像吸积冲击。
2021-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The host dark matter haloes of the first quasars
本研究通过流体动力学模拟预测了z>6类星体伴星系的速度分布，发现其随宿主暗物质晕质量变化，并与观测对比，证明大质量宿主晕（≥5×10^12 M⊙）更可能，速度分布比计数更可靠。
2024-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Influence of Subhaloes on Host Halo Properties
本研究基于高分辨率放大N体模拟，分析排除子暗晕后银河系质量与星系团质量暗晕的浓度、自旋及形状的变化，发现子暗晕会导致暗晕性质测量偏差，偏差幅度主要与移除的子暗晕质量相关。
2023-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of LMC/M33-mass dwarf galaxies in the EAGLE simulation
在EAGLE星系形成模拟中，我们研究了与大麦云（LMC）和M33相似的恒星质量的矮星系的人口。在这个领域，星系居住在晕中，恒星与晕的质量比为$1.03^{+0.50}_{-0.31}\times10^{-2}$（68%的置信水平）;像LMC这样的系统，有一个SMC质量的卫星，居住在大约1.3倍的晕中，这表明LMC晕质量为$M_{200}=3.4^{+1.8}_{-1.2}\times10^{11}M_\odot$（68%的置信水平）。矮星的颜色分布是双峰的，红色星系（$g-r>0.6$）主要是卫星星系。红LMC质量矮星的比例是15%的中心，而对于卫星，这一比例随着宿主质量的增加而迅速增加：从银河系（MW）质量晕卫星的10%到近90%的集团和集群卫星。猝灭时间尺度，定义为时间后，当一半的卫星已获得红色，主机质量从${>}5$陀螺MW质量主机到$2.5$陀螺集群质量主机。与场星系相比，MW质量晕的卫星星系具有更高的恒星形成率和更蓝的颜色。这是由于在吸积后不久，气体压缩引发了恒星形成的增强。LMC和M33都增强了最近的恒星形成，这可能是这一过程的表现。在进入它们的MW质量的宿主之后，LMC质量的矮星的$g-r$颜色在前2个Gyrs变得更蓝，之后它们迅速变红。LMC质量的矮星只是相对最近才落入它们的MW质量宿主，其中一半以上的进入时间小于3.5 Gyrs。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Major mergers between dark matter haloes -- I. Predictions for size, shape, and spin
单个暗物质晕的结构特性，包括形状、自旋、浓度和亚结构，都与晕的生长历史有关，但两者之间的确切联系尚不清楚。一个悬而未决的问题，特别是重大合并晕结构的影响。我们已经进行了大量的模拟隔离晕与各种密度分布之间的二进制等质量合并，映射出的初始条件和合并参数和结构之间的关系的最终残留物。在本文中，我们描述了我们的初始设置和分析方法，并报告合并残留物的大小，形状和自旋的结果。合并的结果最容易理解的尺度无量纲能量参数$κ$和角动量（或自旋）参数$λ$。我们发现轴比$c/a$与能量$κ$大致成线性比例，而轴比$c/b$与自旋$λ$成线性比例。在质量上，径向轨道上的合并产生扁长的残余物，而切向轨道上的合并产生扁圆的残余物。残余物的自旋可以从角动量守恒来预测，而整体大小的变化为$\sim κ^{-5}$，正如在恒定平均密度下的自相似标度所预期的那样。我们讨论了这些简单的模式的潜在的宇宙学应用。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
