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
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
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 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
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
Spherical collapse of dark matter haloes in tidal gravitational fields
我们研究了在不同暗能量场景中存在外部引力潮汐剪切场的球形坍缩模型，并研究了其对质量函数和星系团数计数的影响。虽然以前的研究剪切和旋转对$δ_\mathrm{c}$的影响已经进行了积极的动机模型，我们试图避免这种模型的依赖性和样本的外部潮汐剪切值直接从统计的基础上线性演变的密度场的基础上一阶拉格朗日摄动理论。在这种自洽的方法，在这个意义上，我们限制我们的治疗尺度的线性理论仍然适用，只有波动大于规模的考虑对象被纳入采样过程中，自然引入了质量依赖性的$δ_\mathrm{c}$。我们发现，剪切效应是占主导地位的较小的物体和在较低的红移，即。e.对$δ_\mathrm{c}$的影响等于或低于$Λ$ CDM模型的百分比水平。对于暗能量模型，我们也发现了小但明显的差异，类似于$Λ$ CDM。位力超密度$Δ_\mathrm{V}$几乎不受外部剪切的影响。现在的质量依赖$δ_c$被用来评估不同的暗能量的情况下的质量函数，然后预测集群数量计数，这表明，忽略剪切的贡献可能会导致偏差的顺序$1σ$宇宙学参数，如$Ω_\mathrm{m}$，$σ_8$或$w$的估计。
2016-06-29 astro-ph.CO
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
Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 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
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
Scaling relations, dynamical heating and tidal disruption in spin $s$ ultralight dark matter models
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）
研究自旋s超轻暗物质模型中自相似关系、动力学加热及潮汐破坏特性，揭示自旋对暗物质晕结构和卫星破坏时间的影响。
2025-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum - mass relation for dark matter haloes
本文利用N体模拟研究了天体角动量$J$与质量$M$之间的经验关系，即$J=βM^α$、$J-M$关系。特别是，我们调查的时间演化的$J-M$关系，研究如何初始功率谱和宇宙学模型影响这种关系，并测试其起源的两个流行的模型-力学平衡和潮汐扭矩理论。我们发现在$Λ$ CDM模型中，$α$从高红移$z$处的值$\sim 1.5$开始，单调增加，最后在$z=0$附近达到$5/3$，而$β$则从一开始随时间线性演化，达到最大值后减小，最后稳定.提出了一个三制度的计划，以了解这一新观察到的图片。我们表明，潮汐扭矩理论占这个时间演化行为的线性制度，而$α=5/3$来自维里平衡的晕。线性区的$J-M$关系包含了功率谱和宇宙学模型的信息。本文还研究了不同环境和不同合并历史的晕的$J-M$关系，以研究晕的非线性演化效应。从而获得对$J-M$关系的更新的和更完整的理解。
2017-06-08 astro-ph.CO
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold dark matter subhaloes at arbitrarily low masses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在一个非常大的低质量晕群，低至行星大小的质量。然而，当它们被吸积到更大数量级的晕上时，它们的命运仍然是根本不确定的。一些数值探索发现，subhaloes是非常有弹性的潮汐，但分辨率的限制，很难探索潮汐演变在任意低的质量。严重剥离的浅晕的结构特性是什么？潮汐效应是否会破坏低质量CDM亚晕？在这里，我们专注于宇宙动力的subhaloes轨道CDM主机，并表明，subhaloes的任何初始质量可以剥离到任意小的质量分数。我们表明，以前的数值结果可以复制一个简单的模型，描述潮汐演变为一个渐进的“剥离”的能量空间和随后的re-virialization。在所有质量下，潮汐加热都可以有效地被忽略，因为它的重要性i）对于吸积时质量减小的次晕不会增加，并且ii）随着剥离的进行，它会减少。这使我们能够预测分析的结构特性的subhaloes与任何初始质量和任意程度的质量损失。假设CDM晕有中心发散的密度分布和近似各向同性的相空间分布，我们的研究结果证明，非常低的质量的subhaloes是一个强大的预测的CDM模型：作为晕，CDM subhalo人口扩展和丰富的非常低的质量。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 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
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
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
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
Tidal adaptive softening and artificial fragmentation in cosmological simulations
本文研究在宇宙学N体模拟中采用基于潮汐场的自适应软化能否抑制人为碎裂，发现其虽提升力精度但未显著减少伪暗晕，仅改变暖暗物质中暗晕形成时间，并提出减少伪暗晕的潜在策略。
2025-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
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
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
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
Peaks above the Maxwellian Sea: A New Approach to Finding Substructure in N-Body Haloes
我们描述了一种新的算法，从N体模拟中寻找暗物质晕内的子结构。该算法依赖于这样的事实，即晕中动态不同的子结构将具有显著不同于平均值的{ \em局部}速度分布，即平滑背景晕。我们使用粗粒度的细胞为基础的方法来表征大尺度的平均场，而核平滑过程被用来确定当地的速度分布。比较这两个估计的比率，使我们能够识别出相对于背景在速度空间中强烈聚集的粒子，从而驻留在子结构中。从这个离群值群体中，使用类似于双曲线的方法来识别组。使用泊松噪声参数拒绝误报。这种方法不需要搜索光环的完整相空间结构，这是一项重要的任务，因此在计算上是有利的。我们将我们的算法应用到几个测试案例中，并表明它不仅可以识别subhaloes，相空间中的约束超密度，但可以恢复潮汐流具有高纯度。我们的方法甚至可以找到在物理空间或相空间中不显着过密的流。
2011-07-21 astro-ph.CO
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse dark matter haloes in Two-field Fuzzy Dark Matter
本文通过高分辨率宇宙学模拟，首次揭示双场模糊暗物质模型中暗物质晕的多样结构，发现其孤子核心形态取决于形成时间与潮汐环境。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 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
Mass reconstruction and noise reduction with cosmic-web environments
研究星系聚集中的随机性问题，提出利用暗物质晕的宇宙网环境信息结合线性偏置，有效降低两点统计中的随机性，显著提升信号噪声比，且与暗物质晕质量信息互补。
2024-03-23 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
The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions
The University of Tokyo（东京大学）；Center for Data-Driven Discovery (CD3), Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心 (CD3)，Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，UTIAS，东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS), The University of Tokyo（Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，东京大学高级研究学院 (UTIAS)，东京大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。
2026-07-14 astro-ph.CO
A high-resolution cosmological simulation of a strong gravitational lens
我们使用EAGLE星系形成模型对10^13 Msun星系群及其环境（维里半径的10倍）进行了宇宙流体动力学模拟。利用一种新的技术来提高暗物质计算的分辨率，而不依赖于气体的分辨率，模拟解决了质量为5 × 10^6 Msun的暗物质晕和亚晕。因此，它是有用的研究的丰度和性质的晕和subhaloes在强透镜测试的冷暗物质模型的目标。我们估计的晕和subhalo质量函数，并讨论它们是如何受到影响的模拟中的重子的列入和环境。我们发现，晕和次晕质量函数在流体动力学模拟比在其暗物质只有对应的振幅较低。这反映了在流体动力学模拟中由于再电离和星系风导致的气体早期损失而导致的晕增长减少，此外，在晕下，由于存在大规模中央星系而导致的宿主晕内潮汐效应增强而导致的中断。晕的分布是高度各向异性的，反映了质量吸积到星系团上的惯性特征。结果，结构的数量随着观察方向而显著变化。当在投影中观察时，当包括重子时，晕中心附近的结构的中值数量减少了两倍。
2021-02-03 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum evolution can be predicted from cosmological initial conditions
暗物质晕的角动量控制着它们的自旋大小和方向，这反过来又影响着其中的星系。然而，暗物质晕获得角动量的过程还没有完全了解;特别是，还不清楚角动量的增长是否是随机的。为了解决这个问题，我们扩展了遗传修饰技术，允许在初始条件下控制任何区域的角动量。使用这种技术来产生一系列修改后的模拟，然后我们可以研究是否可以从初始条件的变化中准确预测演化宇宙中特定区域的角动量的变化。我们发现，在修改后的初始条件的区域的角动量可以预测2和4倍之间更准确地比预期的应用潮汐扭矩理论。在分析晕的角动量时，这个结果被掩盖了，因为晕外围的粒子主导了角动量预算。我们的结论是拉格朗日补丁的角动量是高度可预测的初始条件，与明显的混沌行为被随机变化驱动的任意边界定义的晕。
2021-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A sea of tides: star formation and the central-satellite dichotomy in a continuum of tidal environments
环境依赖的双峰分布的恒星质量（$M_\ast$）和特定的恒星形成率（sSFR）的星系，和它的解释的中央卫星二分法，形成了我们目前的理解星系演化的层次结构形成范式的基石。我们重新审视这个框架中的IllustrisTNG模拟的背景下，最极端的本地潮汐各向异性$α_{\rm peak}$经历了每个星系在宇宙时间，这是一个很好的代理环境的影响。我们发现，虽然共享一个共同的单调$M_\ast$ - $v_{\rm peak}$关系，中央，卫星和“飞溅”星系定义一个层次的增加$α_{\rm peak}$。我们还发现，小晕中的对象的sSFR不受反馈从一个活跃的核通常随着增加$α_{\rm peak}$而减少。我们的结果支持另一种观点，即星系可以通过$α_{\rm peak}$的值来识别;即，与其将星系置于中心-卫星二分法，不如根据其在潮汐环境连续体中的位置对其进行分类。这种概念上的转变可能会对星系演化和星系-暗物质的联系产生更有力的理解，例如，在精确建模微妙的影响，如sSFR诱导的二次聚类。
2020-09-07 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
Where will supersymmetric dark matter first be seen?
如果暗物质是由超对称粒子组成的，那么费米卫星上的大面积望远镜等伽马射线观测站可能会探测到来自星系晕和星系团的湮灭辐射。最近的许多努力都致力于在银河系的矮卫星周围寻找这种信号。使用一套新的高分辨率模拟星系团晕（凤凰计划），再加上宝瓶座模拟银河系一样的星系晕，我们表明，更高的信噪比和同样干净的信号，事实上，预测来自附近丰富的星系团。大部分的星系团发射是由质量小于太阳的小次晕产生的。我们的两组模拟涵盖了大范围的质量尺度，使我们能够推断出这些小（和未解决的）质量的物理动机外推。由于潮汐效应会破坏晕内密集区域的次晕，因此预测大多数星系团的辐射来自大半径，这意味着最近和最亮的系统应该比费米的角分辨率限制更大。最有希望的检测目标是像Coma和Fornax这样的集群，但是如果要最大限度地找到这种微弱信号，检测算法必须调整到预测的发射轮廓。
2011-09-16 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Angular Momentum and Vortex Formation in Bose-Einstein-Condensed Cold Dark Matter Haloes
粒子物理学标准模型的扩展预测了非常轻的玻色子，范围从QCD轴子的10 ^{-5} eV到超轻粒子的10 ^{-33} eV，这可能是宇宙中的冷暗物质（CDM）。如果是这样，它们的相空间密度必须足够高，以形成玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）。BEC-CDM动力学的流体性质不同于标准的无碰撞CDM（sCDM），因此星系晕的观测可能会区分它们。sCDM在小尺度上的星系观测中存在问题，BEC-CDM可以在大范围的粒子质量m和自相互作用强度g下克服这些问题。对于半径为R、质量为M的星系尺度上的量子相干性，德布罗意波长λ_deB <~R，要求m>~m_H \cong 10 ^{-25}（R/100千秒差距）^{-1/2}（M/10 ^{1/2} M_solar）^{-1/2} eV，否则lambda_deB <<R，但自相互作用平衡重力，要求m>> m_H和g>> g_H \cong 2 x 10 ^{-64}（R/100 kpc）（M/10 ^{12} M_solar）^{-1} eV cm ^3。在这里，我们研究的角动量的影响，很大程度上被忽视。自旋参数λ \cong 0.05是由大尺度结构的潮汐扭矩，就像sCDM。由于实验室BEC如果旋转得足够快，就会产生量子涡旋，因此我们要问，这种角动量是否足以在BEC晕中形成涡旋，从而影响它们的结构，并产生潜在的可观察到的后果。最小角动量L_{QM} …
2012-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
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
Which filaments matter: the relative scalings of anisotropic infall
Pusan National University（釜山国立大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）
研究确定了各向异性潮汐场对暗物质晕形成影响的关键尺度比例，提出基于LambdaCDM宇宙学的标度关系及大尺度调查中选择平滑尺度的实用方法。
2026-04-03 astro-ph.CO
Simulating the complexity of the dark matter sheet II: halo and subhalo mass functions for non-cold dark matter models
我们提出了“片+释放”的模拟，可靠地遵循暗物质结构的演变和以下的暗物质自由流的规模，在传统的N体模拟的不稳定性创造了大量的虚假人工晕。我们的模拟样本的功率谱截止函数，通过半模尺度$k_{\rm{hm}}$和斜率参数$β$参数化的大范围。这个参数空间可以代表许多非冷暗物质模型，包括热遗迹暖暗物质，不育中微子，模糊暗物质，和ETHOS模型的重要部分。结合这些模拟与额外的N体模拟，我们发现以下结果。(1)即使在消除假晕之后，强抑制区（$n_{\rm{X}}/n_{\rm{CDM}} < 5\%$）中的晕质量函数仍然不确定，因为它强烈依赖于晕的定义。在这些质量尺度上，传统的晕发现者主要识别未绑定的，高度拉长的，由潮汐场主导的，或远离维里化的超密度。(2)然而，抑制小于20倍的制度对这些不确定性是相当鲁棒的，并且可以从合适的N体模拟可靠地推断出。(3)参数化的抑制中的晕和subhalo质量函数通过规模的抑制达到$20\%$，$50\%$和$80\%$，我们提供了简单的公式，使许多非冷暗物质模型的预测。(4)在我们的片+释放模拟晕质量浓度关系同意与以前的结果的基础上N体模拟。(5)在一般情况下，我们证实了以前的N体研究的暖暗物质模型的有效性，在很大程度上消除了对人工晕的影响的担忧。
2021-10-19 astro-ph.CO
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
The tidal evolution of dark matter substructure -- II. The impact of artificial disruption on subhalo mass functions and radial profiles
最近的几项研究表明，在最先进的暗物质宇宙学模拟中，人工的次晕破裂（次晕的自发、非物理的解体）仍然很普遍。为了量化中断推断subhalo人口的影响，我们增加了半分析SatGen动态subhalo演化模型与改进的潮汐剥离的治疗，使用理想化的高分辨率模拟subhalo演化的DASH数据库进行校准，这是免费的人工中断。我们还开发了一个模型，人工中断，再现中断的Bolshoi模拟的统计特性。使用这个框架，我们预测subhalo质量函数（SHMF），数密度分布，和子结构质量分数，并研究这些数量是如何影响人工破坏和质量分辨率限制。我们发现，人工干扰影响这些数量在$10-20\%$水平，改善以前的担忧，它可能会抑制SHMF多达两个因素。我们证明，半解析子结构建模必须包括轨道集成，以正确地考虑回溅晕，这大约占一半的subhalo人口。我们发现，$N$体模拟的分辨率限制，而不是人为破坏，是在暗物质模拟中发现的次晕数密度径向偏差的主要原因。因此，我们的结论是，质量分辨率仍然是使用这种模拟研究subhaloes的主要限制。我们的模型提供了一个快速，灵活，准确的替代研究子结构统计的情况下，数值分辨率限制和人工中断。
2021-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A unified model for the spatial and mass distribution of subhaloes
N体模拟表明，在暗物质晕内部生存的子结构遵循质量和径向数密度的普遍分布。我们表明，一个简单的分析模型可以解释这些subhalo分布，由于潮汐剥离，越来越多地减少了质量的subhaloes减少晕中心的距离。作为一个出发点，任何给定的落入质量的subhaloes的空间分布被证明是在很大程度上无法区分的主机晕的整体质量分布。使用物理动机的统计描述的量的质量剥离从个人subhaloes，该模型充分描述了联合分布的subhaloes在最终质量，下落质量和半径。因此，它可以用来预测几个派生的分布，涉及这些量的组合，包括但不限于，通用的subhalo质量函数，subhalo空间分布，引力透镜配置文件，暗物质湮灭辐射配置文件和助推因子。这个模型澄清了一个常见的混乱时，比较星系和subhaloes的空间分布，所谓的“反偏见”，作为一个简单的选择效应。我们在http://icc.dur.ac.uk/data/上提供了一个Python代码SubGen，用于使用subhalo填充halo
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Diversity of Core Halo Structure in the Fuzzy Dark Matter Model
在模糊暗物质（FDM）模型中，引力坍缩的物体总是由位于维里化晕内的孤子核心组成。虽然各种数值模拟已经证实，坍缩结构可以描述的核心NFW一样的密度分布，仍然有分歧的核心质量和晕质量之间的关系。为了充分理解这种关系，我们已经组装了一个大样本的核心晕的基础上理想化的孤子合并和宇宙学模拟与各种盒子的大小。我们发现，有一个相当大的分散在核心晕质量的关系，增加晕质量，表明FDM模型允许核心和晕共存于不同的配置。我们提供了一个新的经验方程的核心晕质量关系的不确定性，可以包括所有以前发现的关系中的色散，并强调，任何观测约束的粒子质量使用一个紧密的一对一的核心晕质量关系应遭受额外的不确定性的顺序为50%的晕质量$ \ge 10^9 (8 \times 10^{-23} eV/ (mc^2))^{3/2} M_\odot$。我们认为，潮汐剥离可能是一种影响，有助于分散的关系。
2022-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
An interpretable machine learning framework for dark matter halo formation
我们提出了一个概括我们最近提出的机器学习框架，旨在提供新的物理见解暗物质晕的形成。我们研究了初始密度场和潮汐剪切场对质量范围为$11.4 \leq \log(M/M_{\odot}) \leq 13.4$的晕形成的影响。该算法是在N体模拟上训练的，以推断每个暗物质粒子后来所属的晕的最终质量。然后，我们使用基于Kullback-Leibler分歧的度量来量化机器学习模型之间的预测准确性差异。我们首先训练的粒子的局部环境中的密度对比度的信息的算法。潮汐剪切信息的增加并没有产生一个改进的晕崩溃模型的基础上的密度信息单独的差异，其预测性能是一致的，仅基于密度的模型的统计不确定性。这意味着我们的机器学习设置没有确定潮汐剪切在确定晕质量中的任何重要作用。这一结果得到证实，因为我们验证的能力，从一个模拟学到的初始条件晕质量映射推广到独立的模拟。我们的工作说明了开发可解释的机器学习框架以获得对非线性大尺度结构形成的物理理解的更广泛潜力。
2019-09-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
