A halo bias function measured deeply into voids without stochasticity
我们研究暗物质晕和物质之间的关系，在MIP $N$体模拟合奏，它允许精确测量这种关系，甚至深入到空隙。这是因为缺乏离散性、随机性和排斥性，这是通过对数百组可能的初始小尺度模式进行平均来实现的，同时保持固定的大尺度模式，从而形成宇宙网。我们发现：（1）暗物质晕的形成在空洞中受到很大的抑制;在低密度下，幂律物质对晕密度偏置函数呈指数下降。因此，空洞中晕的稀有性类似于最大星系团的稀有性，它们的丰度对宇宙学参数非常敏感。指数下降既出现在一个波动集模型中，也出现在一个模型中，在这个模型中，波动在空隙中演化，就像在一个开放的宇宙中，有效的$Ω_m$与大尺度密度成正比。我们还发现，（ii）晕通常填充的平均晕密度场的超泊松的方式，即方差超过平均值;和（iii）秩高斯晕和暗物质领域是令人印象深刻的相似傅立叶空间。我们比较了它们的功率谱和互相关，支持的结论是，一个大致是一个严格增加映射的其他。MIP合奏，特别是揭示了如何晕丰度变化与“环境”的数量超出当地的物质密度;（四）我们发现一个视觉上的建议，在固定的物质密度，丝更人口比集群的晕。
2014-03-24 astro-ph.CO
The Universal Specific Merger Rate of Dark Matter Halos
我们采用一组高分辨率的N体模拟来研究暗物质晕的合并速率。我们定义了一个特定的合并率归一化的平均数合并每晕的对数质量增长变化的主机在吸积的时间。基于模拟结果，我们发现，这个特定的合并率，$\mathrm{d}N_{\mathrm{merge}}(ξ|M,z)/\mathrm{d}ξ/\mathrm{d}\log M(z)$，有一个通用的形式，这只是一个功能的合并晕对的质量比，$ξ$，并不依赖于主机晕质量，$M$，或红移，$z$，在很宽的范围内的质量（$10^{12}\lesssim M \lesssim10^{14}\,M_\odot/h$）和合并比（$ξ\ge 1e-2$）。我们进一步对不同的$Ω_m$和$σ_8$进行了仿真测试，得到了相同的特定合并率。比合并率的普适性表明，宇宙中的晕是自相似地建立起来的，具有普遍的质量贡献组成和与晕质量增长成比例增长的绝对合并率。结果表明，绝对并合率仅通过晕质量变量与红移和宇宙学联系起来，而晕质量变量的演化可以从\cite{2009ApJ...707..354Z}的普遍质量吸积历史（MAH）模型中得到.最后，我们表明，这个普遍的具体合并率立即预测一个普遍的未发展的subhalo质量函数，是独立的红移，MAH或最终的晕质量，反之亦然。
2022-03-03 astro-ph.CO
Verifying the consistency relation for the scale-dependent bias from local primordial non-Gaussianity
我们测量的大规模的偏差的暗物质晕在模拟与非高斯初始条件的本地类型，并比较这种偏差的质量函数的波动的原始振幅的变化的响应。这两个被发现是一致的，预期从物理参数，使用不同的球面过密（SO）和朋友圈（FoF）的方法的三个光晕取景器算法。另一方面，我们发现，普遍使用的预测的质量函数，尺度依赖的偏差是成比例的一阶高斯拉格朗日偏差，不产生一个很好的协议与测量。对于所有的晕发现者，高质量晕显示出相对于通用质量函数预测的10-15%的非高斯偏差。对于SO晕，这种偏差在低质量时改变了符号，其中非高斯偏差变得大于普遍预测。
2017-05-15 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 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
Diffuse Lyman Alpha Haloes around Lyman Alpha Emitters at z=3: Do Dark Matter Distributions Determine the Lyman Alpha Spatial Extents?
利用2128个Ly-a发射体（LAEs）和24个原星系团UV选择星系（LBG）在z=3.1时的Ly-a图像，我们研究了高z星系周围Ly-a晕的表面亮度分布随环境和UV光度的变化。我们发现，Ly-a径向轮廓的斜率变得平坦的Mpc尺度LAE表面密度的增加，但它们几乎是独立的中心紫外光度。Ly-a晕的特征指数标度长度似乎与LAE表面密度的平方成正比（r（Lya）\propto Sigma（LAE）^[2]）。包括弥散扩展的Ly-a晕在内，密集区LAEs的静止坐标系Ly-a等效宽度接近EW_0（Lya）~ 200 A，这是年轻（< 10^7年）星系的最大值。这表明，通过气体流出的冲击压缩或引力气体流入的冷却辐射形成的Ly-a光子可能部分有助于照亮Ly-a晕;然而，它们的大部分Ly-a光度可以通过电离光子的光电离或在中央星系及其周围的HII区域产生的Ly-a光子的散射来解释。不管Ly-a光子的来源是什么，如果Ly-a晕跟踪整个气体结构的暗物质分布，这是不足为奇的Ly-a的空间范围更强烈地依赖于周围的Mpc尺度的环境比中央星系的活动。
2012-04-22 astro-ph.CO
Small-Scale Dynamo Action in Primordial Halos
第一个星系的形成是由于原始晕的引力坍缩。在这个坍缩过程中，微弱的磁性种子场被小尺度发电机以指数方式放大--这是一个将湍流的动能转化为磁能的过程。我们使用Kazantsev理论，它描述了小尺度发电机解析，研究磁场放大不同的湍流速度关联函数。对于不可压缩湍流（Kolmogorov湍流），我们发现增长率与流体动力学雷诺数Re^（1/2）的平方根成正比。在高度可压缩湍流（Burgers湍流）的情况下，增长率与Re^（1/3）成正比。通过详细的化学网络，我们能够跟踪化学演化并确定晕崩溃过程中的动力学和磁粘度（由于欧姆和双极扩散）。这样，我们就可以定量地计算小尺度发电机的增长率，预测小尺度磁场的演化。由于磁能被输送到更大的尺度上的本地涡时标，我们得到的估计的磁场的金斯尺度。即使在那里，我们发现，动能的均分是在小的时间尺度上达到的。因此，在宇宙中第一个物体形成的过程中，就可以预期到动力学相关的场结构。
2012-10-29 astro-ph.CO physics.plasm-ph
The Slow Growth of Massive Galaxies in Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，最大质量的暗物质晕被预测在z<1时经历快速增长。虽然人们期望大质量星系也会通过合并迅速增长，但最近的观测研究得出结论，最大质量星系的恒星质量在z<1时仅增长30%。我们利用观测到的空间密度和牧夫座星系中z<1的红星系的聚集来确定这些星系如何填充暗物质晕。在质量最大的暗物质晕中，中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比，大部分恒星质量都存在于卫星星系中。因此，质量最大的星系成长缓慢，即使它们位于快速成长的暗物质晕中。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-Gaussian bias: insights from discrete density peaks
由原始非高斯性引起的线性晕偏差的校正可以从峰值-背景分裂或广泛的局部偏差模型计算。然而，数值模拟清楚地支持前者的预测，其中非高斯振幅与线性晕偏差成比例。为了更好地理解标准拉格朗日局部偏置失败的原因，其中晕过密度仅是局部质量过密度的函数，我们探索了原始双谱对离散密度峰的2点相关性的影响。我们表明，有效的局部偏置扩展到峰值聚类大大简化了计算。我们将这种方法推广到偏移集峰值，并证明所得到的非高斯振幅，这是一个加权和的二次偏置因子，精确地同意与峰值背景分裂的期望，这是一个对数导数的晕质量函数相对于归一化振幅。我们指出，统计阈值区域可以使用相同的形式主义计算。我们的研究结果表明，晕聚类统计可以建模一致（在这个意义上，高斯和非高斯偏置因子同意峰值背景分裂的期望）从拉格朗日偏置关系，只有当后者被指定为一组约束施加在线性密度场。这显然不是标准拉格朗日局部偏差的情况。因此，人们被引导去考虑局部质量超密度之外的其他变量。
2013-09-03 astro-ph.CO
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
Gravitational collapse of Bose-Einstein condensate dark matter halos
我们研究了由零温含时非线性薛定谔方程（Gross-Pitaevskii方程）描述的玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的引力坍缩机制。利用变分方法，通过选择合适的试探波函数，将球对称的Gross-Pitaevskii方程转化为有效势中粒子的牛顿运动方程，有效势分别由零点动能、引力能和粒子间相互作用能决定.冷凝物的速度与径向距离成比例，具有时间依赖的比例函数。用解析和数值方法研究了坍缩暗物质凝聚体的运动方程。凝聚体的坍缩以稳定构型的形成而结束，对应于有效势的最小值。得到了产生的暗物质天体的半径和质量，以及凝聚体的坍缩时间。这些全球天体物理量的数值，表征凝聚的暗物质系统，强烈依赖于两个参数描述的凝聚，质量的暗物质粒子，和散射长度，分别。研究了凝聚体在小扰动下的稳定性，得到了晕的振荡频率。因此，这些结果表明，凝聚的暗物质晕的引力坍缩可以导致形成稳定的天体物理系统的星系和恒星的大小。
2014-04-05 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Non-local bias in the halo bispectrum with primordial non-Gaussianity
原始的非高斯性会导致坍缩晕的密度相对于底层物质密度的尺度依赖性偏差。星系的功率谱已经提供了本地型原始非高斯互补的限制，从宇宙微波背景（CMB），而双谱包含额外的形状信息，并有可能在未来超越CMB的限制。我们开发的偏差模型的晕密度对比度存在的本地型原始非高斯性，推导出一个二元扩展到二阶的本地线性物质密度对比度和本地引力势在拉格朗日坐标。物质密度的非线性演化在晕模型中引入了非定域潮汐项。此外，在拉格朗日框架中的局部型非高斯性的存在导致一个新的非局部对流项在欧拉框架中，这是成比例的位移场时，超越球坍缩近似。我们使用一个扩展的Press-Schechter方法来评估晕质量函数，从而晕双谱。我们发现，包括这些非本地项的晕双谱可以导致高达$25\%$的某些配置，在大尺度上或在高红移的校正。
2015-06-10 astro-ph.CO hep-th
Effective Cross Section of Fuzzy Dark Matter Halos
数值研究了无显式自相互作用的两个模糊暗物质孤子碰撞运动，得到了速度耗散变化的有效截面。的截面原来是成反比的速度立方，我们提出了它的解析解释。利用这一结果，我们粗略地估计了两个模糊暗物质晕迎头碰撞时的空间偏移量，它可以与某些星系团碰撞中恒星与暗物质之间的空间偏移量联系起来。我们还表明，引力冷却在碰撞过程中起着重要的作用。
2021-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Slow Galaxy Growth within Rapidly Growing Dark Matter Halos
在冷暗物质宇宙学中，质量最大的暗物质晕在红移z=1和z=0之间经历快速增长，对应于过去70亿年的宇宙时间。因此有一种期望，即最大质量星系的恒星质量也将通过在这个红移范围内的合并而迅速增长。虽然有一些大质量星系在低红移下合并的例子，但最近的观测表明，大质量星系的恒星质量自z=1以来只增长了30%。一些文献声称，大质量星系的缓慢增长与CDM范式相反，尽管情况不一定如此。为了确定为什么大质量星系没有快速增长，我们模拟了星系如何填充暗物质晕。为此，我们在NOAO深宽视场巡天的Bootes场中测量了红移z<1星系的空间密度和空间聚类。然后，我们使用晕占据分布（HOD）形式主义的观测建模。我们发现最大星系的恒星质量与暗物质晕质量的三分之一次方成正比。在质量最大的暗物质晕中，我们还发现恒星质量主要分布在“卫星”星系中。因此，大型星系的恒星质量预计会相对缓慢地增加，即使它们位于快速增长的暗物质晕中。
2009-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMICO galaxy clusters in KiDS-DR3: Measurement of the halo bias and power spectrum normalization from a stacked weak lensing analysis
星系团是潜在物质密度场的有偏示踪剂。在非常大的半径超过约10 Mpc/ \textit{h}，剪切剖面显示的第二晕项的证据。这与星系团周围的相关物质分布有关，并与所谓的晕偏置成正比。我们提出了一个基于AMICO星系团目录的晕偏置质量关系的观测分析，包括在KiDS调查的第三版中检测到的约7000个候选者。我们分裂成14个红移丰富的箱子集群样本和推导出的晕偏差和维里质量在每个箱子通过堆叠弱透镜分析。观测到的晕偏差-质量关系和基于$Λ$ CDM标准宇宙学模型的理论预言在$2σ$内一致。整个目录的偏差和质量的平均测量值为$M_{200c} = (4.9 \pm 0.3) \times 10^{13} M_{\odot}/\textit{h}$和$b_h σ_8^2 = 1.2 \pm 0.1$。通过数值模拟中的偏差-质量关系的额外先验，我们用固定的物质密度$Ω_m = 0.3$约束功率谱的归一化，从而找到$σ_8 = 0.63 \pm 0.10$。
2022-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halos in Galaxies and Globular Cluster Populations
我们结合了一个新的，全面的数据库球状星团人口在所有类型的星系与一个新的校准星系晕质量完全基于弱透镜。将这两组数据相关联，我们发现质量比$η\equiv M_{GCS}/M_{h}$（球状星团的总质量除以晕质量）基本上恒定在$\langle η\rangle \sim 4 \times 10^{-5}$，这有力地证实了文献中早期的建议。球状星团是唯一已知的恒星群体，其形成基本上与宿主星系晕质量成正比。$η$的内在散射似乎是最多0.2德克斯，我们认为，这种散射是由于不同程度的潮汐剥离的球状星团系统之间的中央和卫星星系。我们认为，这种相关性可以理解，如果大多数球状星团形成在星系演化的早期阶段，在很大程度上避免了反馈过程，抑制了大部分的场星形成在其宿主星系。$η$的实际平均值还表明，原星系中存在的\emph{initial}气体质量中大约有$1/4$聚集到大到足以形成大质量、密集的星团的GMC中。最后，我们对$\langle η\rangle$的定标表明，银河系和M31的晕质量分别为$(1.2\pm0.5)\times 10^{12} M_{\odot}$和$(3.9\pm1.8)\times 10^{12} M_{\odot}$.
2014-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Virial Sequences for Thick Discs and Haloes: Flattening and Global Anisotropy
维里定理规定了球形和扁平暗晕中示踪剂种群的全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比。这给出了在全球各向异性和平坦化平面中的物理模型序列。示踪剂可以有任何密度，虽然有特别简单的结果幂律和指数。我们证明了压扁定理：对于轴比为g的暗密度势中轴比为q的球形分层示踪剂密度，全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比仅取决于q/g。由于银河系的星晕密度和速度色散是可观测的，这为测量暗物质的扁平度提供了一种新的方法。如果局部晕次矮星的运动学是有代表性的，那么银河系的暗晕是扁圆的，具有g ~ 0.85的平坦势，对应于~ 0.7的暗物质密度的平坦。幂律布居的分数压力过剩大致与椭圆率和下降指数成比例。在相同的压力过剩下，如果一个恒星星族的密度分布比另一个恒星族的密度分布下降得更快，那么它一定更圆。这意味着，Alberlo等人（2007）声称的银河系的双晕结构，一个更平坦的内晕和一个更圆的外晕，与维里定理不一致。对于厚盘，我们提供了公式的维里序列的双指数盘的对数和Navarro-Frenk-White（NFW）晕。有很好的匹配的厚盘的扁平和各向异性的观测数据，如果薄盘是指数的短scalelength ~ 2.6 kpc和归一化的56太阳质量每平方秒差距，加上对数的黑暗晕。
2012-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mean flow, velocity dispersion, energy transfer and evolution of rotating and growing dark matter halos
通过将速度色散分解为非自旋和自旋诱导的速度色散，解析求解了轴对称旋转和生长晕的平均流和色散。极向流可以忽略不计，而方位流与色散直接相关。虚拟（“雷诺”）应力作用于平均流，以使能量从平均流转移到随机运动，并使系统熵最大化。对于浓度恒定的大晕（在晕生命早期阶段具有高的峰高$ν$），存在自相似的径向流（在核内向外，在外围向内）。通过快速的质量吸积，晕的质量、尺寸和比角动量随时间线性增加。光环核心的旋转速度比外围快。大的晕以与哈勃参数成比例的角速度旋转，并且自旋诱导色散是主要的。所有的比能（径向/转动/动能/势能）都是时不变的。晕旋（$\sim$ 0.031）和各向异性参数可以解析推导。对于具有稳定核心和缓慢质量吸积的“小”晕（在晕生命的后期阶段低峰值高度$ν$），径向流消失。小晕以恒定的角速度旋转，非自旋轴向色散占主导地位。小晕是球形的，不可压缩，各向同性。径向和方位角色散是可比的，并大于极性色散。由于自旋有限，动能在方位角方向上并不均分，能量最大。与正常物质不同，小晕的温度更高，旋转速度更快。从早期到晚期，晕弛豫包括形状、密度、平均流量、动量和能量的变化。在弛豫期间，晕圈同位素以保守的比旋转动能“伸展”，增加浓度和惯性动量。晕“拉伸”导致角速度减小，角动量和自旋参数增大。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Diffuse Gamma Ray Background from Annihilating Dark Matter in Density Spikes around Supermassive Black Holes
暗物质湮灭与密度的平方成正比，并且在暗物质浓度最高的地方特别有效，例如暗物质尖峰。尖峰是由于暗物质晕或次晕中心的超大质量黑洞的绝热生长引起的暗物质密度分布的收缩而形成的。我们重新审视暗物质晕和尖峰的属性和质量函数之间的关系，并提出了替代模型的密度尖峰，可能有助于各向同性的伽马射线背景。
2014-02-26 astro-ph.CO hep-ph
Inverse energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow and effects of halo shape
晕介导的质量和能量级联是理解暗物质流的关键。这两个级联起源于晕和晕外子系统之间的质量交换。动能可以来自晕的运动和晕中的粒子运动。类似地，势能可以归因于晕圈间和晕圈内的相互作用。晕内维里平衡的建立比晕间快得多。整个系统的能量变化来自于晕中的男性化。在统计稳定状态下，需要连续的质量交换来维持总晕质量$M_h\propto a^{1/2}$和能量$E\propto a^{3/2}$的增长，其中$a$是比例因子。逆叶栅被识别为动能从最小尺度转移到大质量尺度。这是由势能从大到小的直接级联维持的。这两种能量在传播范围内都有一个与尺度和时间无关的通量，它与质量通量成正比。能量级联主要是由质量级联促成的，质量级联可以用典型晕的质量吸积来定量描述。模拟了晕的径向、角动量和角速度，并对晕中的相干径向和旋转运动进行了逆级联识别。在湍流中，旋涡沿其旋转轴的拉伸（形状变化）使能量级联从大尺度到小尺度。然而，晕形状的变化不是能量级联的主导机制，因为形状变化获得的惯性矩小于2倍。大的光环表现出对扁长性的偏好，并且大多数光环的旋转轴垂直于长轴。由于质量级联在质量空间中是局部的，因此晕的形状在质量空间中不断演化，晕是由祖先晕逐渐继承结构而形成的。结果表明，晕的演化具有随尺寸增大而逐渐接近球形的独特路径。
2022-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Polytropic dark halos of elliptical galaxies
早期类型星系中恒星和行星状星云的运动学为神秘的暗物质晕物理学提供了重要线索。我们使用一个球形的自引力模型拟合了14个这样的星系的已发表数据，该模型有两个组成部分：（1）根据光度参数固定的Sersic恒星轮廓，以及（2）始终符合共享引力势的多变暗物质晕。多方状态方程可以描述暗物质的扩展理论，包括自相互作用、非广延热统计学或玻色子凝聚（在经典极限下）。在这样的模型中，在盘星系中广泛观察到的扁平核质量分布是由于先天的暗物理，而不管任何重子搅动。这种情况下的自然参数之一是暗物质的有效热自由度（F_d）的数量，它与暗热容成正比。默认情况下，我们假设重子和暗物质的宇宙比。在某些情况下，非Sersic运动学思想和可能的非球形阻碍拟合。在所有14个星系中，与只有恒星的模型相比，与多变暗晕的拟合改善了或至少给出了与速度色散曲线相似的拟合。良好的晕轮拟合通常偏好F_d值在6到8之间。这个范围补充了最近推断的极限7<F_d<10（Saxton & Wu），该极限来自对星系团核心半径和黑洞质量的限制。然而，退化仍然存在：径向轨道各向异性或暗质量分数的减少会使我们的模型倾向于更低的F_d，而重子的减少会使我们的模型倾向于更高的F_d。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the mass relation between supermassive black holes and dark matter halos across the cosmic time
本文通过构建暗物质晕并合树并假设黑洞质量仅由并合增长，研究了超大质量黑洞与暗物质晕质量关系从 z=6 到当前的演化，并给出了 z=6 时暗物质晕质量的下限约束。
2023-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxy Sized Monopoles as Dark Matter?
我们提出了一个暗物质的模型：在一个新的、非常弱耦合的SU（2）规范扇区中的星系大小的“t Hooft-Polyakov磁单极子”，伴随着Higgs场和两种基本费米子。我们通过断言最轻的矮球状（dSph）星系的暗物质晕由单电荷Q=1组成来拟合参数。透镜效应和宽的二进制边界很容易满足，并且单极子及时形成，以帮助CMB波动。在这个模型中，dSph和低表面亮度（LSB）晕自动地具有（1）最小质量-狄拉克量子化解决了丢失卫星的问题，（2）恒定密度的核心（r<r_1），（3）密度与1/r^2成比例的中间区域（r_1<r<r_2）。该模型预言：（A）r_1与恒星自转/色散速度成正比，在r_1<r<r_2时，（B）r_2与Q无关，因此dSph晕至少比它们的半光半径和潮汐半径延伸10倍。（C）最小恒星色散是次小允许值的1/sqrt{2}倍。我们的建议的一个严重的潜在问题是，非BPS单极是排斥的。Jackiw-Rebbi机制产生四种单极子，我们假设，对于汤川耦合的某些选择，一种是轻的，只用于屏蔽另一种的排斥相互作用。
2012-02-15 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Self-gravitating Equilibria of Non-minimally Coupled Dark Matter Halos
本文研究了由非最小引力耦合的暗物质（DM）构成的晕的自引力平衡。特别是，我们认为一个理论上动机的非最小耦合时，可能会出现的平均/相干长度$L$相关联的DM集体行为的流体描述是可比的局部曲率尺度。在牛顿极限中，这种非最小耦合相当于通过与DM密度$ρ$本身的拉普拉斯算子成比例的项$L^2\,\nabla^2ρ$对泊松方程的修改。我们进一步采用了一般的幂律状态方程$p\propto ρ^Γ\, r^α$的DM动态压力$p$的密度$ρ$和半径$r$，如预期的相空间密度分层的引力在宇宙学的背景下组装晕。我们证实了以前的研究结果，即在没有非最小耦合，所得到的密度$ρ(r)$具有陡峭的中央尖点和整体形状，反映了$N-$身体模拟的结果，在标准的$Λ$ CDM宇宙学，所描述的经典NFW或Einasto配置文件。最重要的是，我们发现，非最小的耦合导致密度分布发展的内核和形状密切关注，出几个核心规模半径，Burkert配置文件。事实上，我们强调，由此产生的质量分布可以适合，与Burkert的一个，共同添加的矮，DM为主的星系的旋转曲线的准确性。最后，我们表明，非最小耦合DM晕是一致的核心半径$r_0$和核心密度$ρ_0$之间观察到的标度关系，在一个通用的核心表面密度$ρ_0\times r_0$在不同的星系。
2021-02-07 astro-ph.CO gr-qc
From dark matter halos to pre-stellar cores: High resolution follow-up of cosmological Lyman-Werner simulations
氢分子使原始气体冷却，促进其坍缩成原始晕内的第三星族恒星。来自这些恒星的莱曼-维尔纳（LW）辐射可以逃离晕，并通过破坏其他晕中的H $_2$来延迟恒星的形成。由于宇宙学模拟表明，增加背景LW场强度增加了恒星形成所需的平均晕质量，我们对选定的晕进行了后续模拟，以研究这对人口III IMF的连锁效应。我们遵循5晕的$J_{21}$ = 0，0.01和0.1 LW的场强，解决前恒星的核心密度$10^{-6}$ g cm $^{-3}$（10 $^{18}$ cm $^{-3}$）之前，插入汇粒子和以下的碎裂行为数百年进一步。我们发现，吸积到水槽的模拟结束时的质量是成比例的质量内的$\sim 10^{-2}$ pc分子的核心，这是不相关的初始质量的晕。因此，对于质量超过褐矮星极限的IMF显示出对LW强度的依赖性很小，尽管它们确实显示出形成的低质量团块数量的变化。由于这里测试的背景LW场强范围涵盖了文献中最有可能的值，我们得出结论，所谓的Pop III.2恒星的IMF与Pop III.1恒星的初始种群没有显着差异。因此，原始的IMF很可能在下一代星族II恒星形成之前保持不变。
2023-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On bursty star formation during cosmological reionization - how does it influence the baryon mass content of dark matter halos?
本文利用半解析模型研究宇宙再电离时期延迟反馈驱动的爆发式恒星形成如何影响暗物质晕的重子含量，发现延迟反馈导致气体质量振荡并显著降低高质量晕的恒星质量占比。
2024-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Atomic to Molecular Transition and its Relation to the Scaling Properties of Galaxy Disks in the Local Universe
我们扩展了现有的半解析模型的星系形成跟踪原子和分子气体在盘星系。冷却、恒星形成、超新星反馈、恒星和气体的化学富集等过程的简单配方被嫁接到来自千年模拟的暗物质晕合并树上。每个银盘都由一系列同心环代表。我们假设暗物质晕中下落气体的表面密度分布是指数型的，尺度半径r_d正比于晕的维里半径乘以其自旋参数$λ$。随着暗物质晕通过合并和吸积而增长，盘状星系从内到外聚集。在我们的模型中，我们包括两个简单的分子气体形成过程的公式：一个是基于Krumholz，McKee和Tumlinson（2008）的解析计算，另一个是由ISM的运动压力确定H_2分数的公式。受Leroy et al.（2008）观测结果的启发，我们采用了一种恒星形成定律，其中在分子气体占总气体表面密度主导地位的区域，PDMATHAMN占主导地位，而在原子氢占主导地位的区域，$Σ_{SFR}\propto Σ_{gas}^2$占主导地位。然后，我们将这些模型拟合到最近的高分辨率恒星和邻近星系气体巡天中得到的恒星、HI和H_2的径向表面密度分布。我们探讨了原子气体，分子气体和恒星质量的比例如何变化的全球星系尺度参数，包括恒星质量，恒星表面密度，气体表面密度的函数。我们阐明了如何可以理解的趋势，确定磁盘中的重子分区的三个变量：质量的暗物质晕，自旋参数的晕，最近从外部环境中吸积的气体量。
2010-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter as a Possible New Energy Source for Future Rocket Technology
目前的火箭技术还不能把宇宙飞船送得很远，因为它所能携带的化学燃料量是有限的。我们试图用暗物质（DM）作为燃料来解决这个问题。在这项工作中，我们给出了一个使用暗物质湮灭产物作为推进剂的DM发动机的例子。加速度与速度成正比，在非相对论区域，速度随时间呈指数增长。加速的要点是DM密度有多密集以及饱和区域有多大。飞船的参数也可能对结果有很大的影响。我们证明了（子）晕可以使宇宙飞船加速到速度$ 10^{- 5} c \sim 10^{- 3} c$。而且，万一在晕中有一个中心黑洞，就像银河系中心一样，密集尖峰的半径可以大到足以将宇宙飞船加速到接近光速。
2009-10-09 astro-ph.CO hep-ph
Hierarchy in the Phase Space and Dark Matter Astronomy
我们开发了一个理论框架，用于描述冷暗物质晕的相空间的层次结构，由于引力约束的子结构。因为它包括了冷暗物质初始条件的完整层次，因此是对晕模型的补充，稳定的聚类假设在这里首次应用于小尺度相空间结构。作为一个应用程序，我们表明，粒子暗物质湮灭信号可以高达两个数量级大于银河系维里半径内的光滑晕。局部增强与平滑晕密度成反比，因此在太阳半径内是O（1），这可以转化为暗物质直接探测实验的有趣特征：暗物质探测的时间相关性可以在10年的跨度内改变2倍，而暗物质粒子的速度空间将存在显着的相关性。这可能会在本地暗物质风的方向上引入O（1）的不确定性，这被认为是定向暗物质搜索或年度调制信号的基准。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
N-Body Simulations for Coupled Scalar Field Cosmology
详细介绍了耦合标量场宇宙学模型的一致N体模拟的一般方法和数值实现，包括背景宇宙学和初始条件的产生（考虑到不同物质种类的不同耦合）.我们进行完全一致的模拟一类耦合标量场模型与逆幂律势和负耦合常数，变色龙机制不运作。我们发现，在这样的宇宙学模型中，除了背景膨胀之外，标度场势的作用可以忽略不计，并且产生的第五种力的大小与重力成正比，这证明了在一些早期的宇宙学模型中使用重新标度的引力常量G是合理的。类似模型的N体模拟。我们研究了标量耦合对非线性物质功率谱的影响，并与线性微扰计算进行了比较，以研究非线性模型偏离线性近似的地方。首次将识别引力维里化物质晕的算法应用到标量场宇宙学中，并用于测量质量函数和研究维里化物质晕的性质。我们发现，标量耦合的净效应有助于产生更多的重晕在我们的模拟箱和抑制的内部（而不是外部）的密度轮廓相比，预测的Spectada-CDM，而这种抑制减弱之间的耦合的标量场和暗物质粒子的强度增加。
2010-05-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
