SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$N$体模拟。使用样本的10,000合并树银河系般的晕，我们研究了人口统计学的subhaloes下的一系列复合晕盘潜力与前所未有的统计能力。我们发现，整体subhalo丰度是相对不敏感的光盘除了其总质量的属性。对于含有$M_\mathrm{vir}$的$5\%$的椎间盘，相对于无椎间盘的情况，$r_\mathrm{vir}$内的平均次晕丰度被${\lesssim}10\%$抑制，这种差异被晕间方差所掩盖。对于相同的盘质量，在50千秒差距内的subhaloes的丰度减少了${\sim}30\%$。我们认为，光盘主要驱动器过量的质量损失的subhaloes与小pericentric半径和光盘冲击的影响可以忽略不计。
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the cosmic web: environmental effects on subhalo abundance and internal density profiles
本研究利用高分辨率模拟COLOR和分割方法NEXUS+，发现宇宙网环境显著影响亚暗晕丰度与内部密度轮廓，纤维中宿主亚暗晕更多且更集中，空洞中则相反，且效应随宿主质量减小而增强。
2025-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance and phase-space distribution of subhalos in cosmological N-body simulations: testing numerical convergence and correction methods
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
研究通过高分辨率N体模拟检验子晕分布的数值收敛性，发现包括孤儿子晕可提高空间和速度分布的精度，但红移空间统计仍需改进方法以减少小尺度影响。
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Velocity-Dependent Dark Matter Self-Interactions in Milky Way-mass Halos
我们探讨了弹性的，各向异性的，速度依赖的暗物质（DM）的自相互作用对银河系（MW）质量系统的主晕和次晕的影响。我们考虑一个通用的自相互作用的暗物质（SIDM）模型参数化的质量的光介质和DM粒子。这些质量的比率$w$设定了速度标度，在该速度标度以上，由于DM自相互作用引起的动量传递变得无效。我们进行高分辨率放大模拟的MW质量晕的值的$w$，跨越的情况下，无论是主机和它的subhalos或只有在subhalos有效地转移动量之间的自相互作用，我们研究了自相互作用对主机晕和丰度，径向分布，轨道动力学和密度分布的subhalos在每种情况下的影响。幸存的subhalos的丰度和属性是一致的，主要是由subhalo-host晕相互作用。特别是，在主机晕速度尺度的截面值较大的模型中，径向轨道上的subhalos更容易受到潮汐干扰，这是由于与主机的自相互作用引起的冲压压力剥离造成的质量损失。相对于无碰撞DM模拟，这种机制抑制了幸存的subhalo的丰度，对于$w$的较大值具有更强的抑制。因此，可以使用MW质量主机周围的subhalo丰度的探针放置在速度尺度的自相互作用截面上的上限$\sim 200\ \rm{km\ s}^{-1}$，并结合这些测量与轨道特性和内部动力学的subhalos可能会打破速度依赖SIDM模型之间的简并。
2020-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance matching and assembly bias in the EAGLE simulation
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种在数值模拟中将星系与暗物质结构联系起来的常用方法。SHAM的预测与观测结果非常吻合，但仍然缺乏强有力的理论支持。我们使用EAGLE项目模拟来检查SHAM的性能、实施和假设。我们发现，$V_{\rm relax}$，最高值的圆速度达到了一个subhalo，而它满足一个松弛准则，是subhalo属性，最强烈的相关性与星系恒星质量（$M_{\rm star}$）。使用这个参数在SHAM中，我们检索EAGLE的真实空间聚类在我们的统计不确定性的尺度大于$2$ Mpc的星系与$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<10.77$。相反地，对于具有$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<9.77$的星系，在低于$2$ Mpc的尺度上，$30\%$高估了聚类，因为与EAGLE相比，SHAM稍微高估了大质量晕中卫星的比例。在红移空间中，这种一致性甚至更好，其中聚类恢复到我们对所有质量和分离的统计不确定性范围内。此外，我们分析了星系团的依赖性以外的性质晕质量，即组装偏差。我们证明了装配偏差改变了$20\%$在EAGLE中的聚类，并且$V_{\rm relax}$将其效应捕获到$15\%$内。我们将集群中的微小差异追溯到通常实施的SHAM失败，即分配给子晕的$M_{\rm star}$不取决于i）其…
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Which Milky Way Streams Make the Best Dark Matter Detectors?
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器国家实验室）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究利用galacticus模型模拟银河系暗子晕，预测24条球状星团星流遭遇子晕的情况，发现Jet等星流最敏感，可作为探测低质量暗物质子晕的有效探测器。
2026-10-02 astro-ph.GA
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
And In The Darkness Unbind Them: High-Resolution Simulations of Dark Matter Subhalo Disruption in a Milky Way-like Tidal Field
我们比较了高分辨率模拟的结果，个别暗物质subhalos演变的外部潮汐场，重子球和磁盘组件，平均暗物质粒子质量是三个数量级小于宇宙学放大模拟的星系形成。通过Lactea II模拟是用来设置我们的初始条件，并提供了一个基础，为我们的模拟subhalos在一个暗物质-只有潮汐场，而一个观测动机的银河系模型是用于潮汐场，是由一个暗物质晕，恒星盘，和恒星隆起。我们的模拟结果表明，包括恒星成分的潮汐场的结果在银河系中的subhalos的数量只有$65\%$的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的预测。对于具有小近心点（$(r_p \lesssim 25$ kpc）的次晕，次晕丰度进一步降低到$40\%$，幸存的次晕密度较低，并具有切线各向异性轨道分布。相反，具有较大近心点的subhalos受潮汐场中恒星成分的影响最小，外部subhalos的总数为$Λ$ CDM预测的$\approx 75\%$。外晕的密度与$Λ$ CDM的预测相当，其中晕具有各向同性的轨道分布。这些比率高于以前的研究中发现的那些比率，这些研究包括重子物质的影响，重子物质受到低分辨率引起的虚假破坏的影响。
2020-12-17 astro-ph.GA
SHAM-OT: Rapid Subhalo Abundance Matching with Optimal Transport
本研究证明子晕丰度匹配（SHAM）是最优传输问题的解，并提出SHAM-OT方法，通过直接求解星系与暗晕质量函数间的最优传输方案，以极低计算成本实现高效匹配，特别适用于需边缘化光度函数不确定性的贝叶斯推断。
2025-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Dark Matter and Baryonic Physics on the Milky Way Subhalo Population in the Presence of the Large Magellanic Cloud
鉴于最近的事态发展，我们了解的大麦云云（LMC）对银河系（MW）的暗物质subhalo人口的影响，我们比较了暗物质和重子物理学的签名在MW系统中的subhalo与现实的LMC类似物。特别是，我们研究了自相互作用的暗物质（SIDM），温暖的暗物质（WDM），和银河系盘上的峰值最大圆速度（$V_{\mathrm{peak}}$）功能，径向分布和空间分布的MW和LMC相关的subhalos使用宇宙学暗物质-只有放大模拟MW+LMC系统。对于一个固定丰度的subhalos预计主机矮星系（$V_{\mathrm{peak}}\gtrsim 20\ \mathrm{km\ s}^{-1}$），SIDM和WDM可以产生类似的质量依赖抑制subhalo $V_{\mathrm{peak}}$功能，而磁盘中断是质量无关的。在MW的内部区域的Subhalos优先中断的自相互作用和磁盘，而在WDM的抑制是径向独立的。与LMC相关的subhalos的相对丰度没有强烈的磁盘中断或WDM的影响，但显着抑制在SIDM由于与LMC在早期的自我相互作用，并与MW在LMC下沉在晚些时候，擦除空间各向异性的MW subhalo人口。这些结果提供了途径来区分暗物质和重子物理相结合的MW和LMC subhalo人口即将到来的卫星星系和恒星流的观测探测的属性。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Consistent and simultaneous modelling of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with Subhalo Abundance Matching
星系的空间分布和它们的引力透镜信号为星系形成物理学和宇宙学提供了补充的检验。然而，它们的协同作用只能充分利用，如果这两个探针建模准确和一致。在本文中，我们证明，这可以实现使用扩展的Subhalo Absolute匹配，被称为SHAMe。具体来说，我们使用模拟目录建立从TNG 300流体动力学模拟表明，SHAMe可以同时模拟多极的红移空间星系关联函数和星系星系透镜，没有明显的偏差内的统计抽样不确定性的SDSS体积和尺度r =[0.6 - 30] Mpc/h。用重子化方案模拟星系-星系透镜效应中的重子过程，使SHAMe的有效性范围扩展到r =[0.1 - 30] Mpc/h。值得注意的是，我们的模型达到了这个精度水平，只有五个自由参数超出那些描述重子化模型。在固定的宇宙学，我们发现，星系星系透镜提供了一个一般的一致性测试，但除了编码在红移空间多极星系建模参数的额外信息很少。然而，如果只有投影关联函数可用，就像只有光度红移的巡天一样，它确实改善了约束。我们希望SHAMe在更广泛的尺度上比传统的方法（如Halo Occupation Distribution modeling）具有更高的保真度。因此，它应该为分析下一代大规模调查提供一个更强大和更可靠的工具。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of subhalo abundance matching on galaxy photometry and selection criteria
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种将星系质量或光度分配给N体模拟中产生的晕的流行技术。该方法通过匹配星系和晕属性的累积数函数来工作，因此对这些属性的精确定义和用于定义样本的选择标准都很敏感。进一步的依赖性如下时，SHAM参数校准星系聚类，这是众所周知的强烈依赖于星系的选择方式。在本文中，我们介绍了一个新的参数化的SHAM和推导出最适合的SHAM参数作为一个函数的各种属性的选择的星系样本和光度定义，包括Sérsic与彼得罗斯星等，恒星质量与r-波段的星等和光学（SDSS）与HI（ALOFA）的选择。在每种情况下，我们计算模型的拟合优度，以测量投影的两点星系关联函数。在光学选择的样本中，我们发现强有力的证据表明，在星系晕连接的散射增加对暗淡的结束，AM表现更好的光度比恒星质量。光学和HI选择星系的SHAM参数是相互排斥的，后者表明了光环质量之外的属性的重要性。我们提供最适合的参数作为我们的每个输入选择的函数的SHAM星系晕连接，扩展域的有效性模型，同时减少潜在的系统误差在其使用。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of core--collapsed subhalos in SIDM: insights from structure formation in $Λ$CDM
本研究利用宇宙学模拟和流体模拟，估算SIDM模型中不同主晕环境下子晕的核塌缩比例，发现至少10%至20%的子晕会发生塌缩，可通过密度双峰分布或陡峭内轮廓斜率识别。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Formation of Parallel Stellar Streams through Encounters with Dark Matter Subhalos and Intermediate-Mass Black Holes
The University of Tokyo（东京大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究提出暗物质子晕和中等质量黑洞与恒星流相遇可使其分裂为平行结构，通过解析模型和N体模拟支持，并讨论观测区分方法。
2026-06-09 astro-ph.GA
The Signatures of Self-Interacting Dark Matter and Subhalo Disruption on Cluster Substructure
本文通过30个宇宙学缩放模拟研究自相互作用暗物质对星系团子晕的影响，发现子晕丰度受抑制但计入瓦解子晕后可与冷暗物质调和，并论证利用星系团外围子晕的弱引力透镜信号可在未来将自相互作用截面约束到约1 cm²/g水平。
2021-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic Chemical Evolution of Galactic Subhalos and the Origin of r-Process Elements
致密双星的合并（一颗中子星和另一颗中子星或一个黑洞的合并，NSM）被认为是r-过程的有希望的天体物理位置。虽然NSM的平均合并时间尺度似乎超过1亿年，但大多数先前的化学演化模型表明，在[Fe/H] < -2.5的星系晕恒星中观察到的早期出现和[r/Fe]的大分散有利于1- 1千万年的合并时间。我们认为，对于Ishimaru et al.（2015）提出的假设星系晕形成于具有不同恒星形成历史的暗晕集群的模型，情况并非如此。我们提出了一个随机的化学演化模型的subhalos，在该网站的r-过程被假定为主要是NSM与合并的时间尺度为1亿年。考虑到非对称磁源的稀缺性，用蒙特卡罗方法计算了它们在每个次晕中的出现率。我们的研究结果表明，质量较小的subhalos在较低的金属丰度，并产生高度r-过程增强的恒星。这些次晕的集合体在观测到的星系晕中留下了[r/Fe]的大的星-星散射。然而，所观察到的散射的[Sr/Ba]在低金属丰度表明存在一个额外的网站，部分有助于轻中子捕获元素，如Sr的富集。在我们的低质量subhalo模型中发现的低金属丰度的高增强[r/Fe]也定性地再现了最近发现的超微弱矮星系网状II中的恒星的丰度签名。因此，我们的研究结果表明，NSM的主要来源的r-过程元素的星系晕。
2018-09-11 astro-ph.GA
ELUCID V. Lighting dark matter halos with galaxies
在最近的一项研究中，我们使用封闭在500 $\mpch$盒中的SDSS DR 7区域北银河系极的星系分布，进行了我们的ELUCID模拟（Wang et al. 2016，ELUCID III）。在这里，我们{ \it光}的暗物质晕和subhalo在模拟与星系的SDSS观测使用一种新的{ \it邻域}丰度匹配方法的重建区域。在我们利用ELUCID模拟中建立的星系-次晕联系来评估星系形成模型之前，我们首先要探索这种联系的可靠性。为此，我们着重讨论了星系的以下几个方面：（1）星系的中心-次晕光度和质量关系，（2）星系的卫星部分，（3）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（4）星系的中心-次晕光度和质量关系，（5）星系的卫星部分，（6）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（7）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF）。（4）星系与暗物质粒子之间的互相关联函数，其中大部分是对所有红星系和蓝星系群体分别测量的。我们发现，我们的邻域丰度匹配方法准确地再现了中心-暗晕关系，卫星分数，CLF和CSMF和星系的偏差。这些特徴确保了如此建立的星系-次晕连接在限制星系形成过程上非常有用。并对星系-次晕对约束星系形成的三个层次提出了一些建议。从我们的ELUCID模拟中提取的SDSS DR 7区域的星系-晕下链接和晕下合并树可根据要求提供。
2018-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Dark Matter Substructure: II. Comparison of Model with Simulation Results
我们比较了从不同的模拟中获得的次晕质量和速度函数，并与Jiang & van den Bosch（2014）的新半分析模型的预测进行了比较。我们发现，使用不同的subhalo finders获得的subhalo质量函数（SHMF）同意彼此在20%的水平，但只有在低质量端。在大质量的一端，纯粹基于配置空间中的密度来识别subhalo的subhalo发现者大大低估了subhalo丰度超过一个数量级。这些问题是严重得多的subhalo速度函数（SHVF），这表明它们产生的问题有关的分配质量的subhaloes，而不是从检测它们。总体而言，从半分析模型的预测是在使用更先进的subhalo发现者，使用六维相空间中的信息获得的模拟结果非常一致。特别是，该模型准确地再现了斜率和主机质量依赖的subhalo质量和速度函数的归一化。我们发现SHMF和SHVF的幂律斜率分别为0.82和2.6，比文献中的几项研究中所声称的要浅得多。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Remnants of Galactic subhalos and their impact on indirect dark matter searches
在冷暗物质情景中预测大量存在的暗物质暗晕，应该会对粒子暗物质的搜索产生影响。最近的研究结果表明，这些对象在计算机模拟的潮汐中断是过于有效的，由于数值工件和分辨率的影响。考虑到这些结果，我们使用半分析技术重新估计了银河系的次晕丰度。特别是，我们发现，伽马射线和宇宙射线反质子的助推因子增加了大约2倍。
2019-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Tidal evolution of dark matter annihilation rates in subhalos
当暗物质晕合并在一起产生更大的结构时，它们通过等级聚类而增长。在这些合并过程中，较小的晕可以作为较大晕的子晕存在，因此今天的星系级晕可能拥有丰富的子结构。这种亚结构可以极大地提高宿主晕内暗物质湮灭的速率，但这种提高的精确程度受到这些subhalos生存前景的不确定性的影响。特别是，潮汐力会逐渐从光晕中剥离物质，减少它们的湮灭信号，并可能摧毁它们。在这项工作中，我们使用高分辨率的理想化的$N$体模拟开发和调整的模型，可以预测这种潮汐演化的影响，在subhalos的湮灭率。该模型预测了一个subhalo的湮灭率的时间演化作为主机subhalo系统的三个物理激励参数的函数：注入到subhalo粒子每轨道的主机，拉伸压缩潮汐力的比率，和径向分布的subhalo内的潮汐加热的能量。我们的模型将提高预测来自暗物质子结构的湮灭信号的大小和形态的准确性。此外，我们的参数化可以描述的时间演化的其他subhalo属性，所以它的影响，了解方面的subhalo潮汐演化超越湮灭率。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalos are Anisotropically Distributed and Aligned with the Smooth Matter Distribution of Their Host Halos
本研究通过两套N体模拟发现银河系质量晕和星系团质量晕的子晕呈各向异性分布且沿宿主晕长轴对齐，揭示了显著的投影效应及子晕与宿主晕角动量的对齐关系，为星系形成模型等提供参考。
2025-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
What determines satellite galaxy disruption?
在等级结构的形成中，暗物质晕与较大的晕合并后可以作为亚晕存在。这些暗晕很可能是可见星系的宿主。虽然密集的晕环境迅速剥离了暗物质，但致密的发光物质可以在一段时间内保持完整，使得星系与严重剥离的暗物质的对应关系不清楚。许多星系演化模型假设卫星星系最终会与中央星系合并，但这忽略了卫星潮汐破裂的可能性。我们使用一个高分辨率的宇宙体积的$N$体模拟探索卫星星系合并/破裂的标准的基础上暗物质subhalo动力学。我们探讨的影响，卫星合并/中断的晕占领分布和径向轮廓的残余物。使用丰度匹配分配恒星质量/光度的subhalos，我们比较观察到的星系团，卫星分数，集群卫星光度函数，发现subhalos重现这些观测值在所有尺度上。我们的结果意味着，对应于>0.2L* 星系的卫星暗晕必须在落入时被很好地分辨到其质量的1-3%，才能有力地追踪星系人口。我们还探讨了一个简单的分析模型的基础上的动力学摩擦卫星星系的下落，发现我们的subhalo目录和观测结果很好的协议。
2010-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal evolution of satellite galaxies in cosmological simulations: insights from COLIBRE
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Peking University（北京大学）；Leiden University（莱顿大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用COLIBRE模拟探讨卫星星系恒星与暗物质质量的共同演化，发现暗物质剥离与恒星剥离的双阶段模型，揭示了低质量卫星星系中恒星质量冻结及极端质量损失导致无'孤儿'星系的现象，同时预测了暗物质匮乏星系的形成条件。
2026-07-22 astro-ph.GA
The imprint of dark subhaloes on the circumgalactic medium
宇宙学的标准模型，LCDM模型，有力地预言了像银河系这样的星系周围存在大量的暗物质“亚晕”。人们提出了各种各样的观测方法来寻找这种次晕在可观测物质中引起的引力效应。这些方法中的大多数都适用于物质的恒星或冷气体相。在这里，我们提出了一种新的方法，这是寻找扰动，这种黑暗的subhaloes源在温暖/热的环星系介质（CGM）周围的正常星系。结合分析理论，精心控制的高分辨率理想化模拟和完整的宇宙学流体动力学模拟（ARTEMIS模拟），我们计算出预期的信号以及它如何依赖于重要的物理参数（晕下质量，CGM温度和相对速度）。我们发现，黑暗的subhaloes提高本地CGM的温度和密度，因此，也压力。对于压力和密度，波动的幅度可以从百分之几十（对于M_sub=10^10 Msun的次晕）到百分之几（对于M_sub=10^8 Msun的次晕）不等，尽管这在很大程度上取决于CGM温度。亚晕还引起速度场的波动，幅度从几公里/秒到25公里/秒不等。我们建议，X射线，Sunyaev-Zel'dovich效应，无线电色散措施，和类星体吸收线观测可以用来测量这些波动和地方的丰度和分布的暗subhaloes的约束，从而把约束的性质的暗物质。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlation between Outlying Halo Abundance and Host Halo Properties
本研究首次量化了银河系质量宿主晕维里半径之外的外围晕占据数变化，分析了四种宿主晕性质与外围晕丰度的相关性及其随半径的变化，为解释非严格限定于维里半径内的卫星系统提供了理论背景。
2025-08-02 astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy-group (halo) alignments from SDSS DR7 and the ELUCID simulation
基于Sloan数字巡天（SDSS）观测的星系和ELUCID约束模拟的相应重建区域的暗晕，研究了中心星系相对于星群表中主星系群的排列，以及ELUCID模拟中中心星系相对于相应暗晕的排列。利用一种新的邻域丰度匹配方法，将观测到的Galerkin与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。在观测中，发现星系的主轴优先与其宿主星系群的主轴对齐。星系群的排列有一个颜色依赖性，即红色的中心比蓝色的中心沿着它们的主星系群的主轴有更强的排列。结合观测中的星系和ELUCID模拟中的subhalos，我们还发现，中央星系的长轴在ELUCID模拟中与其相应的subhalos的长轴对齐。我们发现，星系群和星系subhalo对齐的信号更强的星系在更大质量的晕。我们发现，模拟中的主晕与SDSS匹配的子晕系统之间的对准比观测中的星系群对准稍强。
2020-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal evolution of dark matter substructure -- I. Subhalo density profiles
准确预测暗物质晕的丰度和结构演化对于理解星系形成、模拟星系成团和限制暗物质的性质至关重要。由于次晕演化的非线性性质，宇宙学的$N$体模拟仍然是其主要的研究方法。然而，最近的研究表明，这种模拟仍然受到人为干扰的严重影响，减少了小规模的信息内容，降低了所有模拟校准半分析模型的可靠性。在本文中，我们利用最近发布的DASH库的高分辨率，理想化的模拟subhaloes的潮汐演变，这是不受阻碍的数值overmerging由于离散噪声或力软化，校准改进的，更准确的模型subhaloes的密度分布的演变，经历潮汐加热和剥离在其主机晕。通过测试以前的研究结果，潮汐截断subhalo的结构演变完全取决于剥离的质量的分数，独立的剥离的细节，我们确定了一个额外的依赖于初始subhalo浓度。我们提供了显着改进的拟合函数的subhalo密度分布和结构参数（$V_\mathrm{max}$和$r_\mathrm{max}$），是畅通无阻的数值系统学和适用于广泛的参数空间。该模型将是未来半解析处理子结构演化的一个组成部分，可用于预测关键量，如演化的次晕质量函数和湮灭助推因子，并验证此类计算与宇宙学模拟。
2019-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
JWST lensed quasar dark matter survey IV: Stringent warm dark matter constraints from the joint reconstruction of extended lensed arcs and quasar flux ratios
University of Chicago（芝加哥大学）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Stony Brook University（石溪大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过JWST MIRI观测数据，利用强引力透镜四象限成像的观测结果，对暗物质的自由流长度和子晕数量进行了测量，并通过联合重建扩展的强引力透镜弧和类星体流量比，获得了更精确的暗物质约束。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Dark Matter Subhalos in Galaxy Clusters Using Highly Magnified Stars
背景星系中的发光恒星跨越透镜焦散的前景星系团可以单独检测到由于极端的放大系数的$\sim 10^2$ - $10^3$，最近观察到的深HST图像。我们提出了一种直接的方法来探测暗物质subhalos在星系团的存在，通过测量天体测量扰动，他们诱导的放大恒星或明亮的团块的图像位置：subhalos透镜打破了一个光滑的临界曲线的对称性，跟踪的中点接近的图像对。对于巨大的弧在$z = 0.725$背后的透镜集群阿贝尔370在$z = 0.375$，一个有前途的目标，用于检测图像对恒星，我们发现，subhalos的质量范围$10^6$ - $10^8\,M_\odot$与丰富的预测在冷暗物质理论通常应印在$20$ - $80\,{\rm mas}$的水平上的天体测量失真。我们估计，$\sim 10\,$小时与JWST在$\sim 1$ -$3\,μ{\rm m}$集成可能会发现几个放大的明星，其图像的双重将揭示subhalo诱导的结构的临界曲线。这种方法可以探测的动态范围内的subhalo集群晕质量比$m/M \sim 10^{-7}$ - $10^{-9}$，从而放置新的限制暗物质的性质。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping of dark matter subhalos by baryons from analytical perspectives: disk shocking and encounters with stars
冷暗物质（CDM）方案预测，星系晕应该拥有大量的subhalos可能比行星轻，这取决于暗物质的性质。预测它们的丰度和分布对暗物质的搜索和对subhalos本身的搜索具有重要意义，因为它们可以提供CDM范式的决定性测试。在暗晕下粒子数模型的建立中，一个主要的困难是考虑重子引起的引力剥离，它强烈地影响着星系内部的整体动力学。在本文中，我们集中在这些“重子”潮从分析的角度，总结以前的工作，星系盘冲击，并彻底重新审视个人遇到恒星的影响。对于后者，我们超越了Gerhard和Fall（1983）的参考计算，处理了穿透相遇，并提供了新的分析结果。基于对多次恒星相遇过程中可能发生的次晕能量变化的统计分析，我们发现，轻于$\sim 1$ ~M $_\odot$的次晕被恒星相遇非常有效地修剪。这改变了它们在恒星环境中的质量函数。相比之下，磁盘冲击是更有效地修剪大量的subhalo。简而言之，如果有相当的弹性，在穿过盘时幸存下来的暗晕已经失去了所有的质量，除了内部的尖点部分，潮汐质量函数强烈地偏离宇宙学的函数。如果是脆弱的，恒星的相遇使它们的数量密度下降了一个额外的数量级，而这仅仅是相对于磁盘冲击效应而言（例如，在银河系的太阳位置）。我们的研究结果可以纳入任何分析或数值subhalo人口模型，我们显示的说明。这项研究补充了那些基于宇宙学模拟的研究，后者无法在如此小的尺度上解析暗物质晕。
2022-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo and Subhalo Demographics with Planck Cosmological Parameters: Bolshoi-Planck and MultiDark-Planck Simulations
我们报告并提供拟合函数的丰富的暗物质晕和subhalos作为质量，圆速度和红移的函数从新的Bolshoi-普朗克和MultiDark-普朗克$Λ$ CDM宇宙学模拟，普朗克宇宙学参数的基础上。我们还报告了晕质量吸积率，这可能与星系恒星形成率。我们发现，更高的宇宙学物质密度的普朗克参数相比，WMAP参数导致更高丰度的大质量晕在高红移。我们发现，中位数晕自旋参数$λ_{\rm B} = J(2M_{\rm vir}R_{\rm vir}V_{\rm vir})^{-1}$是几乎独立的红移，导致预测的星系大小的演变是一致的观测，而显着减少与红移中位数$λ_{\rm P} = J|E|^{-1/2}G^{-1}M^{-5/2}$预测更多的星系大小比观察到的减少。使用Tully-Fisher和Faber-Jackson的星系速度和质量之间的关系，我们表明，一个简单的模型，星系速度是如何与晕最大圆速度导致宇宙恒星质量密度的增加过度预测的红移增加超过红移$z\sim1$，这意味着这样的速度质量关系必须改变红移$z>1$。通过一个现实的模型，如何观察到的星系速度与晕圆速度，我们表明，最近的光学和无线电观测的星系丰度与我们的$Λ$ CDM模拟吻合得很好。我们的光环人口统计数据基于更新版本的\rockstar \和\ctrees \代码，本文包括解释其所有输出的附录。本文是一系列相关论文的介绍，介绍了…
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellites around Milky Way- and M31-like galaxies with the TNG50 simulation: a matter of diversity
我们研究了TNG 50中198个银河系（MW）和M31类宿主周围卫星星系的丰度，这是IllustrisTNG宇宙磁流体动力学模拟套件中的最后一批。类MW/M31类似星系被定义为恒星质量为Mstar = 10^10.5-11.2 Msun的盘状星系，在z = 0处相对孤立。通过将卫星星系定义为Mstar > 5*10^6 Msun且距离宿主星系300 kpc（3D）以内的星系，我们发现在单个宿主星系之间存在着显著的多样性和宿主与宿主之间的分散性。中位（第16 - 84次）TNG 50 MW/M31类星系共有5（2-11）颗M星大于5*10^6 Msun的卫星，M星最高可达10^8.5 Msun（10^7.4-9.4 Msun）。Mdyn > 5*10^7 Msun的次晕丰度比Mdyn大10倍以上。曾经吸积的所有卫星（subhaloes）的数量比那些存活到z = 0的卫星大4-5（3-5）倍。具有较大星系恒星质量、较亮K波段光度、较大总晕质量和较新晕组合的星系通常有较多幸存卫星。TNG 50 MW/M31类星系周围的卫星丰度与观测调查（例如SAGA）和以前的模拟（例如Latte）的类似主机一致。虽然观测到的MW卫星系统在所有恒星质量上都在TNG 50散射范围内，但M31的卫星数量略多于我们的1 sigma散射，这可能是由于体积和质量的限制。我们发现少数系统既有一个大麦哲伦云，也有一个小…
2021-09-23 astro-ph.GA
Subhalo statistics of galactic halos: beyond the resolution limit
我们研究的子结构人口银河系（MW）的质量晕在$Λ$ CDM宇宙学使用一种新的程序外推subhalo数统计超出N体模拟的分辨率限制。该技术恢复的平均值和方差的晕下丰度，但不是它的空间分布。它扩展了动态范围，在此范围内可以进行精确的统计预测，相当于以50倍的分辨率进行模拟，而无需额外的计算成本。我们将这种技术应用于MW质量的晕，但它可以很容易地应用于任何质量的晕。我们发现高达$20\%$更多的子结构中MW质量晕比以前的研究中发现的。我们的分析降低了质量的MW晕需要容纳的观察，MW只有三个卫星的最大圆速度$V_{max}\ge30 km/s$在$Λ$ CDM宇宙学。具有类似于MW中的亚晕布居的概率对于维里质量为$20\%$，对于质量大于$M_{200}=2\times10^{12} M_\odot$的晕为$M_{200}=1\times10^{12} M_\odot$，几乎为零。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial distribution of Milky Way satellites, gaps in streams and the nature of dark matter
银河系暗晕的空间分布为检验宇宙学模型提供了一组重要的观测量。这些包括发光卫星的径向分布，平面配置，以及大量的暗晕，其存在与否是区分暗物质模型的关键。我们利用COCO $N$ -体方法对冷暗物质（CDM）和3.3keV热遗迹暖暗物质（WDM）进行模拟，在重子物理影响最小的极限下，预测了卫星的空间分布。我们证明了当形成星系的最小前晕质量为$>10^{8.5}\mathrm{M}_{\odot}$时，CDM和3. 3 keV-WDM发光卫星的径向分布是相同的。暗subhaloes的分布是显着更集中在WDM由于没有低质量，最近吸积的子结构，通常居住在CDM的MW晕的外部。我们发现，质量$[10^{7},10^{8}]\mathrm{M}_{\odot}$和中心的30千秒差距内的subhalo是剥离的两个模型中较大的晕的残余。因此，它们在WDM中的丰度$3\times$高于从总体WDM晕下种群中预期的丰度。我们估计，CDM和WDM浓度质量关系之间的差异，可以探测到的subhalo流的碰撞参量$<2$ kpc。最后，我们发现WDM对卫星平面的影响可能可以忽略不计。与观测结果的全面比较将需要进一步开展高分辨率、自洽的流体动力学模拟工作。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evidence of a population of dark subhalos from Gaia and Pan-STARRS observations of the GD-1 stream
来自$\textit{Gaia}$卫星的新数据与Pan-STARRS测量的精确测光相结合，使我们能够准确地估计GD-1流的特性。在这里，我们分析了GD-1流中的恒星密度扰动，并表明它们不可能是由于已知的重子结构，如巨大的分子云，球状星团，或银河系的酒吧或螺旋臂。联合分析GD-1和GD-5流反而需要质量为$\approx 10^{7}$至$10^9 \ M_{\rm{\odot}}$的暗子结构群。我们推断的总丰度的黑暗subhalos标准化的冷暗物质$n_{\rm sub}/n_{\rm sub, CDM} = 0.4 ^{+0.3}_{-0.2}$（$68 \%$），这对应于一个质量分数包含在subhalos $f_{\rm{sub}} = 0.14 ^{+0.11}_{-0.07} \%$，兼容的流体动力学模拟的预测冷暗物质与重子。
2021-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of dark subhalos in dwarf spheroidal galaxies: I. Fluctuations in surface density
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
研究通过分析矮球星系团的表面密度波动，提出利用傅里叶方法探测暗物质次亚晕质量函数的新途径。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAM through the lens of a hydrodynamical simulation
我们使用IllustrisTNG 100流体动力学模拟研究了星系两点关联函数对次级晕和星系性质的依赖性。我们构建星系模拟星表采用一个标准的子晕丰度匹配方案，再加上星系颜色或特定的恒星形成率和以下子晕属性之间的二次分配：饥饿红移z $_{\rm starve}$，浓度在下降，过密度$δ_R^{\rm env}$，潮汐各向异性$α_R$，和潮汐过密度$δ_R$。最后两个量使我们能够完全模拟我们的subhaloes的潮汐场，作为它们的内部和大尺度属性之间的中介。由此产生的模拟目录总体返回与IllustrisTNG 100测量的良好一致性。每个模型的准确性强烈依赖于次级星系和subhalo属性之间的相关性。在所有的subhalo代理测试，我们发现，z $_{\rm starve}$和$c_{\rm infall}$是最好的跟踪大尺度结构，产生强大的聚类预测不同的红/蓝和淬火/恒星形成星系的样本。
2021-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Symphony: Cosmological Zoom-in Simulation Suites over Four Decades of Host Halo Mass
我们目前的交响乐，汇编$262$宇宙学，冷暗物质放大模拟跨越四十年的主机晕质量，从$10^{11}$ $-$ $10^{15}~M_{\mathrm{\odot}}$。这个汇编包括三个现有的模拟套件在集群和银河系$-$质量尺度，和两个新的套件：$39$大麦哲伦云质量（$10^{11}~M_{\mathrm{\odot}}$）和$49$强透镜模拟（$10^{13}~M_{\mathrm{\odot}}$）集团质量主机。在整个主机晕质量范围内，在这些模拟中的最高分辨率区域解决了与$\approx 3\times 10^{-7}$倍的主机维里质量和普卢默等效引力软化长度$\approx 9\times 10^{-4}$倍的主机维里半径，平均暗物质粒子质量。我们测量subhalo丰度和主机浓度，形成时间和最大subhalo质量，所有这些峰值在银河系主机晕质量尺度之间的相关性。次晕丰度是$\approx 50\%$更高的集群比低质量的主机在固定的子-主机晕质量比。次晕的径向分布是近似自相似的主机质量的函数，并不集中比主机的底层暗物质分布。我们比较我们的结果的半解析模型$\mathrm{\texttt{Galacticus}}$，它预测subhalo质量函数具有较高的归一化在低质量端和径向分布，比交响乐稍微集中。我们使用$\mathrm{\texttt{UniverseMachine}}$模型…
2023-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MillenniumTNG Project: Inferring cosmology from galaxy clustering with accelerated N-body scaling and subhalo abundance matching
本研究提出结合加速N体模拟缩放、SHAMe模型与模拟器的新技术，通过星系非线性红移空间成团性约束宇宙学参数与组装偏差，经MTNG740相关模拟测试得到无偏结果，为星系巡天宇宙学研究提供有力工具。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST lensed quasar dark matter survey V: Hints of self-interacting dark matter from 29 quadruply imaged quasars
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Millennium Institute of Astrophysics, Chile（智利天体物理千年研究所）；California Polytechnic State University（加州州立理工大学）
利用 29 个四重成像类星体的透镜信号，推断出核心坍缩暗物质晕的丰度，发现数据强烈支持自相互作用暗物质而非冷暗物质，贝叶斯因子达 6:1 至 24:1。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching For Dark Matter Subhalos In the Fermi-LAT Second Source Catalog
银河系的暗物质晕预计包含大量较小的次晕。这些次晕可以是致密的，并产生潜在的可观测到的伽马射线通量。在本文中，我们寻找暗物质subhalo候选人之间的来源，费米-LAT第二源目录，目前还没有确定或与其他波长的同行。在该目录中包含的九个高显着性、高纬度（|b| >60度）、不变、未识别的源中，只有一两个与比大约50-100 GeV重的暗物质粒子的光谱兼容。然而，这九个来源中的大多数都具有与较轻（~5-40 GeV）暗物质粒子预测的光谱兼容的光谱。这个数量与预测的在这个质量范围内的暗物质候选者的可观测到的暗晕数量以及简单热遗迹的湮灭截面（σ v~ 3 × 10 ^{-26} cm ^3/s）一致。在其他波长下对这些源的方向进行观测将是必要的，要么揭示它们的天体物理性质（例如耀变体或其他活动星系核），要么通过无法检测到任何非伽马射线对应物来进一步支持它们是暗物质暗晕的可能性。
2011-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Orbital distribution of infalling satellite halos across cosmic time
下沉暗晕的初始轨道在很大程度上决定了暗晕和其中卫星星系的后续演化，并揭示了它们的宿主的组装。使用一个大的宇宙学模拟的各种分辨率，我们量化的轨道分布的subhalos在下降的时间和它的质量和红移的依赖在一个大的动态范围。我们进一步提供了一个统一的和准确的模型验证跨宇宙时间，这可以作为半解析模型的初始条件。我们发现，对于任何晕下质量或红移，下落速度$v$遵循几乎普遍的分布，峰值在宿主维里速度$V_{\mathrm{h}}$附近，而下落轨道在$v\sim V_{\mathrm{h}}$时最径向偏置。此外，具有较高主体质量或较高子主体比的subhalo倾向于沿着更径向的方向移动，其角动量比其低主体质量或低子主体比的对应物相对较小，尽管它们共享相同的归一化轨道能量。这些关系几乎是独立的红移时，使用的密度峰值高度作为代理主机晕质量。上述趋势与大质量结构的动力学环境相对较冷的情况相一致，因为它们自身的重力更有可能主导局部势。基于这一认识，质量越大或越孤立的晕，其速度各向异性越高。
2020-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of baryons on the population of Galactic subhalos and implications for dark matter searches
University of Hamburg（汉堡大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Universidad de Valencia（瓦伦西亚大学）；Durham University（杜伦大学）
本文通过高精度宇宙流体动力学模拟研究恒星物质对银河系次亚晕人口的影响，发现其显著降低次亚晕数量和浓度，对暗物质间接探测有重要影响。
2026-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The viability of low-mass subhaloes as targets for gamma-ray dark matter searches
本研究利用VL-II模拟数据，通过重新填充数百万低质量子晕并计算其J因子和角尺寸，发现低质量银河系子晕可能产生与矮卫星星系相当的暗物质湮灭通量，是间接暗物质搜索的优秀目标。
2024-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
