On the statistical theory of self-gravitating collisionless dark matter flow: Scale and redshift variation of velocity and density distributions
利用基于晕的非投影方法研究了自引力无碰撞暗物质流中密度和速度分布的尺度和红移变化。根据粒子分布的红移变化，将粒子分为晕内粒子和晕外粒子。在没有将粒子场投影到结构化网格上的情况下，通过识别不同尺度$r$上的所有粒子对来分析尺度变化。我们证明：i）Delaunay曲面细分可以用来重建密度场。得到了密度关联、谱和色散函数，并与N体模拟结果进行了比较：（2）速度分布在小尺度和大尺度上是对称的，而在中等尺度上是不对称的，由于能量的逆级联，速度分布在中等尺度上是负偏度的$\varepsilon_u$ ;（3）在小尺度下，成对速度的偶阶矩$Δu_L$服从三分之二规律$\propto{(-\varepsilon_ur)}^{2/3}$，而奇阶矩则服从线性尺度$\langle(Δu_L)^{2n+1}\rangle=(2n+1)\langle(Δu_L)^{2n}\rangle\langleΔu_L\rangle\propto{r}$ ; iv）研究了纵向速度$u_L$或$u_L^{'}$、成对速度（速度差）$Δu_L$ = $u_L^{'}$ - $u_L$和速度总和$Σu_L$ = $u^{'}_L$ + $u_L$的速度分布的尺度变化。充分发展的速度场在任何尺度上都不是高斯的，尽管它们最初可以是高斯的; v）在小尺度上，$u_L$和$Σu_L$可以由$X$分布来建模以最大化系统熵; vi）在大…
2024-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Self-gravitating Newtonian models of fermions with anisotropy and cutoff energy in their distribution function
自引力费米子系统由于其广泛的应用领域而成为天体物理学中的一个重要课题。本文研究了无碰撞半生成费米子球对称牛顿模型的引力平衡。我们构造的数值解，考虑到各向异性的分布函数的影响，并考虑切向速度的流行。通过这种方式，我们的模型推广了各向同性费米-狄拉克统计的解决方案。我们还扩展到平衡配置的经典制度和完全退化的限制，恢复，为不同水平的各向异性，空心平衡配置麦克斯韦制度。此外，在完全简并的限制下，我们找到了一个直接的表达式与组成系统的粒子的质量的各向异性。
2014-06-20 astro-ph.CO
On the statistical theory of self-gravitating collisionless dark matter flow
本文建立了自引力无碰撞暗物质流的统计理论，通过运动学关系推导小尺度和大尺度上的相关、结构、色散及谱函数，并与N体模拟对比验证。
2023-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
The baryonic-to-halo mass relation from mass and energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow
星系的性质与它们所处的暗物质晕之间的关系对于结构的形成和演化是有价值的。本文主要研究重子-晕质量比（BHMR）及其演化。我们首先回顾了自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）的独特性质，然后将其应用于推导BHMR。为了使系统熵最大化，长程相互作用需要形成大尺寸的晕。这些晕有利于从小尺度到大尺度的逆质量和能量级联，具有恒定的能量级联率$\varepsilon_u$。此外，暗物质流表现出尺度相关的流动行为，即在小尺度上不可压缩，在大尺度上无旋。利用这些性质，并考虑给定的具有重子总质量$m_b$、晕质量$m_h$、晕维里尺寸$r_h$和平坦转速$v_f$的晕，BHMR可以通过结合重子Tully-Fisher关系和常数$\varepsilon_u$在小晕和大晕中解析地导出。对于临界质量为$m_{hc}\sim 10^{12}M_{\odot}$的晕，在z=0时发现最大BHMR比约为0.076.对于较小和较大的晕，该比率要低得多，因此可以确定两种状态：i）对于不可压缩的具有质量$m_h<m_{hc}$的小晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f/r_h$、$v_f\propto r_h$和$m_b\propto m_h^{4/3}$ ; ii）对于具有质量$m_h>m_{hc}$的大晕，我们有$\varepsilon_u\propto v_f^3/r_h$、$v_f\prop…
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Pushing the Frontiers of Non-equilibrium Dynamics of Collisionless and Weakly Collisional Self-gravitating Systems
本论文提出新理论描述受扰星系在脉冲、绝热和近共振机制下的非平衡弛豫及动力学摩擦，首次解释了动力学浮力与核停滞现象，揭示了其对超大质量黑洞并合的深远影响。
2024-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA nlin.CD
The Radial Orbit Instability in Collisionless N-Body Simulations
使用一套自引力，无碰撞的N体模型，我们系统地探索了一个参数空间的发病和行为的径向轨道不稳定性（ROI），其强度是衡量的模型的系统轴比。我们表明，两个初始条件的组合，即速度各向异性和维里比，确定是否系统将进行ROI和究竟如何三轴的系统将成为。第三个初始条件，密度分布的径向形状，起着较小但明显的作用。关于ROI的动态发展，不稳定性a）在系统坍缩到其最紧凑的配置之后开始，并且b）当大多数粒子具有径向各向异性轨道而缺乏中心集中的各向同性轨道时，发展最快。我们认为，这是进一步的证据表明，自我加强扭矩的发病的ROI的关键。我们的研究结果支持这样的想法，即一个单独的轨道不稳定性在停止投资回报率发挥了作用。
2009-08-26 astro-ph.CO
Statistical mechanics of collisionless orbits. I. Origin of central cusps in dark-matter halos
本文提出了各向同性速度分布的无碰撞自引力系统的平衡统计力学理论。与现有的标准理论相比，我们引入了两个变化：（1）在能量（轨道）空间而不是相空间中计算可能的微观状态的数量;（2）比使用Stirling近似更适当地处理低占据数。结合这两个修正，预测无碰撞自引力系统的松弛部分，如暗物质晕，具有微分能量分布N（E）~ [exp（phi_0 - E）- 1]，被称为“DARKexp”。这样的系统具有中心幂律密度尖点rho（r）~ r^-1，这表明模拟的暗物质晕中尖点的统计力学起源。
2010-10-01 astro-ph.CO cond-mat.stat-mech
Inverse energy cascade in self-gravitating collisionless dark matter flow and effects of halo shape
晕介导的质量和能量级联是理解暗物质流的关键。这两个级联起源于晕和晕外子系统之间的质量交换。动能可以来自晕的运动和晕中的粒子运动。类似地，势能可以归因于晕圈间和晕圈内的相互作用。晕内维里平衡的建立比晕间快得多。整个系统的能量变化来自于晕中的男性化。在统计稳定状态下，需要连续的质量交换来维持总晕质量$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
Particle number dependence in the non-linear evolution of N-body self-gravitating systems
在天体物理学和宇宙学中，对纯自引力N体系统的模拟经常被用来研究这类系统的无碰撞极限。当N足够大时，他们对宏观量的结果应该收敛得很好。使用的研究从一个简单的空间的球形初始条件的演变-包括一个区域，其特征在于所谓的“径向轨道不稳定性”-我们说明，N的值，在这种收敛得到可以有很大的不同。在家庭的初始条件，我们研究，良好的收敛性，可以得到几个动态的时间与N $ \sim 10^3$ -大到足以抑制两个机构松弛-对于某些初始条件，而在其他情况下，这种收敛性是没有达到在这个时候，即使在我们最大的模拟与N $\sim 10^5$。定性的差异是由于N体离散化引入的波动的稳定性，其初始振幅取决于N。我们简要地讨论了为什么这种波动可能在N体系统的演化中发挥的关键作用，特别是可能构成一个严重的问题，在宇宙学模拟的暗物质。
2017-09-19 astro-ph.CO
Self-gravitating dark matter gets in shape
在我们目前最好的宇宙学模型中，宇宙中绝大多数物质都是暗物质，由尚未被探测到的非重子粒子组成，它们不会发生电磁相互作用。到目前为止，关于暗物质的唯一重要证据是在它的引力相互作用中发现的，正如在星系旋转曲线或引力透镜效应中观察到的那样。推断的暗物质聚集遵循几乎普遍的质量密度分布，可以在模拟中很好地再现，但从理论的角度来解释。放弃标准的（天文）物理方法，我表明，这是可能的，从一个有趣的简单的数学方法，直接确定最有可能的空间配置的自引力系综的无碰撞暗物质粒子来获得这些配置文件。
2020-09-07 astro-ph.CO gr-qc
On the statistical theory of self-gravitating collisionless dark matter flow: high order kinematic and dynamic relations
本文扩展暗物质无碰撞流的统计理论至高阶，推导不同尺度上的运动学与动力学关系，经N体模拟验证，给出速度关联的尺度因子幂律及能量级联常数，为理解宇宙结构形成提供理论框架。
2024-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Saddle-point entropy states of equilibrated self-gravitating systems
在这封信中，我们研究了球对称无碰撞自引力系统统计平衡的稳定性。通过计算熵的二次变分，我们发现相关物理量的微扰应分为长程微扰和短程微扰，分别对应于长程和短程弛豫机制。结果表明，自引力系统的统计平衡态既不是最大值也不是最小值，而是复杂的鞍点熵态，因而与理想气体的情况有很大的不同。剧烈放松应分为两个阶段。第一阶段是熵产生阶段，而第二阶段是熵减小阶段。我们推测第二阶段的剧烈弛豫可能只是长波朗道阻尼，它将与短程弛豫一起使系统在鞍点熵态附近保持平衡。
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Collisionless relaxation to equilibrium distributions in cold dark matter halos: origin of the Navarro-Frenk-White profile
Princeton University（普林斯顿大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）
研究揭示了冷暗物质晕中无碰撞弛豫过程如何形成纳瓦罗-弗伦克-怀特密度分布。
2025-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
A self-consistent quasilinear theory for collisionless relaxation to universal quasi-steady state attractors in cold dark matter halos
本文提出自洽准线性理论，在作用-角空间中推导准线性扩散方程，证明冷暗物质晕的 NFW 尖点、Einstein 核及 r^-1.5 尖点等普适密度轮廓均为碰撞弛豫的准稳态吸引子解。
2025-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Kinetic theory of Jean Instability in Eddington-inspired Born-Infield gravity
本文利用无碰撞Boltzmann方程和Eddington启发的Born-Infield引力的修正Poisson方程分析了自引力系统的稳定性。这些方程提供了一个描述的牛仔裤范式用于确定临界规模以上，这种系统崩溃。在平衡时，系统描述使用时间无关的麦克斯韦-玻尔兹曼分布函数$f_0(v)$。考虑到这个平衡态的小扰动，我们得到了一个修正的色散关系，我们找到了一个新的特征标度长度。我们的结果表明，自引力天体物理系统的动力学可以完全解决在Eddington启发的Born-Infield引力。后者在高密度环境中改变了金斯不稳定性，而在恒星形成区其影响变得可以忽略不计。
2017-10-12 astro-ph.CO gr-qc
Halo mass functions from maximum entropy distributions in collisionless dark matter flow
晕介导的逆质量级联是自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）中间统计稳态的一个重要特征。为了使长程相互作用系统的熵最大化，反质量级联需要形成宽谱的晕和晕群。无碰撞粒子的极限速度（$\textbf X$）、速度（$\textbf Z$）和能量（$\textbf E$）分布可以从最大熵原理解析地获得。晕质量函数是晕中总质量的分布，是结构形成和演化的一个基本量。代替基于简化的球形/椭圆形坍缩模型的质量函数，可以将质量函数重新表示为内在分布，以在永久统计稳定状态期间最大化系统熵。从基于晕的非平衡暗物质流描述出发，提出了粒子维里色散分布（$\textbf H$）、粒子速度平方分布（$\textbf P$）和晕数分布（$\textbf J$）.它们的统计特性和与速度分布（$\textbf X$）的联系得到了很好的研究和建立。与$\textbf H$本质上是晕质量函数，$\textbf H$分布的两个极限情况下分析大晕（$\textbf H_\infty$）和小晕（$\textbf H_s$），分别。对于大的晕，$\textbf H_\infty$也是一个最大熵分布。对于小晕，$\textbf H_s$近似的$\textbf P$分布和恢复的Press-Schechter质量函数。$\textbf H$分布的完全解由使系统熵最大的速度分布（$\textbf X$）和晕速度弥散的精确模型决定。
2022-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Oscillations and stability of polytropic filaments
本文研究了自引力柱对称流体系统和无碰撞系统的振动和稳定性。这是通过研究平衡系统的小扰动和找到正常模式来完成的，使用的方法类似于天体地震学中使用的方法。我们发现，有一个单一的序列的纯径向模式，成为不稳定的，如果绝热指数小于1。非径向模式可以分为p模式和g模式，p模式是稳定的和压力驱动的，g模式是重力驱动的。当绝热指数大于多变指数时，g模变得不稳定。这些模式类似于球形恒星的模式，但它们的行为有些不同，因为圆柱形几何形状的对称性比球形几何形状小。这意味着微扰可以通过径向量子数、方位角量子数和z方向上的波长来分类，z方向上的波长可以变得任意大。我们发现，减少这个波长增加了稳定模式的频率，增加了不稳定模式的增长率。我们使用变分的参数来证明，丝无碰撞物质的遍历分布函数是稳定的纯径向扰动，和丝遍历幂律分布函数是稳定的所有扰动。
2014-01-14 astro-ph.CO
Novel Adaptive softening for collisionless N-body simulations: Eliminating spurious halos
我们描述了用于无碰撞$N$ -体模拟的新型自适应软化（NovA）形式，该形式在Ramses自适应网格细化代码中实现。我们引入了一个细化标准，每个细胞内的颗粒分布是足够的各向同性，其转动惯量张量测量。以这种方式，仅当塌陷沿所有三个轴发生时才被细化，从而确保软化$ε$总是单元中最大颗粒间间距的两倍。这种更保守力软化准则的设计是为了最大限度地减少虚假的两体效应，同时保持高的力的分辨率在崩溃的地区的流动。我们测试NovA使用反对称扰动平面波崩溃（“瓦灵尼亚”测试），然后将其应用到温暖的暗物质（WDM）模拟。对于Valinia测试，我们表明，-不像标准的$N$体方法- NovA产生没有数值破碎，同时仍然能够正确地捕捉细焦散和壳周围的塌陷区域。对于WDM模拟，我们发现，诺瓦收敛速度显着比标准的$N$体，产生很少或没有杂散晕小规模。然而，我们表明，确定是否存在晕低于自由流动的质量$M_{\rm fs}$是复杂的事实，我们的晕发现者（AHF）可能不正确地标记一些焦散和纵横交错的细丝晕，而一个或两个特别大规模的细丝出现在任何版本的NovA的细化是允许的片段。这种巨大的细丝可能是物理上不稳定的崩溃，就像无限的、静态的、自引力的圆柱体一样。我们将在即将发表的论文中使用NovA来研究$M_{\rm fs}$以下的晕形成问题;灯丝稳定性;并获得对暗物质温度的新约束。
2015-03-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Properties of self-gravitating quasi-stationary states
初始远离平衡的自引力系统通过无碰撞弛豫动力学形成准稳态（QSS）。这些可能产生于自下而上的结构聚合或自上而下的框架;它们的准平衡性质可以通过Jeans方程很好地描述，并且不是普适的，即它们取决于初始条件。为了了解这种依赖的起源，我们提出了初始冷和球形系统的初始密度波动的频谱的各种选择的数值实验结果。这种波动的幅度决定了系统是以自上而下还是自下而上的方式松弛。我们发现，所产生的QSS的统计特性主要取决于在形成过程中交换的能量的量。特别是，在暴力的自上而下的崩溃的能量交换是大的，QSS显示一个几乎平坦的密度分布和准麦克斯韦-玻尔兹曼（各向同性）的速度分布的内核，而他们的外部区域显示的密度分布$ρ(r) \propto r^{-α}$（$α>0$）与径向延长的轨道。我们分析表明，$α=4$与数值实验。在不太剧烈的自下而上的动力学中，能量交换要小得多，轨道的伸长和$0< α(r) \le 4$都要小得多，密度分布很好地符合Navarro-Frenk-White行为。这种动力学演化被非均匀球形孤立系和从宇宙学模拟中提取的晕所显示。我们认为这些结果与核心尖点问题的关系得出结论，这是自然解决，如果星系形成通过单片崩溃。
2020-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Violent and mild relaxation of an isolated self-gravitating uniform and spherical cloud of particles
一个孤立的，均匀的和球形的自引力粒子云的崩溃是一个典型的例子，弛豫过程导致维里平衡准稳态的形成。我们考虑这样一个系统的几个N体模拟，初速度色散作为一个自由参数。结果表明，当初始维里比为b_0 =2K_0/W_0 < b_0^c ~-1/2和b_0> b_0^c时，所形成的结构有明显的差别。这两组初始条件分别引起在大约相同的时间尺度上发生的温和的和剧烈的松弛：然而在后一种情况下，系统收缩了很大的因子，而在前一种情况下，它大致保持了原来的大小。相应地，所得到的准平衡态的特征是密度分布在足够大的距离处衰减为~1/r^4或具有尖锐的截止。对于b_0<b_0^c的情况，可以用Lynden-Bell无碰撞弛豫理论来描述。另一方面，b_0>b_0^c的相关特征是粒子和能量的喷射，这是这种理论方法所不能捕捉到的：对于这种情况，我们引入一个简单的物理模型来解释幂律密度分布的形成。该模型表明，当初始条件足够冷，以至于发生质量和能量喷射时，n（r）~1/r^4是典型的密度分布。此外，我们还阐明了初始维里比b_0^c临界值的来源。
2012-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Efficient numerical evolution of self-gravitating systems with dark-matter-baryon scattering
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Southern California（南加州大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）
该研究提出含暗物质-重子散射的自引力系统的高效数值演化算法，基于NSphere代码开发NSphere-IDM，可快速模拟暗物质晕演化，为相关模拟提供校准基准。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Vlasov-Poisson in 1D for initially cold systems: post-collapse Lagrangian perturbation theory
我们分析研究了一个初始光滑、冷、自引力的一维无碰撞系统的坍缩。系统在相空间中被描述为一个中心的“S”形，周围有一个近似静止的晕，局部地作用在“S”形上，像一个谐波背景。为了解决S在其自身引力和晕的影响下的动力学问题，我们引入了一种新的方法，使用后崩溃拉格朗日微扰理论。这种方法使我们能够跟踪系统在连续交叉时间之间的演化，并以迭代的方式描述中心S和晕之间的相互作用。我们的理论预测检查对测量的熵守恒数值模拟的基础上的水袋方法。虽然我们的崩溃后拉格朗日方法不允许我们严格计算系统的长期行为，即在许多交叉时间之后，它解释了在数值模拟中观察到的投影密度的接近幂律行为。在后期推进模型表明，系统可以在某个时候构建一个非常小的扁平核心，但这是非常投机的。这一分析表明，理解初始冷系统的动力学需要一个细粒度的方法来正确描述其非常核心的部分。这里进行的分析当然可以扩展到球对称。
2014-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
