Modelling Baryonic Effects on Galaxy Cluster Mass Profiles
引力透镜是研究星系团质量分布和宇宙学的有力工具。然而，精确测量的集群质量分布是有限的，在集群天体物理学的不确定性。在这项工作中，我们提出了一个物理激励模型的重子效应的集群质量配置文件，自洽地考虑到重子的浓度以及质量吸积历史的星系团的影响。我们校准这个模型使用Omega500流体动力学宇宙学模拟的星系团与不同的重子物理。我们的模型将使我们能够同时约束集群质量，浓度和宇宙学参数使用堆叠弱透镜测量即将到来的光学集群调查。
2018-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: characterizing the full concentration-mass probability distribution with CAMELS
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物理学研究所）
本研究利用CAMELS模拟套件，通过归一化流刻画晕浓度-质量关系的前四阶矩，发现高阶矩对天体物理和宇宙学参数敏感，尤其影响银河系质量尺度晕的分析。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal Collapse: Robust Against Baryonic Feedback
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）
通过半解析振荡势模型和受控N体模拟，研究自相互作用暗物质晕中重子反馈对引力热坍缩的影响，发现高浓度晕的坍缩几乎不受延迟，而中等浓度晕的坍缩可被显著延迟但最终恢复，且最终密度分布对反馈历史敏感。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Imprints of Reionization in Galaxy Clustering
再电离是自复合以来宇宙中唯一的相变，是重子物质宇宙历史中的一个关键事件。我们得出，在大规模的偏置膨胀的背景下，在大规模分布的星系再电离时代的印记，并确定两个特别重要的贡献。首先，CMB光子与自由电子的康普顿散射导致重子流体上的拖曳力。这种阻力引起重子和CDM之间的相对速度，这是相同的数量级的原始诱导的相对速度，并进入相对速度的演化计算玻尔兹曼代码。这导致了一个独特的贡献，星系的偏见涉及的物质速度平方。第二个重要的效应是电离辐射场通过辐射传递效应对星系密度的调制，这在偏置膨胀中被所谓的高阶导数项所捕获。我们使用BOSS DR 12星系样本的功率谱来约束这两个印记。虽然它们不会导致重子声学振荡尺度的变化，但包括这些项对于来自星系功率谱形状的无偏宇宙学约束是重要的。
2017-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Signatures of Dark Matter Halo Expansion in Galaxy Populations
星系晕内的暗物质核心可以通过恒星形成区域的能量反馈形成：能量平衡表明，最大的核心形成效率出现在M $_{\star}\sim10^{8.5}$ M $_{\odot}$的星系中。我们表明，模型人口的星系，其中的密度分布已被修改，这样的重子反馈，是能够解释所观察到的星系速度函数和塔利-费舍尔关系显着优于一个模型，其中假设一个普遍的尖形密度分布。替代模型，即温暖的或自相互作用的暗物质，也提供了一个更好的匹配这些观察到的关系比一个通用的配置文件模型，但作出不同的预测晕密度轮廓如何随质量相比，重子反馈的情况下。我们建议，不同的核心形成机制可以区分的基础上留下的印记，他们在星系人口在很大范围内的质量。在目前的观测数据中，我们发现了重子反馈产生的核心形成的质量依赖性的预期签名的证据。
2015-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-Accelerated Core Collapse in SIDM Halos and its Imprint on Galactic Disks
MIT（麻省理工学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Harvard University（哈佛大学）
本文通过N体模拟发现，重子成分使银河系大小SIDM晕的核心坍缩时标缩短约40倍，并导致恒星盘外翘，为暗物质研究提供新观测窗口。
2026-09-09 astro-ph.GA hep-ph
Do halos that form early, have high concentration, are part of a pair, or contain a central galaxy potential host more pronounced planes of satellite galaxies?
银河系、仙女座星系和半人马座A都有平坦分布的卫星星系，它们的速度趋势一致，表明了旋转。在宇宙学LCDM模拟中，比较极端的卫星结构是非常罕见的，从而产生了“卫星平面问题”。作为一种可能的解释，有人提出，早期形成的，较高浓度的主晕包含更多的扁平和运动学连贯的卫星平面。我们已经测试了这样一个建议的卫星平面和主机晕属性之间的相关性ELVIS套件的模拟。我们既没有找到证据与晕浓度或形成时间的平面压扁的相关性，也没有运动学的相关性与浓度。最薄的子晕平面的高度与宿主维里半径和子晕系统的径向范围相关。这可以被理解为没有考虑到晕底径向分布的差异，而是从与实际观测所覆盖的不同体积中选择晕底。作为像本星系群这样的晕圈对的一部分，也不会导致更窄或更相关的卫星平面。此外，使用PhatELVIS模拟，我们表明，存在一个中央星系的潜力并不有利于更窄或更相关的卫星平面，而是导致略宽的平面。这样的中心势很好地近似了重子物理学在宇宙学模拟中对次晕人口的主导作用。这表明，与其他小尺度问题相比，卫星星系的平面问题由于考虑了重子效应而变得更糟。
2019-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Emergent gravity fails to explain color-dependent galaxy-galaxy lensing signals from SDSS Dr7
我们使用基于SDSS DR 7数据的星系-星系透镜技术来检验涌现引力（EG）理论。在EG的情况下，我们不期望颜色依赖的星系样本中的“表观暗物质”预测EG，这是只施加重子质量。如果重子质量相似，那么根据EG，从重子质量预测的透镜轮廓应该是相似的，不管星系样本的颜色如何。我们使用星系的恒星质量作为其重子质量的代理。我们将星系样本分为5个恒星质量仓，并在每个恒星质量仓中将它们进一步分类为红色和蓝色子样本。如果我们设置晕质量和浓度为自由参数，$Λ$ CDM是有利于我们的数据方面的约化$χ^2$，而EG未能解释的颜色依赖性的ESD从星系-星系透镜测量。
2021-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlation between baryonic process and galaxy assembly bias
Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所与物理与天文学院）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本文研究了恒星过程与星系组装偏差之间的联系，通过Galacticus半经验模型分析UNIT模拟，发现恒星质量选定的星系中气体冷却和恒星反馈是主导过程，而恒星形成率选定的星系中随着密度增加，主导过程从恒星形成转为气体冷却。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deciphering the imprint of AGN feedback in Seyfert galaxies: Nuclear-scale molecular gas deficits
基于64个邻近盘星系的ALMA/PdBI多线CO观测，发现高光度AGN的环核盘中冷分子气体浓度显著下降，证实了AGN反馈对核尺度分子气体分布的极端印记。
2024-06-17 astro-ph.GA
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Baryons in Creating Statistically Significant Planes of Satellites around Milky Way-Mass Galaxies
我们调查是否包含重子物理影响薄，相干旋转的卫星，如银河系和仙女座周围看到的飞机的形成。对于四个银河系质量的模拟，每个运行都作为暗物质，包括重子，我们能够确定一个平面配置，显着最大限度地增加平面卫星成员的数量。最大平面成员卫星在相同运行的仅含暗物质和重子版本之间始终不同，这是因为卫星在重子运行中更有可能被摧毁和坠落。因此，在仅模拟暗物质的情况下研究卫星平面是误导性的，因为它们将由不同的卫星成员组成，而不是包括重子的情况下存在的卫星成员。此外，重子轨道中卫星的破坏导致卫星分布的径向集中度降低，这一结果对于制造与随机分布相比具有统计学意义的平面至关重要。由于所有的平面都穿过星系的中心，如果卫星的径向集中度很低，那么从随机分布中创建一个平面就困难得多。我们确定仙女座的低径向卫星浓度的一个关键原因，为什么在仙女座的飞机是非常重要的。尽管如此，当考虑到共同旋转时，即使在重子运行中，模拟星系的卫星平面也没有银河系和仙女座星系周围观察到的卫星平面具有统计意义。
2016-10-10 astro-ph.GA
The impact of baryonic discs on the shapes and profiles of self-interacting dark matter halos
我们采用孤立N体模拟研究了自相互作用暗物质（SIDM）晕在重子势存在下的响应。暗物质的自相互作用导致内晕的运动热化，导致暗物质和重子分布之间的紧密相关。深重子势缩短了SIDM核心膨胀的阶段并触发核心收缩。这种效果可以通过大的自散射截面进一步增强。我们发现最终的SIDM密度分布对重子浓度和暗物质自相互作用的强度很敏感。假设初始晕为球形，我们还研究了SIDM晕形状的演化和密度分布。由于非球形盘势的影响，在以后的历元中，晕的形状偏离了球对称性，其意义取决于相对于暗物质的重子对总引力势的贡献。此外，我们构建了一个多分量模型的银河系，包括SIDM晕，恒星盘和隆起，并显示它是一致的观测恒星运动学和流。
2018-06-12 astro-ph.GA
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The small scatter of the baryonic Tully-Fisher relation
在LCDM宇宙学中，由于暗物质晕的质量-浓度关系和重子-暗物质晕质量比，重子Tully-Fisher关系（BTFR）将表现出明显的内禀散射.我们研究的BTFR使用的样本118盘星系（螺旋和不规则）的最高质量的数据：扩展HI旋转曲线（跟踪外部速度）和斯皮策测光在3.6 $μ$ m（跟踪恒星质量）。假设恒星的质光比（M*/L）近似为3.6 $μ$ m，我们发现BTFR的散射、斜率和归一化随所采用的M*/L而系统地变化。当M*/L > 0.5时，观测到的散射最小化，这对应于高表面亮度星系中几乎最大的圆盘，BTFR斜率接近~4。对于任何合理的M*/L值，固有散射约为0.1 dex，低于一般LCDM预期。残差显示与星系结构参数（半径或表面亮度）没有相关性，相反的预测从一些半解析模型的星系形成。这些都是LCDM宇宙学的基本问题。
2015-12-14 astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation and galactic outflows
宇宙中的大多数重子都不是恒星和星系中的冷气体的形式。由超新星/恒星风驱动的星系外流是解释这一事实的主要机制。星系质量和外旋速度之间的标度关系（也称为重子塔利-费舍尔关系，BTF）最近被用作反对这一观点的证据。我们使用基于LCDM的半解析盘星系形成模型来研究这些说法。在我们的模型中，恒星形成效率较低和气体比例较高的星系在从星系中喷射气体方面更有效。这是因为恒星形成效率较低、气体含量较高的星系往往生活在圆周速度较低的暗物质晕中，从那里逃离势阱所需的能量较少。在我们的模型中，BTF中的本征散射为0.15 dex，并且主要反映暗晕浓度中的散射。所观察到的散射，等于0.24 dex，主要是由测量误差。对固有散射的最佳估计是它小于0.15 dex，因此我们基于LCDM的模型（不包括所有可能的散射源）仅与此一致。在我们的模型中，富含气体的星系，在固定维里速度（V_vir），与较低的恒星质量有较低的重子质量。这与恒星质量较低的星系具有较少的能量来驱动外流的预期一致。然而，当使用外旋转速度（V_flat）时，相关性具有相反的符号，具有与观测一致的斜率。这是由于V_flat和V_vir之间的关系分散。总之，与以前的一些说法相反，我们表明，BTF的基本特征是一致的LCDM为基础的模型，其中的低效率的星系形成是由星系流出。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
No need for dark matter: resolved kinematics of the ultra-diffuse galaxy AGC 114905
我们提出了新的HI干涉观测的气体丰富的超扩散星系AGC 114905，以前的工作，基于低分辨率的数据，确定为一个异常值的重子塔利-费舍尔关系。新的观测，在空间分辨率比以前高$\sim 2.5$倍，揭示了一个规则的HI盘旋转约23公里/秒。我们的运动学参数，恢复与一个强大的三维运动学建模拟合技术，表明达到旋转曲线的平坦部分。有趣的是，转动曲线几乎完全可以用重子质量分布来解释。我们表明，一个标准的冷暗物质晕，遵循浓度晕质量关系未能再现旋转曲线的幅度由一个大的利润率。只有浓度极低（可以说是不可行的）的晕才与数据一致。我们还发现，AGC 114905的旋转曲线严重偏离修正牛顿动力学的预测。星系的倾角是独立于我们的模型测量的，仍然是我们分析中最大的不确定性，但相关的误差还不足以使星系与冷暗物质或修正牛顿动力学的预期相一致。
2022-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of scatter in the stellar mass - halo mass relation of central galaxies in the EAGLE simulation
我们利用流体动力学EAGLE模拟研究了中心星系恒星质量-晕质量关系中散射的大小和来源。我们分离的原因和影响相关的恒星质量的重子模拟与晕属性匹配的暗物质（DMO）模拟。恒星质量的散射随红移而增加，随晕质量而减少。在$z = 0.1$时，从$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{11}$ M $_{\odot}$时的0.25 dex下降至$M_{200, \rm DMO} \approx 10^{13}$ M $_{\odot}$时的0.12 dex，但在$10^{12}$ M $_{\odot}$以上趋势较弱。对于$M_{200, \rm DMO} < 10^{12.5}$ M $_{\odot}$，高达0.04 dex的散射是由于晕圈浓度的散射。在固定的晕质量下，较大的恒星质量对应于较集中的晕。这可能是因为更高的浓度意味着更早的形成时间，因此有更多的时间用于吸积和恒星形成，和/或因为反馈在具有较高结合能的晕中效率较低。因此，最大圆速度，$V_{\rm max, DMO}$，结合能比晕质量更基本的属性，这意味着他们是更准确的恒星质量的预测，我们提供拟合公式与恒星质量的关系。然而，浓度本身不能解释$M_{\rm star} - M_{200, \rm DMO}$关系中的总散射，也不能解释$M_{\rm star} -V_{\rm max, DMO}$中的散射。晕自旋…
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological feedback from a halo assembly perspective
本文从暗晕组装历史角度研究重子反馈对宇宙学探针的影响，发现反馈在暗晕质量约 $10^{12.8} M_\odot$ 时效率最高，并据此提出降低透镜分析敏感性及解释 tSZ 功率偏低的策略。
2025-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: satellite properties, the role of baryonic physics and star formation history in shaping dark matter cores/cusps
本研究通过Mochima宇宙学模拟，揭示重子反馈和恒星形成历史共同塑造子晕暗物质轮廓的多样性，表明“多样性问题”源于反馈与引力环境互动，而非冷暗物质模型失效。
2025-09-09 astro-ph.GA
The Influence of Galaxy Formation Physics on Weak Lensing Tests of General Relativity
即将到来的项目，如DES，JDEM和LSST，旨在以前所未有的精度测量弱透镜剪切相关性。弱透镜观测量对距离-红移关系和宇宙结构的增长都很敏感。如果加速宇宙膨胀的原因是广义相对论（GR）中的暗能量，那么宇宙距离和结构增长都受暗能量的性质控制。因此，人们可以使用透镜检查这种一致性和测试GR。在回顾了这种测试的现象学之后，我们解决了这样一个程序的一个主要挑战。宇宙重子成分的演化是高度不确定的，并且可以影响透镜观测，表现为固定宇宙距离尺度的修改结构增长。使用两种方法，我们可以导致拒绝零假设的GR时，它是真正的理论，如果这种不确定性在重子过程被忽略。最近的模拟表明，我们可以纠正重子效应使用参数化模型，其中的晕质量浓度关系进行了修改。与统计不确定性相比，校正使偏差变小。我们研究未来的弱透镜调查的能力，以约束晕的内部结构和测试GR的零假设的同时。与从小尺度上消除信息以减轻对重子物理学的敏感性相比，这种内部校准程序应该提供对GR偏差的限制，这是几倍的限制。具体来说，我们发现，限制广义相对论的情况下，内部校准的退化只有~30%或更少的非线性结构的完美知识的情况下相比。
2009-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on the internal structure of dark matter haloes from dwarf galaxies to superclusters in the redshift range 0<z<7
本研究结合IllustrisTNG与MillenniumTNG模拟，在0<z<7红移、10^9.5-10^15.5太阳质量的晕质量范围内，揭示了重子对暗物质晕浓度-质量关系的影响机制，并给出可用于纯暗物质模拟的经验拟合公式。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights on low-mass dark matter subhalo tidal tracks via numerical simulations
Durham University（杜伦大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过高精度数值模拟研究低质量暗物质子晕在潮汐剥离下的结构参数演化，发现子晕浓度持续上升且速度浓度在近日点比远日点高约两个数量级，揭示了潮汐效应在重塑子晕中的主导作用。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN-ZOOM project: Long-term imprints of external reionization on galaxy evolution
本研究利用 THESAN-ZOOM 项目的高分辨率放大模拟，探讨了外部紫外辐射对高红移低质量晕的长期影响，发现早期再电离会显著抑制微晕恒星形成并改变其金属丰度分布，强调了模拟中需引入空间不均匀的再电离历史。
2025-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring dark matter halo properties for HI-selected galaxies
本文结合ALFALFA的HI运动学建模与SDSS的逆子晕丰度匹配，约束约22,000个星系的暗物质晕性质，发现两种方法总体一致，且结合后对NFW轮廓的约束平均提升40%，并构建了略浅于丰度匹配预期的重子质量—晕质量关系。
2023-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of gas disc flaring on rotation curve decomposition and revisiting baryonic and dark-matter relations for nearby galaxies
晚型星系的气盘呈耀斑状，其尺度高度随离星系中心的距离而增加，通常达到kpc尺度。我们研究了气体盘耀斑对旋转曲线分解恢复的暗物质晕参数的影响。为此，我们仔细选择了32个矮星系和螺旋星系的样本，这些星系具有高质量的中性气体、分子气体和恒星质量分布，通过3D运动学建模获得的强大的H\，{ \sc i}旋转曲线，以及可靠的膨胀盘分解。通过假设垂直流体静力平衡，我们得到了原子和分子气体盘的标度高度，并自洽地将暗物质晕拟合到旋转曲线上。我们发现，在旋转曲线分解的气体耀斑的效果可以发挥重要的作用，只有最小的，气体为主的矮星，而对大多数星系的影响是轻微的，可以忽略不计。我们重新讨论了恒星和重子与晕的质量关系（$M_\ast-M_{200}$和$M_{\rm bar}-M_{200}$）。这两个关系平稳地增加到$M_{200} \approx 10^{12}~\rm{ M_\odot}$，在这一端的星系具有高的$M_\ast/M_{200}$和$M_{\rm bar}/M_{200}$比率，接近宇宙学重子分数。在较高的$M_{200}$下，关系显示出较大的分散性。我们星系样本中的大多数晕都严格遵循N体宇宙学模拟得出的浓度-质量（$c_{200}-M_{\rm 200}$）关系。有趣的是，偏离以上和以下的关系的星系有最高和最低的恒星和重子的派别，分别，这表明偏离$c_{200}-M_{\rm 200}…
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Projected Dark and Baryonic Ellipsoidal Structure of 20 CLASH Galaxy Clusters
我们重建了20个高质量星系团的二维（2D）的物质分布，从CLASH调查中选择使用的新方法进行联合弱透镜分析的2D剪切和方位平均放大率测量。这种组合允许对场进行完整的分析，有效地打破了质量片简并。在贝叶斯框架中，我们同时约束每个单独的集群的质量分布和形态，假设椭圆形Navarro-Frenk-White晕，其特征在于质量，浓度，投影轴比和投影主轴的位置角。我们发现，在以前的工作中，从方位平均弱透镜测量的集群的球形质量估计是在一个完整的2D分析与我们的结果非常一致。结合我们样本中的所有20个簇，我们在$5σ$显著性水平上检测到弱透镜晕的椭圆形，其尺度为2 Mpc $/h$。在位力质量为$M_\mathrm{vir}=(15.2\pm 2.8) \times 10^{14} M_\odot$时，中值投影轴比为$0.67\pm 0.07$，这与标准无碰撞冷暗物质模型的理论预测一致。我们还研究了最亮星系团的失调统计，X射线，热Sunyaev-Zel'dovich效应，以及相对于弱透镜信号的强透镜形态。在这里研究的三种重子示踪剂中，我们发现X射线形态与弱透镜质量分布最匹配，中位数失准角为$21\pm 7$度。我们还进行了堆叠四极剪切分析，假设X射线主轴与投影质量分布对齐。这就产生了一致的$0.67\pm 0.10$轴比，再次表明了团内气体和暗物质之间的紧密排列。
2018-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of Chameleon f(R) Gravity on Galaxy Rotation Curves
目前引力的约束在银河系和星系际尺度上相对较弱。经过筛选的修正重力模型可以在不违反我们太阳系内严格的重力测试的情况下表现出复杂的行为。因此，它们可能为引力理论提供可行的扩展。在这里，我们使用星系运动学来约束筛选修改后的重力模型。我们专注于变色龙$f(R)$引力，并预测其对星系旋转曲线和径向加速度关系的影响。这是通过使用\textsc{mg-gadget}代码对来自\textsc{auriga project}的最先进的星系形成模拟进行后处理来实现的。对于一个给定的星系，表面划分屏蔽和非屏蔽区域采用扁圆形状，反映了星系的质量分布盘形态。在“屏蔽半径”-在圆盘平面中触发屏蔽的半径-旋转曲线和径向加速度关系中都存在特征性的“上弯”。这些特征的位置取决于各种因素，如星系质量，密度分布的浓度和背景场振幅$f_{R0}$的值。明星的自我筛选和环境筛选也发挥了作用。对于银河系大小的星系，我们发现，$|f_{R0}|=10^{-7}$模型的旋转曲线是不可区分的$Λ$ CDM，而$|f_{R0}| \geq 2 \times 10^{-6}$的模拟星系是完全未屏蔽，违反太阳系的限制。对于中间值，存在明显的上升。通过对观测到的旋转曲线的现有样本（包括质量较低的物体）进行仔细的统计分析，应该可以对$f(R)$重力进行限制，使其灵敏度降至$|f_{R0}|\sim10^{-7}$。
2018-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Halo Concentrations and the New Baseline X-ray Luminosity-Temperature and Mass Relations of Galaxy Clusters
星系团形成的标准自相似模型预言，在没有重子物理（如辐射冷却和来自恒星和黑洞的反馈）的情况下，星系团的X射线光度-温度（$L_X$）关系应该是$L_X\propto T_X^2$。然而，这种基线关系的预测没有考虑这样一个事实，即晕浓度和集群的特征密度增加，因为它们的质量减少，这是宇宙的层次结构形成的结果。在这里，我们表明，实际的基线关系应该是$L_X\propto T_X^α$，其中$α\sim 1.7$，而不是$α=2$，给定的质量依赖的浓度和基本平面关系的星系团。数值模拟结果表明，$α\sim 1.6$与理论预测是一致的.我们还表明，基线亮度质量（$L_X$ - $M_Δ$）的关系应该是$L_X\propto M_Δ^β$，其中$β\sim 1.1$-1.2，与传统的预测（$β=4/3$）。此外，$L_X$ - $M_Δ$关系中的一些分散可归因于浓度-质量（$c$ - $M$）关系中的分散。浅层边坡的确定可以作为系统聚类的一个证明。作为一个例子，我们表明，新的基线关系可以检查通过研究温度或质量依赖的气体质量分数的集群。此外，如果适当地去除冷核和团簇合并的影响，最高温度的团簇将遵循浅基线关系。
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Uncorrelated velocity and size residuals across galaxy rotation curves
晚型星系的质量-速度-大小关系可归纳为质量和速度之间的独立关系（塔利-费舍尔关系），以及质量和大小之间的独立关系。这种行为与位于基本平面上的早期类型星系不同。我们研究了Tully-Fisher和质量-尺寸关系在观测（样本）和经验星系形成模型的基础上晕丰度匹配的耦合，旋转曲线拟合与流体动力学动机晕配置文件。我们系统地研究了Tully-Fisher残差$ΔV_r$和质量大小残差$ΔR$之间的相关系数作为测量速度的半径$r$的函数，从而提出了跨旋转曲线的$ΔV_r-ΔR$关系。除了重子质量占主导地位的$r \ll R_\text{eff}$外，我们发现任何$r$的数据或模型都没有显著的相关性。我们发现，这意味着一个固定的重子质量的星系大小和晕浓度（或晕质量）之间的关系，并提供证据反对的假设，星系和晕的比角动量成正比。最后，我们通过对旋转曲线的拟合，研究了重子和暗物质产生的$ΔV_r-ΔR$关系。这些组成部分之间的平衡说明了“磁盘晕阴谋”所需的没有整体的相关性。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AIDA-TNG project: dark matter profiles and concentrations in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文通过AIDA-TNG模拟研究了替代暗物质物理和恒星形成过程对暗物质晕内部结构的影响，揭示了WDM和SIDM模型中暗物质密度剖面和集中度的关系。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
Modeling the Kinematics of Central and Satellite Galaxies Using Normalizing Flows
本文利用CAMELS中2000个流体模拟和归一化流神经密度估计，系统研究了中央与卫星星系运动学对暗晕内禀性质、宇宙学参数及重子反馈的依赖，发现仅暗晕质量、聚集度和自旋对中央星系有显著影响，卫星星系仅对自旋有弱依赖，为改进HOD模型提供依据。
2024-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical signatures of a LCDM-halo and the distribution of the baryons in M33
我们使用高分辨率的VLA和GBT观测绘制了M33的中性原子气体含量，并拟合了倾斜环模型来确定扩展气体盘的方向及其旋转曲线。M33的圆盘从8 kpc向外翘曲，但相对于视线的倾斜度没有实质性变化。在内盘中，旋转速度随着半径的增加而急剧上升，在4 kpc时达到100 km/s，然后旋转曲线变得更加扰动和平坦，速度高达120-130 km/s到23 kpc。我们推导出恒星质量表面密度图M33的光盘，通过像素-SED拟合方法的基础上人口合成模型，突出了质量-光比的变化。更远的恒星质量表面是从外盘场的深层图像中估计的。恒星和气体的地图，然后在动力学分析的旋转曲线，以约束暗物质分布，这是相关的所有半径。在LCDM宇宙学中，具有Navarro-Frenk-White密度分布的暗物质晕提供了与暗晕浓度C=10和总晕质量为4.3 × 10^{11}Msun的旋转曲线的最佳拟合。这意味着重子分数为0.02阶，这个星系的演化历史应该解释其原始重子含量的大部分损失。
2014-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the baryon fraction in halos as a cause of scatter in the galaxy stellar mass in the EAGLE simulation
EAGLE模拟套件以前已被用来调查星系，$M_{*}$，和暗物质晕的属性之间的关系，使用流体动力学参考模拟结合暗物质（DMO）模拟具有相同的初始条件。在具有$M_{\mathrm{200c}} > 10^{11} \mathrm{M_{\odot}}$的晕中，中心星系的恒星质量与DMO晕的最大圆速度相关，而$\approx 0.2$的散射指数与DMO晕的其他性质无关。在这里，我们重新审视$z = 0.1$中EAGLE中$M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中分散的起源。我们发现，在$M_{*}$的散射与星系恒星人口的平均年龄，使固定的$V_{\mathrm{max, DMO}}$更大的星系是年轻的。恒星质量和平均恒星人口年龄的分散是由星系祖先的重子质量（$M_{\mathrm{bary}} = M_{\mathrm{gas}} + M_{*}$）在固定的晕质量和浓度下的变化引起的。在峰值相关红移（$z \approx 1$）处，在$z=0.1$ $M_{*}-V_{\mathrm{max, DMO}}$关系中，祖先重子质量占方差的$75\%$。重子质量的散射，反过来，主要是由反馈强度的差异和气体吸积在每个晕的演化过程中。
2019-01-02 astro-ph.GA
Reconciling the Diversity and Uniformity of Galactic Rotation Curves with Self-Interacting Dark Matter
星系自转曲线在内部区域表现出不同的行为，同时遵守一个组织原则，即，它们可以近似地由径向加速度关系或修正的牛顿动力学现象来描述。我们分析的旋转曲线数据从暗物质样品，并明确表明，多样性和均匀性自然再现的分层结构形成模型，加上暗物质自相互作用。所需的暗物质晕的浓度与普朗克宇宙学模型预测的浓度-质量关系完全一致。推测的恒星质光比（$3.6 μm$）分散在$0.5 M_\odot/L_\odot$周围，正如人口合成模型所预期的那样，导致紧密的径向加速度关系和重子Tully-Fisher关系。推断的恒星晕质量关系与丰度匹配的预期是一致的。这些结果表明星系内暗物质晕是由于暗物质粒子的自相互作用而热化的。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Probing Signals of Self-Interacting Dark Matter Core Collapse in HI-Rich Galaxies
本研究通过分析五个富HI星系的旋转曲线，发现其暗物质晕高内部密度与核心坍缩的SIDM模型相符，暗示这些星系可能形成于具有显著自相互作用的暗物质宇宙节点中。
2025-04-23 astro-ph.GA hep-ph
The galaxy-halo connection of disc galaxies over six orders of magnitude in stellar mass
本文通过49个邻近富气体盘星系的旋转曲线分解，在六个数量级恒星质量范围内研究星系-暗晕关联，发现重子匮乏矮星系和重子比例多样性等现有模拟难以复现的现象。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape, alignment, and mass distribution of baryonic and dark-matter halos in one EAGLE simulation
准确了解晕的形态及其演化是星系形成模型的关键约束，也是强透镜现象的决定性参数。利用宇宙学流体动力学模拟，银河系及其环境的演化和组装（EAGLE），我们的目标是提供一个全面的分析星系晕的形态和它们的质量分布的演变，重点是在红移$z=0.5$的快照。我们开发了一种迭代策略，涉及主成分分析（PCA）的EAGLE晕的属性和不同的组件之间的对齐的差异进行调查。的质量分布的暗物质（DM），气体和恒星晕的特点是半质量半径，浓度参数和（投影）轴比。我们统计了来自EAGLE RefL 0025 N 0376模拟的336\,540个晕的形状参数，并描述了它们从红移$z=15$到$z=0$的演化。我们测量了DM、气体和恒星成分以及所有粒子的三维和二维投影形状参数。在$z=0.5$，气体的短轴与DM的短轴对齐的质量晕（$M>10^{12}$ M $_\odot$），但这种对齐较差的质量晕。DM晕轴比$b/a$和$c/a$的中值分别为$0.82 \pm 0.11$和$0.64 \pm 0.12$。w/和w/o星晕中气体球度与总质量呈负相关，而DM球度对总质量不敏感. $z=0.5$观测到的星晕投影轴比$b_p/a_p$的中值为$0.80 \pm 0.07$，与地面和空间观测结果在1 $σ$以内符合得很好.对于DM晕，我们测量$0.85 \pm 0.06$的值。
2022-12-17 astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring gas thermodynamics around galaxies from the Sunyaev-Zel'dovich effects: impact of galaxy-halo connection, 2D projection and velocity field
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology（卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
本文研究银河系周围气体热力学，探讨银河系-暗物质晕连接、二维投影和速度场对太阳-泽尔多维奇效应的影响。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Critical Assessment of Solutions to the Galaxy Diversity Problem
银河系自转曲线呈现出各种各样的内斜率。观测数据表明，解释这种多样性可能需要一种机制，即星系表面亮度与其暗物质晕的最中心区域相关。在这项工作中，我们比较了几个具体的模型，捕捉相关的物理所需的解释星系的多样性问题。我们专注于一个自相互作用的暗物质（SIDM）模型的等温核心和两个冷暗物质（CDM）模型与/不重子反馈。与CDM的情况相反，SIDM模型可以导致在晕中形成等温核，并且对作用于较长时间尺度的重子反馈过程也不敏感。使用旋转曲线从90个星系的斯皮策光度计和准确的旋转曲线（ARR）目录，我们进行了全面的模型比较，解决问题的统计方法从以前的作品。我们恢复的最佳拟合晕模型与标准CDM浓度质量和丰度匹配关系一致。我们发现，无论是SIDM和反馈影响的CDM模型是更好地解释样品中的低和高表面亮度星系的旋转曲线比CDM模型没有反馈。然而，相互比较时，有没有强烈的统计偏好无论是SIDM或反馈影响的CDM晕模型作为源的星系多样性的星表。
2022-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing Feedback-Modified Dark Matter Haloes with Galaxy Rotation Curves: Estimation of Halo Parameters and Consistency with $Λ$CDM
宇宙学$N$ -天体模拟预测了具有陡峭中央尖点的暗物质（DM）晕（例如NFW，Navarro et al. 1996）。这与低质量星系中气体运动学的观测结果相矛盾，这些观测结果意味着存在浅DM核心。重子过程，如绝热收缩和气体外流，原则上，可以改变初始DM密度分布，但它们的相对贡献的晕转变仍然不确定。最近的高分辨率宇宙学流体动力学模拟（Di Cintio et al. 2014，DC 14）预测，内部密度分布系统地取决于恒星与DM质量之比（M $_*$ /M $_{\text{halo}}$）。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们测试的NFW和M $_*$ /M $_{\text{halo}}$依赖的DC 14晕模型对样本的147个星系旋转曲线从新的{ \it斯皮策}测光和准确的旋转曲线（SPITZER）数据集。这些星系都有扩展的H{ \small I}旋转曲线的射电干涉测量，以及准确的恒星质量密度分布的近红外测光。与NFW曲线相比，DC 14晕圈曲线提供了对数据的明显更好的拟合。与NFW不同，在我们的旋转曲线拟合中发现的DC 14晕参数自然落在由$Λ$ CDM预测的质量浓度关系和从丰度匹配推断的恒星质量晕质量关系的两个标准差之内，其中异常值很少。因此，由重子过程修改的晕轮廓与$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期更加一致，并且比忽略重子物理的晕模型更好地拟合了星系旋转曲线。我们的…
2017-01-11 astro-ph.GA
Dynamics of tidal dwarf galaxies in the system Arp 72
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica（墨西哥国家天体物理学、光学和电子研究所）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Centre for Space Research, North-West University（西北大学空间研究中心）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences (NITheCS)（国家理论与计算科学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学天体物理学系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
本研究利用MEGARA、GMRT设备观测数据，分析Arp 72系统中两个潮汐矮星系的动力学，验证其符合潮汐矮星系特性，发现这类天体偏离重子-塔利-费希尔关系。
2026-08-20 astro-ph.GA
Comparing rotation curve observations to hydrodynamic ΛCDM simulations of galaxies
盘的形成和超新星风的反馈影响星系中暗物质的分布。最近，Di Cintio等人（2014 b）通过依赖于恒星与晕质量之比（$M_{\star}/M_{\rm halo}$）来表征流体动力学模拟中重子过程的晕响应。（恒星）质量相关的晕轮廓链接在一起的本地和全球的晕属性（如内斜率和$M_{\rm halo}$），这使得测量$M_{\rm halo}$没有维里示踪剂。我们从文献中编译了大量的旋转曲线样本来测试这种晕轮轮廓。我们发现，这种晕配置文件可以解释旋转曲线的观测范围很广的$M_{\star}$。然而，从我们的样本的全球结果是不一致的$Λ$冷暗物质宇宙。我们没有发现晕圈浓度和$M_{\rm halo}$之间的预期相关性，并且分散度明显大于预期。此外，$M_{\star} \sim 10^{9}\,M_{\odot}$以下的大部分星系被发现由比丰度匹配技术预期的更小的晕所承载。我们发现，我们的结果是强大的统计先验和系统的影响，如倾角，不对称漂移校正，数据源，和恒星的质光比的不确定性。这表明要么是由于重子过程或额外的非标准暗物质物理引起的晕响应的错误描述。
2016-05-17 astro-ph.GA
Investigating Dynamical Properties of Globular Clusters through a Family of Lowered Isothermal Models
为了研究球状星团的动力学性质，收集了球状星团的表面亮度和运动学数据，并将其拟合到一个称为LIMEPY模型的低等温模型族中。对于18个研究的球状星团，浓度，截断，和各向异性的金额进行了测定。此外，还得到了团簇的质量、半质量半径、距离和质光比。一般来说，LIMEPY模型可以很好地描述这些集群。在这18个星团中，NGC 5139、NGC 6388和NGC 7078在文献中被认为是中等质量黑洞的候选者。这些模型不能很好地拟合NGC 5139的中心自行速度频散和NGC 6388的自行速度-频散剖面的斜率。因此，可能需要考虑在星团中心有中等质量黑洞或一组恒星质量黑洞的更专用的模型。考虑到NGC 7078，我们的模型具有一定程度的各向异性，可以拟合的数据。最后，发现了强的浓度截断反关联和截断半长轴关联，这可能是球状星团动力学演化的观测印记。
2023-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
From Density to Mass: A New Parametrized Framework for Dark Matter Environment Around Black Holes
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院物理系）
该论文提出一个以包围质量函数参数化黑洞周围暗物质环境的新框架，研究其对准正则模、潮汐洛夫数及极端质量比旋进引力波通量的影响，发现不同观测对晕结构具有互补敏感性。
2026-09-29 astro-ph.GA gr-qc
The Sizes of Globular Clusters as Tracers of Galactic Halo Potentials
我们提出了球状星团的$N$体模拟，探讨了不同星系势对星团大小的影响，$r_h$ .对于不同的银河系中心距离，$R_G$，我们评估如何集群大小的变化时，我们改变维里质量和浓度的宿主星系的暗物质晕。我们发现，GC的大小是由当地的星系质量密度，而不是主星系的维里质量。我们发现，在不太集中的星系的内晕中演化的星系团比在更集中的星系团中演化的星系团要大得多，而在外晕中轨道运行的星系团的大小几乎与浓度无关。在我们的星系模型中加入重子成分并不会对这些结果产生太大的改变，因为它的影响只在非常内部的晕中才显着。我们的模拟表明，有一个$r_h$和$R_G$之间的关系，这系统地依赖于晕的物理参数。因此，在个别星系中观察这种关系可以对暗物质晕特征提出新的观测约束。然而，通过改变晕质量在一个很宽的范围内的$10^{9}\leq M_{vir}/\msun \leq10^{13}$，我们发现，$r_h-R_G$的关系将几乎是独立的晕质量，如果一个假设$M_{vir}$和$c_{vir}$作为两个相关的参数，建议由宇宙学模拟。
2015-12-17 astro-ph.GA
Rotation curves of galaxies and the stellar mass-to-light ratio
在冷暗物质（CDM）理论的背景下，使用NFW暗物质晕密度分布提取一个新的浓度-病毒质量关系（$c-M_{vir}$）的样本的171个低和高表面亮度星系的质量模型。根据3.6 $μm $带表面测光、观测到的中性氢分布和暗晕，计算了由重子物质组成的旋转曲线（RC），其中3个可调参数为恒星质光比、暗晕浓度和维里质量。虽然NFW暗晕剖面可以解释旋转曲线观测，但RC分析所隐含的$c-M_{vir}$关系与不同宇宙学模拟结果强烈不一致。此外，所研究的星系的$M/L-$颜色相关是不一致的，从不同的恒星初始质量函数的恒星星族合成模型的预期。此外，在$Λ$ CDM理论框架下，我们还发现了51个星系（占样本的30%）的最佳拟合恒星$M/L-$比具有非物理意义上的负值.这可以解释为这一理论的严重危机。这表明，通常使用的NFW晕轮廓是$Λ$ CDM宇宙学结构形成的自然结果，并不适合星系的暗晕轮廓，或者需要新的暗物质物理或替代引力模型来解释盘星系的旋转速度。
2018-03-05 astro-ph.GA
