Do assumptions about the central density of subhaloes affect dark matter annihilation and lensing calculations?
本研究系统评估次暗晕中心密度假设对暗物质湮灭和引力透镜计算的影响，发现湮灭率对内部密度分布高度敏感，而透镜信号可用简单剥离模型近似。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size matters: the non-universal density profile of subhaloes in SPH simulations and implications for the Milky Way's dSphs
我们利用仅含暗物质的流体动力学约束局域宇宙模拟（CLUES）研究了银河系和仙女座星系的暗晕密度分布。我们发现，Einasto模型提供了最好的描述subhaloes的密度分布，而不是更常用的NFW配置文件或任何概括it. We进一步发现，Einasto形状参数\nEin \是强烈相关的总subhalo质量，指向的概念的subhaloes的密度分布的非普遍性。我们观察到，由于潮汐剥离的质量损失的影响，在暗物质和流体动力学运行，是减少的形状参数\nEin \之间的下降和现在的时间。现在假设我们银河系的dSphs遵循Einasto轮廓，并使用流体动力学模拟中\nEin \的最大值和最小值作为规范，我们可以改进银河系最亮卫星星系的\Rmax - \Vmax \对的观测约束。当只考虑具有$-13.2\lesssim M_V\lesssim-8.8$的亚晕时，即经典矮星的光度范围，我们发现，如果它们的晕符合具有$1.6\lesssim n_{\rm E} \lesssim5.3$的Einasto模型，则所有模拟的天体都与观测到的dSphs一致。数值激励Einasto配置文件所观察到的dSphs将缓解最近提出的“大规模故障”的问题。
2013-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Haunted haloes: tracking the ghosts of subhaloes lost by halo finders
针对暗晕查找器易丢失子暗晕的问题，提出基于粒子追踪的后处理算法恢复丢失子暗晕，可显著改变大尺度结构统计量，为暗晕追踪提供新方案。
2023-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The capture of halo material by orbiting subhaloes
Beijing Normal University（北京师范大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Zhengzhou University（郑州大学）
研究通过高分辨率模拟发现，子晕通过引力捕获宿主物质的效率极低，不足以使原本无恒星的低质量子晕被观测到。
2026-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The erasure of Galactic bar resonances by dark matter subhaloes
MIT Kavli Institute For Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）
研究利用共振恒星探测暗物质次亚晕，发现低质量次亚晕对共振影响小，而整体CDM人口可能在棒寿命内消除共振，暗示局部次亚晕密度低于预期。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deep learning model for the density profiles of subhaloes in IllustrisTNG
本文提出基于可解释变分编码器（IVE）的深度学习模型，用于拟合IllustrisTNG100中次暗晕密度剖面，发现三个可解释自由度并优于Einasto剖面，可用于强透镜等宇宙学约束研究。
2024-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Counts-in-Cells of subhaloes in the IllustrisTNG simulations: the role of baryonic physics
我们提出了一个分析的计数在细胞（CiC）统计的subhaloes在公开可用的IllustrisTNG宇宙学模拟（TNG 100 -1，TNG 100 -3和TNG 300 -3），考虑其完整和黑暗的版本，在红移范围从$z = 0$到$z=5$，和不同的细胞大小。我们评估了两种CiC模型：引力准平衡分布（GQED）和负二项分布（NBD），两者都呈现出良好的拟合，在重子的存在下具有小的可检测的差异。与文献相比，最佳拟合参数的缩放和时间依赖性显示出类似的趋势。我们推导出了与GQED相关的细胞内物质密度概率分布函数（PDF），并将其与Uhlemann等人（2016）在$z=0$运行的IllustrisTNG 100-3-Dark中给出的PDF进行了比较。我们的结果表明，在重子耗散存在的情况下，GQED模型最简单的引力假设成立。有趣的是，平滑（密度在细胞）版本的GQED也足以描述的暗物质单点统计的subhaloes和收敛，subpercentage水平（参数的间隔），在高密度范围内的Uhlemann等人的PDF。
2020-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can tides disrupt cold dark matter subhaloes?
暗物质在次千秒差距尺度上的成团性对潮汐演化和次晕的生存具有高度的敏感性。与以前的研究一致，我们表明，N体实现冷暗物质subhaloes与中心发散密度尖点形成人工恒定密度核心的模拟分辨率极限的规模。这些密度核心驱动人工潮汐破坏的subhaloes。我们运行控制模拟潮汐演变的一个单一的subhalo，我们反复重建的密度尖点，防止人为破坏。这使我们能够跟踪任意大部分潮汐剥离质量的次晕演化。基于这个数字的证据结合简单的动力学参数，我们认为，尖状暗物质subhaloes不能完全中断平滑的潮汐场。将恒星模拟为潜在势的无碰撞示踪物，我们进一步研究了银河系矮球状星系的潮汐演化。使用模型的杜鹃III矮作为一个例子，我们表明，潮汐可以剥离矮星系到太阳光度。这些残余的“微星系”看起来像是一群年龄相近的贫金属、低质量恒星的共同运动，嵌入在亚千秒差距的暗物质暗晕中。
2019-12-12 astro-ph.GA
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
The impact of filamentary accretion of subhaloes on the shape and orientation of haloes
暗物质晕是由大尺度宇宙环境中的小晕分层合并而成的，因此通过宇宙细丝吸积的各向异性暗物质晕对暗物质晕的结构有一定的影响。最近使用宇宙学模拟的研究表明，晕的方向与宇宙细丝的方向相关，这些相关性显着依赖于晕的质量。利用高分辨率的宇宙学$N$ -体模拟，我们通过将子晕的进入点看作细丝来量化星系和星系群大小的宿主晕（$M_{\rm host}=5\times10^{11-13}M_{\odot}$）的附加子晕吸积强度，并统计研究了红移为零时宿主晕的形状和取向与附加子晕吸积强度的关系。我们证实了以前的研究，发现主机晕质量的依赖性之间的取向的晕和细丝的对齐。我们还表明，第一次，晕的形状和方向弱相关的强度的附属subhalo吸积，即使主机晕质量是相同的。随着吸积作用的增强，晕的短轴与长轴之比趋于减小。具有高度各向异性吸积的晕变得更球形或扁球形，而具有各向同性吸积的晕变得更长球形或三轴形。对于具有强吸积作用的晕，它们的主轴优先与暗条对齐，而它们的角动量矢量倾向于稍微偏离。
2020-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting low-mass haloes with strong gravitational lensing II: constraints on the density profiles of two detected subhaloes
本研究通过四种密度轮廓模型分析两个引力透镜系统中的低质量子晕，发现其内部密度斜率陡峭，NFW轮廓需极高浓度，TNG50模拟的多样性部分缓解了与观测的矛盾，但J0946+1006的恒星含量仍存冲突。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal evolution of anisotropic subhaloes: A new pathway to creating isotropic and cored satellites
Yale University（耶鲁大学）；National Taiwan University（台湾大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
本文利用理想化N体模拟研究了落入时具有各向异性的子晕的潮汐演化，发现径向各向异性会导致更快质量损失和尖点-核化转变，而轨道剥离与重新位力化最终使子晕速度分布趋于各向同性，有助于缓解银河系卫星动力学建模中的简并问题。
2025-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Statistics of Dark Matter Substructure: I. Model and Universal Fitting Functions
我们提出了一个新的，半解析模型描述的暗物质subhaloes的演变。该模型使用合并树，使用帕金森等人（2008年）的方法构建，以描述吸积时的质量和红移，随后使用轨道平均质量损失率的简单模型进行演化。该模型是非常快的，对待subhaloes的所有订单，占分散在轨道属性和晕浓度，并使用一个简单的配方，以转换subhalo质量的最大圆周速度。在数值模拟中，该模型准确地再现了平均晕下质量和速度函数。推断的次晕质量损失率意味着，平均暗物质次晕失去超过80%的质量在其第一径向轨道内的主机晕。我们表明，在subhaloes的总质量分数是密切相关的主机晕的“动态年龄”，定义为自其形成以来已经过去的晕动态时间的数量。利用这个关系，我们提出了适用于任何宿主晕质量、任何红移和任何Λ CDM宇宙学的演化和未演化的次晕质量和速度函数的通用拟合函数。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of hydrodynamics alone on the subhalo population in a $Λ$CDM rich cluster sized dark matter halo
我们进行了一组非辐射流体动力学（NHD）模拟的丰富的集群大小的暗物质晕从凤凰计划与3个不同的数值分辨率，调查的影响流体动力学单独的晕中的subhalo人口。与仅用暗物质（DMO）模拟相同的晕相比，在NHD模拟中，相对大质量的亚晕（$M_{sub} > 2.5 \times 10^9h^{-1}M_{\odot}$，或$V_{max} > 70 kms^{-1}$）的亚晕较少，但质量较小的亚晕较多。这导致在两组不同的模拟中，次晕质量/ $V_{max}$函数的形状不同。在给定的次晕质量下，质量小于$10^{10} h^{-1}M_{\odot}$的次晕在NHD中的$V_{max}$大于DMO模拟，而质量大于质量值的次晕的$V_{max}$相似。这主要是因为今天的低质量subhaloes的祖先有更大的浓度参数在NHD比DMO模拟。在红移2的主晕的吸积低质量祖细胞的存活数分数是约50%，高出DMO模拟的NHD。
2020-12-29 astro-ph.GA
The universal nature of subhalo accretion
我们研究了在大尺度结构的背景下，亚晕到主晕上的角入射模式。我们发现，这种下落模式基本上是由周围的速度场的剪切张量驱动。暗物质subhaloes被发现优先吸积沿主轴的剪切张量，这对应于最弱的崩溃的方向。我们研究了这种优先下降的依赖subhalo质量，主机晕质量和红移。虽然最强的最大质量的主机和最大质量的subhaloes在高红移，subhaloes的优先下降是有效的普遍意义上，它总是与最弱的速度剪切张量的崩溃轴对齐。正是同一个剪切张量决定了宇宙网的结构，因此剪切场成为控制结构形成的局部各向异性模式的关键因素。由于小尺度（亚百万秒差距）与中等尺度（~10百万秒差距）有很强的相关性--这是一个可以通过当前的特殊速度调查获得的尺度--因此，这里的发现为我们打开了一个新的窗口，可以了解当前的特殊速度调查所揭示的观测到的大尺度结构与本星系群的优先下沉方向之间的关系。这可能会揭示在本星系群中看到的矮星系的意外排列
2014-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Halo Clustering on Subhalo Anisotropy and Planarity
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过宇宙N体模拟揭示次晕的各向异性和平面性影响暗物质晕聚类，发现环境因素显著改变次晕分布特征，为理解卫星晕的各向异性提供新视角。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shedding light on low-mass subhalo survival and annihilation luminosity with numerical simulations
在这项工作中，我们进行了一套专门设计的数值模拟，以进一步阐明暗物质（DM）subhalo生存在质量尺度相关的伽马射线DM搜索，一个话题受到激烈的辩论。具体来说，我们已经开发并采用了改进版本的DASH，GPU $N$体代码，以前所未有的准确性研究低质量subhaloes内的银河系般的光环的演变，达到太阳质量和亚秒差距的分辨率在我们的模拟。我们模拟不同的质量，浓度和轨道特性的subhaloes，并考虑银河系本身的引力势的影响。更具体地说，我们分析了subhaloes的束缚质量分数和湮灭光度的演变，发现大多数subhaloes生存到现在的时间，即使在某些情况下，他们失去了超过99%的质量吸积。宿主中的重子会引起更严重的质量损失，特别是当次晕轨道与银盘更平行时。许多这样的次晕穿过太阳的银河系中心半径，因此更容易从地球上探测到它们的湮灭通量。我们发现，在太阳附近的一个近心点的DM只有晕轨道的subhaloes失去70-90%的初始湮灭光度在红移为零，增加到99%时，重子也包括在主机。我们发现，在近心点的有效潮汐场的子晕的质量损失之间有很强的关系。事实上，许多对浓度、轨道参数、宿主势和重子分量的依赖都可以通过这个单一参数来解释。除了阐明低质量银河系subhaloes的生存，我们的研究结果可以提供详细的预测，这将有助于当前和未来的探索DM的性质。
2022-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Evolution of subhalo orbits in a smoothly-growing host halo potential
暗物质（DM）的轨道参数在决定其质量损失率和宿主晕内的整体空间分布中起着至关重要的作用。在宇宙学模拟中，晕的增长是由相对平滑的吸积和更剧烈的合并共同作用的结果，这两个过程都会改变晕下的轨道。要隔离的影响，顺利增长的主机晕从其他相关机制，我们研究subhalo轨道演化的数值计算中，subhaloes被建模为无质量粒子轨道随时间变化的球势。我们发现，在前几个轨道的subhalo轨道的径向作用减少，表明在此阶段的主机晕的增长的响应是不绝热的。在这个阶段，次晕轨道可以缩小$\sim$ 1.5倍。随后，径向作用被很好地保持，轨道收缩减慢。我们提出了一个精确描述轨道演化的模型。鉴于这些结果，我们认为在高分辨率的宇宙学模拟中确定的subhaloes人口的空间分布。我们发现，这与在z < 3时吸积的人口是一致的，这表明任何早期吸积的subhaloes在模拟中都没有得到解决。我们还讨论了潮汐剥离作为NGC 1052-DF 2的形成方案，这是一个非常缺乏DM的超扩散星系，并发现如果它的祖先足够早地吸积，z > 1.5，它的预期DM质量可能与观测限制一致，尽管它仍然是一个相对罕见的物体。
2021-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The pre-processing of subhaloes in SDSS groups and clusters
我们利用Yang et al.（2007）SDSS-DR 7星群表中观测到的红移范围为0.01 < z < 0.045的群星系和团星系的淬灭分数研究了预处理。我们将星系群归类为维里化的，坠落或后溅，我们应用的Dressler-Shectman统计和组成员的速度相结合，以确定subhaloes。平均而言，居住在subhaloes的星系的比例是主机晕质量的函数，其中更大质量的系统有更高的分数subhalo星系在整个星系和人口。此外，我们发现，在2 < r_200 < 3之间，相对于场和非晕下种群，晕下种群的静态分数更高。在这些大的半径（2 < r_200 < 3），大多数星系（~ 80%）属于落入人口，因此，我们归因于增强淬火下降的subhalo星系，表明预处理已经发生在subhalo人口。我们的结论是，预处理在观测到的静止分数中起着重要作用，但仅限于我们样本中质量最大的系统（M_halo > 10^14.5 M_sun）。
2014-04-29 astro-ph.GA
Tracking the orbit of unresolved subhalos for semi-analytic models
我们提出了一个模型来跟踪宇宙学模拟中的“未解决的subhaloes”（USHs）的轨道演化。超星系是一种次晕，由于有限的质量分辨率，它们在更大的宿主系统中不再被晕发现者区分为自约束超密度。在星系形成和演化的半解析模型（SAMs）中，这些暗晕可能是“孤儿星系”的所在。预测相空间组件的USHS的演变是至关重要的环境过程，相互作用和合并实施的SAM影响孤儿卫星的重子属性的充分建模。我们的模型考虑了动力学摩擦阻力，质量损失潮汐剥离和合并与主机晕，涉及三个自由参数。为了校准这个模型，我们考虑了两个不同质量分辨率的仅DM模拟（MultiDark模拟）。具有较高质量分辨率的模拟（{ \sc smdpl}; $ m_{\rm DM} = 9.6 \times 10^7 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）提供了关于在较低质量分辨率的模拟（{ \sc mdpl 2}; $ m_{\rm DM} = 1.5 \times 10^9 ~ h^{-1}\,\mathrm{M_{\odot}}$）中未分辨的亚晕的信息;这些超高压的轨道由我们的模型跟踪。我们使用作为约束函数的subhalo质量函数（SHMF）和两点关联函数（2 PCF）从{ \sc smdpl}，后者是我们的方法的一个新的方面。虽然SHMF未能把严格的约束动力学摩擦的效率和合并条件，聚类信息的添加有助于指定的参数的模型…
2021-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$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
Connection Between SDSS Galaxies and ELUCID Subhaloes in the Eye of Machine Learning
本研究利用随机森林模型学习SDSS星系与ELUCID子晕的联系，发现星系颜色和sSFR的预测精度较低，且SDSS中的颜色-子晕相关性弱于SAM和TNG模型，表明真实星系-子晕联系可能更弱。
2023-06-30 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
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Sensitivity of strong lensing observations to dark matter substructure: a case study with Euclid
我们介绍了一种机器学习方法，用于估计强透镜观测对透镜中暗物质晕的敏感性。我们的训练数据包括椭圆幂律透镜，哈勃深场源，外部剪切，噪声和PSF的欧几里得VIS仪器。我们使用$v_\mathrm{max}$-$r_\mathrm{max}$关系设置亚晕的浓度。然后，我们估计的暗物质subhalo的$16{,}000$模拟强透镜观测的深度和分辨率类似于欧几里德VIS图像的敏感性。我们发现，与$3σ$检测阈值，$2.35$百分之像素内的两倍爱因斯坦半径是敏感的subhaloes与质量$M_\mathrm{max}\leq 10^{10}M_\odot$，$0.03$百分之敏感的$M_\mathrm{max}\leq 10^{9}M_\odot$，和，灵敏度的极限被发现是$M_\mathrm{max}=10^{8.8\pm0.2}M_\odot$。使用我们的灵敏度图并假设CDM，我们估计在整个样本中，类欧几里得镜片将产生每个镜片的$1.43^{+0.14}_{-0.11}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$可检测的亚晕，但在最敏感的镜片中，这增加到每个镜片的$35.6^{+0.9}_{-0.9}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$。估计值以子结构质量分数$f_\mathrm{sub}^{-1}$的倒数为单位给出。假设使用$f_\mathrm{sub}=0.01$，一般情况下，每…
2023-02-27 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
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
DASH: a library of dynamical subhalo evolution
暗物质子结构的丰度和人口统计对于天体物理学的许多领域都很重要，而宇宙学$N$ -体模拟一直是研究它们的主要工具。然而，它最近变得很清楚，模拟是受数值文物，这妨碍了适当的治疗的潮汐演变的subhaloes。不幸的是，也没有精确描述晕下演化的分析模型。因此，我们提出了一个理想化的，高分辨率的$N$体模拟的潮汐演变的个人subhaloes，可用于校准半解析模型和补充宇宙学模拟库。模拟的重点是较小的合并，即，次晕的质量比主晕的质量小得多，因此动力摩擦的影响可以忽略不计。这种设置允许通过一个固定的分析潜力建模的主机晕。其次是$N$体计算的动力学演化的subhaloes。在库中，四个参数，其中两个特征的subhalo轨道相对于主机晕，和主机和subhalo的两个浓度，在宇宙学模拟中遇到的范围内变化。我们展示了几个有代表性的例子，从图书馆，说明了subhalo质量和速度色散剖面的演变。此外，我们公开了一个基于随机森林回归的subhalo质量演化的预训练非参数模型。该模型能够在0.1dex水平上对模拟数据进行插值，并提供了对数据的有效访问，以便进一步用于建模。
2019-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the subhalo mass function and implications for gravitational lensing
我们调查的重子物理学的subhalo人口的影响，通过分析最近的两个流体动力学模拟（EAGLE和Illustris），这有非常相似的配置，但重子物理学的不同模型的结果。我们集中研究质量在$10^{12.5}$和$10^{14}M_{\odot}h^{-1}$之间、红移在0.2和0.5之间的晕，并与观测结果和早期星系透镜中的次晕探测结果进行比较。我们比较的数量和空间分布的subhaloes在完全水力运行，并在他们的暗物质只对应，专注于两个模拟之间的差异。我们发现，重子的存在减少了subhaloes的数量，特别是在低质量端（$\leq 10^{10}M_{\odot}h^{-1}$），由不同的量取决于模型。在subhalo质量函数的变化是强烈依赖于那些在晕质量函数，这是由恒星和AGN反馈的效果移动。最后，我们在模拟中寻找观测透镜（SLACS）的类似物，选择它们的速度色散和动力学性质。我们使用选定的星系，以量化检测预期的基础上的subhalo人口在不同的模拟，计算检测概率和预测值的投影暗物质分数subhaloes $f_{DM}$和质量函数$α$的斜率。我们将这些值与观测中的次晕探测值进行比较，得出结论，仅暗物质和水EAGLE运行都与观测结果相兼容，而水Illustris运行的结果不在误差范围内。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Dark Subhaloes from Gaps in Tidal Streams
根据最新的莱曼- $α$测量，无论是冷还是热，暗物质子结构谱必须延伸到质量低至$10^7 M_\odot$的物体。在一个类似银河系的星系周围，超过一千个这样的subhalo将无法形成恒星，但密度足够大，甚至可以在宿主的势阱深处生存。在那里，在恒星晕内，这些黑暗的小球将在银河系周围旅行时轰击潮汐流，对流密度分布造成微小但可识别的损害。这些流破裂的检测和表征将使我们能够约束的细节，晕下流的相互作用。在这项工作中，第一次，我们将演示如何subhalo的属性，最重要的是它的质量和大小，可以可靠地推断出它在潮汐流中产生的差距。对于一系列现实的观测设置，模仿例如SDSS，DES，盖亚和LSST数据，我们发现，它是可能的测量{ \it完整的一套}的属性（包括在飞越过程中的相空间坐标）的暗扰动与$M>10^7 M_\odot$，直到1d之间的质量和速度的简并。
2015-10-12 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
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
The number and size of subhalo-induced gaps in stellar streams
今天有足够的观测能力来探测小密度扰动，小质量的暗物质亚晕从破坏银河系卫星中对恒星流的影响。在预期的这些意见，我们调查的预期数量和大小的差距相结合的分析处方的差距演变的圆形轨道与流量的subhaloes附近的流。我们探讨了银河系周围的一个典型的冷流的间隙大小和深度的分布，并发现，对于一个给定的流年龄和间隙深度，每个subhalo质量产生一个特征的间隙大小。对于一个年龄只有几个陀螺的星系流来说，它的轨道距离银河系中心10-20千秒差距，即使是质量为$10^6-10^7 M_\odot$的中等质量的次晕也会产生几度大小的间隙。我们考虑的数量和分布的差距大小的subhaloes与群众$10^5-10^9 M_\odot$，占预期的消耗subhaloes的银河系磁盘，并提出预测银河系周围的六个冷流。对于1995年，我们预测0.7间隙，密度损耗至少为25%，典型间隙大小为$8^\circ$。因此，在最近未探测到1995年潮汐尾的密度消减和$Λ$ CDM预期之间似乎存在{ \it无张力}。这些预测可用于指导未来差距搜索的规模。
2016-08-09 astro-ph.GA
Impact of Cosmological Satellites on Stellar Discs: Dissecting One Satellite at a Time
在标准的层次结构形成的场景中，银河系质量的暗物质晕有数百个质量为$\gtrsim 10^8 \, {\rm M_{\odot}}$的暗物质子晕。在银河系圆盘的生命周期中，其中一小部分可能会通过靠近中心区域的地方，并与圆盘相互作用。我们提取的subhaloes的属性，如它们的质量和轨迹，从一个现实的宇宙学模拟研究其对恒星盘的潜在影响。我们发现，大质量的次晕撞击可以产生盘加热、环、条、翘曲、不平衡以及盘中的螺旋结构。特别是，每当一个巨大的次晕穿过圆盘时，就会形成强烈的反向旋转单臂螺旋结构。这种单臂螺旋相对较快地卷起（在$1-2$陀螺仪上），并且通常随后是同向旋转的双臂螺旋结构，其发展和卷起都较慢。在我们的模拟中，在磁盘的自引力不是很强，这些螺旋结构被发现是运动学密度波。我们证明，有一个明确的联系，每个螺旋模式在光盘和一个给定的subhalo，造成它，并通过改变质量的subhalo，我们可以调制的螺旋强度。此外，我们发现，大多数的subhaloes与光盘的相互作用冲动，使subhaloes产生的螺旋强度是成比例的总扭矩，他们施加。我们的结论是，只有少数遇到大规模的subhaloes是足够的再生和维持螺旋结构的光盘在其整个生命周期。
2018-06-10 astro-ph.GA
Matching the mass function of Milky Way satellites in competing dark matter models
任何成功的暗物质模型都必须解释观测到的银河系（MW）卫星密度分布的多样性，从非常密集的超暗物质到大型的低密度卫星，如Crater~II，它们似乎比预期的宿主暗物质晕更大。我们考虑冷暗物质（CDM），温暖的暗物质（WDM，3.3keV热遗迹功率谱），和一个自相互作用的暗物质模型（SIDM），导致重力热塌缩在低质量的subhaloes。这些密度分布的预测是复杂的模拟分辨率的限制，在剥离的subhaloes的MW系统，因此，我们在这三个模型中使用$N$体模拟结合半解析晕剥离算法的卫星属性进行预测。我们发现，大多数CDM和WDM subhaloes的质量$>10^{8}$ $M_{\odot}$剥离后足够大，以适应大多数卫星，然而，所需的剥离量往往需要一个更强的潮汐场比可在subhalo的轨道。较低浓度的WDM subhaloes使该模型能够解释所需的卫星质量与更少的剥离比CDM是必要的，因此是一致的轨道较大的近心点。SIDM核心提供了最适合的大规模，低密度卫星的预测许多$>10^{9}$ $M_{\odot}$ subhaloes主机低密度卫星没有观察到的类似物为代价。我们的结论是，SIDM模型必须有一个非常高的速度依赖的横截面，以匹配所有的卫星，WDM提供了一个稍微更好的适合比CDM MW卫星质量函数。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Modelling Galaxy Merger Timescales and Tidal Destruction
我们提出了一个模型的动力学演变的subhaloes的方法相结合的数值和分析方法的基础上。我们的方法是基于跟踪subhaloes在N体模拟到最后一点，它可以解决，并应用其合并的时间尺度，考虑到动力摩擦和潮汐中断的分析处方。当应用于宇宙学N体模拟的质量分辨率相差两个数量级，该技术产生的晕占领分布，同意在3%以内。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
nIFTY galaxy cluster simulations III: The Similarity & Diversity of Galaxies & Subhaloes
我们研究subhaloes和星系居住在一个模拟的LCDM星系团（$M^{\rm crit}_{200}=1.1\times10^{15}M_\odot/h$）产生的流体动力学代码，从经典的光滑粒子流体动力学（SPH），较新的SPH代码，自适应和移动网格代码。这些代码使用亚网格模型来捕捉星系形成物理。我们比较如何以及这些代码再现相同的subhaloes/星系的重力，非辐射流体力学和全反馈物理运行在整个subhalo/星系的分布和单个对象的基础上。我们发现subhalo人口复制到$\lesssim10\%$内的暗物质和非辐射运行，个别对象显示代码到代码的散射$\lesssim0.1$ dex，虽然在非辐射模拟的气体显示显着的散射。包括反馈物理显著增加了多样性。晕下质量和$V_{max}$分布随$\approx20\%$而变化。星系群也显示出惊人的代码到代码的变化。虽然塔利-费雪关系在几乎所有的编码中都是相似的，但具有$10^{9}M_\odot/h\lesssim M_*\lesssim 10^{12}M_\odot/h$的星系数量可以相差4倍。个别星系显示$\sim0.5$ dex在恒星质量中的代码到代码散射。此外，存在着强烈的系统差异，一些代码产生的星系$70\%$比其他的小。多样性部分来自于活动星系核反馈的包含/不存在。我们的研究结果与我们的同伴论文相结合，表明亚网格物理学不仅受…
2016-02-10 astro-ph.GA
The Copernicus Complexio: a high-resolution view of the small-scale Universe
介绍了哥白尼复杂体（COCO），一个在$Λ{\rm CDM}{}$模型下对结构形成的高分辨率宇宙学N体模拟。COCO遵循半径为$\sim 17.4h^{-1}\,{\rm Mpc}$的近似球形区域，该区域嵌入在以较低分辨率遵循的大得多的周期立方体中。高分辨率体积的粒子质量为$1.135\times10^5h^{-1}{\rm M}_{\odot}$（比Millennium-II模拟高60倍）。COCO给出的暗物质晕质量函数超过晕质量的八个数量级;它形成了银河系大小的$\sim 60$晕，每个晕大约有1000万个粒子。我们确认幂律性质的subhalo质量函数，$\bar{N}(>μ)\proptoμ^{-s}$，下降到一个减少subhalo质量$M_{sub}/M_{200}\equivμ=10^{-6}$，与最佳拟合幂律指数，$s=0.94$，主机的质量$\langle M_{200}\rangle=10^{12}h^{-1}{\rm M}_{\odot}$。COCO晕的浓度-质量关系偏离了质量$M_{200}<\textrm{a few}\times 10^{8}h^{-1}{\rm M}_{\odot}$的单一幂律，在那里它是，与Sanchez-Conde等人的结果一致。在以前的模拟中暗示的subhaloes，$ν\equiv V_{max}/V_{200}$，减少最大圆速度函…
2016-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving the puzzle of subhalo spins
Onions等人在两个高分辨率孤立晕模拟中研究了次晕的自旋参数分布，最近的工作表明，典型的次晕自旋始终低于场晕的自旋分布。为了进一步研究这个难题，我们分析了一个宇宙体积的模拟，具有足够的分辨率来解决一个显着的subhalo人口。我们证实了Onions等人的结果，并表明亚晕的典型自旋随着质量的减小和与主晕中心的接近程度的增加而减小。我们解释这是越来越大的影响，潮汐剥离在删除外层，因此较高的角动量粒子，subhaloes，因为它们在主机潜在的移动。研究这种效应对红移的依赖性，我们发现典型的次晕自旋随红移的减小而减小。这表明在潮汐剥离情景中预期的时间演变。
2015-01-14 astro-ph.GA
Inferring dark matter subhalo properties from simulated subhalo-stream encounters
本文通过数值模拟ATLAS-Aliqa Uma星流与10^7 M⊙暗物质子晕的遭遇，证明在现实观测误差下可恢复子晕位置、速度、质量和尺度半径，并显著减弱质量—速度简并。
2024-04-03 astro-ph.GA
Collision frequency between dark matter subhaloes within Milky Way-like galaxies
Graduate School of Comprehensive Human Sciences, University of Tsukuba（筑波大学综合人间科学研究科）；Urawa Girls' Upper Secondary School（浦和女子高等学校）；Center for Computational Sciences, University of Tsukuba（筑波大学计算科学研究中心）
研究银河系类宿主星系中暗物质次亚星系碰撞频率，基于相空间分布函数分析碰撞频率及密度分布，揭示碰撞频率与动态时间的关系。
2025-11-20 astro-ph.GA
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A sharper view of Pal 5's tails: Discovery of stream perturbations with a novel non-parametric technique
只有在银河系才有可能进行一项实验，利用恒星流来探测低质量的暗物质亚晕。在平稳和静态的主机电位，潮汐尾巴的破坏卫星出现高度对称。然而，来自暗晕、巨星系群和银河系棒的扰动会引起密度波动，破坏这种对称性。受最近发布的前所未有的深，宽的成像数据周围的100 ~5恒星流，我们开发了一种新的概率，自适应和非参数的技术，使我们能够把集群的潮汐尾清晰的焦点。引人注目的是，我们发现了一个流，其密度在各种角度尺度上表现出可见的变化。我们发现了明显的凹凸起伏，既有窄的，也有宽的：两个峰位于祖细胞的两侧，每个峰的宽度只有一度的几分之一，还有两个间隙，$\sim2^{\circ}$和$\sim9^{\circ}$宽，后者伴随着一个巨大的碎片块。这种最大的密度特征导致了明显的尾间不对称性，根据我们制作的一套模拟，这种不对称性与未扰动流不一致。我们推测Pal 5周围的尖峰是周转球过密度，而两个下降与次晕的影响一致。假设2005年的年龄为3.4 Gyr，这两个间隙将分别对应于质量范围为$10^6-10^7 M_\odot$和$10^7-10^8 M_\odot$的次晕所产生的间隙的特征大小。除了暗子结构，我们发现银河系的棒可以合理地产生1995年所见的不对称密度，GMC可以导致更小的间隙。
2017-06-06 astro-ph.GA
The diverse dark matter density at sub-kiloparsec scales in Milky Way satellites:implications for the nature of dark matter
银河系（MW）卫星居住在暗物质（DM）的subhalos与广泛的分布的圆形速度剖面。这种多样性随着超微弱卫星的加入而增强，这些卫星似乎具有非常高的DM密度，尽管具有很大的系统不确定性。我们认为，如果得到证实，这种大的MW卫星人口的多样性构成了一个严重的考验，DM性质的结构形成理论与可能的影响。对于冷暗物质模型，多样性可能是由MW盘和强超新星反馈引起的晕下潮汐破坏的综合效应的特征。对于功率谱中具有矮尺度截止的模型，多样性是矮尺度晕丰度较低的结果。这种多样性是最具挑战性的自相互作用暗物质（SIDM）模型的横截面$σ/m_χ\gtrsim1~$ cm $^2$ g $^{-1}$的subhalos有太低的密度来解释超微弱的星系。我们提出了一个新的解决方案来解释MW卫星的多样性的基础上重力热塌陷的SIDM晕。这种解决方案需要一个速度依赖的截面，预测双峰分布的尖形密集（崩溃）subhaloes符合超微弱的卫星，和核心的低密度subhaloes符合较亮的卫星。
2019-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Not so dark, not so dense: an alternative explanation for the lensing subhalo in SDSSJ0946+1006
本研究重新分析强透镜系统 SDSSJ0946+1006，将疑似高密度暗物质子晕建模为发光卫星，发现其中心密度可显著降低并符合 CDM 预期。
2025-06-09 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
