Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
Virialization of high redshift dark matter haloes
我们提出了一个研究结果的维里态的高红移暗物质晕的N体模拟。我们发现，大多数的崩溃，束缚晕在我们的研究（$z=15-6$）中的任何红移切片没有维里化，并有多余的动能。在这样的红移下，合并仍然很猖獗，而且这些晕不能严格地被当作孤立系。为了评估这种多余的动能是否来自环境，我们在维里方程中明确地包括了表面压力项，并放松了晕边界处密度为零的假设。在包含表面项后，我们发现晕更接近于维里化，然而，它们仍然有一些多余的动能。我们报告的维里比的趋势，包括额外的表面项与三个关键的晕属性：自旋，环境和浓度。我们发现，更接近邻居的晕离开更多的维里化，以及更大的自旋参数的晕。我们的结论是，除了在最低的质量（$M < 10^6 \Msun$），暗物质晕在高红移不完全维里化。这一发现对于在这些高红移下的星系形成具有有趣的意义，因为多余的动能将影响随后的重子坍缩以及第一个盘和/或重子结构的形成。
2011-06-03 astro-ph.CO
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe
银河系冷暗物质晕的高分辨率N体模拟表明，我们应该期望在银河系周围找到一些卫星星系，其晕的最大圆周速度超过40公里。然而，除了麦哲伦云和人马座矮星，它们可能存在于比这更大速度的subhaloes中，银河系的明亮卫星似乎都存在于最大圆周速度低于40公里的subhaloes中。正如Boylan-Kolchin等人最近强调的那样，这种差异意味着，在冷的暗物质星系晕中，大多数质量最大的次晕过于集中，与明亮的银河系卫星的运动学数据不一致。在这里，我们表明，没有这样的差异存在，如果晕是由温暖的，而不是冷的暗物质，因为这些晕是不太集中的帐户，其通常较晚的形成时代。温暖的暗物质是对观测到的卫星运动学的几种可能解释之一。
2012-01-16 astro-ph.CO
Dark matter haloes: a multistream view
神秘的暗物质占宇宙总质量的85%。暗物质的聚集在所有观测到的结构的形成中起着主导作用，其尺度从几分之一到几百兆秒差距。半导体激光器扮演着照亮这些结构的光的角色，因此它们可以被观察到。过去几十年的观测已经揭示了这些结构的丰富几何结构，目前被称为宇宙网。晕是暗物质的最高浓度，是发光星系的宿主。目前最精确的暗物质晕模型是在宇宙学N体模拟中实现的。在N体模拟中，从粒子分布中识别晕是一个引起人们极大兴趣和努力的问题。我们提出了一个新的框架来探测潜在的暗物质晕使用独特的暗物质-多流场。多流场出现在微扰增长的非线性阶段，因为暗物质没有碰撞。计算引力坍缩中速度流的数量补充了我们对空间聚集的认识。我们假设力素化晕具有凸边界。封闭和凸区域的多流场，因此隔离施加一个积极的条件上的所有三个特征值的海森估计的平滑多流场。在高多流场分辨率和低软化长度的单尺度分析中，具有局部多流最大值的晕子结构被隔离为单独的晕站点。
2017-06-09 astro-ph.CO
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Typical density profile for warm dark matter haloes
利用Salvador-Solé等人（2012）最近提出的（自下而上）层次晕生长模型，我们推导出了具有两种不同质量的非热无菌中微子的和谐暖暗物质（ΛWDM）宇宙学中具有多个相关质量的晕的典型球平均密度分布。预测的密度分布在小半径处变得平坦，正如从光谱截止的影响所预期的那样。核心不能解决，但是，因为非零粒子速度产生的最小质量的原晕在小节点，这在相应的半径无效的模型的碎片。
2012-07-09 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 astro-ph.CO
A Better Way to Define Dark Matter Haloes
暗物质晕长期以来被认为是大尺度结构形成模型的基本组成部分之一。尽管他们的重要性--或者也许正因为如此！晕轮的定义继续朝着更符合物理动机的标准发展。在这里，我们提出了一个新的定义，这是物理动机，有效地独特和无参数：“一个暗物质晕是由粒子的集合轨道在自己的自生潜力。这个定义是由这样一个事实实现的，即使每个晕圈只有$\approx 300$粒子，几乎每个晕圈附近的粒子都可以根据其动力学历史被唯一地分类为轨道或下落。为了简洁起见，我们将以这种方式选择的晕称为物理晕。我们证明：1）物理晕的质量函数为Press-Schechter函数，条件是允许崩溃临界阈值随峰高缓慢变化; 2）物理晕成簇幅度的峰-背景分裂预测与模拟数据统计一致，精度不劣于$\approx 5\%$。
2022-07-24 astro-ph.CO
Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes
我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。
2009-08-12 astro-ph.CO
Seeking Observable Imprints of Small-Scale Structure on the Properties of Dark Matter Haloes
冷暗物质（CDM）宇宙结构形成模型的特征性预测是宇宙应该包含丰富的小尺度结构--低质量暗物质晕和亚晕。然而，星系形成在它们的浅势阱中是低效的，因此我们预计这些低质量的晕和亚晕是黑暗的。我们能否区分一个存在低质量晕但黑暗的宇宙和一个从未形成过低质量晕的宇宙，从而为CDM模型提供一个可靠的测试？我们解决这个问题，使用宇宙学模拟来研究如何低质量的晕，有可能获得的观测，如它们的空间聚类，吸积和合并到大规模星系和大规模星系的角动量内容的速率，不同的LCDM模型和暗物质模型，其中低质量的晕形成被抑制。采用有效截止质量尺度M_cut，在初始条件下，小尺度能量被抑制，我们研究了M_cut在5e 9 Msol/h和1 e11 Msol/h之间变化的暗物质模型，相当于矮星系和低质量星系的宿主晕。我们的研究结果表明，无论是星系质量的主星系周围的低质量晕的集群强度和它们与这些主星系合并的速度是敏感的假设值的M_cut;相反，抑制低质量晕的形成对星系质量晕的角动量含量的影响很小-它是一个晕的组装历史的平静或暴力，有一个更显着的效果。然而，我们预计，测量对空间聚集或合并率的影响对于M_cut的实际值可能在观测上是困难的，因此分离这种小尺度结构的影响似乎非常难以检测，至少在当今的宇宙中。
2013-09-06 astro-ph.CO
Gravitational Flexion by Elliptical Dark Matter Haloes
我们提出了椭圆形透镜质量分布预期的引力透镜弯曲方程。这些可以减少到一维的有限积分，从而节省了大量的计算时间比一个完整的二维计算。我们估计限制星系晕椭圆度的一系列潜在的未来调查，发现从两种不同类型的屈曲的约束是可比的，是两个数量级更严格的比那些从剪切。因此，在未来的调查中，星系晕的形状似乎是一个非常有前途的潜在工具。
2009-03-23 astro-ph.CO
Ultradense dark matter haloes accompany primordial black holes
本文解析建模原初黑洞形成时伴随产生的超致密暗物质微晕，揭示少量PBH可对应大量高密度晕，从而为PBH情景提供新观测检验。
2023-01-31 astro-ph.CO
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
Statistics of Substructures in Dark Matter Haloes
我们研究的数量和分布的暗物质子结构内的暗物质晕，使用大量的高分辨率模拟范围从组大小到集群大小的晕，并进行我们的宇宙学模型与WMAP 7年的数据一致。特别是，我们研究了子晕的测量特性如何作为母晕质量、母晕物理特性和红移的函数而变化。子结构中晕质量的分数随着质量的增加而增加。然而，有一个非常大的晕到晕的散射，只能部分地解释晕的物理性质，如浓度的范围。在给定的晕质量，浓度较低的晕包含显着较大的分数的质量在子结构，因为潮汐破坏的强度降低。大部分的子结构质量位于母晕的外围，在相对较少的大规模subhaloes。这种质量分离似乎随着红移的增加而变得更强，并且应该反映在不同宇宙时代的星系人口中更显着的质量分离。当晕被吸积到较大的结构上时，它们的质量会因潮汐剥离而显著减少。在吸积时质量更大的晕（它们应该拥有更明亮的星系）由于动力学摩擦而在更短的时间尺度上更靠近中心，因此遭受更显著的剥离。晕合并率强烈地依赖于环境与子结构在更大规模的晕遭受更重要的合并比他们的同行居住在不太大规模的系统。这应该转化为不同质量的晕的不同形态组合。
2011-11-08 astro-ph.CO
The Shape of Dark Matter Haloes in the Aquarius Simulations: Evolution and Memory
我们使用宝瓶座计划的高分辨率宇宙学N体模拟来详细研究确定银河系型暗物质晕形状的机制。我们发现，当在瞬时维里半径测量时，单个晕的形状随时间而变化，从早期阶段的典型长轴配置演变为目前的三轴/扁圆几何形状。这种演变的晕形状相关以及与下落的材料的分布：长形的配置出现时，晕是通过狭窄的细丝，其特征的早期时代的晕组装，而三轴/扁圆形的配置结果的吸积变成更各向同性在以后的时间。有趣的是，在红移z=0时，每个晕过去历史的清晰印记记录在它们不同半径的形状中，这些形状也表现出从内部区域的扁长到外围区域的三轴/扁长的变化。假设宝瓶座晕是类似银河系的10^12 Msun天体的典型代表，我们可以得出结论，这种暗物质晕的形状是一种复杂的、依赖于时间的性质，每个径向壳层都保留着坍缩时的条件记忆。
2011-07-29 astro-ph.CO
Scaling relations of Fuzzy Dark Matter haloes I: individual systems in their cosmological environment
暗物质模型涉及一个非常轻的玻色子粒子，通常被称为模糊暗物质（FDM），最近吸引了宇宙学界的极大兴趣，因为他们的波状现象将同时解释长期错误检测的暗物质粒子，并有助于缓解小规模的问题与标准的冷暗物质（CDM）的情况。在目前的工作中，我们发起了一系列的论文，旨在调查FDM结构的演化与我们的N-体代码AX-GADGET进行的宇宙学框架中，详细介绍了在文献中的第一次如何的孤子核心和主机晕属性之间的实际标度关系显着影响的动力学状态，形态和合并历史的个别系统。特别是，在这第一篇论文中，我们确认AX-GADGET正确再现典型FDM孤子核心的能力，我们用它来研究8个FDM晕在其宇宙学背景下的非线性演化，通过放大模拟方法。我们发现，以前的工作中确定的孤立系的标度关系一般修改晕在现实的宇宙学环境中的演变，似乎是有效的，只有作为一个限制最宽松和球对称系统。
2020-07-02 astro-ph.CO
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments
宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。
2013-03-07 astro-ph.CO
3\%-accurate predictions for the clustering of dark matter, haloes and subhaloes, over a wide range of cosmologies and scales
根据宇宙学预测天体的空间分布是利用未来星系巡天的一个基本要素。在本文中，我们表明，一套专门设计的重力模拟与宇宙学重新缩放算法可以提供高精度的暗物质，晕和subhaloes的聚类。具体地说，只有3 $N$体模拟，我们获得的暗物质的功率谱在$z=0$和$z=1$优于3\%的精度，基本上所有目前可行的值的8个宇宙学参数，包括大质量中微子和动态暗能量，并在整个范围内的尺度探索，0.03 < $k/h^{-1}Mpc$ < 5。对于质量选择的晕和根据其峰值最大圆速度选择的亚晕，该精度保持在相同的水平。作为这些预测的初步应用，我们成功地约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，和散射在subhalo丰度匹配采用投影关联函数的模拟SDSS星系。
2020-09-22 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Accurate Masses for Navarro-Frenk-White Dark Matter Haloes
我们考虑的问题估计的维里质量的暗晕的示踪人口的位置和速度。虽然有一些通用的工具，可以取得更大的进展，如果我们能够指定的功能形式的晕势（虽然不是它的归一化）。在这里，我们考虑的特殊情况下，宇宙学动机的Navarro-Frenk-White（NFW）晕，并开发两个简单的估计。我们证明了它们对数值模拟的有效性，并使用它们来提供新的质量估计的船底座，天炉座，雕塑家，和六分仪dSphs。
2011-02-08 astro-ph.CO
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
Surface Density of dark matter haloes on galactic and cluster scales
本文在二次坍缩模型的框架下，分析了最近在大尺度上研究的星系晕、星系团晕、暗物质晕的中心面密度与晕核半径的关系。我们采用Del Popolo（2009）的二次入轨模型，考虑了有序和随机角动量、动力学摩擦和暗物质（DM）绝热收缩，计算了暗物质晕的密度分布，并利用这些密度分布确定了DM晕的表面密度。主要结果是$r_\ast$（晕特征半径）不是Donato等人（2009）和Gentile等人（2009）所声称的普适量。相反，我们发现与晕质量$M_{200}$的相关性与Cardone & Tortora（2010），Boyarsky等人（2009）和Napolitano等人（2010）一致，但具有明显较小的分散性，即$0.16 \pm 0.05$。我们还考虑重子柱密度发现后者确实是一个常数的低质量系统，如矮星，但与质量的斜率$α= 0.18 \pm 0.05$。在暗物质的表面密度的情况下，仅由暗物质组成的系统，在无耗散模拟，我们得到$α=0.20 \pm 0.05$。这些结果几乎没有为最近声称的（暗和恒星）柱密度的普遍性留下空间。
2012-12-31 astro-ph.CO
Angular momentum evolution in Dark Matter haloes: a study of the Bolshoi and Millennium simulations
我们使用三种不同的宇宙学暗物质模拟来研究暗物质晕中的角动量矢量（AM）的方向如何随时间演化。我们发现，在这种模拟晕不断受到虚假的质量变化，这转化为人工改变的AM的方向。在去除人工质量变化影响的晕后，我们发现AM矢量的方向变化与时间相关。影响AM矢量的其角度和方向的变化（即AM矢量在两个连续时间步中对向的角度）依赖于影响晕圈的质量变化、质量变化发生的时间和晕圈质量。我们创建了一个蒙特卡罗模拟，再现了AM矢量的角度和方向的变化。我们再现的角度分离的AM矢量，因为回顾时间为8.5陀螺仪到今天（$\rm α$）的精度约为0.05在$\rm cos(α)$。我们将此蒙特卡罗模拟与本出版物一起发布。我们还创建了一个蒙特卡罗模拟再现的AM模量的变化。我们发现，在密集的环境中的晕显示在他们的AM方向最显着的演变，以及具有较低的特定AM模量的晕。这些关系可以用来改善我们在低分辨率模拟中跟踪AM矢量的方式。
2017-09-29 astro-ph.CO
Cores in warm dark matter haloes: a Catch 22 problem
温暖的暗物质粒子的自由流动抑制了波动谱，使晕的质量函数变小，并为暗物质结构留下了细粒相密度极限。相空间密度极限预计会在晕中心留下一个恒定密度的核心，这与冷暗物质的情况相反。我们探索这些影响，使用高分辨率的模拟结构形成在不同的温暖暗物质的情况。我们发现，我们在模拟晕获得的核心的大小是在很好的协议与理论预期的基础上刘维尔定理。然而，我们的模拟表明，为了在矮星系（M~ 1 e 10 Msun）中产生一个重要的核心（r_c~1 kpc），需要一个质量低至0.1 keV的热候选者。这将完全阻止矮星系的形成。对于满足大尺度结构约束（m_wdm大于1-2 keV）的候选者，对于质量为1 e10（1 e8）Msun的暗物质晕，核心的预期尺寸为10（20）pc的量级。我们的结论是，“标准”温暖的暗物质是不可行的解决方案来解释存在的核心密度分布在低质量星系。
2012-05-10 astro-ph.CO
Statistical properties of dark matter mini-haloes at z >= 15
理解宇宙中第一个物体的形成关键取决于知道在高红移（z > 15）的小暗物质结构的性质是否不同于它们更大质量的低红移对应物。为了澄清这一点，我们进行了一个高分辨率的N体模拟的宇宙体积1兆秒差距/小时的一面共动，达到最高的质量分辨率，迄今为止，在这个制度。我们对表征暗物质晕的各种物理性质（如维里比、自旋参数、形状和形成时间等）进行了精确的测量。对于高红移（z > 15）的暗物质小晕，我们在我们的模拟中发现，并比较它们与文献结果和中等分辨率的比较运行在一个立方体的边长100 Mpc/h。我们发现，在高红移的暗物质晕有一个对数正态分布的无量纲自旋参数的中心约为λ $\sim$ 0.03，类似于他们更大的质量的同行。它们倾向于具有最短轴与最长轴的长度的小比率（球形），并且是高度长的。事实上，最近形成的给定质量的晕是最不球形的，具有最高的维里比，并且具有最高的自旋。有趣的是，与质量更大的物体相比，我们的迷你晕的形成时间对质量的依赖非常微弱。这是预期的线性功率谱密度扰动在这个尺度上的斜率，但尽管有这种差异，暗物质结构在高红移共享许多属性与他们更大的质量在以后的时间观察到的同行。
2014-05-15 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
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
Topological data analysis reveals differences between simulated galaxies and dark matter haloes
本研究利用基于Betti曲线的拓扑摘要分析模拟星系与暗物质晕的空间分布，发现二者及不同类型星系间拓扑存在差异，且宁静星系拓扑依赖超新星反馈，为理解星系形成演化提供新工具。
2023-06-15 astro-ph.CO
Darkness Visible: N-Body Simulations of Dark Matter Spikes in Hernquist Haloes
本研究首次用SWIFT代码完成冷暗物质尖峰的全数值模拟，提出仅含质量比参数的Hernquist晕暗物质尖峰经验密度轮廓，修正了理论标度关系并评估了其对暗物质探测的意义。
2025-03-25 astro-ph.CO
The First Billion Years project: dark matter haloes going from contraction to expansion and back again
我们使用第一个十亿年模拟研究了重子对第一个星系内部暗物质轮廓的影响，在长期演化开始之前，z=16-6。使用一个大的统计样本，从两个模拟相同的体积和宇宙学的初始条件，一个有和一个没有重子，我们能够直接比较晕与他们的重子免费同行，允许修改的详细研究的暗物质密度分布由于在星系形成的第一个十亿年的重子的存在。对于我们样本中约5000个晕中的每一个，我们用eta量化重子的影响，eta定义为重子运行中100 pc中封闭的暗物质质量与没有重子的对应物的比值。在这个星系快速增长的时代，我们发现，这些第一个星系的许多晕显示出增强的暗物质在晕中心相比，重子自由模拟，而许多其他显示赤字。我们发现η的平均值接近于1，但存在较大的分散性，标准差为0.677。这种增强在时间上是周期性的，并跟踪星系的恒星形成周期;当气体落到中心并形成恒星时，暗物质也会移动进来。超新星的反馈会带走这些气体，而暗物质会再次对变化的电势做出反应。我们研究了三种与重子运动和暗物质运动相关的物理模型：绝热收缩、动力学摩擦和快速外流。摘要，完整摘要见正文
2014-07-28 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
Dark Matter Halo Growth II: Diffuse Accretion and its Environmental Dependence
Lambda CDM模拟中的暗物质晕通过与其他晕合并以及“扩散”非晕物质的吸积而生长。我们量化的质量增长率通过这两个过程，dM_mer/dt和dM_dif/dt，以及它们对晕环境的依赖性使用的~ 500，000晕在千年模拟。采用局部质量密度参数作为衡量晕环境，我们发现这两个速率表现出强烈的，但相反的环境依赖性，与兼并发挥越来越重要的作用晕生长在过密区域和扩散吸积占主导地位的增长空隙。这种行为与用于定义晕与非晕的质量切割无关。对于银河系规模的晕，这两个相反的相关性在很大程度上抵消了，但仍然存在一个弱的环境依赖性，导致一个略低的平均总增长率，因此较早的平均形成红移，晕在密集的地区。另一方面，~5000团质量晕的平均形成红移似乎与晕环境无关。dM_mer/dt与局部密度的正相关性的起源可以追溯到晕外的周围质量库，其中在更密集的区域中可以获得更多的祖晕。然而，dM_dif/dt与密度的负相关性不能用储层中的可用扩散质量来解释，事实上，在密度较高的区域，扩散质量更大。因此，非晕成分可能部分地由真正扩散的暗物质粒子组成，这些粒子动态地更热，并且在密度更高的区域中以抑制的速率吸积。我们还讨论了这些结果的影响，如何修改扩展的Press-Schechter模型的晕增长，在其原始形式不预测环境的依赖性。
2009-10-19 astro-ph.CO
The Total Mass of Dark Matter Haloes
宇宙学模拟中常用的简单传统的暗物质晕质量定义（“维里”质量，FoF质量，$M_{50,100,200,...}$）只捕获了部分坍缩物质，因此与结构形成的分析处理中使用的晕质量概念不一致。模拟表明，典型的暗物质粒子轨道延伸到其转向半径的90%左右，这导致在第一轨道和第二轨道上的远心通道超出当前的“维里”半径。在这里，我们描述了如何形成的历史晕可以用来识别那些粒子参加了晕崩溃，但错过了传统的组查找器，因为他们的远程目前的位置。这些粒子被添加到已经由FoF识别的晕的部分。暗晕的校正质量显着更高（中位数质量增加25%），有一个相当大的转变的光环质量函数向新闻和Schechter形式。我们的结论是，有意义的定量比较（半）分析预测晕属性（如质量函数，质量吸积率，合并率，空间集群等）。并且模拟结果将需要在两种方法中使用相同的晕圈定义。
2011-02-28 astro-ph.CO
Influence of baryons on the orbital structure of dark matter haloes
我们使用一套最先进的高分辨率宇宙学流体动力学模拟--超大规模模拟（OverWhelmingly Large Simulations，OWLS），研究了在形成过程中由重子在暗物质晕上留下的动力学特征.我们提出了一个详细的研究实施反馈处方的影响，轨道上的暗物质粒子，恒星粒子和subhaloes，分析运行没有反馈，与恒星的反馈和反馈从超大质量黑洞。我们关注的是在z = 0（2）时维里质量约为6 x 10^{13}（~ 7 x 10^{11}）Msun/h的晕的中心区域（0. 25 r_{200}）。我们还研究了这些晕的轨道内容（不同轨道类型的相对分数）如何取决于几个关键参数，如它们的质量，红移和动力学状态。这些模拟的轨道内容的频谱分析的结果进行了比较，并量化的盒，管和不规则轨道的分数的变化。在宇宙学模拟中发现盒形轨道支配着暗物质晕的轨道结构。盒子轨道的分数与中心重子分数之间有很强的相关性。虽然辐射冷却的作用，以减少部分的盒子轨道，强反馈的实施结果在一个类似的轨道分布的暗物质唯一的情况。恒星粒子所描述的轨道内容被发现是非常相似的，从暗物质粒子的轨道，这表明，要么他们已经忘记了自己的动力学历史，或者说，subhaloes带来的恒星是没有偏见的主要分布方面显着。的subhaloes的轨道内容是在广泛的协议，在粒子分布的外部区域看到的。
2012-04-23 astro-ph.CO
The COpernicus COmplexio: Statistical Properties of Warm Dark Matter Haloes
Bulbul等人（2014 a）和Boyarsky等人（2014 a）最近从星系和星系团中心探测到的3.5 keV X射线线被解释为7 keV无菌中微子衰变的发射，这些中微子可能构成（温暖的）暗物质（WDM）。作为哥白尼COmplexio（COCO）计划的一部分，我们调查的暗物质晕形成的高分辨率宇宙学$N$ -体模拟的初始条件类似于宇宙中的预期，其中暗物质由7千电子伏的不育中微子。该模拟及其冷暗物质（CDM）对应物具有$\sim13.4$ bn粒子，每个粒子的质量均为$\sim 10^5\, h^{-1} M_\odot$，提供了有关晕结构和演化的详细信息，直至矮星系质量尺度。COCO-暖区小尺度非线性结构（$M_{200}\, \leq\, 2 \times 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$）的形成比COCO-冷区稍晚。在WDM模型中，目前的晕质量函数在质量$\sim 2 \times 10^{9}\,h^{-1}\,M_\odot$处开始下降到低于CDM对应物，并且非常迅速地向更低的质量下降，使得COCO-暖比COCO-冷中质量$M_{200}= 10^{8}\,h^{-1}\,M_\odot$的晕少五倍。在COCO暖星系中，矮星系尺度上的晕浓度相应较小，我们提供了一个简单的函数形式来描述其随红移的演化。在这两种情况下，晕的形状是相似的，但COCO-Warm中最小的…
2015-07-09 astro-ph.CO
The contributions of matter inside and outside of haloes to the matter power spectrum
基于晕的模型已经成功地预测了物质的聚集。然而，聚类完全由晕内物质决定的假设的有效性在很大程度上仍未得到验证，并且不清楚非维里化物质是否可能对非线性聚类信号有显着贡献。在这里，我们调查的贡献晕的物质功率谱的规模和晕质量的函数相结合的宇宙学N体模拟计算不同的球形过密区域，朋友圈（FoF）组和晕外的物质功率谱的贡献。我们发现，无论最小晕质量如何，R200的球形过密度区域内的物质，平均值不能解释1<k<100 h/Mpc的所有功率。最多占功率的95%（k>20 h/Mpc）。当2<k<10 h/Mpc时，质量M200，平均<10^11 Msun/h的晕对功率谱的贡献可以忽略不计，我们的结果似乎随着晕质量的减小而收敛。当光环被认为是大小为R200，暴击的区域时，在所有尺度上未考虑的能量量都更大。也考虑到FoF组内但R200外的物质，平均值在这里探测的大多数尺度上增加了晕物质的贡献5- 15%。在M200，平均值>10^9 Msun/h的FoF群内的物质基本上占了3<k<100 h/Mpc的所有功率。因此，我们预计忽略R200以外物质贡献的晕模型，意味着高估了任何质量的晕对小尺度（k>1 h/Mpc）幂的贡献。
2015-07-01 astro-ph.CO
Probing Galaxy Dark Matter Haloes in COSMOS with Weak Lensing Flexion
目前的结构形成理论预测了星系暗物质晕的特定密度分布，并且利用弱引力透镜，我们可以在几个尺度上探测这些分布。在小尺度上，被称为弯曲的高阶形状失真为弱透镜测量增加了重要的细节。我们在这里提出了第一次检测的星系星系弯曲信号的空间数据，获得使用新的Shaperies管道介绍。我们结合这种高阶透镜信号与剪切约束的平均密度分布的星系透镜在哈勃太空望远镜COSMOS调查。我们还表明，来自附近明亮物体的光可以显着影响屈曲测量。校正透镜光的影响后，我们表明，包括弯曲提供更严格的约束密度分布比单独剪切。最后，我们发现一个平均密度分布符合等温球。
2010-11-28 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 astro-ph.CO
The Correspondence between Convergence Peaks from Weak Lensing and Massive Dark Matter Haloes
在弱透镜作用下，通过星系形状测量构造的会聚峰可以与下划线的暗物质晕联系起来，是宇宙学的一个强有力的探索。然而，收敛峰统计的能力受到星系形状测量中的噪声、信噪比以及大尺度结构沿视线（LOS）投影质量分布贡献的影响。在本文中，我们使用光线追迹模拟在弯曲的天空调查之间的对应关系的会聚峰和暗物质晕在LOS。我们发现，在没有噪声的情况下，对于$z_{\rm s}=1$处的源星系，多个具有$\text{SNR} \geq 3$（信噪比）的$65\%$峰与多个质量大于$10^{13} {\rm M}_{\odot}$的质量晕有关。这些巨大的晕贡献$87.2\%$的高峰（$\text{SNR} \geq 5$）与其余的贡献是来自大规模的结构。另一方面，星系形状测量中的噪声会使峰值分布发生偏斜，特别是对于信噪比较低的峰值。在形状噪声被建模为高斯分布的噪声场中，大约$60\%$的高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是真实峰值，并且对于较低的峰值（$ 3 \leq \text{SNR} < 5$），分数减小到$20\%$。此外，我们发现，高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是由非常巨大的晕大于$10^{14} {\rm M}_{\odot}$。
2018-05-16 astro-ph.CO
Measuring the growth of structure by matching dark matter haloes to galaxies with VIPERS and SDSS
我们测试的结构形成的历史，从红移1到今天的匹配星系从毒蛇和SDSS与暗物质晕的MultiDark SMDPL N体模拟。我们首先表明，标准的subhalo丰度匹配（SHAM）的配方实施MultiDark的特点以及在红移0的SDSS和红移1的VIPERS的星系集群。这是在高红移下对SHAM模型的一个重要验证。然后，我们重新映射的模拟时间步长，以测试替代的增长历史，并推断的增长指数$γ=0.6\pm0.3$。这一分析表明，使用N体模拟的宇宙学推断的星系调查的前向模型的力量。
2022-03-02 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. I. Results from the Aquarius simulations
通过定义粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）作为相空间中一定体积内平均的两点关联函数的二维扩展，我们提出了一种新的观点来研究暗物质在相空间中的成簇现象.这个统计是一个灵敏的测量小尺度（子）结构的暗物质晕。通过分析$P^2SAD$的结构，在牛奶路大小的晕使用宝瓶座模拟，我们发现它几乎是普遍的小尺度，即小分离相空间，其中子结构占主导地位。这种显著的普遍性发生在不同时间和环境密度差异很大的地区（相差近四个数量级），$P^2SAD$的典型变化是几个因素。最大的变化发生在亚结构被强烈破坏的区域。的普遍性也保存在类似的质量，但不同的质量吸积历史和晕下分布的晕。在大尺度上，这种普遍性也被打破了，在大尺度上，晕中光滑的暗物质分布占主导地位。虽然在小尺度上的结构$P^2SAD$大致描述的subhalo模型，我们认为，模拟数据是更好地拟合由一个家庭的超椭圆轮廓。这个函数形状的灵感来自于一个模型，该模型将稳定聚类假设扩展到相空间。在配套文件中，我们完善了这个模型，并显示其优势，作为一种方法，以获得预测的非引力签名的暗物质。
2014-06-04 astro-ph.CO
Gravothermal collapse of isolated self-interacting dark matter haloes: N-body simulation versus the fluid model
自相互作用暗物质（SIDM）是冷暗物质（CDM）的一种碰撞形式，最初被提出来解决当结构形成的无碰撞CDM理论与小尺度星系的观测进行比较时出现的问题。所提出的弹性碰撞对结构形成的定量影响已经估计以前的Monte Carlo N-体模拟和导电流体模型，明显分歧的结果。为了改善这种情况，我们直接比较新的Monte Carlo N-体模拟和解决方案的导电流体模型，孤立的SIDM晕的固定质量。这使我们能够清楚地将重力热弛豫的影响与膨胀背景宇宙中连续质量吸积的影响分开。当这两种方法以前被应用于晕形成与宇宙学边界条件，他们不同意的数量级的散射截面的大小需要解决所谓的“尖核问题。“然而，我们在这里表明，对于孤立的晕，这些方法在20%以内相互一致。这表明这两种方法是一致的，它们对宇宙学晕的分歧并不是由于它们的有效性被打破。这里研究的孤立晕经历重力热塌缩。我们比较了这两种方法计算的解决方案重力热坍塌从几个初始条件。这使我们能够校准热传导，其中考虑到流体模型中弹性硬球散射的影响。然而，要使这两种方法在孤立晕上接近一致，所需的热导率参数的调整量太小，无法解释以前在宇宙学背景下发现的差异。
2011-03-09 astro-ph.CO
Analytical properties of Einasto dark matter haloes
最近的高分辨率N-体CDM模拟表明，非奇异的三参数模型，如Einasto配置文件比奇异的两参数模型，如纳瓦罗，弗伦克和怀特，在拟合范围广泛的暗物质晕表现更好。虽然许多基本属性的Einasto配置文件中已经讨论了在以前的研究中，一些分析性能仍然没有调查。特别是，一个一般的分析公式的表面密度，一个重要的数量，定义了一个暗物质晕的透镜性质，仍然缺乏日期。为了这个目的，我们使用了梅林积分变换形式主义，以福克斯H和梅杰G功能，它可以被写为级数展开的Einasto表面密度和相关属性的封闭表达式。这使得任意精度的计算表面密度和透镜性质的现实暗物质晕模型。此外，我们比较了Sérsic和Einasto表面质量密度，发现它们之间的差异，这意味着两种配置文件的透镜特性不同。
2012-02-23 astro-ph.CO
Accurate Analytic Mass-Scale Relations for Dark Matter Haloes of all Masses and Redshifts
CUSP是一个强大的形式主义，恢复，从第一性原理和没有自由参数，所有的宏观性质的暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现，并揭示其特征的起源。由于它不受模拟的限制，它涵盖了整个质量和红移范围。在本论文中，我们使用CUSP计算的质量尺度关系举行的晕密度分布拟合到通常的NFW和Einasto函数在最相关的宇宙学和最常见的质量定义。我们澄清了这些关系的起源，并提供准确的解析表达式举行的所有质量和红移。这些表达式的性能相比，以前的模型和质量浓度关系跨越20多个数量级的质量在$z=0$在最近的模拟中获得的100 GeV的WIMP宇宙。
2023-03-06 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Merger rates of dark matter haloes: a comparison between EPS and N-body results
我们使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）计算了球形坍缩（SC）和椭球坍缩（EC）模型下暗物质晕的合并率。合并率已计算质量范围在$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$到$10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移范围在0到3的$z$，并已与其他作者提出的合并率进行了比较，以适应N体模拟的结果。这里提出的详细比较表明，分析模型和N体模拟之间的协议取决于至关重要的后裔晕的质量。在一定的质量和红移范围内，SC和EC模型都能得到满意的N体模拟结果，但在其他情况下，两种模型都不能得到满意的结果，甚至是很差的近似结果。我们表明，通过研究参数的问题，一个分歧-如果它出现-并不取决于参数的值，但在一种特定的解决方案用于分配的祖先或EPS方法的性质。进一步的研究将有助于提高我们对暗物质晕形成过程的理解。
2012-08-02 astro-ph.CO
