The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass Function of Dark Halos in Superclusters and Voids
本文对Press-Schechter理论进行了修正，考虑了背景大尺度结构（LSS）--超星系团或空洞的存在。LSS被视为随机密度场的线性泛函形式的统计约束。在LSS内的背景密度的偏差被解释在伪宇宙学意义上。使用的约束形式主义，可以帮助我们探测非平凡的空间统计晕，例如边缘和形状的超星系团和空洞的边界上的影响。参数的约束连接到LSS的功能：它的平均密度，空间尺度和形状，空间动量的高阶。结果表明，存在的非维里化的LSS可以导致一个可观察到的偏差的质量函数。利用这种效应建立一个程序来恢复参数的观测估计的质量函数的背景扰动。
2014-04-18 astro-ph.CO
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of baryons on low-mass haloes
本文利用三组对比模拟研究重子物理对10^4-10^7 M_⊙低质量暗物质晕的影响，发现再电离加热会驱逐气体，使晕质量函数降低约30%、暗物质湮灭信号减弱约40-60%。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
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
Dark matter response to galaxy formation
我们已经重新模拟了宝瓶座计划的六个星系大小的晕，包括金属依赖冷却，恒星形成和超新星反馈。这使我们不仅可以研究暗物质晕如何响应星系形成，而且还可以研究这种响应如何受到晕组装历史细节的影响。与以前的工作一致，我们发现重子凝聚导致增加的暗物质浓度。暗物质密度分布在不同的晕圈形状上有很大的不同，但在所有情况下，速度色散随半径单调减小。一些晕显示出近似恒定的暗物质速度各向异性与$ β\approx 0.1-02$，而其他保留的各向异性结构的重子自由版本。我们的大多数晕在它们的内部区域变得近似扁圆，尽管少数保留了它们的无耗散对应物的形状。当包含重子时，赝相空间密度随蚀变斜率半径的变化服从幂律。暗物质密度分布的形状和浓度不能很好地再现已发表的绝热收缩模型。我们发现，在我们的晕的密度和运动学结构的显着传播似乎与它们的形成历史的差异。这种差异已经影响了无重子模拟的最终结构，但它们因包含重子而得到加强，并产生了新的特征。在星系内部的暗物质结构可以用来约束宇宙学模型或暗物质的性质之前，需要更好地理解星系形成的细节。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of the observed baryon distribution in haloes on the total matter power spectrum
即将到来的弱引力透镜调查的解释关键取决于我们的理解尺度$k < 10 h/\mathrm{Mpc}$，重子过程是重要的物质功率谱。我们研究星系形成过程的影响，使用晕模型，将恒星和气体的暗物质分布分开。我们使用的经验约束，从X射线观测（热气体）和晕职业分布模型（恒星）的重子。由于X射线观测通常不能测量$r_\mathrm{500c}$以外的热气体含量，我们改变了超过这个半径的气体密度分布。与仅含暗物质的模型相比，我们发现了$1 \%$（$5 \%$）在尺度$0.2-1 h/\mathrm{Mpc}$（$0.5-2h/\mathrm{Mpc}$）上的总功率抑制，其中较低的重子分数导致较强的抑制。我们表明，集团的星系（$10^{13} < m_\mathrm{500c} / (\mathrm{M_\odot}/h) < 10^{14}$）占主导地位的总功率在所有尺度$k \lesssim 10 h/\mathrm{Mpc}$。我们发现，$30 \%$的晕质量偏差（类似于流体静力平衡假设的预期）导致在$k = 1 h/\mathrm{Mpc}$的$4 \%$的功率抑制被低估，说明了测量准确的晕质量的重要性。相反的工作基于流体动力学模拟，我们的结论，重子效应不能再被忽略不计是不受不确定性与我们的反馈过程的理解不佳。在观测上，探测组和簇的外围将为$k \lesssim 1 h/\mathrm{…
2019-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 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
The joint evolution of baryons and dark matter haloes
我们研究了大约10^12 h^-1 M_sun质量晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。重子的存在下产生的浓度的DM晕相对于其相应的耗散运行，但我们发现，这种响应不仅取决于重子聚集在中心区域的数量，但也对他们已经组装的方式。DM和重子之间的相互影响是复杂的，因此星系的形成历史对最终的总质量分布起着重要的作用。超新星（SN）反馈不仅在中央星系而且在其卫星星系中调节恒星形成并触发星系外流。我们的研究结果表明，随着SN反馈的影响越来越强，卫星的质量越来越小，甚至更容易被动力学摩擦破坏，传递的角动量也越来越少。我们发现的迹象表明，这种角动量可以获得不仅由外部的DM晕，但也由内部的和恒星的组成部分在中央星系。后一种效应产生恒星迁移，这有助于改变内部势阱，可能对进一步DM收缩。由于这些过程的作用，当晕宿主星系具有由光滑气体吸积形成的重要盘结构时，它比当它宿主经历更多大规模合并和相互作用的球状系统时更集中。（节略）
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on the spins and shapes of dark matter haloes
我们使用数值模拟来研究暗物质（DM）晕的统计特性是如何受到与星系形成相关的重子过程的影响。我们专注于这些过程如何影响的自旋和形状的大量的DM晕覆盖了广泛的质量尺度，从星系到星系团在红移0和1，扩展到矮星系在红移2。这些晕是从超大规模模拟中提取的，这是一套最先进的高分辨率宇宙学模拟，使用一系列反馈处方运行。我们发现，在DM唯一的模拟中的中值自旋参数是独立的质量，红移和宇宙学。在z=0时，当反馈较弱或不存在时，重子使中心区域（<=0.25 r_200）的DM自旋增加高达30%。这种增加可以归因于角动量从重子转移到DM，但在z=2时不再存在。我们还提出了适合的质量依赖的DM晕形状在低和高红移。在z=0的球度（三轴性）是负（正）相关的晕质量和这两个结果是独立的宇宙学。有趣的是，这些质量相关的趋势在z=2时明显较弱。虽然重子的冷却作用使整个DM晕更球形，但更强的反馈处方往往通过降低中心晕质量浓度来降低重子的影响。更一般地说，我们证明了一个强烈的正（负）晕球度（三轴性）和星系形成效率之间的相关性，后者使用中央晕重子分数测量。总之，我们的研究结果表明，重子对DM晕的自旋和形状的影响是轻微的冷却的影响时，减轻所需的现实模型的星系形成，虽然他们仍然显着的内晕。
2013-01-21 astro-ph.CO
Evidence for an environment-dependent shift in the baryon acoustic oscillation peak
Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker（FLRW）度量假设度量属性的空间刚性。同动坐标系中的曲率项与环境无关，不能演化。在标准模型中，结构的形成被相应地解释为：结构在所选择的度量背景上达到平均值，尽管非线性结构增长，该度量背景在共动坐标中保持刚性。后一种说法需要验证，因为它是一个不是用广义相对论推导出来的假设。我们介绍了一个测试的同动刚性假设，通过测量两点自关联函数的同动尺度-假设FLRW同动空间刚性-为了检测的重子声学振荡（BAO）的峰值位置为大红星系（LRG）对的斯隆数字巡天数据发布7。在切向方向上，与超星系团或空洞重叠的对的子集显示出BAO峰。与Nadathur & Hotchkiss超星系团重叠的切向BAO峰位置比超星系团重叠的LRG对小$4.3\pm1.6$ Mpc/h，比互补对小$6.6\pm2.8$ Mpc/h。Liivamagi等人的超星系团分别给出了$3.7\pm2.9$ Mpc/h和$6.3\pm2.6$ Mpc/h的相应差值。我们已经发现了中等显着的证据（Kolmogorov-Smirnov测试表明非常显着的证据），超集群重叠对的BAO峰值位置被压缩约6%相比，互补的样本，提供了一个潜在的挑战FLRW模型和基准的预测模型的基础上的平均方法，留下的空间度量先验未指定。
2015-04-30 astro-ph.CO gr-qc
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
The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect
我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。
2012-09-25 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 formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
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
Effects of Baryon Mass Loss on Profiles of Large Galactic Dark Matter Haloes
我们进行了受控的数值实验来评估重子质量损失对大星系暗物质晕内部结构的影响。这种质量驱逐是为了模拟超新星和活动星系核的反馈，以及恒星星族的演化。这项研究特别是意味着大规模的早期型星系的前体，其中强烈的活动星系核反馈（通常被称为“类星体模式”的星系形成模型）已被提出，以消除在短时间尺度上，几个动力学时间的顺序，他们的重子的相当大的一部分。在之前的论文中，我们评估了这一过程对星系结构的观测结果（大小增加）（Ragone-Figueroa & Granato 2011）。在这里，我们集中在银河系区域的暗物质的分布。结果表明，DM晕的内部区域扩大，其密度分布由一个相当大的量，几乎没有依赖于驱逐时标。我们还评估了常见的近似治疗重子组件作为一个潜在的，在强度变化没有任何变化的形状。这种近似导致了对晕膨胀及其斜率变平的一些低估。我们的结论是，在ETG的尖形密度剖面可能很难调和与有效的AGN（或恒星）的反馈在这些系统的演化过程中。
2012-04-17 astro-ph.CO
Gravitational and mass distribution effects on stationary superwinds II. Extended dark matter haloes
在第二部分中，我们推广了上一篇论文的结果。我们提出了一个分析的超风解决方案，考虑扩展的引力相互作用的暗物质和重子晕。后者的纳入是至关重要的，因为它们可以对大质量星系产生的超级风的流体动力学产生重大影响。虽然扩展和大质量晕的存在并没有改变第一篇论文中建立的星系闭盒富集的极限，但它们可以触发开盒富集场景的早期激活，因为它们的引力势可以有助于抑制自由超风。此外，纳入扩展晕也将提高背后的超级风模型的物理设置，因为我们认为质量分布的属性，模仿最近的模拟结果的$Λ$ CDM晕。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Controlled Experiments on Dark-Matter Halo Structure and Galaxy Morphology I: What Sets Galaxy Sizes?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）
通过受控模拟，量化了在固定晕质量下，晕自旋、浓度、内密度轮廓和重子分数对星系大小的影响，发现晕浓度是最重要的预测因子。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Radius of Baryonic Collapse in Disc Galaxy Formation
在盘状星系形成的标准图像中，重子和暗物质受到相同的潮汐力矩，因此它们的初始比角动量大致相同。然而，观测表明盘状星系的比角动量通常只有它们的暗物质晕的一半。我们认为这并不一定意味着重子在形成星系时会失去这么多特定的角动量。相反，它可能表明星系与其宿主晕的内部区域最直接相关，正如在晕内部的重子首先坍缩的情况下所预期的那样。一个极限的情况下检查理想化的假设下完美的角动量守恒。也就是说，我们确定的密度对比度三角洲，相对于宇宙的临界密度，其中暗物质晕需要被定义，以具有相同的平均比角动量的星系，他们的主机。在假设星系通过其特征旋转速度与晕相关的情况下，所需的Delta约为600。该Δ对应于平均晕半径和质量，其分别为维里值的~60%和~ 75%（即，对于Delta = 200）。我们把这个半径称为重子坍缩半径R_BC，因为如果比角动量完全守恒，重子将从其中产生，由于涉及复杂的胃物理，它不可能是简单的阶跃函数，因此我们把它作为有效半径。总之，预测的初始和观测到的星系最终比角动量之间的差异，这是传统上归因于角动量损失，可以更自然地解释为一个偏好的重子坍缩在R_BC内，可能有一些后来的角动量转移。
2012-05-01 astro-ph.CO
Large-scale mass distribution in the Illustris simulation
到目前为止，在低红移下的观测还不能解释根据宇宙学约束所预期的宇宙中的所有重子。很大一部分重子可能存在于星系之间的薄而温暖的介质中，由于它们的低密度和高温，它们很难被观察到。结构形成的宇宙学模拟可以用来验证这一图景，并对不同大尺度结构组分的质量分布提供定量预测。在这里，我们研究重子和暗物质的分布在不同的时代使用的数据从插图模拟。我们确定了不同暗物质密度的区域与大尺度结构的主要成分，使我们能够测量质量和体积的晕，丝和空隙。在红移为零时，我们发现49%的暗物质和23%的重子位于质量超过$2\times 10^8$ M $_\odot$分辨率极限的晕内。宇宙网的细丝还容纳了45%的暗物质和46%的重子。剩下的31%的重子存在于空洞中。这些重子中的大多数都是通过活动星系核反馈传输到那里的。我们注意到，Illustris的反馈模型对于重晕来说太强了，因此我们可能高估了这个数量。根据密度和温度对重子进行分类，我们发现17.8%的重子处于凝聚态，21.6%的重子以冷的弥散气体存在，53.9%的重子处于温热的星系际介质状态。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fluorescent rings in star-free dark matter haloes
低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A mass-dependent density profile for dark matter haloes including the influence of galaxy formation
我们引入了一个质量依赖的密度剖面来描述星系内暗物质的分布，它考虑了暗物质对重子过程的响应与恒星-晕质量的依赖关系。这项研究是基于对从矮星系到银河系质量的流体动力学模拟星系的分析，这些星系来自MaGICC项目，已被证明与广泛的磁盘缩放关系相匹配。我们发现，一个通用的双幂律密度分布的最佳拟合参数变化的系统方式，取决于每个星系的恒星晕质量比。因此，数量Mstar/Mhalo约束了暗物质密度的内（$γ$）和外（$β$）斜率，以及斜率（$α$）之间过渡的锐度，从而将模型的自由参数的数量减少到两个。由于恒星质量和晕质量之间的紧密关系，这两个量中的任何一个都足以描述包括重子效应在内的暗物质晕轮廓。在流体动力学模拟中的晕的浓度是一致的N体的期望到银河系质量的星系，在质量的晕成为两倍的浓度相比，纯暗物质运行。这种依赖于质量的密度分布可以直接应用于观测星系的自转曲线数据和半解析的星系形成模型，这是对通常使用的NFW分布的一个显著改进。
2014-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved strong lensing modelling of galaxy clusters using the Fundamental Plane: detailed mapping of the baryonic and dark matter mass distribution of Abell S1063
强引力透镜（SL）已经成为一个非常精确的探测团和星系尺度的暗物质（DM）晕在星系团的内部区域的质量分布。DM晕的衍生性质可以与高分辨率宇宙学模拟的预测相比较，为我们提供了标准宇宙学模型的测试。通常选择简单的幂律标度关系来联系成员的总质量和它们的光度，这是星系团SL模型中可能固有的系统学之一，因此也是对导出的星系团质量的影响。使用新的信息，他们的结构参数（从HST成像）和运动学（从MUSE数据），我们建立了基本面（FP）的早期型星系团阿贝尔S1063。我们利用校准的FP来开发团簇核心总质量的改进SL模型。新的方法使我们能够获得更准确和复杂的关系，描述集群成员的观测量，并完全固定其质量从他们的观察到的幅度和有效半径。与幂律方法相比，我们发现了不同的质量和速度分散的成员之间的关系，这表现出显着的分散。由于一个新的估计的恒星质量的集群成员从HST数据，我们测量的累积投影质量分布半径为350千秒差距，所有重子和DM组件的集群。最后，我们比较了我们的模型和高分辨率流体动力学模拟预测的子晕的物理特性。我们得到兼容的结果，在恒星的总质量分数的成员。另一方面，我们证实了最近报道的差异，在子晕的紧凑性：在一个固定的总质量值，模拟子晕是不那么紧凑比我们的SL模型预测。
2022-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale distribution of ionized metals in IllustrisTNG
我们在IllustrisTNG磁流体动力学宇宙学模拟中研究了七种电离金属的内禀大尺度分布和演化。我们重点研究了从$z=6$到$z=0$的不同宇宙网结构（细丝、晕和空洞）和气相（温热星系际介质WHIM、热气体、扩散气体和凝聚气体）中的C\，\textsc{ii}，C\，\textsc{iv}，Mg\，\textsc{ii}，N\，\textsc{v}，Ne\，\textsc{viii}，O\，\textsc{vi}和Si\，\textsc{iv}的分数。我们的分析提供了一个新的角度来研究整个宇宙时间的分布和演化的重子，同时提供了新的线索，在著名的失踪重子问题的背景下。宇宙网络的组成部分，在这里确定使用当地的共同运动的暗物质密度，这提供了一个简单而有效的方式映射重子在大尺度上。结果表明，C，\textsc{ii}和Mg，\textsc{ii}主要位于高密度低温恒星形成区（$ρ_{\rm gas}/\barρ_{\rm bar}\gtrsim10^3$和${\rm T}\lesssim10^{5}$ ~K）晕内的凝聚气体中。C1，\textsc{iv}和Si 1，\textsc{iv}在晕和丝中的质量分数随宇宙时间的演化相似。特别是，它们在凝相晕中的质量预算（$ρ_{\rm gas}/\barρ_{\rm bar}\gtrsim10^3$和${\rm T}\lesssim10^{5}$ …
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes
我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。
2010-03-15 astro-ph.CO
The impact of stellar feedback on hot gas in galaxy haloes: the Sunyaev-Zel'dovich effect and soft X-ray emission
热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和软X射线辐射在大质量星系周围、星系群和星系团中经常被观测到。我们研究了这些星系晕的观测诊断，用于“现实环境中的反馈”项目中的一套宇宙学“放大”模拟，该项目涵盖了晕质量的大范围（10^10-10^13 Msun）。我们探讨了恒星反馈对热气体观测值的影响。我们模拟的群的性质，如重子分数，SZ通量，和X射线光度（L_X），是广泛地与现有的观测，即使反馈的活动星系核是不包括在内。我们预测未来的观测低质量物体的SZ和弥漫X射线测量，发现他们不只是缩小版本的大质量星系，但更强烈的影响由恒星形成驱动的星系风。低质量晕（<~10^11 Msun）保留了少量的重子，这导致了SZ信号的强烈抑制。因此，我们的模拟预测，对于质量小于10^13 Msun的晕，晕质量的标度比自相似更陡。对于质量小于10^12 Msun的晕，L_X是随时间变化的，主要与恒星形成率（SFR）相关。对于这些天体来说，弥漫的X射线发射主要是由星系风提供动力的，而主导X射线发射的气体以接近于晕圈圆速度的径向速度流出。另一方面，对于质量大于~10^13 Msun的晕，L_X的变化要小得多，并且与SFR不相关，因为发射来自准流体静力学的维里化晕气体。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differences in baryonic and dark matter scaling relations of galaxy clusters: A comparison between IllustrisTNG simulations and observations
本研究对比SPT-SZ巡天观测与IllustrisTNG模拟的星系团重子标度关系，验证大质量暗晕的自相似性，发现约14%的缺失重子来源，为缺失重子问题提供互补解释。
2025-05-02 astro-ph.CO
The mass discrepancy acceleration relation in a $Λ$CDM context
质量差异加速度关系（MDAR）描述了星系中重子与暗物质（DM）之间的耦合：在给定半径处的总质量与重子质量之比与重子加速度反相关。MDAR被认为是对$Λ$ CDM星系形成模型的挑战，但它可以用修正的牛顿动力学来解释。在这封信中，我们表明，MDAR出现在一个$Λ$ CDM宇宙学一旦观察到的星系标度关系考虑在内。我们建立半经验模型的基础上$Λ$ CDM晕，包括重子效应，再加上经验激励的结构关系。我们的模型可以重现MDAR：具体地说，DM晕的质量依赖密度分布可以完全解释所观察到的MDAR形状，而一个普遍的配置文件显示与矮星系的MDAR与$\rm M^{\star}$ $<$ $\rm10^{9.5}M_{\odot}$，进一步表明DM核心的存在的差异。此外，我们再现斜率和重子塔利-费舍尔关系（BTFR）与0.17德克斯散射归一化。这些结果表明，在$Λ$ CDM中，MDAR是由星系的结构标度关系和DM密度分布形状驱动的，并且由BTFR确定的重子分数与丰度匹配研究所推断的重子分数是一致的.
2015-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas rich and gas poor structures through the stream velocity effect
利用绝热高分辨率数值模拟，我们量化的重子相对于暗物质在结构的形成和演化的重组时的流运动的效果。重子流速度是一种二阶效应，已被证明对暗物质晕丰度以及小星系团的气体含量和形态有重要影响。在这项工作中，我们研究了流速的形成和气体含量的质量高达$10^9 M_{\odot}$，一个数量级大于以前的研究晕的影响。我们发现，非零流速有相当大的影响晕的数量密度与质量$\lesssim$几$\times 10^7 M_{\odot}$高达$z=10$，我们的模拟的最终红移。此外，气体流速度诱导抑制晕中的气体分数，其在z=10时对于具有$M\sim10^7M_{\odot}$的物体是$\sim 10 \%$，以及晕的内部区域中的气体密度分布的平坦化。我们进一步确定和研究的形成，在一个非零流速的背景下，中等长寿命的气体占主导地位的结构在中间红移$10 < z < 20$，Naoz和Narayan最近提出的潜在的祖先的球状星团。
2015-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback boundary of haloes in hydrodynamic simulations
回溅半径，$R_{\rm sp}$，是一个物理驱动的晕边界，分离降落和坍缩的物质晕。我们研究了$R_{\rm sp}$在流体动力学和暗物质只有illustrisTNG模拟。$R_{\rm sp}$最常用的特征是径向密度分布最陡的半径。因此，我们明确优化我们的密度曲线拟合曲线斜率，并发现这导致了一个$\sim5\%$更大的半径相比，其他优化。我们计算了质量在$10^{13-15}{\rm M}_{\odot}$之间的晕的$R_{\rm sp}$作为晕质量、吸积率和红移的函数。$R_{\rm sp}$减少与质量和红移的晕类似的$M_{\rm200m}$与以前的工作。我们还发现，$R_{\rm sp}/R_{\rm200m}$与晕吸积率减少。我们应用我们的分析暗物质，气体和卫星星系与晕调查的观测潜力的$R_{\rm sp}$。气体剖面中最陡斜率的半径始终小于从暗物质剖面计算的值。在观测中经常使用的星系轮廓中，最陡的斜率往往与暗物质轮廓一致，但对于质量较小的晕，斜率较低。我们比较了$R_{\rm sp}$在流体动力学和N体暗物质的模拟，并没有发现一个显着的差异所造成的重子物理。因此，结果从暗物质只有模拟应适用于现实的晕。
2021-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the coldness of the local Hubble flow: the role of baryons
我们的目的是研究重子的存在是否会对已被证明是“冷”的局部哈勃流的性质产生任何重大影响。我们在标准LCDM宇宙学中使用两个宇宙学变焦模拟，在相同的初始条件下，研究了在~7 Mpc/h的球体内局部类群系统的形成。第一个是一个纯暗物质模拟（runDM），而一个完整的治疗重子的物理介绍在第二个（runB）。我们发现，在runB中识别的星系和它们相应的暗物质晕在runDM中有非常相似的空间分布和大尺度上的动力学性质。然后，当分析两次模拟中的速度场和与纯哈勃流的偏差时，即当计算运行DM中星系的特有速度σ*（R）及其相应的暗物质晕的速度的色散时，我们发现距离R=1到8 Mpc没有特别的差异。结果表明，当暗物质晕的最大圆周速度Vc为$\ge$ 30 km/s时，对应于runB中的一群暗物质晕，可以从纯暗物质模拟中估算出“真实”的σ*（R）值，平均误差为3 km/s。通过研究哈勃流在距离R~0.7到3 Mpc处的性质，我们还发现，使用适用于LCDM的球形下落模型，对零速度表面R 0半径处封闭的总质量的估计至少会被低估50%。
2010-06-14 astro-ph.CO
A semi-analytic study of self-interacting dark-matter haloes with baryons
本文将等温Jeans模型和绝热晕收缩模型结合成一个简单的半解析方法，计算了具有星系引力影响的自相互作用暗物质（SIDM）晕的密度分布。我们表明，该模型符合宇宙学SIDM模拟在整个核心形成阶段，直到重力热核心崩溃的发病。使用这个模型，我们表明SIDM中对重子的晕响应比CDM中更多样化，并且敏感地取决于星系大小，这在亮矮星系的结构多样性背景下是一个理想的联系。该方法的快速性使得数值模拟中的分析变得容易，特别是：1）在由重子质量比$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$和星系致密性$r_{1/2}/R_{\rm vir}$组成的细网格上，我们将SIDM晕响应作为重子性质的函数进行量化; 2）我们以高的统计精度证明了对于典型的Milky-Way类系统，SIDM轮廓与CDM轮廓相似;（3）对于给定的截面和给定的晕浓度，我们在$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$ - $r_{1/2}/R_{\rm vir}$空间中描绘了重力热核心塌陷的区域。最后，我们比较了等温金斯模型与更复杂的重力热流体模型，并表明，前者产生更快的核心形成和同意更好地与宇宙学模拟。我们属性的差异，以目标CDM晕是否被用作边界条件或重力热演化的初始条件，从而评论未来可能的改进的流体模型。我们已经在https://github.com/JiangFangzhou/SIDM上公开了我们的模型程序。
2022-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contribution of massive haloes to the matter power spectrum in the presence of AGN feedback
本文利用cosmo-OWLS和BAHAMAS模拟，研究了AGN反馈对不同质量晕物质功率谱的影响，发现反馈通过喷射物质抑制了各质量晕的功率，并提出一个无自由参数模型，将功率抑制预测精度提升至百分比水平。
2023-09-12 astro-ph.CO
The hot gas distribution, X-ray luminosity and baryon budget in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
热电离气体在星系的重子循环中很重要，并贡献了大部分“失踪的重子”。迄今为止，大多数星系形成的半解析模型很少关注热气体晕及其X射线辐射。本文采用Sharma等人的一维模型代替等温球来描述L-Galerkin半解析模型中热气体的径向分布。根据局部热不稳定性时间尺度与自由落体时间尺度的比值，热气晕可分为两部分：一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}=10$组成的冷核，另一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}>10$组成的稳定外晕。根据新的热气体分布，我们更新了冷却、反馈和剥离的公式，并再现了几个X射线观测结果，如热气体密度的径向分布，以及X射线光度和温度的标度关系。我们发现：（1）与观测结果一致，晕中心较平坦的密度剖面产生的X射线发射比等温球低;（2）容易发生降水的冷核区域的气体温度比维里温度高，小晕中较大的$T_{\rm X}/T_{\rm 200}$比导致$L_{\rm X}-T_{\rm X}$关系的斜率较陡;（3）无限储层中的电离气体和低质量晕中的低温星系际气体可能是晕“失踪重子”的主要成分。我们的模型输出可以预测附近宇宙中热气的观测结果，并产生未来X射线望远镜探测重子的模拟调查。
2022-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The most luminous quasars do not live in the most massive dark matter haloes at any redshift
类星体代表着宇宙中最明亮的活动星系核（AGN），并被认为是亮度高达10^48 erg/sec的惊人增长的黑洞（BH）的位置。人们通常认为，这样一个极其高能的过程将发生在暗物质（DM）分布中质量最大的束缚结构中。我们发现，与这一预期相反，在包含活动星系核反馈的星系形成模型中，类星体被预测生活在平均DM晕环境中，典型质量为10^12 M太阳的几倍。这一基本预测源于类星体活动（即，在活动星系核反馈作用的DM晕中，亮度大于10^46 erg/sec的BH吸积被抑制。在我们的模拟中，类星体的星系宿主被确定为超大质量（气体和恒星）的球状星系，其中BH吸积是通过星系合并或长期过程触发的。我们进一步证明了z=0的高红移（z~6）类星体的后代跨越了广泛的形态、星系和晕质量。到目前为止，z~6 BH通常仅增长适度的因子。值得注意的是，高红移类星体从来没有居住在当时最大的DM晕中，它们的后代很少在z=0的最大质量晕中发现。我们还表明，在观测上，它是很有可能发现的类星体周围的星系在z~5的丰度增强。然而，与DM分布的极端峰值处预期的过密度相比，这些增强明显较弱。因此，在$z\gtrsim5$宇宙中探测到的类星体不太可能精确地指出超星系团祖先在本宇宙中的位置。
2013-05-09 astro-ph.CO
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Robust PCA and MIC statistics of baryons in early mini-haloes
提出了一种基于鲁棒主成分分析（RPCA）和最大信息系数（MIC）的新方法，研究晕重子性质与红移的关系。我们的数据是由一组不同的物理量的原始小晕：暗物质质量（$M_{\mathrm{dm}}$），气体质量（$M_{\mathrm{gas}}$），恒星质量（$M_{\mathrm{star}}$），分子分数（${\mathrm{x_{mol}}}$），金属丰度（$Z$），恒星形成率（SFR）和温度。我们发现，$M_{\mathrm{dm}}$和$M_{\mathrm{gas}}$的方差是占主导地位的因素，特别是在高红移。尽管如此，随着第一批恒星和后续反馈机制的出现，${\mathrm{x_{mol}}}$、SFR和$Z$开始发挥更大的作用。标准主成分分析给出的三个主成分（PC）能够解释任何红移下97%以上的数据方差（两个PC通常占不低于92%），而RPCA分析的第一个PC解释了整个红移范围内不低于84%的总方差（两个PC在任何时候都能解释$ \gtrsim 95$ %）。我们的分析还表明，所有气体性质与$M_{\mathrm{gas}}$的相关性比与$M_{\mathrm{dm}}$的相关性更强，而$M_{\mathrm{gas}}$与${\mathrm{x_{mol}}}$的相关性比与$Z$或SFR的相关性更深。这表明气体分子含量在启动恒星形成和随后的原始星系中来自第III族和第II…
2014-03-11 astro-ph.CO
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the mass discrepancy-acceleration relation in $Λ$CDM
本文研究了盘星系质量差异的来源--径向加速度关系。这是在圆盘的向心加速度和重子分量的预期加速度之间的紧密的经验相关。MDAR适用于盘运动示踪剂探测的大多数半径，无论星系质量或表面亮度如何。该关系有两个特征加速度：$a_0$，在此之上所有星系都是重子主导的;和$a_{\rm min}$，一个在孤立星系中由运动示踪剂探测的有效最小加速度。我们使用一个简单的模型来表明，这些趋势自然出现在$Λ$ CDM。这是因为：（i）$Λ$ CDM形式的盘星系位于暗物质晕的中心，跨越相对较窄的维里质量范围;（ii）冷暗物质晕加速剖面是自相似的，在中心有一个宽的最大值，在该质量范围内达到精确地由$a_{\rm min}$和$a_0$包围的值;在任何成功的$Λ$ CDM星系形成模型中，晕质量和星系大小与星系重子质量的比例关系都比较紧密。解释$Λ$ CDM中的MDAR不需要修改暗晕的尖形内部质量剖面，尽管这些可能有助于理解一些矮星系的详细旋转曲线和极端异常值的起源。MDAR只是反映了冷暗物质晕的自相似性质和星系形成过程引入的物理尺度。
2017-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
An effective Thermodynamic Description of Galactic Haloes
星系渐近区平坦自转曲线的观测表明，在该区域内，暗物质密度分布随引力势呈指数衰减。奇怪的是，这种行为与处于热平衡的玻尔兹曼气体的行为是相同的。这表明暗物质的{ \it有效}玻尔兹曼气体描述对于晕是可能的，即使对暗物质粒子没有热平衡的要求。我们研究这样一个有效的描述的一些定性和定量的后果。这是通过研究一个简单的模型来完成的，该模型考虑了暗物质的引力自相互作用及其与重子核的引力相互作用。动力学的解由两个参数决定，其中之一是暗物质质量与气体有效温度的比值。可以根据观察对这些参数进行粗略估计。
2014-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
