Off the baryonic Tully-Fisher relation: a population of baryon-dominated ultra-diffuse galaxies
我们研究了气体运动学跟踪的21厘米的发射样品的六个HI $-$丰富的低表面亮度星系的超扩散星系（UDG）。利用三维运动学模拟程序$\mathrm{^{3D}}$ Barolo，我们得到了一个强有力的圆速度，揭示了一个令人吃惊的功能：HI $-$丰富的UDG是重子Tully-Fisher关系的明显异常值，其圆速度远低于具有相似重子质量的星系。值得注意的是，我们的UDG样品的重子分数与宇宙学值一致：这些UDG与在其维里半径内没有“丢失的重子”是相容的。此外，由重子提供的引力势足以解释旋转曲线的振幅，直到最外面的测量点，与其他具有类似圆速度的星系相反。我们推测，这些物体的任何形成场景都需要非常低效的反馈和内部暗物质内容的广泛多样性。
2019-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Indefinitely Flat Circular Velocities and the Baryonic Tully-Fisher Relation from Weak Lensing
本研究利用新反投影公式通过弱引力透镜分析孤立星系引力势，发现圆周速度曲线平坦范围远超暗物质晕位力半径，且质量与平坦速度的关联符合重子塔利-费舍尔关系，适用于各类星系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Supersonic baryon-CDM velocities and CMB B-mode polarization
最近的研究表明，暗物质和重子物质之间的超音速相对速度对宇宙中第一结构的形成有重要影响。如果这种效应在氢再电离时期仍然不可忽略，它会在自由电子密度中产生大尺度的各向异性，从而产生CMB B模。我们计算的B模式功率谱，并找到一个特征形状的声学峰值在l ~ 200，400，.这个信号的振幅是一个自由参数，它与再电离时期的相对重子CDM速度的电离分数的依赖关系。然而，我们发现，B模式信号是不可检测的小目前青睐的再电离模型中，氢迅速在z ~ 10，虽然这个信号的约束，通过未来的实验可能有助于约束模型中，部分再电离发生在更高的红移，例如吸积到原始黑洞。
2011-10-10 astro-ph.CO
Impact of baryonic streaming velocities on the formation of supermassive black holes via direct collapse
在复合时期之前产生的重子流运动在宇宙黑暗时代变成了超音速。各种研究表明，这种流动速度改变了晕的统计数据，也影响了第三星族恒星的形成。在这项研究中，我们的目标是探索通过直接坍缩的情况下，在$z>10$的超大质量黑洞的形成的流动速度的影响。为了实现这一目标，我们进行了宇宙学大涡模拟的两个晕的几倍$\rm 10^{7} M_{\odot}$与初始流动速度为3，6和9 $\rm km/s$。这些被强烈的Lyman Werner通量照亮的巨大的原始晕是形成直接坍缩种子黑洞的潜在摇篮。为了研究更长时间的演化，我们使用了下沉粒子并跟踪了10，000年的吸积。我们的研究结果表明，更高的流动速度增加的圆周速度从约14 $\rm km/s$到16 $\rm km/s$。它们还将晕的坍缩推迟了几百万年，但对晕的性质，如湍流能量、径向速度、密度和吸积率没有任何重大影响。在模拟的最后形成了大约$\rm \sim 10^5 M_{\odot}$的下沉粒子，并且在流动运动的存在下没有观察到下沉质量的明显分布。它进一步发现，流速的影响是不太严重的大规模的晕相比，在以前的研究中报道的minihalos。
2014-03-11 astro-ph.CO
Supersonic Relative Velocity between Dark Matter and Baryons: A Review
在这篇综述中，我们总结了气体和暗物质重组后产生的相对超音速对天体物理学和宇宙学的影响。相对速度在形式上对标准结果引入了二阶效应，因此在线性理论的框架中被忽略了。然而，当适当考虑时，速度产生的非微扰的贡献的增长结构，然后继承了大多数宇宙信号来自红移以上z ~ 10，在某些情况下，甚至可能传播到各种低红移观测，如重子声学振荡测量星系的分布。在较高的红移，超音速因此有强烈的影响，影响了第一个恒星形成晕的丰度在一个不均匀的方式，阻碍了第一个恒星的创造，留下痕迹的红移21厘米的信号中性氢，以及有其他重要的贡献，在高红移所有这些我们在这篇手稿审查。
2014-07-08 astro-ph.CO
Globular Clusters and Streaming Velocities: Testing the new formation channel in high-resolution cosmological simulations
球状星团的形成及其与暗物质分布的关系长期以来一直困扰着天文学家。最近提出的一个球状星团形成通道将古老的星团与早期宇宙中相对于暗物质的重子大规模流动速度联系起来。这些流动速度影响全球的重子进入暗物质晕，高红移晕质量函数，和最早的几代恒星。在某些情况下，流动速度可能会导致无暗物质气体的密集区域变得不稳定，可能导致致密星团的形成。我们调查这一假设使用宇宙学流体动力学模拟，包括一个完整的化学网络和H $_2$的形成和破坏，一个过程的第一批恒星的形成至关重要。我们发现，在具有显著流动速度的区域（约占宇宙的1%）中的高密度气体确实与暗物质晕的中心有一定的偏移，但这种偏移通常明显小于维里半径。在我们的模拟中，暗物质晕之外的气体永远不会达到琼斯不稳定的密度。我们假设，第三族超新星的低水平（$Z \approx 10^{-3}\,Z_{\odot}$）金属富集可能会使维里外区域冷却，使暗物质晕外的气体冷却到CMB温度，并变得不稳定。后续的模拟，包括流动速度和第三族超新星的金属富集，需要了解流动速度是否为早期宇宙中球状星团的形成提供了一条路径。
2021-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relative baryon-dark matter velocities in cosmological zoom simulations
本文提出在宇宙学缩放模拟中自洽引入重子与暗物质相对速度的方法，发现该速度显著抑制晕重子比例、延迟恒星形成并降低最终恒星质量。
2023-09-14 astro-ph.CO
The Millennium and Astrid galaxies in effective field theory: comparison with galaxy-halo connection models at the field level
该研究利用 MTNG 与 Astrid 模拟，在场上层面验证 EFT 对 LRG 和 ELG 的建模能力，并与 HOD/HMQ 星系-晕连接模型进行比较。
2024-12-02 astro-ph.CO
Accurate initial conditions in mixed Dark Matter--Baryon simulations
我们量化的混合重子-暗物质流体动力学模拟的结果中的错误，源于过时的近似生成的初始条件。在当代的大型模拟中，红移为0的误差在重子和暗物质的功率谱以及它们的组合的总物质功率谱中是百分之几到百分之十的数量级。在描述了如何正确地分配初始位移和特殊速度的多个物种，我们回顾几个近似：（1）{使用总物质功率谱来计算两种流体的位移和特有速度}，（2）使用忽略均匀辐射的牛顿增长因子将线性红移零功率谱标度回到初始功率谱，（3）使用具有同步规范密度的粒子规范速度;（4）忽略偏移重子网格相对于暗物质网格的傅立叶模的相位差。这些近似中有三个没有考虑到暗物质和重子在光子退耦后会经历与尺度相关的增长，这导致速度方向与它们的位移方向不同。我们比较的结果与这四个近似的流体动力学模拟我们的参考模拟，所有设置相同的随机种子和模拟使用小工具-III。
2016-10-26 astro-ph.CO
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon dominated ultra-diffuse galaxies
通过21厘米干涉观测和三维运动学建模技术，我们研究了六个富HI超扩散星系（UDG）的气体运动学。我们得到强大的圆速度和重子质量，使我们能够研究我们的UDG的位置相对于重子塔利-费舍尔关系（BTFR）。有些令人惊讶的是，我们发现这些星系是BTFR的强异常值，旋转得太慢，不适合它们的重子质量。此外，它们在圆速度-重子质量平面中的位置意味着它们在与宇宙学平均值相容的维里半径内有重子分数，这意味着它们没有“丢失的重子”。出乎意料的是，我们星系的动力学是由重子主导的，在它们的圆盘中为暗物质留下了很小的空间。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 low-mass end of the baryonic Tully-Fisher relation
盘状星系自转速度与重子质量的比例关系（重子塔利-费舍尔关系，BTF）长期以来混淆了星系形成模型。它比与晕维里质量和圆周速度相关的M ~ V^3标度更陡，它的零点意味着星系只包含了很小一部分可用的重子。如此低的星系形成效率原则上可以用演化恒星驱动的风来解释，但是BTF关系的紧密性反对这种强有力的反馈机制所预期的大量分散。我们使用的APOSTLE/EAGLE模拟表明，BTF关系是很好地再现LCDM模拟匹配的大小和数量的星系作为恒星质量的函数。在这样的模型中，星系的旋转速度成正比的晕维里速度和陡峭的速度-质量的依赖性的结果从星系形成效率的下降，减少晕质量需要调和CDM晕质量函数与星系光度函数。尽管有很强的反馈，模拟的BTF中的散射比观察到的要小，即使考虑所有模拟的星系，而不仅仅是旋转支持的星系。模拟预测，BTF应该变得越来越陡峭的微弱结束，虽然在固定质量的速度散射应该保持小。观测到的旋转速度低于~40 km/s的星系似乎偏离了这一预测。我们讨论的观测偏差和建模的不确定性，可能有助于解释这种分歧的背景下，矮星系形成的LCDM模型。
2016-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relative velocity of dark matter and baryonic fluids and the formation of the first structures
在复合的时候，重子和光子退耦，重子流体中的声速从相对论速度下降到氢原子的热速度。这小于通过线性微扰理论计算的重子和暗物质的相对速度，因此我们推断，相对于由暗物质产生的潜在势阱，存在重子的超音速相干流。因此，大尺度速度流对小尺度扰动（在重子金斯尺度附近）的平流对第一重子结构的形成是重要的。这种效应在宇宙学扰动理论方程中包含一个二次项，因此没有被包括在基于线性微扰理论的研究中。我们发现，相对运动抑制的丰度的第一绑定对象，即使只调查暗物质晕，并导致其空间分布的质的变化，如引入尺度依赖的偏见和随机性。我们讨论了高红移星系团簇和再电离的可能观测到的影响。
2010-10-18 astro-ph.CO
Effect of Streaming Motion of Baryons Relative to Dark Matter on the Formation of the First Stars
我们评估的重子和暗物质之间的超音速相对速度的第一气体云在z < 50的热和密度演化的效果。通过一系列的宇宙学模拟，初始化在z=100与一系列的相对流动速度和minihalo形成红移，我们发现，典型的流动速度将有气体演化的影响很小。一旦坍缩开始，气体的后续演化将与没有流的情况几乎无法区分，恒星形成仍将以相同的方式进行，特征性的Pop III恒星质量没有变化。预计再电离主要是由质量大于10^8太阳质量的晕所控制，因此流的预期影响可以忽略不计。
2011-02-01 astro-ph.CO
A Baryonic Effect on the Merger Timescale of Galaxy Clusters
准确估计星系团的合并时间尺度对于理解星系团的合并过程以及进一步研究宇宙大尺度结构的形成和演化具有重要意义。在本文中，我们利用流体动力学模拟探讨了重子效应对星系团合并时标的影响。我们发现重子在加速并合过程中起着重要的作用。合并时间尺度随星系团气体含量的增加而减小。例如，合并的时间尺度缩短了高达3倍的合并气体分数为0.15的集群，与零气体分数获得的时间尺度相比。重子效应在大范围的合并参数下是显著的，尤其是在近迎头合并和高合并速度下更为显著。星系团合并时间尺度上的重子效应将对宇宙中的结构形成产生影响，如星系团质量函数和星系团中的质量子结构等，而仅考虑暗物质的宇宙学模拟结果可能存在“无气体”的偏差。
2016-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Model-Insensitive Baryon Acoustic Oscillation Feature in the 21 cm Signal from Reionization
我们研究了重子-暗物质相对速度对星系际小尺度结构和再电离过程中21 cm信号的影响。在星系际介质（IGM）中，流速降低了质量尺度为$\sim 10^4 - 10^8$ M $_{\odot}$的聚集。这种效应在波数为$k\sim 0.1$ h/Mpc的21 cm功率谱中产生了一个明显的重子声学振荡（BAO）特征，在此附近即将进行的调查将是最敏感的。相对于恒星形成的流动速度的高度不确定性的影响，对聚集的影响受到更好的约束，因为它主要是由宇宙学和简单的气体动力学设定的。我们量化后者使用耦合的辐射流体动力学模拟，捕捉预再电离气体的金斯尺度。在具有RMS流动速度的区域中，电离气体的聚团因子减小了5- 10%.抑制峰$\approx 5$ Myr后，一个地区是再电离，但消失在200 Myr内，由于压力平滑。我们对21 cm信号的相应影响进行了建模，发现BAO特征最有可能出现在$\approx$ 10 \%电离时。在此阶段，该特征可能出现在$k \sim 0.1 (0.06)$ h/Mpc的1 \%（5 \%）水平，其幅度在一系列再电离历史中以$< 10$的因子变化。我们还提供了一个模型的信号源于流速度的电离源的影响，这可以改变4个数量级，这取决于高度不确定的源属性。我们发现，除非在$10^6 - 10^8$ M $_{\odot}$晕中的第III星族恒星形成对前10%的再电离有显著贡献，否则…
2020-08-16 astro-ph.CO
Heavy Dark Baryons at Large $N$: Self-Interactions across All Scales
ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics, School of Physics, The University of Melbourne（墨尔本大学物理学院暗物质粒子物理卓越中心）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Instituto de Física Corpuscular (CSIC-Universitat de València)（粒子物理研究所（瓦伦西亚大学-西班牙国家科学研究委员会））
该研究证明大$N$禁闭$SU(N)$扇区中的重暗重子可通过范德瓦尔斯相互作用产生覆盖全速度范围的自相互作用，并推断出GeV尺度暗重子可解释暗物质丰度。
2026-10-01 astro-ph.CO hep-ph
Radial Acceleration Relation from Ultra-light Scalar Dark matter
我们证明了星系中超轻标量暗物质（模糊暗物质）具有约为$10^{-10}\,\mbox{ms}^{-2}$的量子力学典型加速度标度，由此导出重子Tully-Fisher关系.星系中心的重子物质作为暗物质波动方程的边界条件，影响着晕中恒星的自转速度。在没有任何引力或力学修正的情况下，该模型也解释了在具有平坦旋转曲线的星系中发现的径向加速度关系和类似MOND的引力加速度行为。这种分析可以推广到Faber-Jackson关系。
2019-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Density Environment Changes the Influence of the Dark Matter-Baryon Streaming Velocity on the Cosmological Structure Formation
我们研究了暗物质和重子流体之间的相对速度的动力学效应，重子流体在复合后仍保持超音速。这种超音速运动对宇宙结构形成的影响首先由Tseliakhovich & Hirata（2010）根据小尺度波动耦合到平均密度区域中大尺度相对速度的线性理论来阐述。在他们的形式主义中，他们将大尺度密度环境限制为全球平均密度环境。我们通过允许密度环境和相对速度的变化来改进它们的配方。这导致了大尺度和小尺度模式之间的新型耦合。我们发现小尺度涨落的增长是有偏差的：在过密环境中增长较快，在欠密环境中增长较慢。我们还发现，对密度波动的全球功率谱的净效应是从Tseliakhovich & Hirata（2010）的预测中提高其整体振幅。相应地，宇宙晕的条件质量函数和晕偏置参数也受到类似的影响。我们的预测与Tseliakhovich和Hirata（2010）的预测之间的差异是显着的，因此相关的宇宙学和高红移天体物理学应该重新审视。本研究的数学形式可用于生成宇宙学初始条件的小尺度扰动的一般，过密（欠密）背景补丁。
2016-08-03 astro-ph.CO
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape and Spin of Minihaloes. II: The Effect of Streaming Velocities
重子和光子在复合时期的退耦模型预测了重子和暗物质之间在后来的时间存在大规模的速度偏移，即所谓的流动速度。在本文中，我们使用高分辨率的数值模拟研究这种流动速度的影响，高红移的迷你晕，最早一代恒星的形成地点的自旋和形状分布。我们发现，存在的流动速度有一个可以忽略不计的影响的自旋和形状的暗物质组成部分的小晕。然而，它强烈影响气体组分的行为。最可能的自旋参数从没有流时的$\sim$ 0.03增加到流速度为$σ_{\rm rms}$ 3倍时的$\sim$ 0.15，对应于红移$z=15$时的$^{-1}{}$为1.4 km\，s。随着流动速度的增加，小晕内的气体变得越来越不像球形，而变得更扁，在离晕中心更远的地方发现了密集的团块。流动速度的影响也与质量有关：质量较小的物体受到的影响更大，因为它们的势阱较浅。随着流动速度的增加，发生气体冷却和失控引力坍缩的晕的数量显著减少。然而，设法冷却和坍缩的气体的自旋和形状分布对流动速度的值不敏感，因此我们不期望由这种坍缩气体形成的恒星的性质取决于流动速度的值。这个中心气体团的自旋和形状与在整个晕尺度上测量的相同性质无关。
2020-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Redshift Star-Forming Galaxies: Angular Momentum and Baryon Fraction, Turbulent Pressure Effects and the Origin of Turbulence
本文研究了一个高红移（z = 2）、具有高恒星形成率和湍流气体速度σ = 40 - 80 km/s的旋转星系样品的结构。用Mo，Mao，White（1998）（MMW）模型拟合观测到的盘旋转速度和半径需要异常大的盘自旋参数λ d> 0.1，盘-暗晕质量分数m d = 0.2，接近宇宙重子分数。这些星系分离成色散主导系统和旋转主导系统，色散主导系统的最大旋转速度vmax <200 km/s，盘半光半径rd = 1 - 3 kpc，而旋转主导系统的最大旋转速度vmax> 200 km/s，vmax/sigma> 3，rd = 4 - 8 kpc。对于分散占主导地位的样品，径向压力梯度部分补偿重力，降低旋转速度。在毫米波模型中考虑这种压力效应，色散支配星系的自旋参数在高盘质量分数（m_d = 0.2）时为lf λ_d = 0.03 - 0.05，在高盘质量分数（m_d = 0.05）时为lf λ_d = 0.01 - 0.03。这些值与宇宙学的预期非常一致。然而，对于旋转为主的样品的压力效应是小的，更好的协议与理论上预期的磁盘自旋参数可以实现，如果在可见磁盘制度（2 - 3 * rd）的暗晕质量贡献小于MMW模型预测。我们认为，这些星系仍然可以嵌入在标准的冷暗物质晕，如果晕没有收缩的磁盘形成的反应。结果表明，所观察到的高湍流气体运动的星系是一致的Toomre不稳定性参数Q = 1，这是等…
2010-11-20 astro-ph.CO
Milky Way satellite velocities reveal the Dark Matter power spectrum at small scales
本研究利用银河系卫星星系的内部速度与尺度相关性，结合半解析模型与SDSS等观测数据，约束了小尺度暗物质功率谱与标度不变性的偏差上限，且结果对重子不确定性具有鲁棒性。
2024-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Baryons with the Kinematic Sunyae Zel'dovich Effect and Machine Learning Derived Peculiar Velocities using DESI DR2 and ACT DR6
Cornell University（康奈尔大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Kavli Institute for Cosmology Cambridge（卡弗里宇宙学剑桥研究所）；Academia Sinica (ASIAA)（中央研究院天文及天体物理研究所）；Duke University（杜克大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）；Instituto Avanzado de Cosmología A. C.（先进宇宙学研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）
本研究结合DESI DR2 LRG与ACT DR6 CMB数据，利用机器学习重建视向速度并测量kSZ效应，以高信噪比（最高14-15）约束暗晕平均光学深度，揭示延伸电离气体，展示了探测弥散重子的新方法。
2026-09-30 astro-ph.CO
The Baryonic Tully-Fisher Relationship for S$^4$G Galaxies and the "Condensed" Baryon Fraction of Galaxies
我们结合了斯皮策银河系恒星结构调查（S $^4$ G）的数据，这是Eskew等人最近校准的经验恒星质量估计器，和一个广泛的数据库HI谱线轮廓检查重子Tully-Fisher（BTF）关系。我们发现1）BTF比经典的塔利-费舍尔（TF）关系具有更低的分散性，并且更好地描述为线性关系，证实了类似的先前结果，2）在BTF中包含径向尺度降低了分散性，但只是适度地，如先前对于TF关系所看到的，以及3）BTF的斜率，我们发现它是$3.5\pm 0.2$（$Δ$ log $M_{baryon}/Δ$ log $v_c$），这意味着平均而言，所有预计在晕中的重子中有一个几乎恒定的分数（$\sim 0.4$）被“凝聚”到旋转支撑星系的中心区域。凝聚重子分数，$M_{baryon}/M_{total}$，是，我们的测量精度，几乎独立的星系圆周速度（我们的样本跨越圆周速度，$v_c$，60和250公里秒$^{-1}$之间，但扩展到$v_c\sim 10$公里秒$^{-1}$使用的数据从文献）。尽管有相当宽松的选择标准，但在这一部分中观察到的星系到星系的散射通常是$\le$ 2的因子。这些结果意味着，冷却和加热过程，如冷与热吸积，质量损失由于恒星风，AGN驱动的反馈，到一定程度上，他们影响的全球银河系的性质参与BTF，是独立的晕质量与$10 < v_c < 250$公里/秒的星系，并通常引入不超过两个范围…
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A matter of measurement: rotation velocities and the velocity function of dwarf galaxies
通过将观测到的星系自转速度Vrot与暗物质（DM）晕的最大圆速度Vmax相匹配，可以将大尺度巡天观测得到的速度函数与LCDM宇宙学的预言进行比较。当Vrot<50 km/s时，观测速度函数和LCDM速度函数之间出现较大差异。然而，在矮星系中，Vrot的不同观测测量与Vmax相关的方式并不直接。相反，我们与星系DM晕使用经验重子质量晕质量关系，并表明，不同的观测措施Vrot的结果在非常不同的速度函数。我们展示了如何W50速度函数，即使用HI轮廓线宽度在50%的峰值HI通量来测量Vrot，可以调和与LCDM宇宙学。我们的半经验的方法使我们能够确定的区域的旋转曲线，探测HI测量（RHI），并表明，Vrot的矮星一般测量的一小部分Rmax，解释他们的倾向，有上升的旋转曲线。我们提供的拟合公式与RHI和Reff（有效半径）DM晕的维里半径。为了继续使用速度函数作为LCDM宇宙学的探测器，有必要精确地了解旋转速度的不同测量如何探测DM晕的质量，放弃任何旋转速度的测量都可以平等地用作Vmax的代理的假设。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of baryons on redshift space distortions and cosmic density and velocity fields in the EAGLE simulation
我们利用EAGLE星系形成模拟研究了重子对总物质和暗物质分布的功率谱以及对暗物质和星系速度场的影响。在$k{\stackrel{>}{{}_\sim}} 4{h\,{\rm Mpc}^{-1}}$尺度上，重子对总物质功率谱振幅的影响大于$1\%$。在$1\leq k/({h\,{\rm Mpc}^{-1}})\leq 5$尺度上，重子的反反应在$\sim3\%$水平上影响暗物质的密度场。在$k{\stackrel{<}{{}_\sim}}0.5{h\,{\rm Mpc}^{-1}}$暗物质速度发散功率谱的变化小于$1\%$。二维红移空间功率谱在$|\vec{k}|{\stackrel{>}{{}_\sim}} 1{h\,{\rm Mpc}^{-1}}$（对于$μ>0.5$）的$\sim6\%$水平上受到影响，但对于$|\vec{k}|\leq 0.4{h\,{\rm Mpc}^{-1}}$，其差异小于$1\%$。我们报告了晕的极小重子速度偏差：具有$M_{200}>3\times10^{11}{{\rm M}_{\odot}}$的晕（具有$M_{*}>10^9{{\rm M}_{\odot}}$的宿主星系）的特殊速度最多在$1~$ km/s的水平上受到影响，这对于$1\%$精确宇宙学来说是可以忽略的。我们警告说，由于EAGLE高估了团簇气体的分数，它也可能低估了重子的影响，特别是对…
2016-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the best dark matter profile for the Milky Way with Gaia DR3 using Bayesian Model Comparison
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
通过贝叶斯模型比较分析，利用Gaia DR3数据确定描述银河系旋转曲线的最佳暗物质模型，比较了三种不同的恒星模型和七种不同的暗物质模型，发现Einasto分布比NFW分布更受青睐，且核心暗物质分布优于NFW分布，同时发现MOND模型拟合效果不如暗物质模型。
2026-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI Observations of Baryon-Dominated Dwarf Galaxy Candidates
Indian Institute of Technology Indore（印度印度技术学院印多尔分校）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；Department of Physics, New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院物理系）；Instituto Argentino de Radioastronomía, CONIICET–CICPBA–UNLP（阿根廷射电天文研究所，CONIICET–CICPBA–UNLP）
通过高分辨率HI观测，研究了六个矮星系的几何结构、环形速度和动态质量，发现光学轴比低估了真实盘厚度，导致倾角估计偏高和旋转速度低估，而HI衍生的轴比和运动学位置角提供了更准确的倾角修正和动态质量估计，发现四个矮星系存在暗物质不足，其中三个具有高baryon增强效率因子，而另外两个则与暗物质主导一致，这些结果强调了高分辨率HI运动学在确认真实BDDGs中的重要性。
2026-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im星系的暗物质（DM）晕满足类似于椭圆星系基本平面关系的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。如果矮球状（dSph）和矮麦哲伦不规则（dIm）星系位于这些相关性的外推，那么我们可以估计它们相对于较亮的Sc-Im星系的重子损失。我们发现，如果没有这种增强的重子损失，那么典型的dSph和dIm星系将分别在绝对星等上亮4和3.5等。相反，这些星系失去或保留了气体（在dIm星系中）可能形成恒星的重子。此外，典型的dSph和dIm星系具有比我们想象的更大的DM晕，速度色散约为30 km/s或圆轨道旋转速度V_circ ~ 42 km/s。DM和可见物质相关性的比较证实，在V波段绝对星等小于-18时，dSph和dIm星系在较小的矮星中形成了一个重子与DM质量比递减的序列。我们明确地表明，星系重子含量去（几乎）零晕V_circ = 42 +- 4公里/秒，与我们发现的重子耗尽的估计。我们的研究结果表明，可能有大量的DM晕，基本上是黑暗的和未被发现的。这有助于解决冷DM的涨落谱预测的矮星比我们观测到的要多的问题。
2014-07-29 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
Velocity reconstruction in the era of DESI and Rubin (part I): Exploring spectroscopic, photometric & hybrid samples
本文量化了从星系空间分布重建速度的性能，发现对 kSZ 和运动透镜效应应重建暗物质晕速度，且仅用测光样本优于混合方法，为 DESI 和 Rubin 时代的宇宙学推断提供了关键基准。
2024-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstruction with velocities
重构是未来光谱红移巡天中星系团分析的一个重要步骤，可以获得亚百分之一级的重子声学振荡尺度。大多数重建算法依赖于从观测到的星系分布的位移场的估计。然而，由于不完整的数据，位移重建在测量边界附近退化，并且边界效应延伸到测量体内部的$\sim100\,\mathrm{Mpc}/h$。我们研究了通过运动学Sunyaev-Zel'dovich效应利用宇宙微波背景观测测量的径向速度来改善边界附近性能的可能性。利用Simons观测的速度信息，我们发现边界效应可以简化为$\sim30-40\,\mathrm{Mpc}/h$。这对于密集的低红移巡天特别有帮助，因为这些巡天的体积相对较小，而且总体积的很大一部分受到边界的影响。
2020-04-08 astro-ph.CO
The Clustering of Galaxies in the Completed SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmic Flows and Cosmic Web from Luminous Red Galaxies
我们提出了一个贝叶斯相空间重建的宇宙大尺度物质密度和速度场的SDSS-III重子振荡光谱巡天数据发布12（BOSS DR 12）CMASS星系团目录。我们依赖于一个给定的$Λ$ CDM宇宙学，在6-10 $h^{-1}$ Mpc的范围内的网格分辨率，和一个对数正态泊松模型与红移相关的非线性偏置。偏置参数来自数据和一般的重整化微扰理论方法。我们使用结合吉布斯和哈密顿采样，实施的\textsc{argo}代码，迭代重建暗物质密度场和相干的特殊速度的个别星系，从而校正相干红移空间失真（RSD）。我们的测试依赖于准确的$N$体为基础的模拟星系目录，显示无偏的真实空间功率谱的非线性密度场$k\sim0.2\, h$ Mpc $^{-1}$，和消失的四极下降到$r\sim20\,h^{-1}$ Mpc。我们还证明了非线性宇宙网可以从潮汐场张量的基础上重建的密度场的高斯分量。我们发现，重建的速度与$r\sim0.68$每个光锥模拟星系的真实速度相比具有统计相关系数，其中包括大约10%具有维里运动的卫星星系（大约是没有卫星的$r=0.75$）。速度发散的功率谱与理论预测一致，直到$k\sim0.2\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$。这项工作将是特别有用的，以改善，例如BAO重建，运动学Sunyaev-Zeldovich（kSZ），综合萨克斯-沃尔夫（ISW）的测量，或环境研究。
2017-01-17 astro-ph.CO
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supersonic Relative Velocity Effect on the Baryonic Acoustic Oscillation Measurements
我们研究了最近发现的在高红移时重子和暗物质之间的超音速相对速度对低红移时重子声振荡（BAO）测量的影响。相对速度效应的振幅在低红移是依赖于模型的，但可以通过使用一个未知的偏置参数化。我们发现，如果不考虑，相对速度效应可以移动BAO峰的位置和偏差的暗能量状态方程的估计，由于其非光滑，异相振荡结构周围的BAO标度。幸运的是，相对速度效应可以很容易地在约束宇宙学参数的情况下建模，而不会大幅增加误差预算。我们还表明，相对速度效应的存在下产生了一个独特的签名，在星系的双谱，它可以用来隔离这种效果。未来的暗能量调查可以精确测量相对速度效应，并从功率谱分析中减去它，以高精度约束暗能量模型。
2011-05-18 astro-ph.CO
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 Supersonic Project: SIGOs, a Proposed Progenitor to Globular Clusters, and their Connections to Gravitational Wave Anisotropies
超音速感生气体天体（英语：Supersonically Induced Gas Objects，缩写为SIRST）是一种几乎没有暗物质成分的结构，被预测存在于宇宙中重子和暗物质在复合时具有较大相对速度的区域。它们被认为是现今球状星团的祖先。使用模拟，SITERS已经研究了小尺度（约2百万秒差距），这些相对速度是相干的。然而，它是具有挑战性的，研究SITERS使用模拟在大尺度上，由于不同的相对速度在尺度大于几个百万分之一秒差距。在这里，我们研究SIGO丰度半解析：使用微扰理论，我们预测的数密度SIGO解析，并比较这些结果的小盒子数值模拟。我们使用的数值和分析计算之间的协议外推的大规模变化的SIGO丰度在不同的流速。因此，我们预测类似的大尺度变化的对象与高气体密度的再电离之前，可能会观察到的JWST。如果SIBs确实是球状星团的祖先，那么我们预计在大尺度上球状星团丰度也会有类似的变化。值得注意的是，我们发现SIGO的预期数量密度与观察到的球状星团数量密度一致。作为一个概念的证明，因为球状星团被认为是自然形成的网站引力波源从双黑洞（BBH）合并，我们表明，SITERS应该印上的引力波信号的天空中的各向异性，与SITERS的分布一致。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Capture of dark matter particles by a galaxy in the case of a bimodal distribution of their velocities
我们分析了在存在两种不同类型的暗物质或双模态速度分布函数的情况下星系对暗物质（DM）粒子的捕获率。它表明，除了在我们以前的工作中考虑的情况下，这是基于单峰分布的假设，更复杂的情况下，过渡到激烈的捕获和/或退出状态，它可以发生在两个阶段。给出了一个详细的描述的变化曲线描述的捕获率的暗物质粒子的函数的重子质量的增加率的DM密度的降低率的各种值。
2023-02-28 astro-ph.CO
Empirical Determination of Dark Matter Velocities using Metal-Poor Stars
银河系的暗物质晕是由较小的暗物质晕吸积而成的。这些子单元也拥有恒星-典型的是老的和贫金属的-它们是通过分裂事件沉积在银河系内部区域的。在这封信中，我们表明，太阳附近的暗物质和贫金属恒星由于它们的共同起源而具有相似的运动学。使用高分辨率的厄里斯模拟，跟踪的暗物质和重子在一个现实的银河系模拟星系的演变，我们证明，贫金属的恒星确实是有效的示踪剂的本地，维里化的暗物质速度分布。因此，局部的暗物质速度可以从斯隆数字巡天在太阳4千秒差距内对恒星晕的观测中推断出来。这个经验分布在重要方面不同于标准晕模型，并表明对于$\sim$ 10 GeV以下的暗物质质量，自旋无关散射截面上的边界可能会被削弱。来自盖亚的数据将使我们能够进一步完善光滑暗物质成分的预期分布，并测试局部子结构的存在。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Strongly lensed cluster substructures are not in tension with $Λ$CDM
强引力透镜观测可以通过限制大质量星系团中的暗晕的质量和浓度来测试结构形成模型。最近的工作得出结论，集群subhaloes更丰富和/或集中比预测的$Λ$ CDM模拟，这一发现已被解释为所产生的未识别的问题与模拟或不正确的理解暗物质的性质。我们通过比较观测到的次晕质量和最大圆周速度$v_\mathrm{max}$的预测，从高分辨率的绣球星系团模拟套件，这是成功的EAGLE星系形成模型的基础上测试这些假设。模拟的次晕质量分布和质量- $v_\mathrm{max}$关系与观测结果符合得很好，这是由于在潮汐剥离过程中重子的存在。类似的协议被发现为较低分辨率的Illustris-TNG 300模拟。结合起来，我们的结果表明，集团子结构的丰度和浓度与$Λ$ CDM并不紧张，但可以提供有用的约束，在模拟中的重子物理模型的改进。
2021-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
Velocities as a probe of dark sector interactions
广义相对论中的暗能量通常不与其他物质相互作用。但是，有可能暗能量与暗物质相互作用，在这种情况下，暗物质可以违反自由降落的普适性（弱等效原理）。我们表明，某些形式的暗区相互作用不违反弱等价。对于那些违反弱等效的相互作用，没有可用的实验室实验来探测暗物质的这种违反。但是宇宙学提供了一个检验暗物质和重子之间是否违反等效原理的方法--通过检验观测到的星系速度与欧拉方程的一致性。
2009-10-26 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
Nanjing University（南京大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Observatoire de Paris, Universit´e PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过Gaia数据发现银河系原始暗物质晕的异常特征，其浓度和质量与预测差异显著，密度分布不符合冷暗物质理论。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryons on the direct detection of dark matter
银河系晕中暗物质粒子的空间和速度分布会影响在寻找暗物质时预期观察到的信号。直接探测实验的结果通常被假设为暗物质的简单等温分布，即标准晕模型（SHM）。然而，由于实际星系复杂的引力坍缩和合并历史，人们对这个简单模型的有效性持怀疑态度。在本文中，我们比较SHM的星系形成的宇宙学流体动力学模拟的结果，调查是否SHM是一个很好的代表性的真实WIMP分布的直接检测数据的分析。我们从MaGICC宇宙学模拟中研究了两个类银河星系：（a）只考虑暗物质的模拟，（b）考虑重子物理的模拟。包含重子驱动的DM晕的形状变得更加球形，并使暗物质粒子的速度分布各向异性较小，特别是在大的日心速度，从而使SHM更好地适合。我们还注意到，我们没有发现一个显着的盘状旋转暗物质组件中的两个星系晕与重子，我们检查，这表明暗盘是不是一个通用的预测宇宙流体动力学模拟。我们的结论是，在太阳附近，SHM实际上是一个很好的近似真实的暗物质分布在这些宇宙学模拟（重子），这是银河系的合理表示，因此也可以用于暗物质直接检测计算的目的。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: cosmological simulations with SIDM and baryons
我们将介绍BAHAMAS-SIDM，这是第一个大体积（400/h Mpc）^[3]的宇宙学模拟，包括自相互作用暗物质（SIDM）和重子物理。这些模拟很重要，主要有两个原因：1）它们包括了重子对暗物质分布的影响; 2）重子粒子可以用来制作模拟观测值，可以直接与观测值进行比较。众所周知，小岛屿发展中国家的晕圈在其中心的密度系统地低于清洁发展机制的晕圈，而且更圆。在这里，我们发现，这些变化并没有反映在气体或恒星的分布在星系团，或在他们的X射线光度。然而，引力透镜观测数据可以区分DM模型，我们提出了一个测试菜单，未来的调查可以用来测量SIDM相互作用强度。我们对模拟的星系团进行射线追踪，以产生强透镜图。包括重子增强了在SIDM模拟中不产生临界曲线的集群的透镜强度。将我们模拟的星系团的爱因斯坦半径与CLASH巡天中观测到的半径进行比较，我们发现，在1000 km/s左右的速度下，sigma/m > 1 cm^2/g的SIDM截面可能与观测到的星系团透镜不相容。
2020-06-01 astro-ph.CO
The bias of DLAs at z ~ 2.3: contraining stellar feedback in shallow potential wells
我们讨论了最近的重子振荡光谱测量的一个相当高的偏置因子的宿主星系/晕的阻尼莱曼α吸收体（DLAs），在我们以前的建模的DLAs的物理性质的背景下，在$Λ$冷暗物质范例。联合建模的柱密度分布，相关的低电离金属吸收的速度宽度分布，和偏置参数表明，DLAs托管的星系与暗物质晕质量的范围$10 < \log M_v < 12$，与一个相当尖锐的截止在较低的质量端，对应的维里速度为35公里/秒。所观察到的DLAs的性质似乎表明，在质量/维里速度低于截止值的晕中存在有效的（恒星）反馈，而在截止值以上的晕中存在较大的保留重子分数（> 35%）。
2015-11-05 astro-ph.CO
The Impact of Baryonic Physics on the Structure of Dark Matter Halos: the View from the FIRE Cosmological Simulations
我们在FIRE（Feedback In Realistic Environments）项目的宇宙学模拟中研究了$M_{\rm h}\sim10^{9-12}\,M_{\odot}$晕中$M_{\ast}\sim10^{4-11}\,M_{\odot}$星系的冷暗物质（CDM）的分布。FIRE在多相ISM中加入了明确的恒星反馈，并从恒星星族模型中获得能量。我们发现，恒星反馈，没有“微调”的参数，大大简化了小规模的问题，在CDM。反馈导致恒星形成和外流的爆发，改变DM分布。因此，DM晕轮廓（$α$）的内斜率显示出强烈的质量依赖性：轮廓在$M_{\rm h}\sim10^{10}-10^{11}\,M_{\odot}$处较浅，在较高/较低质量处较陡。由此产生的岩心尺寸和斜率与观测结果一致。这与以前的工作使用简单的反馈方案，但我们发现陡峭的质量依赖的$α$，和相对较晚的核心增长。由于恒星形成效率$M_{\ast}/M_{\rm h}$与晕圈质量有很强的相关性，当有足够的反馈能量扰动DM时，$α$会在$M_{\rm h}\sim 10^{10}\,M_{\odot}$（$M_{\ast}\sim10^{6}-10^{7}\,M_{\odot}$）附近发生快速变化。由于DM质量的不断积累，在晕圈快速增长期间不会建立大的核心。相反，核心需要几个恒星形成爆发后，快速积累已经完成。恒星反馈会显著降低…
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of Neutrino Masses from Relative Velocities
提出了一种利用中微子相对于暗物质的流场测量中微子质量的新方法。现今中微子相对于暗物质和重子的流运动速度为几百公里/秒，与它们的热速度色散相当。这导致了物质-中微子交叉功率谱的独特偶极各向异性畸变，这可以通过不同星系群交叉相关中的偶极畸变来观察。如果没有这个相对速度，这样的偶极子就会消失，所以它是中微子质量的一个清晰的信号。我们估计了这种效应的大小，并发现当前和未来的星系调查可能对这些签名失真很敏感。
2016-05-09 astro-ph.CO hep-ph
Weakening dark-matter cusps by clumpy baryonic infall
我们认为，作为一个简单的和极端的模型的重子物理（忽略了在重力的大规模结构形成的模拟）对暗物质的影响，一个大质量的团块落入暗物质晕。我们发现，这样一个下沉的团块在改变晕的结构和降低其中心密度方面是非常有效的：一个质量为晕质量1%的团块可以从内晕中去除大约两倍的质量，并将尖点转变为核心或较弱的尖点。如果这个团块随后被移走，模仿银河风，中心晕的密度会进一步降低，从内晕移走的质量会加倍。更轻的团块甚至更有效：移除的质量与团块质量的比率朝向更小的团块质量略微增加。初始暗物质速度的径向各向异性越大，这个过程就越有效。虽然这样的星系坍缩可能有些不现实，但它表明重子只需要通过动力学摩擦将其初始能量的一小部分转移到暗物质中，就可以解释预测的暗物质密度分布与从暗物质占主导地位的星系的观测中推断的密度分布之间的差异。
2011-05-20 astro-ph.CO
Simulations of the Local Universe Constrained by Observational Peculiar Velocities
从直接距离测量中获得的特殊速度是实现局部宇宙可靠的约束模拟的首选数据，其规模可达几兆秒差距。与红移巡天不同的是，奇特速度是潜在的引力场的直接示踪物，因为它们同时追踪重子物质和暗物质。本文提出了第一次尝试使用唯一的观测特有的速度来约束宇宙学模拟附近的宇宙。为了建立初始条件，使用反向泽尔多维奇近似（RZA）将约束从z=0的位置转移到更高红移处的前体位置。一个额外的新功能，取代原来观察到的径向特有的速度矢量的维纳滤波器（WF）估计器提供的完整的三维重建。随后，高斯场的约束实现技术（CR）被应用于建立初始条件的各种实现。WF/RZA/CR方法首先在现实模拟目录上进行测试，该目录是从类似于本地宇宙的参考模拟中构建的。这些模拟包括错误的特殊速度，数据点的位置和一个大的连续区没有数据，以模仿银河系灭绝。大尺度结构的恢复具有5兆秒差距/小时的位置的典型精度，最好的实现达到2-3兆秒差距/小时的精度，由RZA线性理论施加的限制。然后，将该方法应用于宇宙流计划的第一个观测径向特征速度表。本文是一个概念证明，WF/RZA/CR方法可以应用于观测的特殊速度，成功地建立约束初始条件。
2013-11-10 astro-ph.CO
A Standard Ruler at Cosmic Dawn
我们宇宙中的物质有两种：暗物质和重子物质。其中，只有后者与光子耦合，产生了众所周知的重子声学振荡，并在此过程中，在暗物质和重子之间产生超音速相对速度。这些速度-在它们的起源中带有声学尺度的印记-阻碍了宇宙黎明（$z\sim 20$）期间第一批恒星的形成，调制了这个时代预期的21厘米信号。在一篇配套论文中，我们结合数值模拟和分析模型表明，这种调制采取了鲁棒的速度诱导声振荡（VAOs）的形式，具有在重组时冻结的众所周知的形状，并且不受恒星形成的未知天体物理学的影响。在这里，我们建议使用这些VAO作为宇宙黎明时的标准标尺。我们发现，三年的21厘米功率谱数据从即将到来的HERA干涉仪应该能够测量哈勃膨胀率$H(z)$在$z=15-20$到100万级精度，范围从$0.3\%$到$11\%$取决于天体物理反馈过程和前景的强度。这将提供一个新的处理我们的宇宙膨胀率在一个其他未探测的时代，打开一个窗口，神秘的宇宙黎明时代。
2019-09-26 astro-ph.CO hep-ph
