Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The Influence of Subhaloes on Host Halo Properties
本研究基于高分辨率放大N体模拟，分析排除子暗晕后银河系质量与星系团质量暗晕的浓度、自旋及形状的变化，发现子暗晕会导致暗晕性质测量偏差，偏差幅度主要与移除的子暗晕质量相关。
2023-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
SURFS: Riding the waves with Synthetic UniveRses For Surveys
我们提出了综合宇宙巡天（{ \sc surfs}）模拟，一组N体/水模拟的和谐$Λ$冷暗物质（\LCDM）宇宙学。这些模拟使用普朗克宇宙学，包含多达100亿个粒子和样本尺度和晕质量下降到$1~$ kpc和$10^8{\rm M}_\odot$。我们使用最先进的6D晕轮查找器和合并树构建器识别和跟踪从$z=24$到今天的晕轮。我们证明了晕合并树的某些属性是数值收敛的$\gtrsim100$粒子组成的晕。晕的质量平稳增长，$V_{\rm max}$，质量历史以$\log M(a)\propto\exp\left[-(a/β)^α\right]$为特征，其中$a$是比例因子，$α(M)\approx0.8$ \& $β(M)\approx0.024$，这些参数随着晕质量的减小而减小。子晕遵循幂律累积质量和速度函数，即$n(>f)\propto f^{-α}$与$α_{M}=0.83\pm0.01$和$α_{V_{\rm max}}=2.13\pm0.03$分别用于质量\速度，独立于红移，如在以前的研究中所看到的。晕到晕的振幅散射是$0.9$ ~dex。晕中亚晕的数量与晕的浓度$c$ \&自旋$λ$弱相关：高$c$ \&低$λ$的晕比低$c$ \&高$λ$的相似质量的晕具有更多的$60\%$亚晕。高节奏跟踪显示subhaloes是动态的居民，与$25\%$离开他们的主机晕暂时，成为一个ba…
2018-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The grouping, merging and survival of subhaloes in the simulated Local Group
我们使用的约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行的模拟来研究一个现实的本地组类对象。我们聘请这个小组作为一个数值实验室，从它可能对不同类型的矮星系的起源的影响的角度来研究其subhaloes的人口的演变。重点讨论了卫星在入轨前的潮汐剥离、相互作用、合并和组合过程。潮汐剥离表现在质量吸积和质量损失阶段之间的过渡，在大多数次晕中看到，这发生在落入宿主晕的时刻，以及它们的质量函数的形状随红移的变化。虽然卫星经常形成群体，但它们松散地结合在一起，彼此之间不相互作用。然而，一个大星系群的陷落可以解释观测到的本星系群卫星的特殊分布，但只有在最近才发生的情况下。预期的次晕之间的合并只有在进化的早期阶段才有意义，即7亿年前，那时它们还在宿主晕之外。因此，这些事件可能有助于形成更遥远的早期类型的银河系同伴。一旦次晕进入主晕，合并就变得非常罕见。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred Project: Ram pressure and gas content of haloes and subhaloes in the phase-space plane
我们使用ThreeHundred项目，一套324 reimulated大质量星系团嵌入在广泛的环境中，调查（i）周围晕的气体含量如何与相空间位置相关的$z=0$，和（ii）调查的作用，冲压压力在这种相关性。通过叠加包含169287个晕和亚晕的所有324个归一化相空间平面，我们表明晕气体含量与相空间位置密切相关。在$\sim\,1.5-2\,\text{R}_{\text{200}}$的集群暗物质晕，我们发现了一个非常陡峭的下降晕气体含量的下降下降晕和subhaloes集群质量无关，可能表明存在的吸积冲击。我们还发现，subhaloes特别是气体贫乏，即使在集群的郊区，这可能表明正在进行的预处理的活跃地区。通过模拟的瞬时冲压压力所经历的每个晕和subhalo在$z=0$，我们表明，冲压压力强度也很好地与相空间位置，这是再次集群质量无关。事实上，我们表明，在相空间平面的晕或subhalo和它的本地气体环境之间的高差分速度的区域，几乎是相互排斥的高晕气体含量的地区。这表明物体的气体含量和它们所经历的瞬时冲压压力之间存在因果关系，其中主导因素是速度差。
2019-01-17 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 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
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 origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pre-processing, group accretion and the orbital trajectories of associated subhaloes
我们使用一个高分辨率的宇宙学暗物质的模拟研究孤立的主机周围的晕和subhaloes的轨道轨迹。我们仔细地记录所有的拱点，并利用它们来区分第一次坠落的晕和那些占据更进化轨道的晕。我们发现，大约有21%的subhaloes在主机的维里半径目前的第一次下降，还没有达到他们的第一个轨道近心点;大约44%的仍在接近他们的第一个远心点后，下降。对于所研究的宿主质量范围，大约有一半的吸积系统在下落前进行了预处理，约20%是成组吸积的。我们确认，整个人口的吸积subhaloes -通常被称为“相关”subhaloes -远远超出其主机的维里半径，目前大约有一半居住在距离超过$\approx 1.2\times r_{200}$。这些后溅晕中的许多在进入后获得了轨道能量，并占据了极端的轨道，使它们远远超过了最初的转向半径。这种极端的轨道是在松散结合的群体的初始吸积和溶解过程中产生的，但也是通过随后轨道上的subhalo之间的穿透相遇而产生的。同样的过程也可能引起轨道能量的意外突然损失。这些影响结合起来，引起了一个很大的变化，在比率的吸积系统的apocentres。我们发现，在2维里半径从主机中心，第一次降落晕的浓度是非常相似的孤立场晕，而后溅晕，以及系统的预处理，是相当多的集中。
2021-01-07 astro-ph.GA
Evolution of subhalo orbits in a smoothly-growing host halo potential
暗物质（DM）的轨道参数在决定其质量损失率和宿主晕内的整体空间分布中起着至关重要的作用。在宇宙学模拟中，晕的增长是由相对平滑的吸积和更剧烈的合并共同作用的结果，这两个过程都会改变晕下的轨道。要隔离的影响，顺利增长的主机晕从其他相关机制，我们研究subhalo轨道演化的数值计算中，subhaloes被建模为无质量粒子轨道随时间变化的球势。我们发现，在前几个轨道的subhalo轨道的径向作用减少，表明在此阶段的主机晕的增长的响应是不绝热的。在这个阶段，次晕轨道可以缩小$\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
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 Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 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
Dark Subhaloes and Disturbances in Extended HI Discs
我们发展了一种微扰的方法来研究星系的扩展原子氢（HI）盘中的扰动的激发通过暗物质subhaloes。暗物质次晕的引力势较浅（与主晕相比），这使我们能够使用周转近似，我们通过模态分析求解方程，即，假设盘由具有M个模式的N个径向环组成。我们发现，暗物质subhaloes的属性，可以推断出从光盘的模式能量的配置文件和振幅。也就是说，我们发现，响应的整体幅度给出了暗子晕的质量。出于这种模式分析，我们然后表明，密度响应显示出类似的功能。最后，我们表明，我们的结果同意从全流体动力学模拟。我们发现一个简单的比例关系的卫星质量和傅立叶振幅的合成表面密度的气体盘的有效傅立叶振幅（基本上是一个总和的低阶模式）的规模为$m_{s}^{1/2}$，其中$m_{s}$是卫星质量。这个关系的效用是，它可以很容易地应用到一个观察到的HI地图推断卫星的质量，而不求助于充分的数值模拟。这将极大地帮助我们分析大样本的螺旋星系，以限制人口的矮卫星在本地体积。
2011-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tiny galaxies and dark substructures: exploring the "dark" subhaloes in TNG50
Durham University（杜伦大学）；University of KwaZulu-Natal（夸祖鲁-纳塔尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；STAR Institute（STAR研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文基于TNG50模拟研究暗子晕的存在，发现暗子晕在星系团中普遍存在，且质量范围在4.5×10⁷至2.1×10⁸ M☉的子晕更可能出现在强引力透镜区域。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 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
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
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
The dark side of FIRE: predicting the population of dark matter subhaloes around Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2重子模拟分析银河系质量暗晕的暗物质子晕特性，给出不同质量、距离和红移下的子晕数量拟合结果，对比纯暗物质模拟的偏差，指出大麦哲伦云类穿行事件会提升子晕数量，证实子晕与恒星流相互作用可用于暗物质探测。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical evolution of dark matter subhaloes in the Milky Way: role of the Galactic disc
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）；Institute for Astronomy, University of Vienna（维也纳大学天体物理研究所）
通过N体模拟研究银河系盘对暗物质子晕轨道倾角的影响，发现小倾角增强潮汐加热和质量损失，共面轨道因绝热屏蔽而损失较小，影响子晕信号可探测性。
2026-09-10 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
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 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
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
An Improved Model for the Dynamical Evolution of Dark Matter Subhaloes
利用解析模型研究了次晕的演化，包括次晕的质量、角动量和合并时标。该模型考虑了主导晕下演化的动力摩擦、潮汐剥离和潮汐加热等过程。我们发现，为了最好地匹配从N-体模拟测量的角动量的演变，质量剥离潮汐力应成为低效后，subhalo经历了几个通道的近心。还发现，经常使用的库仑对数$\ln M/m$必须进行修改，以最好地适应合并的时间尺度从模拟。结合分析模型与扩展的Press-Schechter（EPS）的合并树，我们研究了次晕质量函数，和他们的空间分布在一个牛奶路（MW）型晕。通过调整潮汐剥离效率，我们可以得到一个更好的匹配从模拟的晕下质量函数。模拟结果表明，模拟结果与微波卫星的分布一致，但比模拟结果更集中。亚晕的径向分布对亚晕的质量和吸积时间的依赖性较弱，而对吸积时间的依赖性较强。利用改进后的模型，我们测量了次晕占据分布的二阶矩，与Kravtsov等（2004 a）和Zheng等（2005）的结果吻合较好。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The virial mass distribution of ultra-diffuse galaxies in clusters and groups
利用星系团和星系群中超弥散星系的观测丰度和ΛCDM次晕质量函数，对超弥散星系的现晕质量分布进行了约束。如果群集中所有最大的子晕都托管UDG，则UDG将占用\log M_{sub} /M_ \odot \gtrsim 11的所有子晕。对于其中UDG形成的效率在一些特征晕质量周围更高的模型，大质量UDG的更高分数需要UDG质量分布中的更大的散布。在维里质量为10^{15}M_ \odot的团簇中，\log M_{sub} /M_ \odot >12的UDG分数的90%上限为7%，占相同质量以上所有团簇亚晕的70%。然而，为了重现观测到的丰度，卫星UDG的质量分布必须是宽的，其中>30%具有\log M_{sub} /M_ \odot <10.9。这有力地支持了UDG是一个连续分布的一部分，其中大多数是由低质量晕托管。在低质量宿主中，卫星UDG的丰度可能达不到与簇/群质量M_{host}的线性关系，\log M_{host} /M_ \odot \sim 12。表征这些偏差-或缺乏偏差-将允许对UDG维里质量分布进行严格限制。
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 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
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
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 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
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
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic Star Formation & Feedback: Mapping Low-Mass Galaxies to Dark Matter Haloes
在宇宙学$N$ -体模拟中，观测到的银河系卫星星系（以下简称MW）与暗物质暗晕的比较表明，这种暗晕如果存在的话，是以随机方式被卫星星系占据的。我们研究如何效率低下的大质量恒星形成和相关的超新星反馈高红移的祖先，今天的低质量subhaloes可能有助于这种随机性。使用蒙特卡罗方法来跟踪装配历史的低质量的$10^7 \lesssim M \leq 10^{10}$ ${\rm M}_{\odot}$，我们确定冷却和恒星形成时可能会进行，并观察到，与现今的质量$\lesssim 10^9 {\rm M}_{\odot}$的光环从来没有增长到足够大的支持原子氢线冷却。注意到恒星形成的时间尺度急剧下降的恒星质量为$t_{\rm PMS} \propto m_{\ast}^{-2.5}$，我们认为，如果高质量恒星形成的条件出现在低质量的晕，随之而来的超新星很可能会破坏正在进行的低质量恒星的形成和解除气体的晕内。这种潜在的恒星形成气体是不太可能补充在较低质量的晕，因为，例如宇宙学再电离，所以我们预计星系形成的方式，这取决于主机晕组装历史和效率和恒星形成的时间在原星系，我们说明使用蒙特卡洛模型受阻。基于这些简单的物理参数，我们断言，恒星形成和反馈的随机性是一个重要的，但被忽视的成分在最小尺度上的星系形成建模。
2014-06-27 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
The spatial distribution of Milky Way satellites, gaps in streams and the nature of dark matter
银河系暗晕的空间分布为检验宇宙学模型提供了一组重要的观测量。这些包括发光卫星的径向分布，平面配置，以及大量的暗晕，其存在与否是区分暗物质模型的关键。我们利用COCO $N$ -体方法对冷暗物质（CDM）和3.3keV热遗迹暖暗物质（WDM）进行模拟，在重子物理影响最小的极限下，预测了卫星的空间分布。我们证明了当形成星系的最小前晕质量为$>10^{8.5}\mathrm{M}_{\odot}$时，CDM和3. 3 keV-WDM发光卫星的径向分布是相同的。暗subhaloes的分布是显着更集中在WDM由于没有低质量，最近吸积的子结构，通常居住在CDM的MW晕的外部。我们发现，质量$[10^{7},10^{8}]\mathrm{M}_{\odot}$和中心的30千秒差距内的subhalo是剥离的两个模型中较大的晕的残余。因此，它们在WDM中的丰度$3\times$高于从总体WDM晕下种群中预期的丰度。我们估计，CDM和WDM浓度质量关系之间的差异，可以探测到的subhalo流的碰撞参量$<2$ kpc。最后，我们发现WDM对卫星平面的影响可能可以忽略不计。与观测结果的全面比较将需要进一步开展高分辨率、自洽的流体动力学模拟工作。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Three Hundred Project: The gas disruption of infalling objects in cluster environments
我们分析的气体含量的演变落晕在集群环境中的三百项目，收集了324个数值模拟的星系团。我们样本中的晕是在$z=0$的主星系团晕的$5R_{200}$内选择的，总晕质量为$M_{200}\geq10^{11} h^{-1} M_{\odot}$。我们追踪了它们的主要祖先，并研究了它们进入陷落区后的气体演化，我们将其定义为$1-4R_{200}$。使用完整的相空间信息和视线投影来研究我们种群的径向趋势，我们证实了Arthur等人（2019）的结果，并确定了3D中$1.7R_{200}$周围和投影中$R_{200}$的特征半径，在该半径处，下落晕在下落之前几乎失去了所有的气体。分裂的subhalo状态的趋势，我们表明，subhaloes居住在集团质量和低质量的主机晕在下降区域遵循类似的径向气体损失的趋势，作为他们的主机，而subhaloes的集群质量主机晕被剥夺了他们的气体更远。我们的研究结果表明，下落的对象遭受显着的气体中断，相关的时间，因为-infall，集群为中心的距离和主机质量，气体中断，他们的经验是一个组合的subhalo预处理和对象气体耗尽在一个半径的行为像吸积冲击。
2021-01-05 astro-ph.CO 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
Not All Subhaloes Are Created Equal: Modelling the Diversity of Subhalo Density Profiles in TNG50
分析了TNG50模拟中子晕密度剖面，发现常用模型拟合不佳，提出改进的三参数NFW模型显著提升拟合优度，并给出参数随子晕属性变化的标度关系以预测受重子影响的子晕性质。
2023-11-22 astro-ph.CO 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 tidal evolution of anisotropic subhaloes: A new pathway to creating isotropic and cored satellites
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
Co-orbiting planes of sub-halos are similarly unlikely around paired and isolated hosts
在基于暗物质的宇宙学模拟中，子晕倾向于近似各向同性地分布在它们的宿主周围。因此，卫星星系的高度扁平、共轨平面的存在被认为是这些宇宙学模型的一个可能问题，但迄今为止的研究还没有考虑宿主的环境。现在已知的卫星平面围绕着本星系群中的两个主要星系，这提出了一个问题，即它们是否更有可能围绕着成对的宿主。在第一次尝试调查这种可能性，我们专注于11个最明亮的卫星星系的巨大的极地结构（VPOS）周围的银河系（MW）的扁平和轨道的连贯性。我们寻找VPOS类似物的ELVIS宇宙学模拟套件，其中包括24对和24个孤立的主机晕。我们没有发现显着差异的子晕分布周围配对和孤立的主机的属性。观测到的扁平化和观测到的轨道排列，每一个都只有0.2%至2%的成对和孤立系复制，这些系统包括随机取向的星系盘遮蔽的卫星。在所有4800个分析的实现中，只有一个（0.02%）同时再现了这两个参数，但是这个子晕系统的平均轨道极点与所观察到的平面拟合的法线并不一致。MW是一个星系对的一部分，因此，如果卫星星系被确定为在无耗散模拟中发现的子晕，则无助于解释VPOS的存在。
2014-06-23 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
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
The infall of dwarf satellite galaxies are influenced by their host's massive accretions
最近在限制银河系（MW）和仙女座星系（M31）所经历的大规模吸积（>1：10）方面的进展提供了一个了解本星系群矮星系人口的机会。使用放大的暗物质，只有模拟MW质量的晕和subhaloes，被认为是能够托管矮星系集中，我们证明了一个巨大的祖先是伴随着大量的subhaloes的吸积和破坏的。大规模的吸积祖细胞不增加下降subhaloes到MW质量主机的总数，而是把周围的subhaloes到主机上，造成集群的subhaloes的下降时间。这导致了一个暂时的海拔在数量的subhaloes，以及在其累积的径向配置文件的维里半径的主机的变化。幸存下来的有着巨大祖先的相关浅晕在它们的轨道上有很大的多样性。我们发现，本星系群矮球状星系（$10^{5} \mathrm{M_{\odot}} \lesssim \mathrm{M}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{M_{\odot}}$）的恒星形成猝灭时间聚集在MW和M31遭受最大质量吸积的时间附近。我们的研究结果意味着：a）矮椭球体的淬灭时间是它们坠落时间的一个很好的代理; b）M31周围最近没有淬灭的卫星，这表明M33不是第一次坠落，而是在更早的时候被吸积。
2021-04-27 astro-ph.GA
A dynamics-based density profile for dark haloes. I. Algorithm and basic results
暗物质晕的密度分布可以潜在地探测动力学、基础物理学和宇宙学，但是一些最有希望的信号存在于维里半径附近或之外。虽然这些尺度最近已经变得可观测，但在理论上对大半径的轮廓仍然知之甚少，主要是因为轨道物质的分布（单晕项）第一次被落入晕中的粒子部分掩盖。我们提出了一种算法，通过计算数十亿模拟粒子的近心通道来动态地解开轨道和下落的贡献。我们分析动态分裂的配置文件，以10 R200米在广泛的晕质量，红移和宇宙学。我们表明，轨道项的经验急剧截断的轨道分布的边缘。它的锐度和位置主要由质量吸积率决定，证实了整个轮廓形状主要取决于晕动力学，其次是质量，红移和宇宙学。下落项也取决于快速吸积晕的吸积速率，但主要是由缓慢吸积晕的环境所决定，导致各种形状不符合简单的理论模型。虽然在下落项中产生的散射达到1 dex，但在轨道项中的散射仅在0.1和0.4 dex之间，并且几乎与半径无关。我们证明了LCDM中的红移演化与物质功率谱的斜率之间的紧密对应。我们的代码和数据是公开的。
2022-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
