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Summary (English)
In this paper, researchers use the secondary infall model described in Del Popole (2009), which takes into account various factors such as angular momentum and dynamical friction.
They study how inner slopes of relaxed halos change when baryons are present, finding that density profiles with baryons have a significant dependence on halo mass and redshift.
The researchers apply this model to structures at galactic scales and clusters of galaxies scales.
Their findings reveal that the inner logarithmic slope increases inwards for objects with masses ranging from dwarf galaxies to cluster-sized halos, suggesting that galaxy-sized haloes obtained with our model have a different shape parameter than cluster-sized haloes obtained with the same model.
The results argue against universality of density profiles made up of dark matter and baryons and confirm claims of systematic variation in profile shape with halo mass for dark matter halos.
They study how inner slopes of relaxed halos change when baryons are present, finding that density profiles with baryons have a significant dependence on halo mass and redshift.
The researchers apply this model to structures at galactic scales and clusters of galaxies scales.
Their findings reveal that the inner logarithmic slope increases inwards for objects with masses ranging from dwarf galaxies to cluster-sized halos, suggesting that galaxy-sized haloes obtained with our model have a different shape parameter than cluster-sized haloes obtained with the same model.
The results argue against universality of density profiles made up of dark matter and baryons and confirm claims of systematic variation in profile shape with halo mass for dark matter halos.
요약 (Korean)
이 논문에서 연구원들은 Del Popole (2009)에 설명 된 2 차 인볼 모델을 사용하며, 이는 각 운동량 및 동적 마찰과 같은 다양한 요소를 고려합니다.
그들은 바리온이 존재할 때 편안한 후광의 내부 경사가 어떻게 변하는 지 연구하여 바리온을 사용한 밀도 프로파일이 후광 질량과 적색 편이에 크게 의존한다는 것을 발견했습니다.
연구원들은이 모델을 은하계 및 은하계의 구조에 적용합니다.
그들의 연구 결과는 난쟁이 은하에서 클러스터 크기의 후광에 이르기까지 질량이있는 물체의 내부 로그 기울기가 내부로 증가한다는 것을 보여줍니다.
이는 모델로 얻은 은하 크기의 후광이 동일한 모델로 얻은 클러스터 크기의 후광과 다른 모양 매개 변수를 가지고 있음을 시사합니다.
결과는 암흑 물질과 바리온으로 구성된 밀도 프로파일의 보편성에 대해 논쟁하고 암흑 물질 후광에 대한 후광 질량에 대한 프로파일 형태의 체계적인 변화에 대한 주장을 확인합니다.
그들은 바리온이 존재할 때 편안한 후광의 내부 경사가 어떻게 변하는 지 연구하여 바리온을 사용한 밀도 프로파일이 후광 질량과 적색 편이에 크게 의존한다는 것을 발견했습니다.
연구원들은이 모델을 은하계 및 은하계의 구조에 적용합니다.
그들의 연구 결과는 난쟁이 은하에서 클러스터 크기의 후광에 이르기까지 질량이있는 물체의 내부 로그 기울기가 내부로 증가한다는 것을 보여줍니다.
이는 모델로 얻은 은하 크기의 후광이 동일한 모델로 얻은 클러스터 크기의 후광과 다른 모양 매개 변수를 가지고 있음을 시사합니다.
결과는 암흑 물질과 바리온으로 구성된 밀도 프로파일의 보편성에 대해 논쟁하고 암흑 물질 후광에 대한 후광 질량에 대한 프로파일 형태의 체계적인 변화에 대한 주장을 확인합니다.
기술적 용어 설명 (Technical Terms)
본 논문을 이해하는 데 도움이 되는 주요 기술 용어와 일반적인 설명을 제공합니다. 각 용어 옆의 링크를 통해 외부 참고 자료를 검색해 볼 수 있습니다.
- Term 1 [Wikipedia] [NASA] [PubMed] [Nature] [arXiv]: Angular Momentum- 계층 적 우주를 구성하는 덩어리에 의해 생성 된 운동 척도, Avila -Reese et al. (1998). Del Popole의 모델에서 밀도 프로파일의 모양과 분포에 영향을 미칩니다. (Original English: Angular momentum – A measure of motion generated by the clumps constituting hierarchical universes, which influences the formation of protostructures according to Avila-Reese et al. (1998). It affects the shape and distribution of density profiles in Del Popole’s model.)
- Term 2 [Wikipedia] [NASA] [PubMed] [Nature] [arXiv]: 무작위 운동 – 소산 물리학 및 폭력적인 이완 과정으로 인한 예측할 수없는 움직임으로, 결국 운동 에너지를 임의의 운동 (바이러스 화)으로 개입하고 전환합니다. 이러한 움직임은 바리온이있을 때 밀도 프로파일의 내부 경사에 영향을 미칩니다. (Original English: Random Motions – Unpredictable movements caused by dissipative physics and violent relaxation processes, which eventually intervene and convert kinetic energy into random motions (virialization). These motions affect inner slopes in density profiles when baryons are present.)
- Term 3 [Wikipedia] [NASA] [PubMed] [Nature] [arXiv]: 단열 수축 – 바리닉 붕괴가 발생하여 암흑 물질을 중심 피크로 끌고 암흑 물질 밀도 경사를 가파르게하는 과정. 이 수축은 Gnedin et al. (2004) 및 Klypin et al. (2002), 바리온과 암흑 물질 성분 사이의 각 운동량과 함께. 단열 수축은 바리온이있을 때 밀도 프로파일의 내부 경사에 영향을 미칩니다. (Original English: Adiabatic Contraction – A process that occurs due to the presence of baryonic collapse, dragging dark matter towards a central peak and steepening the dark matter density slope. This contraction was taken into account by Gnedin et al. (2004) and Klypin et al. (2002), along with angular momentum between baryons and dark matter components. Adiabatic contraction affects inner slopes in density profiles when baryons are present.)
Excerpt (English Original)
Mon.
Not.
R.
Astron.
Soc.
000, 1–??
(2002) Printed 10 November 2018 (MN LATEX style file v2.2) On the universality of density profiles A.
Del Popolo1,2⋆ 1Dipartimento di Fisica e Astronomia, Universit´a di Catania, Viale Andrea Doria 6, 95125 Catania, Italy 2Argelander-Institut f¨ur Astronomie, Auf dem H¨ugel 71, D-53121 Bonn, Germany2010 10 November 2018 Dec 20 ABSTRACTWe use the secondary infall model described in Del Popolo (2009), which takes into account the effect of dynamical friction, ordered and random angular momentum, baryons adiabatic contraction and dark matter baryons interplay, to study how in- ner slopes of relaxed ΛCDM dark matter (DM) halos with and without baryons (baryons+DM, and pure DM) depend on redshift and on halo mass.
We apply the quoted method to structures on galactic scales and clusters of galaxies scales.
We find that the inner logarithmic density slope, α ≡d log ρ/d log r, of dark matter halos with baryons has a significant dependence on halo mass and redshift with slopes ranging from α ≃0 for dwarf galaxies to α ≃0.4 for objects of M ≃1013M⊙and α ≃0.94 for M ≃1015M⊙clusters of galaxies.
Structures slopes increase with increasing red- shift and this trend reduces going from galaxies to clusters.
In the case of density[astro-ph.CO] profiles constituted just of dark matter the mass and redshift dependence of slope is very slight.
In this last case, we used the Merrit et al.
(2006) analysis who compared N-body density profiles with various parametric models finding systematic variation in profile shape with halo mass.
This last analysis suggests that the galaxy-sized ha- los obtained with our model have a different shape parameter, i.e.
a different mass distribution, than the cluster-sized halos, obtained with the same model.
The results of the present paper argue against universality of density profiles constituted by dark matter…
Not.
R.
Astron.
Soc.
000, 1–??
(2002) Printed 10 November 2018 (MN LATEX style file v2.2) On the universality of density profiles A.
Del Popolo1,2⋆ 1Dipartimento di Fisica e Astronomia, Universit´a di Catania, Viale Andrea Doria 6, 95125 Catania, Italy 2Argelander-Institut f¨ur Astronomie, Auf dem H¨ugel 71, D-53121 Bonn, Germany2010 10 November 2018 Dec 20 ABSTRACTWe use the secondary infall model described in Del Popolo (2009), which takes into account the effect of dynamical friction, ordered and random angular momentum, baryons adiabatic contraction and dark matter baryons interplay, to study how in- ner slopes of relaxed ΛCDM dark matter (DM) halos with and without baryons (baryons+DM, and pure DM) depend on redshift and on halo mass.
We apply the quoted method to structures on galactic scales and clusters of galaxies scales.
We find that the inner logarithmic density slope, α ≡d log ρ/d log r, of dark matter halos with baryons has a significant dependence on halo mass and redshift with slopes ranging from α ≃0 for dwarf galaxies to α ≃0.4 for objects of M ≃1013M⊙and α ≃0.94 for M ≃1015M⊙clusters of galaxies.
Structures slopes increase with increasing red- shift and this trend reduces going from galaxies to clusters.
In the case of density[astro-ph.CO] profiles constituted just of dark matter the mass and redshift dependence of slope is very slight.
In this last case, we used the Merrit et al.
(2006) analysis who compared N-body density profiles with various parametric models finding systematic variation in profile shape with halo mass.
This last analysis suggests that the galaxy-sized ha- los obtained with our model have a different shape parameter, i.e.
a different mass distribution, than the cluster-sized halos, obtained with the same model.
The results of the present paper argue against universality of density profiles constituted by dark matter…
발췌문 (Korean Translation – 1차 번역)
몬.
아니다.
R.
Astron.
사회 000, 1- ??
(2002) 2018 년 11 월 10 일 (MN 라텍스 스타일 파일 v2.2) 밀도 프로파일의 보편성에 관한 인쇄 A.
del popolo1,2⋆ 1dipartimento di fisica e Astronomia, Universit’a di Catania, andlea doria 6, 95125 catania, 이탈리아 2 arz elstitut funcom astomor astomor astomor astomor astoming hamgelander-institut D-53121 BONN, GERMANY2010 2018 년 11 월 20 일 2018 년 12 월 20 일 AbstractWe는 Del Popolo (2009)에 설명 된 2 차 정보 모델을 사용하여 동적 마찰, 질서 및 무작위 운동량, Baryons 단열 수축 및 암흑 물질 Baryons Interplay의 효과를 고려합니다.
(Baryons+DM 및 Pure DM)는 적색 편이 및 후광 질량에 의존합니다.
우리는 인용 된 방법을 은하계와 은하계의 구조에 적용합니다.
우리는 내부 로그 밀도 기울기, α ≡D log ρ/d log r, 바리온을 가진 암흑 물질 후광의 α ≡D 로그 ρ/d log r은 후광 질량에 대한 의존성을 가지고 있으며, DWARF 갤럭시의 경우 α ℃에서 α0.4의 대상에 대해 α ℃에서 α ℃에서 범위를 가진 경사면에 의존성이 상당히 의존하고있다.
은하의 ≃1015m ° 클러스터.
구조는 적색 이동이 증가함에 따라 경사가 증가 하고이 추세는 은하에서 클러스터로 이동합니다.
밀도의 경우 [Astro-ph.co] 프로파일은 암흑 물질 만 구성된 질량과 적색 편이 의존성은 매우 미미합니다.
이 마지막 경우, 우리는 Merrit et al.
(2006) N-Body 밀도 프로파일을 Halo Mass와 프로파일 모양의 체계적인 변화를 찾는 다양한 파라 메트릭 모델과 비교 한 분석.
이 마지막 분석은 우리 모델로 얻은 갤럭시 크기의 ha- 로스가 동일한 모델로 얻은 클러스터 크기의 후광보다 다른 모양 매개 변수, 즉 다른 질량 분포를 가지고 있음을 시사합니다.
본 논문의 결과는 암흑 물질로 구성된 밀도 프로파일의 보편성에 반대한다고 주장한다.
아니다.
R.
Astron.
사회 000, 1- ??
(2002) 2018 년 11 월 10 일 (MN 라텍스 스타일 파일 v2.2) 밀도 프로파일의 보편성에 관한 인쇄 A.
del popolo1,2⋆ 1dipartimento di fisica e Astronomia, Universit’a di Catania, andlea doria 6, 95125 catania, 이탈리아 2 arz elstitut funcom astomor astomor astomor astomor astoming hamgelander-institut D-53121 BONN, GERMANY2010 2018 년 11 월 20 일 2018 년 12 월 20 일 AbstractWe는 Del Popolo (2009)에 설명 된 2 차 정보 모델을 사용하여 동적 마찰, 질서 및 무작위 운동량, Baryons 단열 수축 및 암흑 물질 Baryons Interplay의 효과를 고려합니다.
(Baryons+DM 및 Pure DM)는 적색 편이 및 후광 질량에 의존합니다.
우리는 인용 된 방법을 은하계와 은하계의 구조에 적용합니다.
우리는 내부 로그 밀도 기울기, α ≡D log ρ/d log r, 바리온을 가진 암흑 물질 후광의 α ≡D 로그 ρ/d log r은 후광 질량에 대한 의존성을 가지고 있으며, DWARF 갤럭시의 경우 α ℃에서 α0.4의 대상에 대해 α ℃에서 α ℃에서 범위를 가진 경사면에 의존성이 상당히 의존하고있다.
은하의 ≃1015m ° 클러스터.
구조는 적색 이동이 증가함에 따라 경사가 증가 하고이 추세는 은하에서 클러스터로 이동합니다.
밀도의 경우 [Astro-ph.co] 프로파일은 암흑 물질 만 구성된 질량과 적색 편이 의존성은 매우 미미합니다.
이 마지막 경우, 우리는 Merrit et al.
(2006) N-Body 밀도 프로파일을 Halo Mass와 프로파일 모양의 체계적인 변화를 찾는 다양한 파라 메트릭 모델과 비교 한 분석.
이 마지막 분석은 우리 모델로 얻은 갤럭시 크기의 ha- 로스가 동일한 모델로 얻은 클러스터 크기의 후광보다 다른 모양 매개 변수, 즉 다른 질량 분포를 가지고 있음을 시사합니다.
본 논문의 결과는 암흑 물질로 구성된 밀도 프로파일의 보편성에 반대한다고 주장한다.
출처: arXiv