热暴涨宇宙学中结构形成的 N 体模拟

热暴涨模型（具有两个暴涨阶段）可在小尺度上呈现阻尼化的原初曲率功率谱，从而产生阻尼化的物质涨落。对于合理的参数选择，热暴涨模型自然预测在星系和亚星系尺度上物质功率谱的抑制，模拟了温暗物质或相互作用暗物质的效果。这些模型中的物质功率谱还以在抑制尺度下方相对于标准 $\Lambda$CDM 功率谱的功率过剩为特征。通过运行一系列 N 体模拟，我们研究了热暴涨模型中结构的非线性增长。我们测量了非线性物质功率谱并提取了晕统计，如晕质量函数，并将这些量与标准 $\Lambda$CDM 模型及其他具有阻尼化物质涨落的模型中的预测进行比较。我们发现，这里考虑的热暴涨模型在红移 $z>5$ 时产生与 $\Lambda$CDM 可测量的物质功率谱差异，而晕质量函数在所有红移下均有明显不同。热暴涨在 $z=0$ 的晕质量函数相对于 $\Lambda$CDM 显示出约 $\sim 20\%$ 的增强以及在较低晕质量处的阻尼，增强的位置取决于模型中的自由参数值。晕质量函数相对于 $\Lambda$CDM 的增强随红移增加，在 $z=5$ 时达到 $\sim 40\%$。我们还研究了在分析 Press-Schechter 方法中，使用不同滤波器平滑密度场以预测热暴涨晕统计的精度。我们发现，使用 smooth-$k$ 滤波器的预测在比文献中常用其他滤波器更宽的晕质量范围内与模拟结果一致。