在星系与星系团尺度上探测暗能量

我们研究了暗物质晕性质随时间变化暗能量状态方程的函数关系。晕坍缩的动力学由精粹势的形式、其状态方程的时间演化、场的初始条件及其在高度非线性区间的均匀性本质所支配。这些因素直接影响折返时间、位力化和坍缩时间，从而改变非线性密度对比和位力半径。我们使用 Eke, Navarro & Steinmetz 算法计算了晕浓度，并考察了两种极端情形：首先，我们假设精粹场在星系团尺度及以下不表现出涨落——均匀流体；其次，我们假设过密区域内的场与暗物质一起坍缩——非均匀流体。Eke, Navarro & Steinmetz 方法表明，总体而言，非均匀暗能量模型中的晕浓度高于其对应的均匀模型。晕浓度似乎同时受晕核形成时期的变化以及不同的位力化过密度的控制。我们推导了所有模型中的物理晕性质并讨论了其观测意义。我们考察了两种将观测与理论预测进行比较的可能方法。第一种方法适用于星系团尺度，包括将观测到的 X 射线星系团气体密度分布拟合为 NFW 轮廓预测的分布。第二种方法适用于星系尺度，涉及对所谓中心密度参数的观测测量。