AIDA-TNG 项目：晕内及晕周围的气体分布

暗物质 (DM) 的本质是现代天体物理学中最突出的谜团之一。尽管标准的冷暗物质 (CDM) 模型成功解释了大多数天体物理尺度上的观测结果，但暗物质粒子尚未被探测到，从而为大量不同的模型留下了空间。为了识别它们的可观测特征，我们使用 AIDA-TNG 宇宙学模拟套件来预测 CDM、自相互作用暗物质 (SIDM)、速度依赖型 SIDM (vSIDM) 以及温暗物质 (WDM) 模型中的气体和中性氢 (HI) 的分布。我们发现，所研究的暗物质模型对晕的气体和 HI 剖面的中位数影响非常有限。特别是，对于质量最大的晕 ($M_{\rm vir}\sim10^{14}\,\mathrm{M}_\odot$)，我们发现暗物质自相互作用可以削弱中心势阱，从而增强气体冷却。我们发现，在所有模型中，HI 剖面中晕与晕之间的差异均可由 AGN 反馈来解释，而暗物质模型的具体特征在很大程度上处于次要地位。尽管如此，我们在 SIDM 的情况下检测到了一些系统性差异，即与其他模型相比，在靠近中心处存留了更多的 HI。我们提供了气体和 HI 剖面的拟合函数。我们研究了不同晕质量、红移和观测策略下的星系-Ly$\alpha$ 互相关函数 (\galacc)。我们发现，在 $z=0$ 时，vSIDM 可以在 $10^{12}\lesssim M_{\rm vir}\lesssim 10^{13}\,{\rm M}_\odot$ 的晕中与 CDM 区分开来，而 SIDM1 可以在 $M_{\rm vir}\gtrsim 10^{13}\,{\rm M}_\odot$ 的晕中与 CDM 区分开来。我们估计，具有统计鲁棒性的探测需要对约 160 个晕进行采样，且每个晕约有 20 条视线，这是一项可以通过当前和未来的设施（如 WEAVE、4MOST、PFS、ELT 和 WST）完成的任务。