Halo assembly bias from a deep learning model of halo formation
本文提出用卷积神经网络从初始条件预测暗晕质量与聚集度，并作为代理模型推导暗晕偏袒参数，成功恢复线性、二阶及原初非高斯性偏袒的已知趋势，揭示了聚集度对组装偏袒的差异化影响。
2023-04-19 astro-ph.CO
Some assembly required: assembly bias in massive dark matter halos
我们研究团簇大小的晕组装偏差。以前的工作几乎没有发现证据之间的相关性大规模的偏见和晕质量组装的历史模拟集群大小的晕，相反，显着的相关性之间的偏差和浓度晕这种质量。这种行为上的差异是令人惊讶的，因为浓度和组装历史都与坍塌形成晕的线性密度峰的相同性质密切相关。使用公开的模拟，我们表明，显着的装配偏差确实是发现在最大规模的晕与$M\sim 10^{15}M_\odot$，使用基本上任何定义的晕年龄。对于较低的晕质量$M\sim 10^{14}M_\odot$，未发现偏倚与常用的年龄指标$a_{0.5}$（半质量时间）之间存在相关性。我们表明，这仅仅是一个意外，并存在显着的组装偏见的其他定义的晕年龄，包括那些基于时间时，晕祖细胞获得的最终质量的某些分数$f$在$z=0$。对于具有$M_{\rm vir}\sim 10^{14}M_\odot$的晕，装配偏差的意义在$f=0.5$改变符号。我们探讨了这种行为的起源，并认为它的出现，因为标准定义的晕质量晕发现者不对应的崩溃，维里化的质量，出现在用于预测大规模集群的球形崩溃模型。由于偏差强烈依赖于晕圈质量，因此质量定义中的这些错误可能伪装成甚至掩盖实际存在的组件偏差。使用回溅的更多物理驱动的光晕定义应该没有标准光晕查找器的这个特定缺陷。
2018-04-11 astro-ph.CO
The halo bias inside cosmic voids
在许多宇宙学分析中，暗物质晕和星系的偏差是一个至关重要的量。在这项工作中，我们使用大型宇宙学模拟来探索宇宙空洞内的晕质量函数和晕偏差。对于第一次到目前为止，我们表明，它们是规模依赖于沿空隙轮廓，并提供了一个预测的理论模型的晕质量函数和晕偏见内空隙，恢复为后者和1%的精度对模拟数据。这些发现可能有助于阐明空洞内晕形成的动力学，并改善对正在进行和即将进行的星系调查中的几个空洞统计数据的分析。
2022-10-24 astro-ph.CO
Mass-Dependent Baryon Acoustic Oscillation Signal and Halo Bias
利用N体模拟方法刻画了晕两点统计中的重子声学振荡（BAO）特征。我们发现，非线性阻尼的BAO信号是不太严重的晕在我们调查的质量范围比暗物质。阻尼的大小与晕圈质量的关系不大。的关联函数显示的质量依赖下降的晕集群偏差低于约90 Mpc/h，这与BAO槽的规模相一致。对于质量M>10^{14} Msun/h的晕，偏差下降4%，对于质量M>10^{13} Msun/h的晕，偏差下降约2%。相比之下，没有BAO的模拟中的晕偏差在90 Mpc/h左右变化更平稳。在傅立叶空间中，M>10^{14} Msun/h晕的偏差从波数k = 0.012 h/Mpc到0.2 h/Mpc平滑下降11%，而M>10^{13} Msun/h晕的偏差在相同范围内下降不到4%。通过比较在其他方面相同的模拟，一个和其他没有BAO对晕偏差，我们也观察到调制的晕偏差。这些结果表明，在大尺度上的质量依赖的BAO信号和尺度依赖的偏差的精确校准将需要解释在未来的两点统计的星系团或大质量星系的精确测量。
2013-04-11 astro-ph.CO
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Non-Gaussian halo assembly bias
大尺度暗物质晕偏置对（局部）非高斯性参数f_NL的强烈依赖性，为用大尺度结构调查约束原始非高斯性提供了一条有前途的途径。在本文中，我们提出了第一次检测的依赖性的非高斯晕偏置晕形成的历史，使用N体模拟。我们还提出了一个扩展的Press-Schechter形式主义的基础上的预期信号的解析推导。与我们的分析预测非常一致，我们发现，晕形成的历史依赖的贡献的非高斯晕偏置（我们称之为非高斯晕组装偏置）可以分解的形式近似独立的红移和晕质量。由于晕形成历史，对非高斯晕偏置的校正可以高达100%，对于最近形成的晕抑制信号，对于旧晕增强信号。如果观测选择效应只选择最近形成的晕圈，那么这在原则上对现实的星系巡天来说可能是个问题。目前的半解析星系形成模型，例如，意味着在预期的信号增强~23%和~48%的星系在z=1选定的恒星质量和恒星形成率，分别。
2010-12-13 astro-ph.CO
Nonlinear Bias of Cosmological Halo Formation in the Early Universe
我们提出了估计的非线性偏差的宇宙学晕形成，跨越了广泛的范围内的晕质量从$\sim 10^{5} M_\odot$到$\sim 10^{12} M_\odot$，基于一套高分辨率的宇宙学N体模拟和理论预测。在不同的滤波尺度下，晕轮偏差用平均偏差和随机性作为局部超密度（$δ$）的函数来表示，局部超密度被实现为均匀网格中单个单元的密度。采样的过密度范围足够宽，以提供对晕形成的完全非线性偏置效应。$δ$和晕人口过密$δ_h$之间的强相关性被发现，随着相当大的随机性。我们发现，经验平均晕偏差匹配，具有良好的精度，预测的峰值背景分裂方法的基础上的偏移集形式主义，只要使用的经验，全球平均晕质量函数。因此，这种偏差形式主义是不敏感的不确定性所造成的不同晕识别方案，并可以普遍适用。我们还发现，有偏晕数的概率分布函数具有比纯泊松散粒噪声更宽的分布，这归因于亚细胞尺度晕相关。我们明确地计算这个关联函数，并表明，过密和欠密区域具有正相关性，导致随机性大于泊松散粒噪声的范围内的晕和晕崩溃时代，我们研究。
2015-04-01 astro-ph.CO
Assembly bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
Mapping the galaxy-halo connection to the galaxy bias: implication to the HOD-informed prior
本研究探讨了不同HOD模型对星系偏置参数先验的影响，发现包含暗晕浓度相关的组装偏置会显著改变二次偏置参数分布，强调考虑组装偏置对提升宇宙学分析稳健性的重要性。
2024-10-11 astro-ph.CO
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
Squeezing the halo bispectrum: a test of bias models
本文研究了在局域型原初非高斯性存在下的晕物质交叉双谱。我们将自己限制在压缩极限，计算是简单的，并在N体模拟的初始条件下进行测量，以减轻非线性引力演化引起的污染。有趣的是，即使在这个简单的限制，晕物质交叉双谱也不是微不足道的，因为它对二阶和三阶晕偏置的尺度依赖性非常敏感。因此，它可用于测试偏置处方。我们考虑三种不同的处方晕聚类：偏移集峰值（ESP），局部偏差和模型中的晕偏置参数是明确地来自一个峰背景分裂。在所有情况下，模型参数完全受交叉双谱以外的统计量约束。我们测量了不同晕质量和坍缩红移的一个晕涨落场和两个质量超密度场的交叉双谱。我们发现，ESP是在相当好的协议与数值数据，而其他替代品，我们认为在各种情况下失败。这表明，晕偏置的尺度依赖性也是晕双谱压缩极限的关键因素。
2016-10-07 astro-ph.CO
The multi-dimensional halo assembly bias can be preserved when enhancing halo properties with HALOSCOPE
HALOSCOPE通过机器学习保留多维光晕组装偏差，增强未解析光晕属性，将模型星系成团精度提升3倍。
2025-05-26 astro-ph.CO
Including beyond-linear halo bias in halo models
我们推导出一个简单的处方，包括超越线性晕偏差内的标准，分析晕模型功率谱计算。这导致一个校正项被添加到通常的双晕项。我们使用$N$ -体模拟的数据来测量这种校正，并证明它可以在尺度$k\sim0.7\,h Mpc^{-1}$上通过$\sim2$的因子在两个光环项中提升功率，提升的确切幅度由两点函数中的特定场对确定。这如何转化为全功率谱取决于单晕项的相对强度，这可以在更大或更小的程度上掩盖这种校正的重要性，同样取决于场。一般来说，我们发现，我们的修正是更重要的信号，产生的质量较低的晕。当将我们的计算与模拟数据进行比较时，我们发现，通常困扰光环模型计算的两个光环项和一个光环项之间的过渡区域中的功率预测不足，在包括完全非线性光环偏差时几乎完全消除。我们改进的结果的自动和交叉光谱的星系，晕和物质。在物质-物质或物质-晕能量的特定情况下，我们注意到，很大一部分的改善来自低质量和高质量晕之间的非线性偏置。我们设想我们的模型是有用的互相关信号的分析建模。我们的非线性偏置光环模型代码可在https://github.com/alexander-mead/BNL上获得
2021-03-24 astro-ph.CO
Velocity bias in the distribution of dark matter halos
晕和暗物质共同演化的标准形式主义预测，任何初始的晕速度偏差都会迅速衰减到零。我们认为，当目的是计算功率谱等统计数据时，必须修改用于偏置示踪剂的动量守恒方程中的耦合。我们的新配方预测的恒定性在时间上的任何统计晕速度偏差存在于初始条件下，与峰值理论。我们通过研究N体模拟中保守晕群的演化来测试这一预测。我们建立了初始模拟晕密度和速度统计显示出明显的峰值模型的功能，因此，偏离简单的局部拉格朗日偏差。我们证明，第一次，他们的速度的时间演化是在紧张的快速衰减预期的标准方法。
2016-01-05 astro-ph.CO
The Large Scale Bias of Dark Matter Halos: Numerical Calibration and Model Tests
我们测量的暗物质晕在一个大的无碰撞宇宙学模拟的扁平LCDM宇宙学的集群。使用球形过密度算法来识别晕，该算法找到密度场中孤立峰周围的质量，使得平均密度是Delta乘以背景。我们校准拟合函数的大规模的偏见，适应任何值的德尔塔，我们检查。我们发现我们的最佳拟合偏差关系的分散度约为6%。我们的拟合函数耦合到Tinker等的晕质量函数。（2008），使得所有暗物质的偏差被归一化为1。我们证明了大质量稀有晕的偏差高于Sheth，Mo，& Tormen（2001）修正的椭球坍缩模型的预测值，并接近球形坍缩模型对最稀有晕的预测值。基于以0.2的连接长度识别的朋友的朋友晕的晕偏置结果系统地低于具有典型Delta=200的超密度的晕约10%。在对比我们以前的结果的质量函数，我们发现，普遍偏置函数的发展非常弱的红移，如果在所有。我们使用我们的数值结果，无论是质量函数和偏差的关系，测试晕偏差的峰值背景分裂模型。我们发现，峰值背景分裂实现了合理的协议与数值结果，但~20%的残留物仍然存在，无论是在高质量和低质量。
2010-04-16 astro-ph.CO
Beyond LIMD bias: a measurement of the complete set of third-order halo bias parameters
我们提出了直接测量的立方偏置参数的暗物质晕晕的晕物质的三光谱。我们有效地测量此统计量的交叉相关的晕场测量在N体模拟与特定的三阶非局部变换的初始密度场在同一模拟。与最近的Abidi & Baldauf（2018）一起，这些是迄今为止首次使用四点函数测量晕偏。我们还获得了二次偏置参数的约束。对于所有涉及潮汐场$\mathcal{K}_{ij}$的个体三次参数，我们发现与拉格朗日局部物质密度分析的预测具有广泛的一致性，其中一些迹象表明正拉格朗日系数$b_{\rm td}^L$乘以$\mathcal{K}_{ij}$的时间导数。对于二次潮汐偏差（$b_{K^2}$），我们得到一个显着的负拉格朗日潮汐偏差的检测。
2018-09-10 astro-ph.CO
Secondary halo bias through cosmic time I: Scaling relations and the connection with the cosmic web
本研究利用UNIT模拟测量次级晕偏置信号，发现其源于非局域环境属性，潮汐场和局部马赫数信号最显著，并提出个体偏置赋值用于生成模拟目录和分析大型星系数据。
2024-02-10 astro-ph.CO
Large-scale assembly bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量组装偏置的暗物质晕，即晕偏置的质量以外的其他属性的依赖性，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将一个无限波长的物质过密度的背景密度。该方法测量了大尺度极限下的LIMD（局部物质密度）偏差参数$b_n$。我们重点研究了前两个欧拉偏差$b^E_1$和$b^E_2$对晕的四个性质的依赖性：浓度、自旋、质量吸积率和椭圆率。我们定量比较我们的结果与以前的作品中，组装偏差测量相当小的规模。尽管存在这种差异，我们的研究结果与以前的结果吻合得很好。我们还期待在两个晕属性的联合依赖性的偏见，除了质量。最后，使用偏移集峰值模型，我们试图摆脱新的见解如何组装偏差出现在这个分析模型。
2017-04-03 astro-ph.CO
Beyond Linear Bias Expansions for AbacusSummit Halos at z = 8
Harvard University（哈佛大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究高红移晕的大尺度聚类非高斯性，探讨标准偏置展开中哪些项对理解高偏置群体至关重要。发现仅用线性和二次偏置参数即可建模，且在假设高斯物质场下表现良好。
2026-03-18 astro-ph.CO
Reversing Arrested Development: A New Method to Address Halo Assembly Bias
针对暗物质晕装配偏置的“发育停滞”成因假说，提出通过拟合晕早期吸积历史并外推来校正该效应的新方法，经N体模拟验证可使小质量晕的装配偏置信号强度减半，佐证了假说并提供了有效缓解方案。
2024-10-08 astro-ph.CO
Assembly bias in quadratic bias parameters of dark matter halos from forward modeling
我们使用的前向建模方法，星系聚类的可能性从大尺度结构的有效场理论相结合，以衡量组装偏差，即晕偏差的依赖性的性质以外的总质量，在线性（$b_1$）和二阶偏置参数（$b_2$和$b_{K^2}$）的暗物质晕在$N$体模拟。这是第一次测量潮汐偏差参数$b_{K^2}$中的组装偏差。我们专注于三个标准的晕属性：浓度$c$，自旋$λ$和球形度$s$，我们发现一个组装偏置信号在$b_{K^2}$，这是相反的$b_1$。具体而言，在固定质量下，在$b_1$中得到更多（更少）正偏置的晕，在$b_{K^2}$中得到更少（更多）负偏置。我们还研究了装配偏差对$b_2(b_1)$和$b_{K^2}(b_1)$关系的影响，发现虽然$b_2(b_1)$关系保持大致不变，但装配偏差强烈影响了$b_{K^2}(b_1)$关系。这种影响可能也延伸到星系的对应关系，这促使未来的研究设计更好的先验$b_{K^2}(b_1)$用于宇宙学约束星系聚类数据。
2021-11-08 astro-ph.CO
Cosmology with massive neutrinos II: on the universality of the halo mass function and bias
我们使用了一个大套件的N体模拟研究偏离普遍性的晕丰度和集群的宇宙学与非零中微子质量。为此，我们研究了晕质量函数和晕偏置因子如何依赖于标度变量$σ^2(M,z)$，初始物质涨落场的方差，而不是晕质量$M$和红移$z$本身。我们表明，使用冷暗物质的方差，而不是总质量场，即，$σ^2_{cdm}(M,z)$而不是$σ^2_{m}(M,z)$，产生更通用的结果。对晕偏差的分析得出了类似的结论：当大尺度晕偏差相对于冷暗物质功率谱被定义时，结果既更具有普遍性，又不那么依赖于尺度或$k$。这些结果在本系列的论文I和III中得到了广泛的应用。
2013-11-05 astro-ph.CO
The Impact of Theoretical Uncertainties in the Halo Mass Function and Halo Bias on Precision Cosmology
我们研究了暗物质晕质量函数和暗物质晕偏差的理论不确定性对即将来临的星系团调查中暗能量约束的影响。我们发现，光学集群调查一样的暗能量调查，所需的准确度上的预测晕质量函数，使其成为一个微不足道的误差源暗能量参数是~ 1%。对预测的晕偏差的类似要求不那么严格（~ 5%），特别是如果可观测质量分布可以通过其他方法很好地约束。这些要求取决于勘测区域，但对勘测深度相对不敏感。最严格的要求可能来自于对相当大一部分天空的调查，目的是观察相对较低质量的星团，Mth ~ 10^13.7 Msun/h;对于这样的调查，质量函数和晕偏差必须分别预测到~ 0.5%和~ 1%的精度。这些精度代表了对校准更精确的晕质量和偏置函数的实际需要的限制。我们发现，改善预测的质量函数在低红移和低质量制度是最有效的方式来改善暗能量的约束。
2010-04-01 astro-ph.CO
How Biased Are Halo Properties in Cosmological Simulations?
几十年来，宇宙学N体模拟一直是理论学家的主要工具，但这些模拟所面临的许多数值问题仍然没有得到探索。本文测量了这些大的，暗物质的模拟，影响其暗物质晕的属性的数值偏差。我们比较了许多模拟套件，以提供一些工具，模拟器和分析师，这有助于减轻这些偏见。我们总结了我们的比较与实际的“收敛极限”，可以应用到广泛的晕属性，包括传统上被忽视的测试文献的晕属性。我们还发现，不同的模拟预测的晕属性可以偏离彼此出乎意料的高分辨率。我们表明，许多晕属性强烈依赖于力软化尺度，这种依赖性导致了许多模拟之间的测量分歧。我们提供了一个经验模型来估计这样的效果的旋转曲线的晕人口的影响。这个模型可以作为未来的经验模型在其他晕属性的偏见的模板。
2020-08-19 astro-ph.CO
Non-Separable Halo Bias from High-Redshift Galaxy Clustering
CUSAT（喀拉拉大学）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Italian Space Agency (ASI)（意大利航天局）；Università di Roma "La Sapienza"（罗马大学）
高红移下halo偏置的非可分离性在准线性尺度上显著，影响halo交叉相关性，提示需改进星系-halo联系模型。
2026-01-30 astro-ph.CO
Halo Sampling, Local Bias and Loop Corrections
我们发展了一种新的局部偏差检验方法，通过对暗物质晕分布进行采样来构造一个局部偏差晕密度场。我们的测试不同于传统的测试，因为它保留了完整的分散在偏置关系，它不依赖于微扰理论。提出了用平滑尺度R得到的偏差参数只能用于计算k ~ 1/R尺度下的晕功率谱。我们的计算可以自动包括偏置参数的运行，并在低k时给出极小的环路修正。我们的建议的结果在更好的协议的采样和微扰理论的结果与模拟。特别是，与文献中局部偏差的标准解释不同，我们对局部偏差的处理在低k极限下不会产生恒定的功率。我们寻找额外的噪音在泊松校正晕功率谱在波数低于其周转，并没有发现显着的正噪声的证据（如预测的标准解释），而我们发现的证据来自晕排斥非常巨大的晕负噪声。使用微扰理论和我们的非微扰采样技术，我们还表明，最近在模拟中发现的非局部偏置效应的影响功率谱只有在几个百分点的水平在弱非线性政权。
2012-10-05 astro-ph.CO
Halo bias in mixed dark matter cosmologies
冷暗物质晕的大尺度分布通常被认为是物质大尺度分布的轨迹。在具有多种物质涨落的宇宙中，例如大质量中微子，晕场与物质涨落之间的关系可能更加复杂。我们开发了一种方法，用于计算的偏差因子相关的波动在晕数密度的质量密度的波动中的存在下的多个波动的组件的能量密度。在大质量中微子的存在下，我们发现一个小的，但明显的特点，在晕偏置附近的中微子自由流标度。中微子的特征是一个小的阶跃，其振幅随着晕质量和中微子质量密度的增加而增加。尺度依赖的晕偏置减少了对小尺度晕功率谱的抑制，因此应该减弱星系自功率谱和关联函数对中微子质量的约束。另一方面，偏置的特征本身就是一个可以独立研究的大质量中微子的新特征。
2014-10-31 astro-ph.CO
Quantifying and controlling biases in dark matter halo concentration estimates
我们使用自助法来估计N体暗物质晕的浓度估计作为粒子数的函数的偏差。我们发现，算法的基础上的最大径向速度和径向粒子分箱往往高估浓度的15%-20%的晕采样200个粒子和7% - 10%的晕采样500个粒子。为了控制这种偏差在低粒子数，我们提出了一种新的算法，估计晕浓度的基础上的综合质量档案。该方法使用完整的粒子信息，没有任何装箱，使其可靠的情况下，低数值分辨率成为其他方法的限制。对于200-500个粒子的晕圈采样，该方法将偏差降低到小于3%。速度和密度方法必须使用至少4000个粒子的光晕，以保持偏差降低到相同的低水平。我们还表明，一旦考虑到不同浓度测量的偏差，质量浓度关系可能比预期的要浅。这些结果表明，自举和基于积分质量剖面的浓度估计是探测暗物质晕内部结构的有效工具。
2016-09-26 astro-ph.CO
Galaxy Assembly Bias: A Significant Source of Systematic Error in the Galaxy-Halo Relationship
使用星系聚集来约束星系-晕关系的方法（例如晕占据分布（HOD）和/或条件光度函数（CLF））的常见做法是假设仅晕质量就足以确定晕的常驻星系种群。然而，冷暗物质晕的聚集强度除了质量外还取决于晕的性质，例如形成时间，这种效应被称为组装偏差。如果星系的特征与这些辅助晕的任何属性，HOD/CLF方法的基本假设是违反的。我们估计潜在的装配偏差，以诱导系统误差推断晕占领统计。我们使用晕丰度匹配和年龄匹配来构建表现出组装偏差的基准模拟星系目录，以及具有相同HOD但消除组装偏差的额外模拟目录。我们适合一个参数化的HOD的投影两点集群的模拟星系在每个目录中评估的系统误差引起的合理水平的组装偏差。在没有装配偏差的情况下，推断的HOD通常很好地描述了真实的潜在HOD，验证了基本方法。然而，在具有装配偏差的所有情况下，推断的HOD具有统计上显著的系统误差。在大多数情况下，这些系统误差不能使用空隙统计作为辅助观测量来识别。我们的结论是，从星系团推断的星系晕关系应受到一个不可忽略的系统误差引起的组装偏差。我们的工作表明，努力建模和/或约束装配偏差应该是高度优先，因为它是一个威胁源的系统误差在星系演化研究以及精密宇宙学计划。
2015-02-10 astro-ph.CO
Lagrangian Bias as a Gaussian Random Field
Indian Institute of Science Education and Research, Pune（印度科学教育研究所浦那分校）
本文提出拉格朗日偏置作为高斯随机场的属性，揭示了暗物质晕偏置源于几何选择而非坍缩，并展示了该框架能预测晕偏置关系。
2026-03-31 astro-ph.CO
Mass function and bias of dark matter halos for non-Gaussian initial conditions
我们重新推导的质量函数和非高斯初始条件下的暗物质晕的偏见。我们使用最速下降法指出，精确的结果，可以得到高质量的晕质量函数和两点相关的大质量晕的尾巴。专注于本地类型的原始非高斯性，我们检查，这些结果与数值模拟。晕质量函数的高质量截断形式与Press-Schechter形式相同，但具有依赖于晕定义的线性阈值$δ_L$。我们表明，一个简单的公式，它服从这个高质量的渐近，并使用高斯初始条件下获得的拟合，匹配数值模拟，同时保持归一化为统一的质量函数。其次，通过在Kaiser（1984）的精神下推导实空间晕两点关联并进行傅里叶变换，我们获得了与模拟很好的一致性，用于校正由于原始非高斯性引起的晕偏差。因此，如果使用正确的线性阈值$δ_L$并注意晕轮位移，则晕轮质量函数和偏置都不需要自组织参数$q$。非线性实空间表达式可用于检查“线性化”偏差是否为有效近似。此外，它清楚地显示了如何在$\sim 100 h^{-1}$ Mpc的重子声学振荡放大的大质量晕的偏见和修改的原始非高斯性。在较小的尺度上，对实空间偏差的校正大致按$\fNL \, b_M(\fNL=0) \, x^2$缩放。低$k$行为的晕偏差并不意味着发散的实空间相关性，因此不需要引入依赖于调查规模的反项。
2011-02-09 astro-ph.CO
Introducing Decorated HODs: modeling assembly bias in the galaxy-halo connection
星系和暗物质晕之间的联系通常是通过使用概率模型（如晕占据分布（HOD））的数据来推断的。传统的HOD公式假设只有晕质量控制星系晕连接。违反这一假设，被称为星系组装偏差，威胁到HOD计划。我们介绍装饰HOD，一类新的，灵活的模型，旨在考虑装配偏差。修饰HOD最小限度地扩展了参数空间，并最大限度地提高了传统HOD参数和新HOD参数之间的独立性。我们使用装饰HOD量化的聚集和透镜统计的组装偏差的影响。对于SDSS样的样品，星系集群的装配偏差的影响可以大到两个因素的r ~ 200千秒差距尺度和~15%的线性制度。组装偏差可以增强或减弱大尺度上的聚类，但通常会增加尺度r <~ 1 Mpc的聚类。我们使用Halotools进行了计算，Halotools是一个开源的、社区驱动的Python软件包，用于研究星系-晕的联系（http：halotools.readthedocs.org）。最后，我们描述了使用装饰HOD处理组装偏差，否则传统的似然分析。
2015-12-09 astro-ph.CO
Mass functions and bias of dark matter halos
我们重新研究的质量函数和暗物质晕的偏见。针对稀有质量晕的极限，指出对于晕质量函数的大质量尾，可以得到精确的解析结果。这是最容易从最陡下降的方法，成为渐近精确的罕见事件。我们也重新审视了传统的大规模晕的偏差，与原始密度场中的过密区域。我们检查，理论上的大质量截止同意在数值模拟中测得的质量函数。对于由非线性阈值$δ=200$定义的光晕，这对应于使用线性阈值$δ_L\simeq 1.59$而不是传统值$\simeq 1.686$。我们还提供了一个拟合公式，匹配模拟在所有的质量尺度，并遵守确切的大质量的尾巴。其次，我们注意到拉格朗日-欧拉映射（即与晕运动相关的修正），改进了质量晕偏差的标准解析公式。我们检查，我们的预测，其中不包含自由参数，同意相当好的数值模拟。特别是，它恢复了陡峭的依赖规模的偏见，观察到在较高的红移，出版的拟合公式没有捕捉。这种行为主要是由非线性偏置引起的。
2010-01-19 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
Separate Universe Consistency Relation and Calibration of Halo Bias
线性晕偏是暗物质晕数密度对暗物质密度长波长波动的响应。利用不同宇宙模拟之间的丰度匹配，将后者吸收到背景的变化中，我们测试了单点函数，晕质量函数和两点函数，长波长极限中晕物质互相关性变化之间的一致性关系。我们发现，在$1-2\%$水平上，两者之间的平均光环偏差在$1 \lesssim \bar b_1 \lesssim 4$之间具有极好的一致性，并且在$4-5\%$水平上与$\bar b_1 \approx 8$之间没有统计学显著性偏差。假设普遍的质量函数在10%或更高的水平上是显著不同的和不准确的，则推断出晕轮偏差。分离论域技术为$Λ$ CDM模型中甚至高偏差的稀有晕提供了一种有效校准线性晕偏差的方法。对相容性关系的观测破坏将表明新的物理学，例如~在暗物质，暗能量或原始非高斯区。
2016-02-08 astro-ph.CO
Cosmic Web Type Dependence of Halo Clustering
我们使用千禧年模拟表明，晕聚类显着不同的宇宙网络类型。根据速度剪切张量的特征值分解，将晕分为节晕、丝晕、片晕和空晕。速度场的采样由一个固定数量的相邻的晕和空间导数的特有的速度计算使用的内核借用平滑粒子流体动力学。的分类方案是用来检查作为网络类型的函数的晕与质量大于$10^{11}$的晕的聚类。我们发现，节点晕显示正偏置，丝晕显示可忽略的偏差，和空和片晕是反偏置的晕质量无关。我们的研究结果表明，质量依赖的晕聚类是植根于网络类型的组成作为晕质量的函数。晕质量$\gtrsim 2\times10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$的节点型晕的相当大的部分导致正偏置。在中等质量$10^{12} - 10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$上，丝状晕占优势，导致无偏聚类。在低晕质量$\lesssim 10^{12}\,h^{-1}\rm M_\odot$下，片状晕的大贡献产生反偏置。
2017-08-27 astro-ph.CO
A fully Lagrangian, non-parametric bias model for dark-matter halos
我们提出了一个非参数拉格朗日偏置模型，并在$z=0.5$的AbacusSummit模拟中使用质量加权晕场在场水平上拟合晕和质量密度的比率。不同于微扰晕偏置模型广泛用于解释所观察到的大尺度结构跟踪星系，我们发现一个非负的晕质量比，在初始拉格朗日空间的线性过密度$δ_1$单调增加。然而，偏置扩展不保证晕圈计数的非负性，并且可能在负的过密度下给出上升的晕圈数计数。晕-质量比的形状不太可能用$δ_1$和其他量的多项式来描述。特别是对于具有$6\times10^{12}\ h^{-1}\ M_\odot$的大质量光环，光环与质量比在$δ_1>0$开始飙升，这与偏差扩展的预测有很大不同。我们发现，对于晕质量，我们认为（$M>3\times10^{11}\ h^{-1}\ M_\odot$）作为$δ_1$和它的局部导数$\nabla^2δ_1$的函数的非参数晕质量比可以恢复晕功率谱到子百分比水平的波数$k=0.01-0.1\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$给定一个适当的平滑尺度过滤初始密度场，即使我们不直接拟合的功率谱。然而，有轻微的依赖性的恢复晕功率谱的平滑尺度和其他输入参数。在$k<0.01\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$和大规模晕与$M>6\times10^{12}\ h^{-1}\ M_\odot$，我们的非参数模型导致几个百分点的高估晕功率谱，表明需要更大或多个平滑尺度。…
2022-01-17 astro-ph.CO
The Three Causes of Low-Mass Assembly Bias
我们提出了一个详细的分析的物理过程，导致晕组装偏差-晕集群的依赖代理晕形成时间。我们专注于组装偏差的起源在质量范围内对应的主机的典型星系和使用晕浓度作为我们的主要代理晕形成时间。我们还重复了我们的主要分析范围广泛的晕群众和替代形成时间的定义。我们表明，回溅subhaloes负责三分之二的组件偏置信号，但不占整个效果。后回溅subhaloes已被删除，我们发现，剩余的组件偏置信号是由于一个相对较小的分数（$\lesssim 10\%$）在密集地区的晕。我们测试了一些额外的物理过程被认为有助于组装偏差，并证明了两个关键过程是大规模的潮汐场和高速度的环境物质片和细丝的质量增长放缓。我们还排除了其他几个提出的物理原因晕组装偏见。基于我们的研究结果，我们认为，有三个过程，有助于组装偏差的低质量晕：大规模的潮汐场，重力加热由于大尺度结构的崩溃，和位于维里半径以外的回溅subhaloes。
2019-01-31 astro-ph.CO
Halo statistics in non-Gaussian cosmologies: the collapsed fraction, conditional mass function, and halo bias from the path-integral excursion set method
在结构形成的初始条件下表征原始非高斯性（PNG）的水平是测试暴胀和区分不同场景的最有前途的方法之一。PNG在星系和类星体的大规模聚集上的尺度依赖性印记已经被用来对我们观测到的宇宙中PNG的水平进行重大限制。这样的测量依赖于一个精确和可靠的理论，即PNG如何影响星系晕相对于底层物质密度场的偏差。我们改进了以前的工作，采用更一般的分析方法-的路径积分扩展的偏移集形式主义-这是能够占非马尔可夫造成的PNG在随机行走模型，用于识别晕在初始密度场。这种非Markovianity编码信息的环境对晕形成的影响，到目前为止还没有考虑到在分析偏差计算。我们计算的规模依赖和独立的更正晕偏差，一路上提出了一个表达式的条件塌缩分数的第一次，和一个新的表达式的条件晕质量函数。在我们的微扰计算中，我们恢复了Desjacques等人的晕偏结果。（2011），包括其中报告的新的尺度相关校正。然而，我们发现，非马尔可夫动力学从PNG可以导致显着的差异晕偏差时，下一个领先的顺序条款。我们在这里量化这些差异。[删节]
2012-10-22 astro-ph.CO
The Scale-Dependence of Halo Assembly Bias
暗物质晕的两点聚集除了受质量的影响外，还受晕特性的影响，这种现象被称为晕组装偏差。利用引力势阱的深度$V_{\rm max}$作为次级晕的性质，本文首次研究了尺度依赖的组装偏置。在大规模的线性政权，$r\geq10h^{-1}{\rm Mpc},$我们的研究结果是在与以前的结果保持一致。特别是，在低质量端（$M_{\rm vir}<M_{\rm coll}\approx10^{12.5}{\rm M}_{\odot}$），具有高$V_{\rm max}$的晕相对于具有相同质量的低$V_{\rm max}$的晕显示出更强的大规模聚集，这种趋势减弱并逆转$M_{\rm vir}\geq M_{\rm coll}.$在非线性状态下，低质量晕中的组装偏差在$500h^{-1}{\rm kpc}-5h^{-1}{\rm Mpc},$处表现出明显的尺度依赖性“凸点”。这一特征减弱，并最终消失的晕更高的质量。我们表明，这种尺度依赖的签名可以主要归因于一个特殊的亚群喷射晕，定义为当今的主机晕，以前的成员在过去的历史中的某个时候，一个更高质量的晕。我们的研究结果的一个推论是，星系集群规模的$r\sim1-2h^{-1}{\rm Mpc}$可以影响到$\sim15\%$的晕模型中使用的晕属性的选择，即使是恒星质量有限的样品。
2015-09-21 astro-ph.CO
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
Evaluating the origins of the secondary bias based on the correlation of halo properties with the linear density field
利用两组大规模$N$ -体模拟，研究了在给定晕质量下，晕的聚集时间（$z_{\rm f}$）、浓度（$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$）和自旋（$λ$）与大尺度演化密度场的相关性，即二次偏置的来源.我们发现，二次偏差是晕性质的相关性的二次效应与线密度估计在相同的同动尺度。使用不同尺度上的线性密度，我们发现两种类型的相关性。内相关性反映了晕性质与晕拉格朗日半径$R_{\rm L}$内的平均线性超密度$δ_{\rm L}$的相关性，对于$z_{\rm f}$和$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$均为正相关，而对于$λ$为负相关。外部相关性描述了给定$δ_{\rm L}$的$R>R_{\rm L}$处晕属性与线性超密度的相关性，显示出与内部相关性相反的趋势。外部和内部的相关性只依赖于微弱的晕质量，表明不同质量的晕的起源相似。我们的研究结果提供了一个透明的角度来看，次要偏见的起源。二次偏置主要是由内外相关的竞争以及不同尺度上线性密度场的相关性共同作用的结果。这两种类型的相关性相结合，可以建立复杂的晕质量依赖的二次偏置中观察到的模拟。
2021-09-27 astro-ph.CO
Halo Profile Evolution and Velocity Bias
我们提出了一个简单的模型，阐明了晕速度偏差的产生。在模拟晕密度场的演化过程中，常采用流体方程近似。在这种方法中，光晕通常被认为是点粒子，即使在现实中它们是有限大小的物体。在本文中，我们推广的流体方程近似晕包括有限程度的晕考虑到晕的轮廓。我们计算了晕密度场和速度场的二阶摄动，发现轮廓修正引起了傅立叶空间中的$k^2$修正项。这些修正对速度比对密度更重要。特别地，轮廓校正在速度偏差中产生$k^2$校正项，并且校正项在长期极限中不衰减，但它不是恒定的。我们使用球形塌陷模型模拟晕轮廓演化。我们还用数值方法测量了不同红移下原晕轮廓的演化。我们发现，球形塌陷模型给出了一个合理的描述的数值剖面演化。在晕轮理论中，常采用静态晕轮剖面来模拟晕轮，如偏移集理论。我们的工作突出了在计算中包括轮廓演变的重要性。
2015-07-16 astro-ph.CO
Assembly bias and the dynamical structure of dark matter halos
基于千年模拟，我们检查组装偏差的晕属性：形状，三轴度，浓度，自旋，速度椭球的形状和速度各向异性。为了保持一致性，我们使用同一组粒子来确定所有这些性质，也就是说，所有引力自约束粒子都属于给定的朋友的朋友晕的最大质量子结构。我们确认，近球形和高自旋晕显示增强集群。对于强非球面和低自旋晕，情况正好相反。此外，低于典型的塌陷质量，M*，更集中的晕显示更强的集群，而不太集中的晕是不太集群，这是相反的质量以上M*。在前人工作的基础上，我们发现：（1）扁圆晕比长轴晕更强地聚集在一起;（2）尽管信号更强，但聚集对速度椭球形状的依赖性与实空间形状的依赖性一致;（3）速度各向异性弱的晕更容易聚集在一起，而径向各向异性的晕更容易聚集在一起;（4）对于所有高度聚集的子集，我们发现系统地径向偏移较小的速度各向异性剖面。这些结果表明，晕的速度结构与环境密切相关。
2009-11-18 astro-ph.CO
The clustering of dark matter halos: scale-dependent bias on quasi-linear scales
我们使用N体模拟研究了在红移范围$0 - 5$内由$1-4 σ$涨落引起的暗物质晕的空间聚集。发现高红移晕（$z \geq 2$）的晕偏置具有强烈的非线性，并且与大于其维里半径（$0.5-10$ Mpc/h）的准线性尺度有关。然而，在较低的红移，非线性偏置的尺度依赖性较弱，并且在$z \sim 0$的准线性尺度上是百分之几的数量级。我们发现，暗物质晕的标度相关偏置的红移演化可以表示为四个物理参数的函数：晕的峰高、感兴趣标度处的非线性物质关联函数、{ \it rms}线性密度涨落的有效幂律指数和给定红移处的宇宙物质密度.这表明，晕偏向的尺度依赖性并不是暗物质功率谱的普适函数，这是通常假设的。我们提供了一个拟合函数的规模依赖晕偏置作为这四个参数的函数。我们的拟合再现了模拟结果，在红移范围$0\leq z \leq 5$内的精度优于4%。我们还扩展了我们的模型表示的非线性偏差作为一个函数的线性物质关联函数。重要的是，将我们的结果纳入任何红移的暗物质晕的聚类模型，包括那些在再电离之前承载早期恒星和星系的星系。
2016-07-18 astro-ph.CO
Individual halo bias in models of $f(R)$ gravity
本文利用f(R)引力N体模拟和逐暗晕有效偏袒估计量，系统比较了f(R)模型与ΛCDM在暗晕初级偏袒、次级偏袒及宇宙网环境性质标度关系上的差异，发现低质量暗晕和环境性质存在可达5%乃至超过10%的偏差，但次级偏袒无显著偏离。
2025-04-02 astro-ph.CO
The Bias and Mass Function of Dark Matter Halos in Non-Markovian Extension of the Excursion Set Theory
基于球形或椭球形引力坍缩的漂移集理论为计算暗物质晕的质量函数和大尺度偏差提供了一个简洁的分析框架。该理论假设扰动密度场随光滑尺度随机演化，并在密度势垒存在时表现出马尔可夫随机游动。在这里，我们推导出一个新的理论模型，结合非马尔可夫扩展的漂移集理论与随机障碍的晕偏差的解析表达式。这个模型允许我们处理非马尔可夫随机游动和计算微扰这些标准马尔可夫预测的晕质量函数和晕偏差。我们的模型只包含两个参数：kappa，它参数化非马尔可夫性的程度，其确切值取决于用于平滑密度场的滤波函数的形状，以及a，它参数化障碍的随机性程度。在我们的新模型中，适当选择kappa和a可以导致与最新N体模拟中的晕质量函数和晕偏置比标准偏移集理论更接近。
2010-10-25 astro-ph.CO
Velocity and mass bias in the distribution of dark matter halos
星系质量分布的非线性、尺度依赖性和潜在的暗物质是影响从星系团中提取宇宙学参数的一个关键系统。使用来自千禧-XXL N体模拟的9500万个晕，我们发现质量偏差仅对$k<0.1 h{\rm Mpc}^{-1}$今天（$z=0$）和$z=0.7$的$k<0.2 h{\rm Mpc}^{-1}$是尺度无关的。我们测试分析晕偏差模型对我们的模拟测量，发现Tinker等人的模型。2005年是准确的，好于5%，在$z=0$。然而，在$z=0.7$中采用椭球体坍塌模型的模拟结果更好地拟合。我们强调，第一次，另一个潜在的严重的系统，由于在晕速度发散功率谱的采样偏差，这将影响观测和任何红移空间失真模型之间的比较，假设暗物质速度统计没有速度偏差。通过测量不同大小晕样品的速度发散功率谱，我们发现有一个显着的偏差，随着数密度的降低而增加。对于数密度为$\bar{n} = 10^{-3} (h/$ Mpc $)^3$的晕圈样本，在$k=0.1h$ Mpc $^{-1}$下，速度发散自功率谱的$z=0$和$z=0.7$下，该偏差约为20%。鉴于红移空间扭曲的重要性，作为探测暗能量和正在进行的重大努力，以推进模型的集群信号在红移空间，我们的研究结果表明，这种速度偏差引入了另一个系统的，旁边的规模依赖晕质量偏差，这是不能忽视的。
2014-07-28 astro-ph.CO
Large scale bias and the inaccuracy of the peak-background split
峰值-背景分裂的论点通常用于将暗物质晕的丰度与它们的空间聚集联系起来。检验这一论点需要准确地确定晕圈质量函数。我们提出了一个极大似然方法拟合参数函数形式晕丰度不同于以前的工作，因为它不需要装箱计数。我们的结论并不取决于我们是否使用我们的方法或更传统的方法。此外，晕丰度取决于如何定义晕。我们的结论不依赖于与朋友的朋友光环发现者相关的链接长度的选择，如果我们使用球形过密度算法来识别光环，它们也不会改变。由物质晕互谱b_x和晕自相关函数b_xi（尺度k~0.03h/Mpc和r ~50 Mpc/h）测量的大尺度晕偏差，对于质量明显大于特征质量M* 的晕，可相差5%。在这些大质量下，线性偏倚因子b1的峰背景分裂估计值比b_xi小3-5%，b_xi比b_x小5%。我们讨论了这些差异的起源：确定性的非线性局部偏置，由峰背景分裂参数确定的参数，是无法解释我们看到的差异。一个简单的线性但非局部的偏差模型，由峰值理论的动机，也可能很难与我们的测量。可能需要对这种非局部偏差模型进行更多的研究，以了解这种精度水平下的晕轮偏差的性质。
2009-11-09 astro-ph.CO
Bye-bye, Local-in-matter-density Bias: The Statistics of the Halo Field Are Poorly Determined by the Local Mass Density
本研究通过N体模拟置换等密度体素，证明局域物质密度偏差模型无法准确预测晕分布，其统计性质受非局域效应影响，需考虑其他量或相邻体素相关性。
2024-12-17 astro-ph.CO
Detectability of the effect of Inflationary non-Gaussianity on halo bias
我们认为，描述的聚类晕的物理动机类型的非高斯初始条件。特别是，我们包括非高斯的类型所产生的单场慢卷，多场，曲率（本地型），高阶导数型（等边），真空状态修改（折叠型）和水平尺度GR校正类型。我们发现，大规模的晕偏差是一个非常敏感的工具，探测非高斯，潜在的领导，对于一些计划的调查，检测到的非高斯所产生的地平线尺度GR校正。与宇宙微波背景约束相结合，晕偏方法可以极大地帮助区分不同形状的非高斯性，从而区分宇宙学扰动的起源模型。
2009-11-08 astro-ph.CO
BE-HaPPY: Bias Emulator for Halo Power Spectrum including massive neutrinos
我们研究了暗物质晕在实空间和红移空间中的聚集特性，通过一个大的国家的最先进的N体模拟宇宙学与质量和大质量的中微子。我们提供了快速和易于使用的处方晕偏置的线性和轻度非线性尺度，无论是在真实的和红移的空间，这也是有效的大规模中微子宇宙学。最后，我们提出了一个晕偏差仿真器，$\textbf{BE-HaPPY}$，校准的N体模拟，这是足够快的标准马尔可夫链蒙特卡罗方法用于宇宙学推断。对于一个基准标准$Λ$ CDM宇宙学$\textbf{BE-HaPPY}$提供百分比或次百分比的精度在感兴趣的尺度（线性和良好的轻度非线性制度），因此满足晕偏差的精度要求，分析下一代大尺度结构调查。
2019-10-25 astro-ph.CO
The impact of massive neutrinos on halo assembly bias
使用公开的Quijote模拟，我们提出了第一次测量的组装偏差的暗物质晕在N体模拟，其中包括大量的中微子。我们重点研究了线性偏置$b_1$对三种晕性质的依赖关系：1）浓度$c$，2）自旋$λ$，3）椭圆率$s$。虽然这些模拟涵盖了很大的体积，优于任何未来的调查，我们没有检测到中微子的关系$b_1(c)$，$b_1(λ)$和$b_1(s)$在固定的晕质量的任何影响。我们进一步研究了晕的性质和环境对中微子的依赖性，发现这些量受到中微子质量的影响与组装偏差处于同一水平。我们发现中微子对自旋和形状的影响在很大程度上可以归因于中微子模拟中冷暗物质$σ_8$的变化，而不是浓度的情况。
2021-03-22 astro-ph.CO
N-body simulations with generic non-Gaussian initial conditions II: Halo bias
我们提出了N体模拟通用非高斯初始条件的目的是探索和建模的尺度依赖性晕偏差。这种效应在需要大型模拟箱的非常大的尺度上是明显的。此外，以前可用的处方，以实现通用的非高斯初始条件进行了改进，以保持在控制下的高阶项，破坏了大尺度上的功率谱。我们特别注意物理，通货膨胀驱动的原始双谱和它们的可因子化模板之间的差异，以及非高斯晕偏置的操作定义（它具有尺度依赖和近似尺度独立的贡献）。我们发现，分析预测的非高斯晕质量函数和晕偏差的工作以及校准因子（这是之前介绍的）校准模拟。因此，晕偏置仍然是一个非常有前途的工具，以探测原始的非高斯性，从而深入了解产生原始扰动的物理机制。模拟输出和分析预测表将通过非高斯比较项目网站http://icc.ub.edu/~liciaverde/NGSCP.html公开提供
2011-11-30 astro-ph.CO
