Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
The Connection between Galaxies and Dark Matter Structures in the Local Universe
我们提供了新的约束，在本地宇宙中的星系之间的连接，确定了斯隆数字巡天（SDSS），和暗物质晕及其组成的子结构中的$Λ$ CDM模型使用WMAP 7宇宙学参数。对暗物质晕的丰度和聚集特性以及暗物质宿主和子结构之间的关系的预测是基于高分辨率的宇宙学模拟Bolshoi模拟。我们将星系与晕和subhalos使用subhalo丰度匹配，进行全面的分析，调查这种技术的基本假设，包括（a）晕属性是最密切相关的星系恒星的质量和光度，（b）有多少散射是在这种关系，（c）有多少subhalos可以剥离之前，他们的星系被摧毁。该模型共同约束的新的测量投影的两点星系团和观察到的条件恒星质量函数的星系群。这些数据把严格的限制卫星部分星系星系作为星系恒星质量的函数，晕和星系属性之间的散射，并在基本的条件恒星质量函数。这些数据排除了丰度匹配中常用的几个晕圈特性，主要是因为模型中的卫星分数与这些数据不一致。我们发现，一个丰度匹配模型，关联星系的晕的峰值圆速度是在良好的协议与数据，当散射的$0.20 \pm 0.03$德克斯在恒星质量在一个给定的峰值速度。这将产生重要的限制星系形成模型，也提供了令人鼓舞的迹象表明，星系-晕连接可以模拟足够的保真度，为未来的精确研究暗宇宙。
2013-03-13 astro-ph.CO
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
The clustering of ALFALFA galaxies: dependence on HI mass, relationship to optical samples & clues on host halo properties
我们使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）21厘米巡天探测到的~6000个星系的样本，测量HI选择星系的聚类特性。在M_HI ~ 10^{8.5} - 10 ^{10.5} M_sun的范围内，我们没有发现星系团与氢原子质量相关的令人信服的证据。我们表明，以前报道的结果较弱的集群低HI质量星系可能是由于有限体积效应。此外，我们比较了ALCAFA星系的聚类与从斯隆数字巡天（SDSS）光学选择的样本。我们发现，HI选择的星系团更弱，甚至比相对光学暗淡的星系，当没有颜色选择。相反，当SDSS星系分裂的基础上，他们的颜色，我们发现，关联函数的蓝色光学星系实际上是难以区分的HI选择星系。与此同时，SDSS星系与红色被发现集群显着超过HI选择的星系，这一事实是显而易见的，无论是在投影以及完整的二维关联函数。互相关分析进一步揭示了富含气体的星系“避免”位于红色光学星系的~3 Mpc范围内。接下来，我们考虑从Bolshoi LambdaCDM模拟中选择的晕样本的聚类特性。与ALCAFA星系的集群的比较表明，银河系HI质量并不紧密相关的主机晕质量，并有相当大的一部分subhalos不主机HI星系。最后，我们发现只要排除低自旋参数的晕，我们就可以很好地恢复HI星系的关联函数。这一发现支持了晕旋在决定星系气体含量方面起关键作用的假设。
2013-08-12 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
Halo Models of Large Scale Structure and Reliability of Cosmological N-Body Simulations
本文对宇宙大尺度结构的晕模型进行了批判性的研究，着重于将晕定义为冷暗物质的平滑分布。这个定义基本上是基于宇宙学N体模拟的结果。通过仔细分析晕模型和N体模拟的标准假设，并考虑到以前的宇宙网结构的自相似性的研究，我们得出结论，N体宇宙学模拟是不完全可靠的范围内出现晕的尺度。因此，要对晕有一个一致的定义，就必须要么把它们定义为具有颗粒状而不是光滑结构的任意大小的实体，要么用小尺度重子物理学来定义它们的大小。
2013-06-05 astro-ph.CO
Red Galaxies from Hot Halos in Cosmological Hydro Simulations
我强调三个结果，从宇宙学流体动力学模拟产生一个现实的红色序列的星系：1）主要的星系合并不负责关闭恒星形成和形成红色序列。在炎热的光环下挨饿是。2)大质量星系在被淬灭后会大幅增长（大约是质量的2倍），主要是通过较小的（1：5）合并。3)热晕淬火自然解释了为什么星系是红色的，当它们（a）是大质量的或（b）生活在稠密的环境中。
2012-10-17 astro-ph.CO
Amending the halo model to satisfy cosmological conservation laws
大尺度结构的晕模型是理论宇宙学家最有力的工具之一，它提供了对宇宙非线性结构的唯象描述。然而，众所周知，没有简单的方法在晕模型中施加守恒定律。这会严重损害对大尺度观测量的预测，例如弱透镜效应或运动学的Sunyaev-Zel'dovich效应，它们应该分别满足质量和动量守恒。例如，标准光晕模型在尺度$>20$度上通过$> 8\%$过度预测弱透镜功率谱。为了解决这个问题，我们提出了一个$Amended ~ Halo ~ Model$，明确分离线性扰动$compensated$晕配置文件。这保证遵守守恒定律，以及大尺度上的线性理论预测。然后，我们提供了一个简单的补偿晕轮廓的拟合函数，并讨论了1-halo和2-halo项的修正预测，以及其他宇宙学观测，如弱透镜功率谱。此外，我们认为，修正的晕模型提供了一个更准确的框架来捕捉宇宙结构形成过程中发生的物理效应。
2020-05-18 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
Remapping dark matter halo catalogues between cosmological simulations
我们提出并测试了一种方法，用于修改从给定的宇宙学模拟产生的暗物质晕的目录，使其类似于具有完全不同的一组参数的模拟结果。这扩展了Angulo & White（2010）的方法，该方法从模拟中重新缩放完整的粒子分布。直接与晕目录一起工作提供了速度上的优势，并且还允许修改晕的内部结构以解释宇宙学之间的非线性差异。我们的方法可以直接用于晕目录在一个独立的方式，没有任何额外的信息的整体密度场：虽然大规模的位移场所需的方法，这可以推断出单独的晕目录。我们证明了我们的方法的概念，通过重新调整的物质只有模拟没有重子声学振荡（BAO）功能，一个更标准的LCDM模型包含一个宇宙学常数和BAO信号。结合晕占领的方法，这种方法提供了一个基础，跨越广泛的宇宙学参数的模拟星系样本的快速生成。
2014-12-01 astro-ph.CO
The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance
本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。
2024-08-08 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
How well do cosmological simulations reproduce individual-halo properties?
星系形成的宇宙学模拟通常依赖于恒星形成的处方和反馈，这些处方和反馈取决于晕的性质，如晕质量、中心过密度和维里温度。在本文中，我们解决个别晕属性的收敛性，根据它们的粒子数N，特别是集中在质量的晕附近的分辨率限制的模拟。虽然它已经建立了晕质量函数采样平均下降到N~30粒子，我们表明，个别晕属性表现出显着的分散，和一些系统的偏见，作为一个接近分辨率极限。我们使用Gadget 2和Enzo程序进行了一系列的宇宙学模拟，总粒子数为N_p=64^3到N_p=1024^3，在模拟箱中保持相同的大尺度结构。我们考虑从l_{box} = 8 Mpc/h到l_{box} = 512 Mpc/h的盒子来探测不同的晕质量和形成红移。我们在不同的分辨率下交叉识别盒子中的暗物质晕，并测量它们属性的散射。单个晕质量的不确定性取决于粒子的数量（比例近似为N^{-1/3}），但密度峰值越罕见，其识别就越可靠。晕的维里半径是非常稳定的，并且对于N>30的晕可以无偏差地测量。相比之下，当N<100时，包含25%总晕质量的球体内的平均密度被严重低估（超过2倍），晕自旋被适度高估。如果在宇宙学模拟中使用次网格物理，我们建议用N>100个粒子来分辨罕见的晕（~3sigma峰值），用N>400个粒子来分辨常见的晕（~ 1 sigma峰值），以避免过多的数值噪声和结果中可能的系统偏差。
2010-01-27 astro-ph.CO
Skies And Universes: Accessing cosmological simulations and theoretical predictions
数值模拟在现代宇宙学中起着关键的重要作用。例子很多，包括宇宙网-空间中星系分布的大尺度结构-它首先在N体模拟中被观察到，后来在观测中被发现。尖锐的暗物质晕轮廓，卫星的过剩，太大太失败的问题是理论预测的其他例子，对宇宙学和星系形成的最新发展产生了巨大的影响。大型的观测巡天，例如SDSS、Euclid和LSST，与广泛的宇宙学模拟密切相关，这些模拟提供了统计误差和系统学检验。为了解释这些大尺度星系/类星体巡天观测，需要从高分辨率和大体积宇宙学模拟中精确预测重子声波振荡和红移空间畸变。然而，大部分来自广泛的计算机模拟的结果，如果公开的话，将是非常有益的，仍然掌握在少数研究小组手中。即使在模拟数据可用的情况下，共享大量数据也可能是压倒性的。我们认为，有一个有效的和简单的路径来扩大数据访问和传播的众多结果从不同的宇宙学模型。在这里，我们证明，公众访问可以有效地提供相对适度的资源。在不同的结果中，我们为天文学界发布了流行的Bolshoi和MultiDark模拟的原始数据。我们还提供了许多结果，这些结果集中在模拟观测数据和重大项目的星系调查上。天空和宇宙是一个社区的努力：数据由许多研究小组产生和共享。我们向其他宇宙学家和天文学家提供在skiesanduniverses.org空间中托管他们的数据产品。
2017-11-04 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Weak Lensing Peaks: Can Halo Models Accurately Predict Peak Counts?
为了从下一代大型高精度弱透镜（WL）巡天（例如Euclid，Roman，LSST）中提取完整的宇宙学信息，需要利用高阶统计量来探测大尺度结构（LSS）的小尺度非线性区域。WL峰值计数，追踪宇宙网中的超密度，是一个有前途的和简单的统计约束宇宙学参数。WL峰的物理起源以前被链接到沿视线的暗物质晕，这种峰晕连接已被用于开发各种半解析晕为基础的模型，用于预测峰值计数。在这里，我们研究了WL峰值的起源和基于光晕的WL峰值计数模型的有效性，使用一套光线跟踪N体模拟。我们比较WL峰值收敛地图从完整的模拟到那些在地图中创建的粒子与晕-后者扮演的角色，一个“完美的”晕模型。我们发现，虽然光环的贡献是能够复制峰计数定性好，光环并不能解释所有WL峰。晕特别低估了负峰，这与沿视线的大规模欠密区域的局部密度过高有关。此外，对于大于$\geq$ 100 deg $^{2}$的测量，忽略非光晕对峰计数的贡献会导致参数（$Ω_{\rm m}$、$σ_{8}$）出现显著偏差。我们的结论是，宇宙网络的其他元素，外部和远离暗物质晕，需要纳入WL峰的模型，以推断无偏见的宇宙学约束。
2022-02-28 astro-ph.CO
Reconstructing the distribution of haloes and mock galaxies below the resolution limit in cosmological simulations
我们提出了一种方法，用于填充暗物质模拟与质量低于分辨率限制晕。它是基于随机抽样的一个领域来自密度场的晕目录，使用的约束条件晕质量函数n（m| δ）。我们测试的方法的准确性，并显示其应用的背景下，建立模拟星系样本。我们发现，这种技术可以精确再现的两点统计的星系在模拟样本用这种方法构建。我们的研究结果表明，完整的信息内容的模拟可以有效地沟通，只使用一个目录的更大规模的晕。
2013-07-18 astro-ph.CO
A solution to the problems of cusps and rotation curves in dark matter halos in the cosmological standard model
我们讨论了在宇宙学标准模型中，维里化暗物质（DM）晕形成的原始密度不均匀性演变的内部结构的各个方面。主要的重点是研究中心尖点/核心和DM晕旋转曲线的配置文件，揭示理论，数值模拟和观测之间的分歧的问题。作者提出了一种描述平衡DM系统的方法，该方法可以分析地研究这些复杂的非线性结构，并将晕内的密度分布剖面与初始小尺度非均匀性场的参数和引力压缩物质的非线性弛豫特性联系起来。它表明，宇宙学的随机运动的物质“加热”的DM粒子在崩溃的晕，抑制尖状密度分布在发展中的晕，促进DM核心在星系中的形成，并提供了一个解释观测到的和模拟的星系旋转曲线之间的差异。在这种方法中得到的分析结论可以证实的N-体模型模拟，一旦提高空间分辨率实现中央晕区。
2012-09-03 astro-ph.CO
Inner structure of dark matter halos at high $z$ in cosmological models with non-power-law primordial spectra
本文研究了三个非幂律原初谱宇宙学模型中暗物质晕的密度分布，发现其仍接近Navarro-Frenk-White分布，且最内层斜率随$z$的演化可用于区分宇宙学模型。
2024-11-12 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
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
Clustering of star-forming galaxies detected in mid-infrared with the Spitzer wide-area survey
我们讨论了正在进行的恒星形成的迹象，斯皮策太空望远镜在24妈妈波段的SWIRE洛克曼洞领域的星系的集群特性。中红外选定星系的样本包括约20，000个探测到的天体，其通量阈值为S24 μ m = 310 μ Jy。我们采用光学/近红外颜色选择标准，将样本分为低红移和高红移星系种群。我们测量了θ =0.01-3.5度尺度上的角关联函数，由此，使用Limber反演以及为GOODS场中类似选择的源群建立的红移分布（Rodighiero et al. 2010），我们得到低z（=0.7）和高z（=1.7）子样本的共动相关长度分别为r 0 =4.98+-0.28 h^-1 Mpc和r 0 =8.04+-0.69 h^-1 Mpc<z><z>。将这些测量结果与莫斯科大剧院宇宙学模拟（Klypin等人，2011年）中确定的暗物质晕的关联函数进行比较，我们发现高红移物体存在于质量越来越大的晕中，达到Mtot> 3 e12 h^-1 Msun，而低红移天体群的Mtot> 7 e11 h^-1 Msun。基于GOODS场中24 μ m源的星表对红外光度的近似估计表明，我们的高z子样本代表LIR>10^12Lsun的“遥远ULIRG”的总体，而低z子样本主要由LIR~10^11Lsun的“LIRGs”组成。24妈妈选定的星系和暗物质晕与派生的最小质量Mtot的数密度的比较表明，只有20%…
2012-05-09 astro-ph.CO
Scale Dependence of Halo Bispectrum from Non-Gaussian Initial Conditions in Cosmological N-body Simulations
研究了非高斯初始条件下的晕双谱。基于一组大$N$体模拟，从具有局域型非高斯性的初始密度场出发，我们发现在大尺度压缩组态附近，晕双谱对Fourier空间三角形的形状和尺度有很强的依赖性.晕圈双谱的幅度大致按$f_nl^2$缩放。三角形上的缩放结果与Jeong & Komatsu基于微扰理论的预测一致。我们系统地研究了这种依赖性与不同的红移和晕质量阈值。结果表明，在较高的红移质量晕，晕双谱的$f_nl$依赖性更强。这一特征在未来的深星系和宽星系红移巡天中可以作为暴胀情景的有用参考。
2010-07-02 astro-ph.CO
Core-Halo Mass Relation in Cosmological Vector Dark Matter
Southwest University（西南大学）；King’s College London（伦敦国王学院）
该研究用三分量薛定谔-泊松模拟探究宇宙学矢量暗物质中的核晕关系，从矢量场初始条件出发，发现非线性演化及普罗卡星凝聚体，得出两者质量经验关系，还研究了物体矢量场结构，为相关未来研究提供重要输入。
2026-08-05 astro-ph.CO
Pushing down the low-mass halo concentration frontier with the Lomonosov cosmological simulations
我们介绍了罗蒙诺索夫套件的高分辨率N体宇宙学模拟，涵盖了一个完整的盒子大小为32 $h^{-1}$ Mpc与低质量分辨率粒子（$2\times10^7$ $h^{-1}\,M_\odot$）和三个放大模拟过密，欠密和平均密度区域在更高的粒子分辨率（$4\times10^4$ $h^{-1}\,M_\odot$）。这个模拟套件的主要目的是将暗物质晕的浓度-质量关系扩展到大型宇宙学模拟中通常可用的质量以下。三个不同的密度区域可在更高的分辨率提供了一个更好的了解当地环境对晕浓度的影响，已知是潜在的重要的小模拟箱和小晕群众。然而，我们发现的校正是小的相比，晕浓度的分散。我们的结论是，变焦模拟，尽管其有限的宇宙体积的代表性，可以有效地用于测量晕浓度至少在晕质量探测我们的模拟。在任何情况下，在对这种效应进行精确表征之后，我们开发了一种强大的技术，可以将变焦模拟中发现的浓度值外推到更大的体积，具有更高的准确性。总之，罗蒙诺索夫提供了一个测量晕质量范围$10^7-10^{10}$ $h^{-1}\,M_\odot$的浓度-质量关系的极好的晕统计。这项工作代表了测量晕浓度的第一个重要步骤，但在中间，尚未广泛探索晕质量尺度，下降到最小的。所有罗蒙诺索夫的数据和文件都是公开的，供社区使用。
2017-09-06 astro-ph.CO
Testing the parametric model for self-interacting dark matter using matched halos in cosmological simulations
本研究利用宇宙学模拟中的匹配暗物质晕检验SIDM参数化模型，发现其对晕结构的预测偏差多数在10%-50%内，可有效将CDM晕映射为SIDM晕，适用于小尺度结构分析。
2025-01-17 astro-ph.CO
Cosmological free-free emission from dark matter halos in the $Λ$CDM model
我们研究了由暗物质晕引起的漫射背景自由-自由辐射。由于暗物质晕是电离热等离子体的宿主，它们可能是宇宙学自由-自由发射的重要来源。我们评估的全球背景强度和各向异性的自由-自由发射。我们发现，占主导地位的贡献来自暗物质晕的质量接近金斯质量，$M_{\mathrm{halo}}\sim 10^{10} M_\odot$，周围的红移$z \sim 3$。因此，自由-自由辐射的强度对形成这种小质量暗物质晕的小尺度原始曲率扰动很敏感。虽然我们得到的整体各向异性的自由-自由辐射的强度小于在高星系区观测到的自由-自由辐射的$10\%$能级，但我们发现即使在谱指数和运行的参数集中，自由-自由辐射信号也被$\sim 20 \%$修正，这与最近的Planck结果一致.因此，宇宙学自由-自由信号的测量有可能对小质量暗物质晕的丰度和曲率扰动（包括光谱指数和运行）提供更严格的约束，同时需要通过多频射电观测或与星系巡天或21厘米强度图的互相关研究来仔细去除银河系自由-自由发射。
2022-09-29 astro-ph.CO
On the starting redshift for cosmological simulations: Focusing on halo properties
本文系统地研究了在高度非线性区域中改变起始红移z_i对宇宙学模拟的影响。我们的主要焦点在于暗物质晕的（个体）属性-即质量，自旋，三轴性和浓度-我们发现即使z_i的实质性变化也只留下很小的印记，至少对于探测的质量范围M \in [10^{10}，10^{13}] Msun/h以及在红移z=0时进行研究。我们进一步比较模拟开始使用标准Zel'dovich近似运行的基础上产生的初始条件与二阶拉格朗日摄动理论。在这里，我们观察到同样的现象，即暗物质晕的研究（内部）属性的差异实际上是不可检测的。这些发现（探测质量范围）与文献中的其他工作一致。因此，我们的结论是，通常使用的技术建立宇宙学模拟导致稳定的结果，在红移z=0的质量，自旋参数，三轴度，和浓度的暗物质晕。
2009-04-01 astro-ph.CO
Population III Star Formation In Large Cosmological Simulations I. Halo Temporal and Physical Environment
我们提出了一个半分析，计算成本低的模型，以确定能够形成一个第三人口的恒星在宇宙学模拟在广泛的时间和环境的晕。这使得一个更完整和代表性的星族III恒星形成晕的集合被构建，这将导致星族III恒星形成模拟，更准确地反映星族III恒星的多样性，无论是在时间和晕质量。这个模型显示，在宇宙学模拟中，第三星族恒星和化学富集恒星在第一代恒星形成之后共存，直到至少z = 10，并且很可能超过，尽管第三星族恒星的形成速率比z=10的化学富集恒星低4-6个数量级。超过40，000个第三星族形成晕的候选星表被确定，形成时间从z=30到z=10不等，质量从2.3x10^5太阳质量到1.2x10^10太阳质量不等。在早期，星族III恒星形成的环境与化学富集恒星形成的晕非常相似。在稍后的时间，第三星族恒星被发现形成于低密度区域，由于该区域缺乏以前的恒星形成，这些区域尚未受到化学污染。第三星族恒星形成晕在以后的时间里变得越来越空间孤立，并且通常更接近于承载化学富集恒星形成的晕，而不是另一个承载第三星族恒星形成的晕。
2013-06-19 astro-ph.CO
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
A high precision semi-analytic mass function
本文在Del Popolo的工作基础上，利用偏移集方法和改进的势垒，隐式地考虑了非零宇宙学常数、由原结构潮汐相互作用获得的角动量和动力学摩擦，给出了一个高精度的质量函数（MF）.在$Λ$ CDM范式下，我们发现在质量范围$M_{\rm vir} = 5 \times 10^9 h^{-1} M_{\odot} -- 5 \times 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$和红移范围$0 \lesssim z \lesssim 10$，我们的MF与Klypin的Bolshoi模拟在3%水平上是一致的.对于$z=0$，我们还比较了我们的MF几个拟合公式，并发现在特别协议与Bhattacharya的3\%以内的质量范围$10^{12}-10^{16} h^{-1} M_{\odot}$。此外，我们讨论了我们的MF有效性不同的宇宙学。
2017-03-20 astro-ph.CO
Joint halo mass function for modified gravity and massive neutrinos I: simulations and cosmological forecasts
我们提出了一个晕质量函数准确的完整相关的胡-Sawicki $f(R)$参数空间的基础上球形塌缩计算和校准的一套修改后的重力$N$体模拟，包括大量的中微子。我们调查的能力，目前和即将到来的星系团观测检测偏离广义相对论，同时限制总中微子质量，包括系统的不确定性。我们的研究结果表明，大质量中微子和修正引力效应之间的简并性是目前寻找新的星系团引力物理的限制因素，但未来的调查将能够打破简并性。
2018-06-19 astro-ph.CO
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Cosmological Entropy and Black Holes in Galactic Halos
在这次演讲中，我们讨论了中等质量黑洞（IMBHs）的远距离源的放大; ESTO搜索研究了事件时间$2 h \lesssim t_0 \lesssim 2 y$相应的质量范围内$10^{-6} M_{\odot} \lesssim M \lesssim 100 M_{\odot}$。我们认为，更大的质量高达$10^6 M_{\odot}$也是相当大的兴趣的论点有关的熵的宇宙。百分之一质量的暗能量可以提供总熵的百分之九十九。
2009-02-28 astro-ph.CO
The universality of the virial halo mass function and models for non-universality of other halo definitions
丰富的星系团可以限制我们宇宙中结构的几何形状和生长。然而，这个探测器可能会因为最近的非普适性声明而变得非常复杂--关于宇宙学模型和红移的非平凡依赖性。在这项工作中，我们分析的依赖性的质量函数的方式晕被确定，并建立如果这可能会导致偏离普遍性。为了探索这种依赖性，我们使用了一组不同的N体宇宙学模拟（Le SBARBINE模拟），其中最新的宇宙学参数来自普朗克合作;这第一套模拟之后是一个较低分辨率的集合，使用不同的宇宙学参数进行。我们识别暗物质晕使用球形过密度算法与不同的过密度阈值（维里，2000 rho_c，1000 rho_c，500 rho_c，200 rho_c和200 rho_b）在所有的红移。我们注意到，当用重新标度的变量nu表示时，维里晕的质量函数几乎是红移和宇宙学的普适函数，而对于我们考虑的其他超密度，情况显然不是这样。我们提供了拟合函数的晕质量函数参数作为一个函数的过密度，允许预测，在百分之几的准确性，晕质量函数的晕定义，红移和宇宙学模型的范围很广。然后，我们展示了如何偏离与其他晕定义的普遍性，可以通过结合的普遍性维里定义的密度轮廓的晕的预期形状。
2015-12-09 astro-ph.CO
The mass-concentration relationship of virialized halos and its impact on cosmological observables
在冷暗物质宇宙起源中，尖形模拟的维里化晕的一个一般性质是它们的浓度与质量成反比。这种行为也在观测中得到了证实，尽管这种所谓的质量-浓度关系的确切形式和分散性存在差异。一些对大质量晕的观测研究表明，相对于Lambda CDM的预期，它们在统计上过于集中。在这里，我们调查的影响，各种已公布的质量浓度关系，无论是从模拟和来自观测，将对其他宇宙学观测，特别是考虑到即将到来的调查。我们发现，透镜剪切的积分测量，如从晕峰计数，是非常敏感的质量和浓度之间的关系，在固定的sigma-8，和一些报告的拟合之间的差距是远远大于在sigma-8本身的不确定性的影响。我们还简要地评估了重子物理学对集群规模可观的影响，使用国家的最先进的模拟，得出的结论是，它是不太可能引起的高浓度报告的一些集群。
2011-05-16 astro-ph.CO
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Cosmological inference with halo clustering reconstructed from the redshift-space galaxy distribution
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）
本文研究了基于圆柱分组方法重建的暗物质团簇对宇宙学参数推断的影响，展示了EFT框架下全形状建模的有效性，证明了重建样本能提供更稳健和精确的参数约束，尤其是对fσ_8和Alcock-Paczynski参数。
2026-04-13 astro-ph.CO
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
Orbital anisotropy in cosmological haloes revisited
暗物质晕中粒子的速度各向异性是一个重要的物理量，它是精确模拟星系和星系团质量分布所必需的。它通常使用在距光晕中心给定距离处的径向速度分散与切向速度分散的比率来测量。然而，这一措施是不够的，以描述现实的晕，这通常是相当长的动态。在宇宙学模拟中研究大质量DM晕中的速度分布，我们发现在晕的内部，局部速度椭球与晕的长轴强烈地对齐，这种对齐对于更松弛的晕更强。在晕的外部区域，排列逐渐变弱，取向更加随机。这两个不同排列程度的区域与DM密度分布的两个特征区域相吻合：比ρr^{-2}更浅和更陡。这种对齐的本地速度椭球需要重新解释的功能，发现在测量的基础上的径向切向速度分散的球形平均比。特别是，我们表明，在中央晕区的速度分布是高度各向异性。对于质量为10^{14}-10 ^<$15} h^-1 Msun的团簇大小的晕，沿长轴的速度各向异性几乎与半径无关，等于β=1-σ^2_{perp}/σ^2_{radial}=0.4，这明显大于先前估计的球平均速度各向异性。密度和速度各向异性的排列以及径向趋势也可能对基于星系团或矮椭球体等物体的运动学数据的质量建模产生一些影响，其中轨道各向异性是无偏质量推断的关键要素。
2013-06-21 astro-ph.CO
Nonlinear Evolution of Cosmological Structures in Warm Dark Matter Models
暗能量主导的暖暗物质（WDM）模型是一种很有前途的宇宙学方案。我们在这个范例中探索大尺度结构的形成。我们以两种不同的方式做到这一点：晕模型方法和高分辨率N体模拟的合奏的帮助下。结合这些准独立的方法，导致物理理解的重要过程，形成的结构。我们详细地研究了WDM的晕质量函数、浓度和线性晕偏置。在所有的情况下，我们发现有趣的偏差相对于CDM。特别是，浓度-质量关系显示营业额组规模的暗物质晕，WDM粒子的顺序质量为~0.25千电子伏的情况下。这可以解释为小尺度上自上而下结构形成的暗示。我们实现我们的结果到晕模型，并找到更好的协议与模拟。在小尺度上，WDM晕轮模型现在表现得和CDM模型一样好。
2012-05-04 astro-ph.CO
Cosmological information content in redshift-space power spectrum of SDSS-like galaxies in the quasi-nonlinear regime up to $k=0.3\,h\,$Mpc$^{-1}$
晕在大尺度结构中的成团特性和奇特的速度携带着丰富的宇宙学信息，涉及从线性到非线性的广泛尺度。我们使用一套高分辨率的$N$体模拟的晕目录构建模拟目录的星系，类似于SDSS的明亮的早型星系在三个红移箱的范围内$0.15\le z\le 0.7$。要做到这一点，我们包括10个滋扰参数模型的变化，每个红移箱的晕星系连接;晕占领分布，和空间和速度分布的星系在主机晕。我们利用不同的模拟星表，计算了类SDSS星系红移空间功率谱的Fisher信息矩阵，这些模拟星表是由模型参数的变化产生的;宇宙学参数（$σ_8$和$Ω_{\rm m}$），晕星系连接参数，宇宙学距离（每个红移仓处的$D_{\rm A}$和$H$参数），用于对红移空间功率谱的表观几何失真（Alcock-Paczynski效应）进行建模。我们表明，结合的四极和四极功率谱的星系允许准确估计的宇宙学参数和宇宙学距离，即使在边缘化的晕星系参数，解除参数退化，否则是不可避免的，如果单独使用两个光谱。当把星系功率谱信息包括到$k=0.3\,h\,$ Mpc $^{-1}$时，我们发现与$k=0.2\,h\,$ Mpc $^{-1}$相比，（$σ_8,Ω_{\rm m},D_{\rm A}$和$H$）的宇宙学信息含量大约增加了6倍。
2020-01-06 astro-ph.CO
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 astro-ph.CO
CSST Cosmological Emulator II: Generalized Accurate Halo Mass Function Emulation
本文基于Kun模拟套件提出了一个通用框架，为多种晕质量定义构建了高精度晕质量函数模拟器，扩展了CSST Emulator，为即将到来的CSST巡天提供快速准确的理论预测工具。
2025-08-15 astro-ph.CO
The Effects of Varying Cosmological Parameters on Halo Substructure
我们研究了不同的宇宙学参数，如WMAP和普朗克任务提供的参数，如何影响暗物质晕子结构的性质和演化。我们使用了一系列平坦的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙学$N$体模拟的结构形成，每个具有不同的功率谱，但相同的初始白噪声场。我们的基准模拟是基于WMAP第七年宇宙学的参数。然后，我们系统地改变了光谱指数，$n_s$，物质密度，$Ω_M$，和归一化的功率谱，$σ_8$，为7个独特的模拟。在这些，我们研究的subhalo质量函数，质量分数，最大圆速度函数，空间分布，浓度，形成时间，吸积时间和峰值质量的变化。我们消除了subhalo属性对主机晕质量的依赖，并在许多主机上进行平均以减少方差。虽然“相同的”subhalos从相同的初始过密度峰值在较高的$σ_8, n_s$，和$Ω_m$模拟吸积较早，并最终质量较低，更接近晕中心在$z=0$，连续subhalos吸积和破坏的过程中，导致这些属性的稳态分布在所有subhalos在一个给定的主机。这种稳态机制消除了宇宙学对上面列出的所有性质的依赖性，除了次晕浓度和$V_{max}$，它们在更高的$σ_8, n_s$和$Ω_m$模拟中保持更大，以及次晕形成时间，它保持更早。我们还发现，用于计算尺度半径和晕发现者使用的数值技术可以显着影响的浓度-质量关系计算的模拟。
2014-03-26 astro-ph.CO
On the Systematic Errors of Cosmological-Scale Gravity Tests using Redshift Space Distortion: Non-linear Effects and the Halo Bias
星系红移巡天观测到的红移空间畸变（RSD）是检验宇宙学尺度引力理论的有力工具，但在未来的大规模巡天观测中必须仔细研究其系统不确定性。在这里，我们采用各种解析模型的RSD和估计的系统误差测量的结构增长率参数，$fσ_8$，引起的非线性效应和晕偏差相对于暗物质分布，使用晕目录从40个实现的$3.4 \times 10^8$共动$h^{-3}$ Mpc $^3$宇宙学N体模拟。我们考虑假设的红移调查在红移z=0.5，1.35和2，和不同的最小晕质量阈值的范围内的$5.0 \times 10^{11}$ - $2.0 \times 10^{13} h^{-1} M_\odot$。我们发现，$fσ_8$的系统误差大大降低到~ 5%的水平，当最近提出的RSD的解析公式，考虑到更高阶的密度和速度场之间的耦合，采用与尺度相关的参数偏差模型。讨论了系统误差与晕质量、红移和最大波数的关系。我们还发现，威尔逊-希尔夫蒂变换是有用的，以提高似然分析的准确性时，只有少量的模式是可用的功率谱测量。
2014-07-09 astro-ph.CO
Cosmological neutrino N-body simulations of dark matter halo
本文介绍了基于天河-2超级计算机和CUBEP$^3$M代码的TianNu宇宙学N体模拟，通过对比分析$2.537\ imes10^7$个暗晕与无中微子模拟的角动量，揭示了特定尺度下角动量模长对中微子注入的依赖性。
2023-07-27 astro-ph.CO
Evolution and Statistics of Non-Sphericity of Dark Matter Halos from Cosmological N-Body Simulation
本文在三轴模型的基础上，从宇宙学N体模拟的角度重新讨论了团簇质量尺度晕的非球形性。为了理解模拟结果与传统的椭球坍缩模型（EC）之间的差异，我们首先考虑单个模拟晕的演化。EC和模拟之间的主要差异变得明显后，掉头时代。此外，它对每个晕的个体演化历史敏感。尽管如此强烈的依赖于个别晕，所产生的非球形晕表现出弱，但强大的质量依赖性在统计的方式;大规模的晕是更球形的转向，但逐渐变得不那么球形的z = 0。这显然与欧共体的预测不一致;大质量的晕通常更接近球形。此外，在z=0处，晕圈的内部区域比外部区域更不球形，即，晕圈内的密度分布是高度不均匀的，因此不是自相似的。由于以往三轴椭球轴比PDF的拟合公式大多是在自相似假设下构造的，因此并不准确。实际上，我们直接从模拟数据中计算投影轴比a1/a2的PDF，而无需自相似假设，并且发现它对假设非常敏感。在与观测值进行直接比较时，需要仔细考虑后者，因此我们提供了a1/a2的PDF的经验拟合公式。我们的初步分析表明，导出的PDF的a1/a2大致符合目前的弱透镜观测。更重要的是，目前的结果将是有用的，在未来的探索非球形的X射线和光学观测的集群。
2016-08-23 astro-ph.CO
Prediction of Individual Halo Concentrations Across Cosmic Time Using Neural Networks
本研究利用大型宇宙学N体模拟的暗物质晕质量吸积历史训练神经网络，以预测给定红移下单个暗物质晕的浓度，其预测精度显著优于现有模型，为大型模拟提供了快速预测工具。
2025-01-28 astro-ph.CO
An accurate halo model for fitting non-linear cosmological power spectra and baryonic feedback models
我们提出了一个优化的变体晕模型，旨在产生准确的物质功率谱以及到广泛的宇宙学模型的非线性制度。要做到这一点，我们引入物理动机的自由参数的晕模型形式主义，并适合这些数据从高分辨率$N$体模拟。对于各种$Λ$ CDM和$w$ CDM模型，对于$k\leq 10h\,\mathrm{Mpc}$和$z\leq 2$，Halo模型功效精确到$\simeq 5$百分比。我们的新晕模型的一个优点是，它可以适应占重子反馈的功率谱的影响。我们证明了这一点，通过拟合晕模型的功率谱从OWLS流体动力学模拟套件通过参数，管理晕内部结构。我们能够适应所有的反馈模型调查在5%的水平，只使用两个自由参数，我们把这些光环参数的范围内的OWLS模拟调查的反馈模型的限制。对高- $k$的准确预测对于弱透镜测量至关重要，并且这些晕圈参数可以被视为滋扰参数，在未来的分析中边缘化，以减轻反馈细节的不确定性。最后，我们调查如何透镜观测量预测我们的模型相比，从模拟和HALOFIT的范围内的$k$切割和反馈模型和量化的角度尺度，这些影响变得重要。从本文中提出的模型计算功率谱的代码可以在https://github.com/alexander-mead/hmcode上找到
2016-05-10 astro-ph.CO
Impact of the calibration of the Halo Mass Function on galaxy cluster number count cosmology
晕质量函数（HMF）是星系团星表宇宙学分析中的一个关键要素。我们量化的HMF参数的不确定性对宇宙学约束的影响，从集群目录类似的普朗克，那些预期从欧几里得，罗马和鲁宾调查，并从一个假设的更大的未来调查。我们分析模拟目录在每种情况下，逐步松动先验的HMF参数，以评估宇宙学约束的退化。虽然目前HMF参数的不确定性并没有实质性影响普朗克类调查，我们发现，它们可以显着降低宇宙学约束的欧几里得类调查。因此，目前HMF的精度将不足以用于欧几里得（或罗马或鲁宾）和可能的更大的调查。未来的实验将不得不适当地考虑HMF参数的不确定性，并且有必要提高HMF拟合的精度，以避免削弱对宇宙学参数的约束。
2021-01-08 astro-ph.CO
Cosmological forecast of the 21-cm power spectrum using the halo model of reionization
21厘米再电离功率谱是宇宙学和基础物理学的一个很有前途的探测器。然而，利用这种新的可观测性，需要快速的预测器能够有效地扫描非常大的宇宙学和天体物理学的不确定性的参数空间。在本文中，我们介绍了晕模型的再电离（HMreio），一个新的分析工具，结合了晕模型的宇宙黎明与重叠设置的气泡模型的再电离，假设一个经验的校正因子来处理重叠的电离气泡。首先，HMreio验证结果从著名的半数值代码21厘米FAST，显示了良好的整体协议的波模式的$k\lesssim 1$ h/Mpc。基于这一结果，我们进行了蒙特卡洛马尔可夫链（MCMC）预测分析，假设模拟数据从1000小时的观测与低频部分的平方公里阵列（SKA）天文台。我们同时改变了六个标准的宇宙学参数与七个天体物理滋扰参数量化的丰度和光谱特性的来源。根据假设的理论误差，我们发现非常有竞争力的宇宙学参数的限制。特别是，它将有可能最终测试目前的宇宙学张力与哈勃参数（$H_0$ -张力）和物质集群的振幅（$S_8$ -张力）。此外，中微子质量的总和可以受到很强的约束，使得在$\sim 90$百分比置信水平下确定中微子质量等级成为可能。然而，只有将当前的建模不确定性大幅降低至低于$\sim 3$ %，才能实现这些目标。
2023-02-13 astro-ph.CO
Evaluating the variance of individual halo properties in constrained cosmological simulations
本文提出基于初始拉格朗日斑块重叠的内部方法，利用CSiBORG套件量化初始条件约束对单个暗物质晕属性方差的抑制，发现大质量星系团的质量、位置和速度可被高精度重建。
2024-10-26 astro-ph.CO
