Characterizing the large scale inhomogeneity of the galaxy distribution
为了研究星系结构是否与标准LCDM宇宙学的预测相一致，我们在这里着重分析了星系密度场的几个简单而基本的统计性质。也就是说，我们测试是否，在足够大的规模（即，r>10 Mpc/h），这是自平均的、均匀的，并且由波动的高斯概率密度函数表征。这是LCDM宇宙学的三个不同而清晰的预测，它们在代表该模型的宇宙学N体模拟产生的模拟星系目录中得到了实现。我们考虑一些简单的统计测量能够在有限样本中测试这些属性。我们讨论了对2度场星系红移巡天和斯隆数字巡天的几个样本的分析表明，星系结构在~100 Mpc/h尺度上是非自平均和不均匀的，因此与LCDM模型的预测有本质的不同。相应地，波动的概率密度函数显示出“厚尾”，因此它不同于高斯预测。最后，我们讨论了其他最近的观测结果，这些观测结果与LCDM的预测是不一致的，至少在理论上，它们与星系分布的高度不均匀性是相容的。我们指出，非均匀结构可以与统计各向同性和均匀性完全相容，从而与放松版本的宇宙学原理相容。
2009-10-20 astro-ph.CO
The high-redshift tail of stellar reionization in LCDM is beyond the reach of the low-$\ell$ CMB
第一代（Pop-III）星可以通过$z=15$电离宇宙的1-10%，而富金属（Pop-II）星对电离的贡献可以忽略不计。这种低电离尾部可能会在大尺度CMB E模式偏振上留下可检测的印记。然而，我们表明，再电离的物理模型不太可能被充分扩展到检测任何参数超过总的光学深度通过再电离。这一结果部分是由普朗克推断的总光学深度驱动的，表明$z=8$周围有一个再电离中点，这与再电离由$z\approx 5.5$完成的要求相结合，限制了扩展尾部的幅度。为了证明这一点，我们进行半解析计算的再电离，包括流行-III星形成的minihalos与莱曼-沃纳反馈。我们发现，标准的Pop-III模型需要产生非常广泛的再电离在$z>15$，以区分在2- $σ$从Pop-II-唯一的模型，假设宇宙方差有限的测量低- $\ell$ EE功率谱。然而，我们表明，除非有（1）一个晚时间淬灭机制，如从强X射线反馈或（2）一些其他极端的波普-III的情况下，结构的形成使得它相当具有挑战性，以产生足够高的汤姆逊散射光学深度的$z>15$，$τ(z>15)$，并仍然与其他观测约束的再电离。
2021-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters
我们研究的质量和红移的浓度参数的Nbody模拟跨越质量从$10^{10} \hMsun$到$10^{15} \hMsun$和红移从0到2。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们提出了实施该模型的预测的浓度参数的值为不同的质量和红移的初步结果。
2011-02-11 astro-ph.CO
The Milky Way's bright satellites as an apparent failure of LCDM
我们使用的宝瓶座模拟表明，最大质量的星系质量的暗物质晕在LCDM的subhalos是严重不一致的最明亮的银河系矮球状星系的动力学。虽然矮椭球体的最佳宿主都有12 <Vmax <25 km/s，但LCDM模拟预测至少有10个Vmax> 25 km/s的subhalo。这些次晕也是早期最大的次晕之一，并且大大超过了z~10的紫外线抑制质量。没有基于LCDM的银河系卫星群模型可以解释这一结果。问题在于卫星的密度：要匹配观测到的银河系光度函数是很简单的，但这样做需要矮椭球体具有比观测到的质量大5倍的暗物质晕。独立的困难，在解释这些密集的，大规模的subhalos的情况下，有一个基本的紧张关系之间的派生属性的明亮的银河系矮椭球体和LCDM的期望。推断出的这些星系的下落质量都是近似相等的，并且远低于LCDM对它们光度系统的标准预测。因此，它们隐含的恒星形成效率跨越了两个数量级，从0.2%到20%的重子转化为恒星，与从更大质量的星系中收集到的预期形成鲜明对比。我们探讨可能的解决方案，这些问题的范围内LCDM，并发现他们是没有说服力的。特别是，我们使用受控模拟来证明，小恒星质量的亮矮星球状体超新星反馈不太可能解释其低推断密度。
2012-03-21 astro-ph.CO
Baryonic solutions and challenges for cosmological models of dwarf galaxies
星系和它们的暗物质晕对暗能量加冷暗物质（LCDM）宇宙学模型提出了几个挑战。观测和理论之间的这些差异在质量最低的（“矮”）星系中加剧。LCDM对低质量暗物质晕的数量、空间分布和内部结构的预测在历史上一直与观测到的矮星系不一致，但这是部分预期的，因为许多预测只模拟了暗物质成分。任何强有力的LCDM预测都必须包括一个星系形成的模型，以了解重子物质如何填充和影响暗物质晕。在这篇文章中，我们回顾了LCDM关于矮星系的最显着的挑战，我们讨论了最近的宇宙学数值模拟如何精确定位重子解决方案，这些挑战。我们确定剩余的紧张局势，包括内部暗物质含量的多样性，卫星，恒星形态，和恒星形成淬火的飞机。它们的解决方案，或作为LCDM的实际问题的验证，可能需要改进星系形成模型和提高模拟中的数值精度。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxies as Cosmological Probes
Lambda冷暗物质（LCDM）范式对暗物质晕的丰度、结构、子结构和聚集做出了具体的预测，暗物质晕是星系形成的场所。这些预测可以直接测试，在低质量晕制度，由暗物质占主导地位的矮星系。当观测到矮星的预期性质时，已经确定了LCDM的一些潜在挑战。我回顾了我们对其中一些问题的理解，包括“失踪的卫星”和“太大而不能倒”的问题，并认为这两个问题都不会对LCDM构成不可逾越的挑战。要解决这些问题，需要大多数矮星系都有类似质量的晕，并且有一个相对尖锐的最小晕质量阈值来形成发光星系。这些预测显然是可以证伪的。特别是，LCDM预测了大量的“暗”低质量晕，其中一些应该保留了足够的原始气体，在21厘米深或H $_α$调查中可以检测到。探测到这种预测的“小晕”数量将是一项重大发现，也是LCDM在小规模上取得的巨大成功。
2018-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assessing the robustness of sound horizon-free determinations of the Hubble constant
哈勃张力可以通过在复合之前修改声音视界（$r_s$）来解决，引发对无$r_s$的早期宇宙估计的兴趣，即哈勃常数，$H_0$。最近有报道称，在LCDM内对全形状BOSS星系功率谱进行的无$r_s$分析对$H_0$的限制，并用于评论LCDM之外物理学的可行性。在这里，我们证明了$r_s$ -免费分析与当前的数据依赖于模型和先验宇宙学参数，这样LCDM分析不能被用作证据或反对新的物理。我们发现，超越LCDM模型，引入额外的能量密度与显着的压力支持，如早期暗能量（EDE）或额外的中微子能量密度（$ΔN_{\rm eff}$），导致更大的$H_0$值。另一方面，只影响复合时间的模型，如变化的电子质量（$Δm_e$），产生类似于LCDM的$H_0$约束。利用BOSS数据、来自轻元素丰度的约束、宇宙微波背景（CMB）透镜效应、基于CMB的标量振幅先验（$A_s$）、光谱指数（$n_s$）和Pantheon+超新星数据集的$Ω_m$，我们发现在LCDM中，$H_0=64.9\pm 2.2$ km/s/Mpc; EDE中，$H_0=68.7^{+3}_{-3.9}$ ; $ΔN_{\rm eff}$中，$H_0=68.1^{+2.7}_{-3.8}$ ; $Δm_e$中，$H_0=64.7^{+1.9}_{-2.3}$。使用来自投影声水平线的未校准BAO和CMB测量的$Ω_m$上的先验，这些值变为L…
2022-08-27 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The PN.S Elliptical Galaxy Survey: a standard LCDM halo around NGC 4374?
作为我们目前的计划，以测试LCDM预测的暗物质（DM）晕使用扩展的运动学观测的早期型星系的一部分，我们提出了一个明亮的椭圆星系NGC 4374（M84）的动力学分析的基础上~450行星状星云（PNe）的速度从PN.光谱仪，随着扩展的长缝恒星运动学。这是第一个这样的分析星系从我们的调查与径向恒定速度色散曲线。我们发现，在重叠区域，PNe的空间和运动学分布与场星一致。速度峰度在几乎所有半径处都为零。我们构建了一系列的牛仔裤模型，拟合速度色散和峰度，以帮助打破质量各向异性简并。我们的质量模型包括DM晕无论是浅的核心或中央尖点的宇宙学模拟预测-随着新的介绍，在这种情况下，绝热晕收缩重子下落。这两类模型都证实了NGC 4374周围有一个非常巨大的暗晕，表明PN运动学数据能够很好地检测到这种晕。考虑到默认的宇宙学质量模型，我们证实了早期的建议，明亮的星系往往有晕浓度高于LCDM预测，但这被发现解决，如果一个萨尔彼得IMF或绝热收缩与Kroupa IMF的假设。因此，第一次发现的情况下，PN动力学很可能是符合标准的暗物质晕。一个核心晕也可以适合的数据，并喜欢一个恒星质量与萨尔彼得IMF一致。在光度较低的"普通"椭圆星系中发现的不那么引人注目的暗物质含量表明，晕的性质可能是由重子的发散效应在它们的组装历史中产生的双峰性。
2010-10-11 astro-ph.CO
The baryonic Tully-Fisher Relation predicted by cold dark matter cosmogony
在LCDM范式中，为重子塔利-费舍尔关系（BTFR;螺旋星系中的重子质量与旋转速度）提供理论基础已被证明是有问题的。简单的计算表明斜率太低，散射太高，最近的半解析模型和数值星系模拟通常无法再现这种关系的某些方面。此外，一种模式的假设往往与另一种模式的假设不一致。本文的目的是开发一个严格的预测BTFR的上下文中LCDM，只使用先验预期的效果和关系，最小的理论假设，没有自由参数。将探讨这种关系对银河系关键参数变化的稳健性。我采用模块化的方法，采取每一个独立的星系的关系，必要的建设BTFR从最新的数值模拟的黑暗晕。这些关系--以及它们的预期散射--被用来描述具有一定质量范围的模型螺旋，从而在BTFR空间中产生一个带，代表LCDM预测的当前最佳猜测。对预期LCDM效应的一致处理在很大程度上有助于使朴素斜率-3 LCDM预测与数据相一致，特别是在10^9 M_sun < M_bar < 10^11 M_sun的范围内。理论上的BTFR在M_bar > 10^11 M_sun时变得明显弯曲，但由于缺乏极高质量的螺旋，这很难在观测上进行测试。低质量的富含气体的星系有系统地低于LCDM预测的旋转速度，虽然用于描述重子质量分数的关系必须在这个制度外推。这里推导出的BTFR斜率明显大于早期的预测，这一事实是重子质量分数对总晕质量的预期敏感性相应增加的直接结果。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Comparative Test of the LCDM and R_h=ct Cosmologies Based on Upcoming Redshift Drift Measurements
本研究评估ELT、Cosmic Accelerometer等即将开展的红移漂移观测手段，验证其区分ΛCDM、R_h=ct宇宙及修改引力等宇宙学模型的能力，给出不同设备的观测时长与对应红移区分精度。
2024-12-12 astro-ph.CO
An improved fitting formula for the dark matter bispectrum
本文在Scoccimarro & Couchman（2001）唯象方法的基础上，提出了一个改进的暗物质双谱拟合公式。我们使用一组LCDM模拟来校准k范围为0.03 h/Mpc<k<0.4 h/Mpc和红移范围为0<z<1.5的拟合参数。这种新提出的拟合很好地描述了BAO功能，尽管它不是设计来的。模拟输出和我们的分析预测之间的偏差通常小于5%，在最坏的情况下永远不会超过10%。我们设想，这个新的解析拟合公式将是非常有用的LCDM模型的非线性暗物质双谱提供可靠的预测。
2012-03-07 astro-ph.CO
A comparison of the R_h=ct and LCDM cosmologies based on the observed halo mass function
结构的增长探测了宇宙中的再电离历史和类星体的丰度，构成了宇宙学预言的一个重要探测。然而，晕是不能直接观测到的，所以它们的质量和演化必须间接推断。基于恒晕恒星质量比M_h/M_*（由z <4外推）假设的研究揭示了LCDM的重要张力--一个被称为"不可能早期星系问题"的失败。但是这个比例是否会在红移4 <z <10的过程中演化或保持不变仍然存在争议。为了消除与LCDM的紧张关系，它必须在这个范围内改变大约0.8 dex，这个问题可能会通过詹姆斯韦伯太空望远镜即将进行的观测来解决。在本文中，我们在另一个Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker（FLRW）模型R_h = ct宇宙的背景下研究这个问题，并使用我们以前从宇宙增长率测量到的σ_8，以及爱因斯坦-玻尔兹曼方程的新解，来解释这些最近的晕测量。结果表明，即使在观测到的红移范围内（4 <z <10）M_h/M_* 为常数，R_h = ct中晕分布对质量和红移的依赖性也与实验数据一致，这与LCDM中的张力形成了鲜明的对比。我们的结论是，如果M_h/M_* 是常数，那么大质量星系及其晕的形成时间一定比LCDM中可能的时间要早。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering of photometric luminous red galaxies I : Growth of Structure and Baryon Acoustic Feature
最近强调了使用光度数据测量红移空间（RSD）失真的可能性。这种效应补充并显着改变了光度测量中重子声学振荡（BAO）的可检测性。本文介绍了Sloan数字巡天II（SDSS）最终数据发布（DR 7）测光表中亮红星系（LRGs）角关联函数的测量结果。该样品包含约1.5 x 10^6个LRG，分布在0.45 < z < 0.65，特征光度误差约为0.05。我们测量的相关中心在z=0.55是在很大范围的角度尺度，$0.5^\circ < θ< 6^\circ$与标准LCDM的预测非常一致。我们发现，结构的增长确实可以稳健地测量，误差与预期相匹配。速度增长率恢复为$f σ_8 = 0.53 \pm 0.42$时，没有事先施加在生长因子和背景几何形状遵循LCDM模型与WMAP 7 +SNIa先验。这与我们的基准宇宙学中相应的广义相对论（GR）预测$f σ_8 = 0.45$是一致的。如果我们采用一个参数化，使$f=Ω^γ_m(z)$，与$γ\approx 0.55$在GR，并结合我们的$fσ_8$测量与相应的光谱LRG在低红移，我们得到$γ=0.54 \pm 0.17$。此外，我们发现的重子声学特征匹配的幅度，位置和形状的LCDM预测的存在的证据。在z=0.55时，以98%的置信水平检测光度计BAO特征。
2011-07-13 astro-ph.CO
Strongly Coupled Dark Energy Cosmologies: preserving LCDM success and easing low scale problems I - Linear theory revisited
在这第一篇论文中，我们讨论了一类新模型的线性理论和背景演变，我们将其称为SCDEW：强耦合DE加上WDM。在这些模型中，WDM主导了今天的物质密度;像重子一样，WDM是非耦合的。暗能量是一个标量场$Φ$ ;它与辅助CDM的耦合是一个基本的模型特征，后者今天的密度是$\ll 1\, \%$。事实上，这种耦合允许宇宙结构的形成，尽管WDM粒子质量非常低（$\sim 100$ eV）。SCDEW模型产生的宇宙微波背景和线性大尺度特征与$Λ$ CDM基本上无法区分，但由于WDM质量非常低，它们极大地缓解了小尺度上的$Λ$ CDM问题，正如II相关论文中的数值模拟所证实的那样。此外，SCDEW宇宙学显着缓解的巧合和微调问题的$Λ$ CDM，并通过使用场论的方法，我们还概述了可能的联系与通货膨胀模型。我们还讨论了一个可能的衰落的耦合在低的红移，防止非线性的CDM组件，导致计算问题。然而，对于SCDEW模型，（可能的）低- $z$耦合抑制、其机制及其后果仍然是未解决的问题-不一定是问题。的耦合强度和WDM粒子质量，虽然是额外的参数，相对于$Λ$ CDM，被发现基本上是先验约束，这样，如果SCDEW是基本的宇宙学，我们预计大多数数据也适合$Λ$ CDM预测。
2015-10-08 astro-ph.CO
Beyond Concordance Cosmology with Magnification of Gravitational-Wave Standard Sirens
我们展示了未来的引力波探测器将如何能够区分和谐LCDM宇宙模型和最新的竞争替代品，例如动态暗能量模型（DE）或修改的引力理论（MG）。我们的方法包括使用弱透镜放大效应，它会影响标准警报信号，因为它会穿过宇宙的大尺度结构。作为一个示范，我们提出的约束DE和MG从建议的引力波探测器，即ET和DECIGO/BBO。
2013-03-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
From dwarf spheroidals to cDs: Simulating the galaxy population in a LCDM cosmology
我们应用更新的半解析星系形成模型，同时存储的晕/subhalo合并千年和千禧-II模拟树。它们的质量分辨率相差125倍，从而可以明确测试分辨率对预测星系属性的影响。我们已经修改了治疗之间的过渡的快速下降和冷却流制度的气体吸积，膨胀和气体和恒星盘的大小，超新星的反馈，中央和卫星状态之间的过渡星系落入更大的系统，气体和恒星剥离一旦他们成为卫星。合理的效率值和标度参数不仅与观测到的恒星质量超过5个数量级、光度超过9个数量级的低红移星系丰度非常吻合，而且与观测到的银河系卫星丰度也非常吻合。这表明，再电离效应可能不需要解决“失踪卫星”的问题，也许，除了最微弱的物体。同样的模型也与观测到的大规模星系团成团现象相吻合，这是恒星质量和颜色的函数。对于大质量星系来说，在30 kpc以下仍然非常适合。然而，对于M* < 6 x 10^10 Msun，模型高估了低于1 Mpc尺度的聚类，这表明模拟中采用的sigma_8（0.9）过高。星系分布在丰富的集群同意之间的模拟和匹配的观察，但只有当星系没有暗物质subhalos（所谓的孤儿）包括在内。我们的模型预测了低质量星系中的被动部分比观测到的要大，以及在z~0.6之外的~ 10^10 Msun星系过多，反映了恒星形成率建模方式的不足。
2011-01-07 astro-ph.CO
Constraining Cluster Physics with the Shape of X-ray Clusters: Comparison of Local X-ray Clusters versus LCDM Clusters
对团簇形成的模拟表明，在团簇形成过程中，重子向中心星系的凝聚可以使星系团中的气体分布形状明显变圆，即使半径大到维里半径的一半。然而，这样的模拟通常预测在星团维里半径内的恒星分数比从观测中推断的恒星质量大2到3倍。在这项工作中，我们比较椭圆率配置文件的集群模拟与重子冷却和没有集群椭圆率配置文件来自钱德拉和ROSAT观测，努力约束气体冷却和冷凝成星系团内的中央星系的分数。我们发现，所观察到的椭圆率分布是相当恒定的半径，平均椭圆率为0.18 +/- 0.05。所观察到的椭圆率分布与非辐射模拟的预测吻合得很好。另一方面，在包括辐射冷却、恒星形成和超新星反馈（但没有活动星系核反馈）的模拟中，星系团的椭圆率分布在所有半径上都明显偏离观测到的椭圆率分布。在星系团的内（外）区，冷却的模拟高估（低估）了椭圆率。通过比较有冷却和无冷却的模拟，我们表明，通过在模拟团簇的中心区域的冷却流的气体的冷却导致的气体分布在中心区域更扁圆，但使外部气体分布更球形。我们发现，晚时间的气体冷却和恒星的形成是负责显着扁圆的气体分布在集群核心，但集群核心以外的气体形状主要是由重子耗散在高红移z > 2。
2012-09-05 astro-ph.CO
Comparison of an X-ray selected sample of massive lensing clusters with the MareNostrum Universe LCDM simulation
一个长期存在的问题是星系团的强透镜效应，与“标准”宇宙学模型框架中的预测相比，观测到的巨大引力弧的高比率。最近，很少有其他的理论预期和观测之间的不一致，声称这方面的爱因斯坦环的大尺寸和高浓度的少数集群具有强透镜功能。所有这些问题都一致表明，观测到的星系团可能是比预期更强的引力透镜。我们使用从MareNostrum宇宙中提取的星系团建立模拟目录，通过它们的X射线通量选择星系团。我们使用这些物体来估计在$z>0.5$上的12个MACS集群样本的透镜截面、爱因斯坦环和浓度的概率分布，这些样本在Ebeling et al.（2007）中提出，并在Zitrin et al.（2010）中进行了讨论。我们发现，模拟集群产生的$\sim 50%$少弧比观察到的集群。爱因斯坦环尺寸分布的中位数在模拟和观测之间相差$\sim 25%$。我们估计，由于集群的三轴性和方向偏差影响的镜头与最大的横截面，从透镜分析推断的个别MACS集群的浓度应高达$\sim 2$的一个因素大于预期的$Λ$ CDM模型。弧统计，爱因斯坦环，并在强透镜团簇的浓度问题得到缓解，但没有解决的基础上，我们的分析。然而，由于大多数用于模拟MACS集群的多个图像系统缺乏红移，这项工作的结果将需要用更多的数据来验证。即将到来的CLASH程序将为扩展我们的比较提供一个理想的样本。
2011-02-28 astro-ph.CO
The Spatial Distribution of Galactic Satellites in the LCDM Cosmology
我们调查的空间分布的银河系卫星在高分辨率模拟的结构形成的LCDM模型：宝瓶座暗物质模拟个人晕和千年II模拟一个大的宇宙学体积。为了将模拟与银河系的观测相关联，我们使用两种替代模型来填充具有“可见”星系的暗晕：星系形成的半解析模型和丰度匹配技术。我们发现，大质量卫星的径向密度分布大致遵循的暗物质晕（不像分布的暗物质subhalos）。此外，我们的两个星系形成模型给出的结果与观测到的银河系11个经典卫星的轮廓一致。我们的模拟预测，更大，更暗的卫星样本应该仍然保持这种配置文件至少高达100颗卫星的样本。银河系经典卫星的角分布是高度各向异性的。根据扁平化的精确测量，在我们的模拟中，5- 10%的卫星系统与银河系一样平坦，当我们校正银河系盘可能对卫星的遮蔽时，这一比例不会改变。卫星系统的适度扁平是LCDM的一般性质，最好理解为沿着宇宙网细丝的优先吸积的结果。由于这种各向异性的吸积作用，一个单一的丰富的卫星群的吸积可以增强扁率。我们验证了一个典型的银河系质量的CDM晕不收购其11个最大的卫星从少数富裕的群体。质量较小的卫星更可能发生单群吸积。我们的模型预测应该可以通过即将进行的其他星系卫星系统的研究和银河系中较暗卫星的调查来检验。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
(No) dimming of X-ray clusters beyond z~1 at fixed mass: crude redhshifts and masses from raw X-ray and SZ data
LCDM宇宙学中的标度关系预言，对于给定的质量，在较大红移处形成的团簇比它们的局部z~0对应物更热、更密，因此在X射线下更亮。这种效应推翻了可观察到的X射线通量的降低，使得它在z > 1时不降低，类似于SZ信号。如果在较大的红移下，标度关系仍然有效，那么X射线巡天将不会错过任何红移的大质量星系团，不管它们有多远。同时，星系团在红移$z\lesssim 2$上的SZ和X射线信号随质量和距离的变化，提供了一种粗略估计星系团红移和质量的可能性。这可能对预选大质量高红移星系团和规划X射线重叠巡天的光学跟踪特别有用（例如，由SRG/eRosita）和SZ（例如Planck、SPT和ACT）。
2015-04-01 astro-ph.CO
A matter of measurement: rotation velocities and the velocity function of dwarf galaxies
通过将观测到的星系自转速度Vrot与暗物质（DM）晕的最大圆速度Vmax相匹配，可以将大尺度巡天观测得到的速度函数与LCDM宇宙学的预言进行比较。当Vrot<50 km/s时，观测速度函数和LCDM速度函数之间出现较大差异。然而，在矮星系中，Vrot的不同观测测量与Vmax相关的方式并不直接。相反，我们与星系DM晕使用经验重子质量晕质量关系，并表明，不同的观测措施Vrot的结果在非常不同的速度函数。我们展示了如何W50速度函数，即使用HI轮廓线宽度在50%的峰值HI通量来测量Vrot，可以调和与LCDM宇宙学。我们的半经验的方法使我们能够确定的区域的旋转曲线，探测HI测量（RHI），并表明，Vrot的矮星一般测量的一小部分Rmax，解释他们的倾向，有上升的旋转曲线。我们提供的拟合公式与RHI和Reff（有效半径）DM晕的维里半径。为了继续使用速度函数作为LCDM宇宙学的探测器，有必要精确地了解旋转速度的不同测量如何探测DM晕的质量，放弃任何旋转速度的测量都可以平等地用作Vmax的代理的假设。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reproducing the Stellar Mass/Halo Mass Relation in Simulated LCDM Galaxies: Theory vs Observational Estimates
我们用完全宇宙学的LCDM高分辨率SPH + N-Body模拟方法研究了一个新的模拟场星系样本的当前恒星-晕质量比（SHM）随晕质量的变化，这些模拟包括对金属线冷却、尘埃和自屏蔽、H2基恒星形成和超新星驱动气体外流的显式处理。这18个模拟的晕的质量从10^8的几倍到近10^12太阳质量不等。在z=0时，我们模拟的星系具有场星系典型的重子含量和形态。在2.2 x 10^3到4.5 x 10^10太阳质量的恒星质量范围内，我们发现模拟中的SHM比率与Moster等人（2012）提出的统计Abstraction Matching Technique的当前预测非常一致。与过去的模拟相比，这种改进是由于许多系统因素，每个因素都降低了SHM比率：1）气体流出，降低了整体SF效率，但允许形成冷气体成分2）使用人工观测和类似于观测中使用的测光技术估计模拟星系的恒星质量3）考虑系统，由于忽略了宇宙时间内的重子损失，在仅使用DM的模拟中，总晕质量被高估了30%。我们的分析表明，基于光度星等的恒星质量估计可能会低估旧恒星星族对总恒星质量的贡献，导致单个星系的恒星质量误差高达50%。这些结果强调了使用适当的技术来比较模拟与观测的重要性，并减少了星系形成模型和真实星系中恒星形成效率之间的紧张关系。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Evaluating extensions to LCDM: an application of Bayesian model averaging and selection
本文利用 BMA 结合 Planck、BAO 与 Bicep-KECK 数据评估多种 ΛCDM 扩展，发现基础模型总体仍占优，但仅 CMB 数据强烈支持谱指数跑动。
2024-07-05 astro-ph.CO
Luminosity function and radial distribution of Milky Way Satellites in a LCDM Universe
利用数值N体技术和三种不同的半解析模型（SAMs）星系形成程序，研究了基于冷暗物质的星系形成模型中预测的银河系大小晕中卫星星系的光度函数和径向分布。我们从四个银河系大小的DM晕的非常高分辨率的无耗散模拟中提取合并树，并将其用作半解析模型的共同输入。我们提出了一个详细的比较，我们的预测与观测数据最近获得的银河系卫星光度函数（LF）。我们发现，具有相当标准天体物理成分的半解析模型能够再现观测到的亮度函数，其亮度可达6个数量级，低至M_V=-2。我们还进行了比较与实际观测到的卫星数量作为光度的函数，通过应用SDSS调查的选择标准，我们的模拟，而不是纠正观测的不完整性。使用这种方法，我们再次找到很好的协议的亮度和径向分布的MW卫星。我们调查的物理过程中，我们的模型是负责塑造预测的卫星LF，并发现潮汐破坏，抑制气体的光电离背景，和超新星反馈都作出了重要贡献。我们的结论是，银河系卫星的数量和光度可以自然占内（λ）冷暗物质范式，这应该不再被认为是一个问题。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of the halo bias from stacked shear profiles of galaxy clusters
我们提出的观测证据的2-halo项的堆叠剪切剖面的约1200个光学选择的星系团的基础上成像数据和公共剪切目录从CFHTLenS。我们发现晕偏置是对星系团周围物质相关分布的一种度量，它与星系团质量具有振幅和相关性，这与基于LCDM标准宇宙学模型的预言非常吻合.质量浓度关系是平坦的，但高于理论预测。我们还证实了星系团的光学丰度与其质量之间密切的标度关系。
2014-02-19 astro-ph.CO
Andromeda Dwarfs in Light of MOND. II. Testing Prior Predictions
我们采用最近发表的测量新发现的仙女座矮卫星星系的速度分散测试我们以前发表的预测这个数量。这些数据与我们用MOND先验对每个矮星的具体预测非常一致，具有合理的恒星质光比，并且没有暗物质，而牛顿动力学指向这些系统中相当大的质量差异。MOND区分了侏儒的内部场或宿主的外部场占主导地位的区域。数据似乎认识到这种区别，这是一个独特的特点，MOND无法解释的LCDM。
2013-08-27 astro-ph.CO gr-qc
Constraints on Holographic cosmologies from strong lensing systems
我们使用强引力透镜（SGL）系统，把一组全息暗能量模型的额外限制。文献中的数据（红移和速度色散）用于获得爱因斯坦半径，并将其与模型预测进行比较。我们发现，LCDM是最适合的数据。虽然初步的统计分析似乎表明，两个全息模型研究显示有趣的协议与观察，严格的测试导致我们的结果，没有全息模型是竞争力的LCDM。这些结果突出了强透镜测量的重要性，为替代宇宙学模型提供了额外的观测约束，这对于照亮黑暗的宇宙是必要的。
2013-10-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dark Energy predictions from GREA: Background and linear perturbation theory
GREA理论用熵力解释宇宙加速，参数α刻画独特历史，缓解巧合问题、哈勃张力与σ8张力，并预测显著ISW效应，为暗能量提供新视角。
2024-05-25 astro-ph.CO gr-qc physics.space-ph
Cosmic Emulation: Fast Predictions for the Galaxy Power Spectrum
晕占据分布（HOD）方法已被证明是一种有效的方法来模拟星系的集群和偏见。在这种方法中，给定类型的星系被概率地分配到N体模拟中的单个晕。在本文中，我们提出了一个快速的模拟器，用于预测完全非线性星系功率谱的范围内自由指定的HOD建模参数。该仿真器是使用100 HOD模型运行在一个大型LCDM N体模拟的结果，高斯过程插值应用到基于PCA的表示的星系功率谱。在所考虑的参数范围内，从z=1到z=0，总误差目前约为3%（模拟中约为2%，仿真过程中约为1%）。我们使用仿真器来研究HOD模型中的参数依赖关系，以及作为HOD参数函数的星系偏置行为。该模拟器可在http://www.hep.anl.gov/cosmology/CosmicEmu/emu.html上公开获得。
2015-08-16 astro-ph.CO
HACC Cosmological Simulations: First Data Release
我们描述的第一个主要的公共数据发布的宇宙学模拟与阿贡的HACC代码进行。这个初始版本涵盖了来自大型重力模拟的一系列数据集。数据产品包括多个红移，下采样粒子和光锥输出的光晕信息。我们提供的数据从两个非常大的LCDM模拟以及超越LCDM模拟跨越11个w 0-wa宇宙学。我们的发布平台使用Petrel，这是一种研究数据服务，位于阿贡领导力计算设施。Petrel通过Globus提供快速的数据传输机制和身份验证，从而实现对存储数据集的简单高效访问。通过一个门户网站，用户可以方便地浏览可用的数据产品，从而有效地导航仿真产品。数据中心将通过增加更多类型的数据产品和使计算能力能够与模拟结果直接交互来扩展。
2019-10-03 astro-ph.CO astro-ph.IM
Beyond $Λ$CDM with Low and High Redshift Data: Implications for Dark Energy
在假设宇宙在高红移（z \sim 4及更高）时符合LCDM模型的前提下，我们重新分析了低红移宇宙学数据，重建了哈勃参数随红移的变化.这使我们能够解决H_0和其他紧张关系之间的低z观测和高z普朗克测量CMB。从重建的H（z），我们计算的能量密度的“暗能量“部门的宇宙作为红移的函数，而不假设一个特定的模型暗能量。我们发现，在一定的红移范围内，暗能量密度存在一个极小值，在这个极小值处，暗能量的值为负值。这种行为可以用负的宇宙学常数加上不断演化的暗能量来描述。我们讨论了这种情况下可能的理论和观测影响。
2020-02-16 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Physical properties underlying observed kinematics of satellite galaxies
我们研究的运动学卫星周围孤立的星系从斯隆数字巡天（SDSS）光谱目录中选择。使用相空间密度的模型先前测量的晕LCDM暗物质宇宙学模拟，我们确定的晕质量分布和轨道各向异性的卫星作为一个函数的颜色为基础的形态类型和恒星质量的中央宿主星系的属性。我们对晕质量和暗物质浓度参数以及卫星数密度分布进行了约束。我们得到的银河系暗物质晕的浓度-质量关系是一致的标准LCDM宇宙学模型的预测。在给定的晕或恒星质量下，红色星系比蓝色星系有更集中的晕。当11.25<log M_star<11.5时，在几个有效半径内的暗物质的比例最小。卫星的数量密度分布似乎比暗物质的要浅，其尺度半径通常比暗物质大60%。围绕红色主机的轨道各向异性表现出轻微的过量的径向运动，在宇宙学模拟中发现的典型的各向异性配置文件，而蓝色星系被发现是一致的各向同性的速度分布。我们的新的限制星系的晕质量提供分析近似的晕恒星质量关系的红色和蓝色星系。
2013-01-04 astro-ph.CO
The Cosmic Mach Number: Comparison from Observations, Numerical Simulations and Nonlinear Predictions
我们计算宇宙马赫数M --尺度R上速度场的整体流与尺度R区域内速度弥散的比值。M有效地衡量了大尺度与小尺度功率之比，并且可以成为约束宇宙学参数空间的有用工具。使用汇编现有的奇特的速度调查，我们计算M和比较，从模拟目录中提取的LasDamas（LCDM宇宙学）数值模拟估计。我们发现与预期的LasDamas宇宙学在~ 1.5西格玛CL协议。我们还表明，我们的马赫估计模拟不偏选择函数的影响。为了实现这一点，我们提取密集和近各向同性分布，使用高斯选择函数具有相同的宽度作为特征深度的真实调查，并显示，从模拟估计的马赫数是非常相似的值基于高斯分布的相应宽度。我们讨论的调查窗口函数在估计其有效深度的重要性。在马赫数的研究中，我们研究了非线性物质功率谱的非线性PkANN作为数值模拟的替代。
2013-01-06 astro-ph.CO
Computation of the Halo Mass Function Using Physical Collapse Parameters: Application to Non-Standard Cosmologies
在这篇文章中，我们比较了晕质量函数的漂移集理论预测的漂移扩散势垒对N体模拟几个宇宙学模型的结果。这包括大范围晕质量的标准LCDM情况，具有不同类型原始非高斯性的模型，以及暗能量的Ratra-Peebles精髓模型。我们表明，在所有这些宇宙学的情况下，丰富的暗物质晕可以描述一个漂移的扩散障碍，其中两个参数描述的障碍有物理内容。在高斯LCDM的情况下，统计足够精确，可以实际预测这些参数在不同的红移从初始条件。此外，我们发现，在障碍的随机性是不可忽略的，使简单的确定性的球形塌陷模型一个坏的近似，即使在非常高的晕质量。我们还表明，使用标准的偏移集的方法与障碍启发峰补丁导致不一致的预测晕质量函数。
2014-11-11 astro-ph.CO gr-qc
Simulations of structure formation in interacting dark energy cosmologies
支持暗能量成分主导宇宙并推动其目前加速膨胀的证据在过去十年的宇宙学观测中逐渐增加。如果这种暗能量是由动态标量场给出的，它也可能与宇宙中的其他物质场直接相互作用，特别是与冷的暗物质。这种相互作用会在宇宙学背景演化和宇宙结构的生长上留下新的特征，比如大质量粒子之间的额外长程第五力，或者暗物质粒子质量随时间的变化。我们在这里回顾了这些新的物理效应在N体代码GADGET-2中的实现，并且我们讨论了一系列高分辨率N体模拟的结果，用于选定的相互作用暗能量模型家族，如Baldi等人所述。[20]。有趣的是，我们发现，与以前的索赔相比，暗物质晕的内部过密度在这些模型中相对于LCDM减少，并始终晕浓度显示出逐渐减少增加耦合。此外，耦合诱导的偏置冷暗物质和重子的超密度，决定了其宇宙学值以下的晕重子分数的减少。这些结果在小尺度上缓解了天体物理观测和LCDM模型预测之间的紧张关系，从而为耦合暗能量模型作为宇宙学常数的替代方案开辟了新的空间。
2009-06-29 astro-ph.CO
Photon Geodesics in FRW Cosmologies
哈勃半径是宇宙引力视界的一种特殊表现形式，R_h（t_0）=c/H_0，超过这个距离，我们在目前的时代仍然无法观察到物理过程。根据最近用WMAP对宇宙微波背景（CMB）的观测，以及对Ia型超新星的地面和HST搜索，我们现在知道R_h（t_0）~ 13.5Glyr。这与大爆炸以来光所能传播的最大距离（ct_0~13.7 Glyr）相吻合。然而，R_h的物理意义仍然没有被普遍理解或接受，尽管极简主义观点认为它仅仅是宇宙衰退速率达到光速c的适当距离。即便如此，有时也有人认为我们可以看到来自R_h以外的光源的光，这种说法认为R_h的红移只有~2，而CMB产生的红移要大得多（~1100）。在本文中，我们建立在最近的发展与引力半径的实际计算零测地线为广泛的FRW宇宙学，以显示-至少在我们考虑在这里的特定情况下，包括LCDM-没有光子轨迹到达我们今天可能已经越过R_h（t_0）。因此，我们确认，目前的哈勃半径，与普遍持有的误解相反，确实是我们的可观测性的极限。我们发现，在LCDM中，可见宇宙的大小，作为一个适当的距离测量，约为0.45ct_0。
2011-12-20 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Semi-analytic galaxy formation in f(R)-gravity cosmologies
在大距离下对广义相对论方程的修正提供了一种可能性，可以在不引入宇宙学常数的情况下解释我们所观测到的宇宙性质。对于这种修正的引力宇宙学有许多建议，但它们对非线性部分结构形成的影响往往还没有准确的了解。在这项工作中，我们采用高分辨率的数值模拟的f（R）-引力模型耦合半解析模型（SAM）的星系形成，以获得详细的预测星系的性质的演变。f（R）-引力模型暗示了“第五种力”的存在，然而这种力在局部被抑制了，从而保持了广义相对论在太阳系尺度上的成功。我们表明，f（R）-重力模型中的暗物质晕具有相对于LCDM场景的修改维里标度的特征，反映了给定质量下更高的暗物质速度弥散。在SAM中通过适当修改质量-温度关系来考虑这种效应。我们发现，在f（R）-引力中预测的星系的统计特性（如恒星质量函数和宇宙恒星形成率）相对于LCDM通常只有很小的差异，小于不同SAM模型结果之间的离散度，这可以被视为其系统不确定性的度量。我们还表明，星系的偏见是不能解开之间的f（R）-引力和标准的宇宙学场景。然而，f（R）-引力在大尺度上对宇宙结构的线性增长率产生了影响，这可以从大星系样本的统计特性中恢复出来。
2013-07-18 astro-ph.CO
The stellar-subhalo mass relation of satellite galaxies
我们扩展了丰度匹配技术（AMT）来推断星系的卫星-次晕和中心-晕质量关系（MR），以及相应的卫星条件质量函数（CMFs）。我们使用观测到的星系恒星质量函数（GSMF）分解成中心和卫星和LCDM晕/subhalo质量函数作为输入。我们探讨的影响，定义的subhalo质量在吸积时（m_acc）与在观测时（m_obs）。我们测试了标准假设，即中心和卫星遵循相同的MR，表明这种假设导致预测与观测不一致，特别是对于m_obs。相反，当卫星晕下MR被约束在我们的AMT之后时，它们总是与中心晕MR不同：恒星质量（Ms）越小，卫星的次晕的质量与相同Ms的中心晕相比越小。平均而言，对于Ms<2x10^11Msol，卫星的暗质量相对于它们在吸积时的质量减少了60-65%。由此产生的MR的两个定义的晕下质量产额卫星CMFs与观测一致。此外，当这些MR被用于HOD模型中时，预测的关联函数与观测结果一致。我们表明，使用m_obs导致不确定的MR比m_acc，并讨论所获得的卫星subhalo MR的影响。例如，我们表明，在LCDM中的MW卫星的丰度和动力学之间的紧张关系，如果GSMF的弱端斜率的斜率上升到-1.6。
2012-07-03 astro-ph.CO
Massive Structures of Galaxies at High Redshifts in the Great Observatories Origins Deep Survey Fields
如果宇宙像当前流行的LCDM宇宙学那样由冷暗物质和暗能量主导，预计大尺度结构会逐渐形成，质量M > ~10^14 Msun的星系团会在大爆炸后约6 Gyrs（z ~ 1）出现。在这里，我们报告了在大天文台起源深空巡天观测场中发现的59个质量大于几× 10^13 M太阳的星系大质量结构，其红移范围在z=0.6和4.5之间。大规模的结构被确定通过运行顶帽过滤器上的两维空间分布的星系使用光谱和光度红移相结合的星等有限的样本。我们以类似于观测数据分析的方式分析千年模拟数据，以检验LCDM宇宙学。我们发现，在z > 2时观测到的大质量结构（M > 7 x 10^13 Msun）比模拟预测的要多几倍，因此观测数据与模拟一致的概率小于1/2500。我们的结果表明，大规模的结构已经出现了早期，但与模拟的差异的原因尚不清楚。这可能是由于模拟的局限性，例如缺乏关键的、未被识别的成分（强非高斯性或其他重子物理），或者仅仅是从观测中估计晕质量的困难，或者是LCDM宇宙学的一个基本问题。另一方面，在高红移下大量的大质量结构并不有利于质量为~ 0.3 eV或更大的重中微子，因为重中微子使观测和模拟之间的差异更加明显，相差3倍或更多。
2015-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Maximum Angular-Diameter Distance in Cosmology
与宇宙学中的其他观测特征不同，角直径距离d_A（z）唯一地达到最大值（在z_max处），然后朝着大爆炸收缩到零。这个转折点的位置敏感地取决于模型，但很难测量。在本文中，我们估计并使用从类星体核心推断的z_max：（1）通过使用140个物体的样本，由于它们的光谱指数和光度的预先约束限制，产生大大减少的色散，（2）通过使用高斯过程重建d_A（z），（3）比较了七种不同宇宙学的预言，并表明z_max的测量值可以有效地区分它们。我们发现z_max=1.70 + 0.20--这是对宇宙几何的一个重要的新探索。最受欢迎的模型是R_h=ct，其次是Planck LCDM。其他几个，包括米尔恩，爱因斯坦-德西特和静态疲劳光被强烈拒绝。根据这些结果，预言z_max=1.718的R_h=ct宇宙有92.8%的概率是正确的宇宙学。为了保持一致性，我们还根据d_A（z）本身进行了模型选择.这个测试证实了R_h=ct和Planck LCDM是少数几个比z_max不利的模型更好地解释角尺寸数据的模型之一。然而，由于附加的自由参数H_0，d_A（z）的比较比z_max的比较识别性差。当Rh =ct时，H 0 =63.4 ± 1.2km/s/Mpc;当LCDM时，H 0 = 69.9 ± 1.5km/s/Mpc.两者都与先前在每个模型中测量的值一致，尽管它们彼此相差超过4 sigma。相反，基于z_max的模型选…
2018-07-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Confronting Cold Dark Matter Predictions with Observed Galaxy Rotations
速度函数（VF）所捕获的星系旋转的丰富统计数据为星系重子物理和暗物质（DM）的性质提供了宝贵的约束。然而，将观测到的星系旋转与宇宙学模型进行比较容易产生微妙的警告，很容易导致误解。我们的分析揭示了在视线投影中观察到的~5000个星系旋转与基于标准宇宙学模型（LCDM）的千禧年模拟质量分辨率（HI线为基础的圆速度高于~50 km/s）的预测之间的完全统计一致性。解释，HI Parkes全天巡天（HIPASS）中的HI线宽与S3-SAX中的一致，S3-SAX是千禧年模拟的后处理半分析模型。以前发现的VF异常可以归因于（1）千禧年模拟的质量限制，（2）HIPASS中混乱的源，（3）光学微弱源的不准确倾斜测量，以及（4）缺乏气体的早期星系的不可探测性。这些问题可以通过使用线宽源计数而不是VF来比较观测和模型来绕过。我们调查，如果以及如何这样的源计数可以约束DM的温度。
2013-08-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
A trium test on beyond $Λ$CDM triggering parameters
本文利用多种宇宙学探针，在MGCLASS框架下对三个超越ΛCDM的触发参数进行贝叶斯约束，结果与广义相对论和ΛCDM兼容，并首次引入透镜指数参数化。
2023-09-01 astro-ph.CO gr-qc
Mapping substructure in the HST Frontier Fields cluster lenses and in cosmological simulations
我们绘制了哈勃太空望远镜前沿场计划（HSTFF）观察到的前三个集群中的透镜推断子结构：Abell 2744（z = 0.308），MACSJ 0416（z = 0.396）和MACSJ 1149（z = 0.543）。统计解决暗物质subhaloes下降到~10^{9.5}太阳质量，我们比较派生的subhalo质量函数（SHMF）的理论预测，从分析模型和数值模拟在λ冷暗物质（LCDM）宇宙学。模仿我们在HSTFF中的观测星团成员选择标准，我们报告了40年来在次晕质量（10^{9-13}太阳质量）中SHMF的振幅和形状的极好一致性。投影效应似乎不会引入显着的错误，从模拟SHMF的确定。在星系团尺度上，我们没有发现类似于本星系团中卫星缺失问题的子结构危机的证据，但发现计数匹配的HSTFF SHMF在M_{sub halo} / M_{halo} ~ 10^{-5}之间具有极好的一致性。然而，我们发现的径向分布的子晕推断HSTFF集群透镜相比，从模拟集群的测定的差异。这表明，虽然选定的模拟集群匹配的HSTFF样品的质量，他们没有充分捕捉这些观察到的集群透镜的动力学特性和复杂的合并形态。因此，HSTFF集群可能是在一个短暂的进化阶段，目前在宇宙学模拟采样不足。在集群透镜的暗物质子结构的丰度和质量函数继续提供一个重要的测试LCDM范式，目前我们发现模型预测和观测之间没有紧张关系。
2017-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observationally Verifiable Predictions of Modified Gravity
MOG是一个基于作用量原理的完全相对论修正引力理论。MOG场方程在两种重要情况下是精确可解的。在引力质量的球对称静态情况下，方程也有一个近似解，非常类似于Reissner-Nordstrom度规。此外，对于弱引力场，可以得到牛顿加速定律的Yukawa型修正，它可以用来模拟一系列天文观测。在没有非重子暗物质的情况下，MOG提供了与星系旋转曲线、星系团质量和引力透镜数据很好的一致性，同时预测与爱因斯坦在太阳系尺度上的预测没有明显的偏差。场方程的另一种解决方案，获得了一个空间均匀的情况下，各向同性宇宙。MOG在没有引入爱因斯坦的宇宙学常数的情况下预测了一个加速的宇宙;它还预测了一个CMB声功率谱和一个质量功率谱，这与观测结果一致，而不依赖于非重子暗物质。在未来的观测或空间实验中增加的灵敏度可能足以将MOG与其他理论区分开来，特别是LCDM宇宙学的“标准模型“。
2009-08-06 astro-ph.CO gr-qc
A statistical investigation of the mass discrepancy-acceleration relation
我们使用质量差-加速度关系（星系中总质量与可见质量之比与加速度之间的相关性; MDAR）来检验星系晕之间的联系。我们使用一组16个统计数据来分析MDAR，这些统计数据量化了它的四个最重要的特征：它的形状，它的散射，“特征加速度尺度”的存在，以及它的残差与其他星系属性的相关性。我们构建了一个经验框架的星系晕连接LCDM产生预测这些统计数据，从传统的相关性（晕丰度匹配; AM），并在需要时介绍更多。通过与实验数据的比较，我们发现：1）MDAR的近似形状很容易被AM模拟再现，并且没有证据表明暗物质变得可以忽略的加速度在数据中的分布比在AM模拟中的分布小; 2）即使在保守的假设下，AM也显著高估了关系中的分散及其在低加速度下的归一化，此外，平均而言，暗物质的位置过于靠近星系的中心; 3）MDAR提供了2 σ证据，证明星系大小和哈勃类型与晕质量或在固定恒星质量下的浓度之间存在正相关关系。我们的分析奠定了基础，自下而上的确定的星系晕连接的关系，如MDAR，提供具体的统计检验特定的星系形成模型，并带来了更清晰的焦点，相对证据符合星系运动学LCDM和修改重力的替代品。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological forecasts for future galaxy surveys with the linear point standard ruler: Toward consistent BAO analyses far from a fiducial cosmology
本文预测未来光谱星系巡天用 LP 标准尺测距离的精度，强调其可实现不依赖模型的纯几何 BAO 分析，并主张跨全参数空间验证各类 BAO 方法。
2024-03-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A Cosmological Solution to the Impossibly Early Galaxy Problem
为了理解红移z < 10的星系的形成和演化，必须引入特定的模型（例如，恒星形成），以便充分解释数据。不幸的是，这往往使分析符合理论及其假设，因此共识仍然有些难以捉摸。尽管如此，大质量星系令人惊讶的早期出现挑战了标准模型，并且从z > 4的星系巡天中估计的晕质量函数似乎与LCDM的预测不一致，引起了该领域的一些工作者所称的“不可能早期星系问题”。这个问题可能没有一个简单的解决办法。然而，晕本身的情况更为直接，本文用线性微扰理论导出了R_h=ct宇宙中红移范围z < 10的晕质量函数。我们使用这个预测的晕分布来证明它对质量的依赖性和对红移的非常弱的依赖性都与数据相容。LCDM的困难可能最终会被克服，改进了晕内恒星形成和星系演化的基本理论。然而，就目前而言，我们证明了这种意外的早期结构形成也可能仅仅是由于宇宙学的错误选择，而不是与质量波动凝聚和随后的星系形成相关的未知天体物理问题。
2018-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
