Secondary Dependence of Baryonic Effects on the Density Profile of Dark Matter Halos
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；Durham University（杜伦大学）；Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究恒星物理对恒星晕密度分布的影响，发现恒星浓度和大尺度环境对密度比有显著影响，尤其在低质量恒星中，浓度影响更明显，而环境影响较小且不随尺度变化。
2026-10-02 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
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
Dark matter halo assembly bias: environmental dependence in the non-Markovian excursion set theory
在标准的漂移集模型的结构的增长，晕的统计性质是由晕质量和独立的大尺度环境中的晕居住。然而，数值模拟发现晕的空间分布不仅取决于它们的质量，还取决于它们的组装历史和环境的细节。在这里，我们提出了一个理论框架，将这种“组装偏差”的偏移集模型。我们的推导基于Maggiore & Riotto（2010）的路径积分方法的修改，该方法将晕形成建模为非马尔可夫随机行走过程。假设扰动密度场随平滑尺度随机演化，并在存在密度障碍时表现出相关行走。我们写下来的条件概率为多个障碍交叉，并从中推导出解析表达式的后代和祖先晕质量函数和晕合并率作为一个函数的晕质量和线性超密度的大规模环境的晕。我们的研究结果预测了更高的晕合并率和更高的祖晕质量函数在高密度的区域，与N体模拟中看到的行为一致。
2013-12-19 astro-ph.CO
Dependence on the environment of the abundance function of light-cone simulation dark matter haloes
目的：利用一个简单而定义明确的晕隔离准则，研究了在z < 0.65的全天$Λ$ CDM光锥晕目录中晕丰度函数（AF）对不同环境的依赖性。方法.每一个单独的暗物质晕的孤立状态是由到它最近的邻居的距离决定的，它定义了周围没有超过阈值质量的晕的最大球形区域（尽管这样的区域的真实大小可能要大得多，因为它不一定是球形的）。采用一种通用的双幂律Schechter函数来拟合暗物质晕AF，并研究了其导出参数随晕隔离状态的变化。结果(a)我们的函数非常适合所有晕隔离状态的晕丰度，而完善的理论质量函数，集成在光锥的体积上，提供了一个足够的，但比我们的唯象模型更差的拟合。(b)正如预期的那样，并与其他研究的基础上快照模拟协议，我们发现显着差异的晕丰度函数作为晕隔离的函数，表明不同的晕形成率。幂律的斜率和Schechter样拟合函数的特征质量随着隔离而降低，这一结果与在低密度区域形成质量较小的晕相一致。(c)我们发现一个意想不到的向上翻转的特征质量最孤立的晕我们的样品。这一上升趋势起源于红移较高的区域（z > 0.45），这可能意味着最孤立和最大质量的晕的孤立状态的重大和最近的演变。
2018-05-30 astro-ph.CO
Alignments of dark matter halos with large-scale tidal fields: mass and redshift dependence
利用直接由暗物质晕分布估算的大尺度潮汐场，研究了暗物质晕的形状和自旋矢量与宇宙网的关系。晕的长轴、中轴和短轴与相应的潮汐轴一致，晕的自旋轴倾向于平行于中轴而垂直于潮汐场的长轴。这些排列的强度通常随晕质量和红移而增加，但依赖性仅通过峰高ν。配向强度与ν值的标度关系表明，当晕圈所在的结构仍处于准线性状态时，配向强度大致保持不变，但随着非线性演化变得更加重要，配向强度减小。我们还计算了投影中的对齐，以便我们的结果可以直接与观测结果进行比较。最后，我们调查的潮汐张量在大尺度上的路线，并使用的结果来了解在不同的距离分开的晕对的路线。我们的研究结果表明，潮汐场的相干结构是在数值模拟和观测中看到的晕和星系排列的根本原因。
2016-05-03 astro-ph.CO
The Galaxy Halo Connection in Modified Gravity Cosmologies: Environment Dependence of Galaxy Luminosity function
利用在$z=0$上对$f(R)$和nDGP模型的$N-$体模拟，研究了修正引力模型中星系晕连接和星系密度场的依赖性.由于这些模型所采用的筛选机制，变色龙和Vainshtein，晕聚集在不同的非线性制度的结构形成。我们量化了它们在不同环境下的星系密度场与标准$Λ$ CDM模型的偏差。我们通过（子）Halo Abnormal Matching在Halo中填充星系。我们的主要结果是：2）$f(R)$重力模型预测在低密度的$\sim10\%$环境中星系数量过多，而在高密度的$|f_{R0}| = 10^{-4}$和$10^{-6}$环境中星系数量不足，而$|f_{R0}| = 10^{-5}$预测更多的高密度结构; 3）不同的引力模型预测的星系光度函数（GLF）与环境的依赖性不同，特别是在类空区，我们发现$f(R)$模型在$\sim10\%$附近存在差异，而nDPG模型在低光度星系中更接近于$Λ$ CDM，但在所有环境中高光度星系中$\sim11\%$都存在亏损。我们的结论是，GLF与环境的依赖性可能提供一个测试，以区分重力模型和筛选机制从$Λ$ CDM。我们提供了HOD参数的重力模型在本文中分析。
2019-06-25 astro-ph.CO
Deviations from tidal torque theory: environment dependences on halo angular momentum growth
潮汐力矩理论（TTT）将角动量的起源和演化与暗物质（DM）晕形成的环境联系起来。由后期非线性引入的偏差通常被认为是模型中的噪声。在这项工作中，我们分析了宇宙学模拟寻找这些偏差的系统学，发现DM晕的分类根据其角动量增长的结果在不同的内部对齐，自旋参数分布和组装历史的样品。基于这种分类，我们得到，低质量的晕是嵌入在密集的环境中，如果他们已经获得的角动量低于TTT的预期（L晕），而在高质量的增强集群通常与较高的角动量增长（W晕）。此外，我们发现，低质量的信号有一个弱的方向依赖性，而高质量的信号是完全由于垂直于角动量的结构。最后，我们研究了晕周围的物质分布的各向异性作为其质量的函数。我们发现W（L）晕的角动量方向在统计上保持垂直（平行）周围的结构在整个质量范围$11<\mathrm{log}(M/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot})<14$，而TTT后的晕显示出“自旋翻转”的质量与以前报道的值（$\sim 5 \times 10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$）一致。因此，无论偏离样品的自旋翻转质量是高度移位还是直接未定义，我们的结果都表明这与晕的角动量增长显著相关。
2019-03-13 astro-ph.CO
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of Galaxy Quenching on Halo Mass and Distance from its Centre
在SDSS（z~0.1）和AEGIS（z~1）中研究了恒星形成猝灭与星系质量和环境的关系。关键是，我们用低恒星形成率而不是红色来定义猝灭，因为三分之一的红色星系正在形成恒星。我们处理恒星质量M*，晕质量Mh，最近N个邻居的密度deltaN，和到晕中心的距离D。当M* 固定时，淬灭星系的比例与M * 的相关性比与M* 的相关性更强，而对于卫星星系，淬灭也取决于D。我们给出了中心原子在z~1处的M ~*-Mh关系。在z~1处，在固定的Mh下，猝灭对M* 的依赖性比z~0处更明显，但猝灭分数低（10%），并且晕的质量较轻。对于卫星，M*-依赖淬火是明显的高D，这表明最近捕获的卫星的子晕质量的淬火依赖。在小D处，卫星可能在几个Gyr之前坠落，猝灭强烈依赖于Mh，而不是M*。淬火的Mh依赖性与理论智慧是一致的，在大规模的晕维里冲击加热关闭吸积和触发冲压压力剥离，导致淬火。deltaN的解释是复杂的事实，它取决于观察到的组成员的数量相比，N，激励使用D作为一个更好的措施，当地的环境。
2012-10-24 astro-ph.CO
Galaxy-Galaxy Lensing by Non-Spherical Haloes I:Theoretical Considerations
我们利用蒙特卡罗模拟研究了非球形暗物质晕对星系-星系透镜效应的理论。模拟包括仔细考虑多个偏转的影响。在一个典型的数据集中，测量的平均切向剪切源的红移zs ~ 0.6相对于观测到的对称轴的前景星系的红移zl ~ 0.3，各向异性星系星系透镜的签名大大不同于预期，人们会在没有多个偏转。所观察到的平均切向剪切比，g+/g-，是强烈抑制的功能相比，人们将测量，如果内在的对称轴的前景星系是已知的。取决于透镜的特征质量，平均切向剪切的观察到的比率可以与各向同性信号一致（尽管透镜是非球形的事实），或者它甚至可以与预期信号相反（即，靠近所观察到的透镜短轴的源的平均切向剪切可以超过靠近所观察到的透镜长轴的源的平均切向剪切）。这些效应主要是由于透镜星系本身被透镜化，因此观察到的透镜对称轴不同于它们的固有对称轴。前景星系的透镜效应对观测函数g+/g-的影响不能通过拒绝具有小图像椭圆度的前景星系来消除，也不能通过将分析集中在非常接近观测到的前景星系对称轴的源上来消除。我们的结论是，任何试图使用g+/g-的测量来约束暗物质星系晕的形状，必须包括蒙特卡罗模拟，适当地考虑到多个偏转。
2010-04-14 astro-ph.CO
Dependence of halo bias on mass and environment
最简单的晕偏性分析假设晕质量单独决定晕聚集。然而，如果大尺度环境是固定的，那么晕聚类几乎完全由环境决定，并且几乎完全与晕质量无关。我们展示原因。我们的分析是有用的研究，使用的环境依赖性集群约束宇宙学和星系形成模型。它还显示了为什么星系属性和环境之间的许多相关性仅仅是晕和它们的环境之间的潜在相关性的结果，并提供了一个量化这种遗传相关性的框架。
2017-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of Halo Bias and Kinematics on Assembly Variables
利用在大型$N$体模拟中发现的暗物质晕，我们研究了晕组装偏差，晕形成时间，峰值最大圆周速度，浓度和自旋作为组装变量。而不是在固定的质量分组晕到每个组件变量的不同的halles，我们提出的联合依赖晕偏差的{ \it值}晕质量和每个组件变量。在晕质量和一个装配变量的平面中，联合依赖性可以在很大程度上描述为从全局最小值向外增加的晕偏置。我们发现它不太可能有一个组合的晕变量吸收所有的组装偏差的影响。然后，我们提出了联合依赖的晕偏置两个组件变量在固定的晕质量。晕偏差的梯度不一定遵循两个集合变量的相关方向，它随晕质量而变化。因此，一般来说，对于两个相关的组装变量，在预测晕组装偏差趋势时，一个不能用作另一个的替代。最后，晕组装被发现影响晕的运动学。较早形成的低质量晕比大质量晕有更高的速度弥散。在一般情况下，晕组装导致晕偏差和晕成对速度分布之间的相关性，更强烈的集群晕具有较高的成对速度和速度分散。然而，相关性并不紧密，在固定的晕偏置晕的运动学仍然依赖于晕质量和组装变量。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of the Substructure Abundance on the Orientation Coherence of the Halo Tidal Field
团晕的子结构丰度对周围潮汐场的取向相干性的依赖性的数值证据。应用自适应最小生成树（MST）算法的集群晕与$M\ge 10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$从大MultiDark-Planck模拟，我们确定主要的MST干组成的多个节点的细丝和测量其特定的大小（每个节点的空间范围），量化的方向一致性的潮汐场的集群规模。根据主丝的具体尺寸将团晕分为5个样品，并计算5个样品的质量分布，我们研究了团晕的子结构丰度在5个样品之间是否存在差异以及如何存在差异。结果表明，团簇晕镶嵌在具有较大比尺寸的丝中，往往具有较少的亚结构。这种反相关性也被证明是强大的，对缩小形成时代的集群晕，以及对固定的节点数的细丝。考虑到具有较大比尺寸的细丝形成于周围潮汐场在其主轴方向上在大尺度上相干的区域，我们认为，在具有较大比尺寸的细丝中，由于垂直于细丝细长轴的平面中的切向速度的发展，卫星下落和物质吸积到星系团晕上应该被阻碍。
2018-01-30 astro-ph.CO
Bias deconstructed: Unravelling the scale dependence of halo bias using real space measurements
我们探讨的规模依赖性的晕偏置使用真实的空间互相关测量N体模拟和匹诺曹，基于拉格朗日摄动理论的算法。最近的工作表明，如何解释这样的实空间测量在傅立叶空间中的k依赖偏差，以及如何消除k依赖性，以重建k独立的峰背景分裂晕偏置参数。我们比较我们的重建的线性偏差，这需要没有自由参数，与以前的估计N体模拟直接在傅立叶空间中获得的大尺度，并找到非常好的协议。我们对二次偏置的重建同样是无参数的，尽管在这种情况下没有以前的傅立叶空间测量值可以比较。我们对N体模拟的分析明确地测试了Paranjape等人（2013）的偏移集峰值（ESP）形式主义对偏差的尺度依赖性的预测;我们发现ESP预测准确地描述了我们的测量。此外，我们在Pinocchio中的测量可以作为Pinocchio和N体模拟之间有用的，成功的一致性检查，这是传统测量无法访问的。
2013-10-09 astro-ph.CO
Hunting for Galaxies and Halos in simulations with VELOCIraptor
我们介绍了VELOCIraptor，这是一种大规模平行星系/（亚）晕发现者，它还能够稳健地识别潮汐扰乱的物体并将恒星晕从星系中分离出来。代码是用C++11编写的，使用MPI和OpenMPAPI进行并行化，并包括Python工具来读取/操作生成的数据产品。我们展示了Venda Ciraptor（子）光环发现者的力量，展示了它如何识别宿主内部深处的subhalos，这些subhalos与其母晕的密度对比可以忽略不计。我们发现一个subhalo质量径向距离的依赖性：大型subhalos的质量比$\gtrsim10^{-2}$更常见的中心区域，较小的subhalos，动力摩擦和低潮汐质量损失率的结果。这种依赖性在通常使用的（子）晕寻找器中是完全不存在的，通常在配置空间中搜索子结构，但存在于跟踪属于晕的粒子落入其他晕（如HBT+）的代码中。VANGIOCIRAPTOR在很大程度上再现了没有跟踪的依赖性，从我们有限的分辨率基准模拟中发现了与HBT+相似的径向依赖性。
2019-03-29 astro-ph.CO
The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions
The University of Tokyo（东京大学）；Center for Data-Driven Discovery (CD3), Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心 (CD3)，Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，UTIAS，东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS), The University of Tokyo（Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，东京大学高级研究学院 (UTIAS)，东京大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。
2026-07-14 astro-ph.CO
The mass dependence of dark matter halo alignments with large-scale structure
潮汐引力可以改变星系和星系团的形状，从而将它们的方向与周围的物质密度场联系起来。我们研究这种现象的依赖性，被称为内在的对齐（IA），对质量的暗物质晕，这些明亮的结构，分析千年和千年XXL $N$体模拟。我们密切关注的观测方法，测量晕的位置，晕的形状对齐，并随后划分出依赖晕偏置。我们推导出一个理论标度的IA振幅与质量的暗物质宇宙，并预测幂律与斜率$β_{\mathrm{M}}$的范围内$1/3$到$1/2$，取决于质量尺度。我们发现，模拟数据彼此一致，并与理论预测非常好地超过三个数量级的质量，与联合分析产生的估计$β_{\mathrm{M}} = 0.36^{+0.01}_{-0.01}$。这个结果不依赖于红移或晕形状测量的细节。对观察数据重复分析，获得显著更高的值$β_{\mathrm{M}} = 0.56^{+0.05}_{-0.05}$。在高质量端和低质量端的模拟信号中，也存在与我们的简单模型小但显著的偏差。我们讨论了这些差异的可能原因，并认为它们可以归因于模型或仅暗物质模拟中未捕获的物理过程。
2017-10-31 astro-ph.CO
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo intrinsic alignment: dependence on mass, formation time and environment
在本文中，我们使用高分辨率的宇宙学模拟研究晕内禀排列及其对质量，形成时间和大尺度环境的依赖性。与以前使用N体模拟的研究一致，发现大质量晕具有更强的对齐。对于给定的质量，较老的光环比较年轻的光环有更强的排列。利用Hessian矩阵对晕的宇宙环境进行了识别，发现对于给定的质量，团簇区的晕也比暗条区的晕具有更强的排列性。现有的理论没有明确地解决这些依赖关系。在这项工作中，我们扩展了线性排列模型，包括晕偏见，并发现晕的质量和形成时间的依赖关系的排列可以解释晕偏见。然而，该模型不能解释的环境依赖性，因为我们发现，晕偏差是低的集群和高的细丝。我们的研究结果表明，晕偏差和环境是决定晕对齐的独立因素。我们还研究了晕线排列的关联函数，发现晕线沿其长轴方向的聚集性很强，而沿短轴方向的聚集性较弱。关联晕排列可以扩展到$100h^{-1}$ Mpc尺度，其特征主要是由重子声学振荡效应驱动的。
2017-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environment and redshift dependence of accretion onto dark matter halos and subhalos
一个只含暗物质的地平线项目模拟被用来研究吸积对晕和晕下的环境和红移的依赖性。这些对象通过合并和通过吸积扩散非晕物质的模拟增长，我们测量这两种吸积模式的组合信号。结果发现，晕吸积率随红移的变化不如扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义所预测的那样强烈，并且对于所有的晕，在z=0处主要是由小合并和扩散吸积事件决定的。这些后一种增长机制可能能够驱动最近的星系形成模型假设的无线电模式反馈，并具有正确的吸积速率和宇宙演化形式。模拟中的低红移次晕吸积体形成了一个质量选择的子样本，安全地高于质量分辨率极限，位于其宿主的外部区域，其中约70%超出其宿主的维里半径，在那里它们可能没有被显著地剥离质量。这些subhalos的增生，平均而言，在较高的速率比晕在低红移，我们认为，这是由于他们在小尺度上增强集群。在星系团尺度上，在低红移时，晕和晕下的质量吸积速率与环境的关系很弱，我们证实了在z~2时，晕的吸积与环境无关。通过将我们的结果与黑洞生长的观测研究进行比较，我们支持以前的建议，即在z>1时，暗物质晕及其相关的中心黑洞共同生长，但表明到目前为止，暗物质晕可能以比其相关的黑洞高3-4倍的分数速率吸积。
2011-06-23 astro-ph.CO
The Halo Occupation Distribution of Black Holes: Dependence on Mass
我们研究了直接跟随黑洞生长的流体动力学宇宙学模拟中黑洞的晕占据分布（HOD）。类似于星系/暗晕的HOD，我们发现黑洞占据数可以用与1+（M_Host）^alpha成比例的形式N_BH来描述，其中alpha随着红移温和地演化，表明在低红移下的给定质量晕（M_Host）倾向于比在高红移下拥有更少的黑洞（正如星系和黑洞合并的结果所预期的那样）。我们进一步划分的占领数的贡献，从黑洞居住在中央和卫星星系内的晕。晕内的M_BH的分布倾向于由单个大质量BH（分布在与M_Host强相关的峰值质量附近）和相对低质量的次级BH的集合组成，与M_Host的相关性较弱。我们还研究了其主机晕内的BH的空间分布，并发现它们通常遵循幂律径向分布（即更集中的比subhalo分布）。最后，我们表征的主机质量BH的增长是反馈为主（如恒星形成淬火）。我们发现，M_Host > 3 * 10^12 M_sun的晕具有由z~3控制的反馈的初级BH，低质量的晕在较低的红移处变得越来越受影响。
2011-02-07 astro-ph.CO
The 6dF Galaxy Survey: Dependence of halo occupation on stellar mass
在本文中，我们研究的恒星质量依赖的星系团在6dF星系巡天。与其他星系调查中使用的光学波段相比，6dFGS的近红外选择允许更可靠的恒星质量估计。利用Halo Occupation Distribution（HOD）模型，通过测量投影关联函数$w_p(r_p)$，研究了暗物质晕质量和卫星质量分数随恒星质量的变化趋势。我们发现典型晕质量（$M_1$）和卫星幂律指数（$α$）随恒星质量的增加而增加。这表明，（1）具有较高恒星质量的星系位于更多质量的暗物质晕中，（2）与低恒星质量星系所占据的晕相比，这些质量更大的暗物质晕随着质量的增加而更快地积累卫星。此外，我们发现$M_1$和最小暗物质晕质量（$M_{\rm min}$）的$M_1 \approx 22\,M_{\rm min}$之间的关系，与SDSS星系类似的发现。6dFGS星系的卫星部分随着恒星质量的增加而下降，从$M_{\rm stellar} = 2.6\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的21%下降到$M_{\rm stellar} = 5.4\times10^{10}h^{-2}\,M_{\odot}$的12%，表明高恒星质量星系更可能是中心星系。我们比较我们的结果来自千年模拟两个不同的半解析模型，发现一些分歧。我们的研究结果可用于放置新的约束条件的半解析模型在未来，特别是发光的红色卫星的行为。最后，我…
2012-12-14 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo kinematics and triaxial shape
在最近的一篇论文中，Salvador-Solé等人（2012）从初始随机高斯密度场中的峰值推导出了暗物质晕的典型内部结构，该密度场由表征所考虑的分层宇宙学的密度扰动的功率谱确定。在本文中，我们将这种形式主义的典型运动学和三轴形状的晕。具体来说，我们建立这样的晕属性和密度扰动的功率谱之间的联系，通过典型的形状的峰值。预测的典型晕形、赝相空间密度和各向异性分布的变化趋势与数值模拟结果吻合较好。我们的模型揭示了起源的幂律般的伪相空间密度轮廓的维里化晕。
2012-09-12 astro-ph.CO
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The excursion set model a step beyond: Environmental dependence
在漂移集模型下，我们利用Monte Carlo方法研究了光滑超密度$δ$在$S$尺度下的非马尔可夫随机演化.对于高斯密度场，在实空间中，通过礼帽滤波器进行平滑，我们使用随机游走，在尺度之间具有正确的相关性，以计算约束概率并将结构的数量与其环境的过密度联系起来。使用恒定势垒，比通常的低，但这提高了我们的结果与N体模拟的一致性。体模拟以及后代晕和它们的祖先的数量密度，我们将它们与它们的大环境的密度联系起来。不同质量的这些晕。这个数字增加较大的环境中的大晕和小的密度减少。这些晕的祖先的数量对它们大环境的过度密度不敏感。
2022-06-22 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 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
Theoretical Models of the Atomic Hydrogen Content in Dark Matter Halos
宇宙再电离后的氢原子（H I）气体主要存在于暗物质晕中，是恒星形成的燃料。它与宿主晕性质的关系是理解宇宙H I分布的关键。在这项工作中，我们提出了一个灵活的，经验模型的H I晕关系。在这个模型中，虽然H I质量主要取决于主机晕的质量，也有其他晕属性的二次依赖。将该模型应用于Arecibo Fast Legacy ALFA Survey（ALSAFA）的观测数据，发现该模型能成功地拟合宇宙H I丰度（$Ω_{\rm HI}$）、平均H I-晕质量关系（$\langle M_{\rm HI}|M_{\rm h}\rangle$）和H I聚类。最佳拟合的ALCHFA数据拒绝与高置信水平的模型与没有次级晕依赖的H I质量和模型与次级依赖的晕自旋参数（$λ$），并显示出强烈的依赖晕形成时间（$a_{1/2}$）和晕浓度（$c_{\rm vir}$）。为了从流体动力学模拟的角度解释这些发现，IllustrisTNG模拟证实了H I质量对次级晕参数的依赖性。然而，IllustrisTNG结果显示对$λ$的强依赖性和对$c_{\rm vir}$和$a_{1/2}$的弱依赖性，并且还预测了在大尺度上比观测大得多的H I聚类值。模拟和观测之间的这种差异要求从理论和观测两方面改进对H I-晕关系的理解。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time
我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。
2014-07-10 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mergers I: Dependence on Environment & Redshift Evolution
本文介绍了一个非常大的，$500h^{-1} Mpc$，宇宙学N体模拟，\textit{Millennium Simulation}的特定合并率作为一个函数的组成员，本地环境和红移的研究。目标是提供主要合并人口的环境诊断，以测试模拟对观测，并提供进一步的限制主要合并驱动的星系演化的情况。晕样本定义使用最大的圆速度，这是很好地定义为subhalos和密切相关的星系光度。海底晕，包括主要合并的前兆，被严重的潮汐剥离。因此，暗晕之间的重大合并是极其罕见的。潮汐剥离也抑制动力学摩擦，导致长期的主要合并时间尺度时，更大规模的晕不主机其他subhalos。相比之下，当其他的暗晕出现时，主要的合并时间尺度要短几倍。这种增强可能是由于subhalos之间的非弹性非约束碰撞。根据这些结果，我们预测，主要的合并在集团环境中占主导地位的合并涉及中央星系，具体的合并率被抑制在集团，和微弱的同伴的频率增强合并及其残余。我们还观察到一个“装配偏差”的主要合并率，在合并的星系般的晕略受抑制，在过密的环境，而合并的集团般的晕略有增强。这一趋势的动力学解释先进的要求在潮汐效应和相互作用的约束晕超越维里半径的本地动态主导晕。
2009-02-26 astro-ph.CO
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Alignment: I. Distribution of Substructures and Their Dependence On Assembly History From N-Body Simulations
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系的主轴对齐。这种排列取决于星系的性质，例如红色卫星比蓝色卫星排列得更紧密。解释这种现象的理论工作发现，这是由于暗物质晕的非球形性质。然而，大多数研究都在假设中心星系形状遵循宿主晕形状的情况下过度预测了对齐信号。也不清楚是否颜色依赖性的对齐是由于组装偏置或进化效应。在本文中，我们研究这些问题使用宇宙学N体模拟。暗晕被用来追踪卫星星系的位置。发现暗物质晕的形状在不同的半径上是不一致的。如果中心星系与内部主晕形状相同，则排列效应较弱，与观测数据一致。然而，它预测几乎没有依赖于卫星星系的颜色对齐，虽然后期吸积subhalos显示出更强的对齐与外层的主机晕比他们的早期吸积同行。我们发现，这是由于纯N体模拟的限制，卫星星系没有相关的subhalos（“孤儿星系”）没有解决。这些孤儿（主要是红色）卫星通常位于宿主晕的内部区域，并且应该遵循内部区域中宿主晕的形状。
2014-04-10 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
The cosmology dependence of the concentration-mass-redshift relation
暗物质晕的浓度提供了关于其内部结构以及它如何依赖于质量和红移的关键信息-所谓的浓度-质量-红移关系，表示为$c(M,z)$。我们在这里提出了一个广泛的研究的宇宙学依赖的$c(M,z)$是基于一套72重力，全N体模拟，其中以下宇宙学参数是不同的：$σ_{8}$，$Ω_{\mathrm{M}}$，$Ω_{\mathrm{b}}$，$n_{\mathrm{s}}$，$h$，$M_ν$，$w_{0}$和$w_{\mathrm{a}}$。我们的特点，这些参数对浓度的影响，不同的晕质量和红移。与之前的工作一致，对于研究的所有宇宙学，我们发现暗物质晕在其尺度半径内的特征密度$r_{-2}$与适当定义的宇宙临界密度之间存在密切相关性形成时间。这一发现，结合漂移集模型的晕形成的历史，使我们能够准确地预测暗物质晕的浓度作为质量，红移和宇宙学的函数。我们使用我们的模拟来测试一些已发表的模型预测晕浓度的可靠性，并强调当他们成功或失败，重现宇宙学的$c(M,z)$关系。
2022-07-27 astro-ph.CO
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
University of Oxford（牛津大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Durham University（杜伦大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）；York University（约克大学）；New York University（纽约大学）
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of AGN activity on stellar and halo mass in Semi-Analytic Models
活动星系核的反馈被认为在塑造各种观测到的星系性质，以及恒星质量和恒星形成速率的演变中起着重要作用。特别是，在目前的星系形成的理论范式，活动星系核反馈被认为在调节星系的活动水平，在相对大规模的晕在低红移发挥着至关重要的作用。然而，直到最近几年，才有详细的统计资料，说明星系活动对恒星质量、母晕质量和等级的依赖性。在本文中，我们比较的分数属于不同的活动类（恒星形成，活动星系核和射电活跃）的预测从四个不同的和独立开发的半解析模型。我们采用经验关系将物理性质转换为观测量（H_α发射线，OIII线强度和射电功率）。我们证明，在这项研究中使用的所有模型再现的整体分布的星系属于不同的活动类作为恒星质量和晕质量的函数：恒星形成的星系和最强的射电源优先与低质量和高质量的星系/晕分别。然而，模型预测在许多方面与观测测量不同。我们研究中使用的所有模型都预测，几乎每个>1.e12 Msun暗物质晕和/或>1.e11 Msun星系都应该拥有明亮的射电源，而只有一小部分星系属于这一类的数据。此外，在模型中，无线电亮度预计将强烈依赖于母晕质量的质量，而强和弱的无线电星系在数据中的环境相似。我们的研究结果强调，作为恒星质量的函数的活动星系核的分布提供了一个最有前途的判别不同的气体吸积计划。
2010-12-17 astro-ph.CO
Which galaxy property is the best indicator of its host dark matter halo properties?
在这项工作中，我们调查星系的速度色散，质量和其他属性（颜色，形态）与暗物质晕的属性之间的联系，通过比较星系在固定的质量和速度色散的集群。我们使用斯隆数字巡天来定义一个体积有限的样本的大质量星系完整的恒星质量（> 6 e10 Msun）和速度色散（>75公里/秒）。使用这个样本，我们表明，在固定的速度色散有没有集群振幅恒星或动力学质量的依赖。相反，当恒星或动力学质量固定时，速度色散对成团振幅有明显的依赖性，色散越高的星系成团振幅越大。我们还表明，虽然当恒星或动力学质量是固定的，仍然存在的集群振幅形态的依赖性，有没有这样的依赖性时，色散是固定的。然而，当质量和色散都固定时，我们确实看到了聚类幅度对颜色的依赖性。尽管如此，即使我们将我们的样本限制在只有椭圆星系或红星系的色散和集群振幅之间的关系在固定的质量仍然存在。与颜色的剩余相关性似乎很可能是由大质量光环中的卫星星系在固定色散下变得更红所驱动的。缺乏类似的形态依赖性意味着使卫星变红的机制不会改变它们的形态。我们的中心结果是，速度色散是更密切相关的星系的集群振幅比恒星或动力学质量。这意味着速度色散与决定聚类的晕属性（晕质量或年龄）更紧密相关，并支持星系的恒星形成历史与其晕属性的关系比与其整体质量的关系更密切的观点。
2012-01-09 astro-ph.CO
Galaxy and Halo Assembly Bias in Alternative Dark Matter Models
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Institut de Física d’Altes Energies（高能物理研究所）；Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）
该研究利用AIDA-TNG模拟，发现组装偏置在四种暗物质模型中差异很小，为替代暗物质模型下的星系-晕连接研究提供了稳健基线。
2026-09-29 astro-ph.CO
Testing General Relativity using the Environmental Dependence of Dark Matter Halos
在这封信中，我们调查了暗物质晕的环境依赖性，这些理论试图通过修改广义相对论（GR）来解释宇宙的加速膨胀。使用高分辨率N体模拟的f（R）重力模型恢复GR在密集的环境中凭借变色龙机制，我们发现一个强大的环境依赖的差异之间的透镜质量和动力学质量估计的暗物质晕。这种环境依赖性的晕属性可以作为一个吸烟枪来测试GR观测。
2011-07-18 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dependence of the outer density profiles of halos on their mass accretion rate
我们提出了一个系统的研究的密度分布LCDM晕，集中在外部区域，0.1 < r/Rvir < 9。我们发现，在半径r > 0.5 R200 m处，给定峰高的晕样品的中值和平均轮廓与文献中先前讨论的通用分析轮廓（如Navarro-Frenk-White和Einasto轮廓）存在显著偏差。特别是，在这些半径的对数斜率的中值密度分布的大规模或快速吸积晕陡峭比预测更急剧。剖面最陡斜率出现在r ~ R200 m处，其绝对值随峰高或质量增长率的增大而增大，最陡斜率可达-4，且斜率更陡。重要的是，我们发现当半径被R200 m重新标度时，在r > R200 m处的最外密度分布是显著自相似的。这种自相似性表明相对于平均密度定义的半径是优选的，用于描述外部轮廓的结构和演变。然而，当半径由R200 c重新缩放时，内部密度分布是最自相似的。我们提出了一个新的拟合公式，它描述了由峰高或质量吸积率选择的晕样品的中值和平均轮廓，在我们研究的所有半径，红移和质量下，精度< 10%，r < 9 Rvir，0 < z < 6 and Mvir >1.7E10 Msun/h。我们讨论了上述轮廓特征的观测特征，并表明在未来的大质量星系团弱透镜分析中应该可以检测到外部轮廓的陡峭化。这样的观测结果可以用来估计星系团晕的质量吸积率。
2014-06-10 astro-ph.CO
Dependence of halo properties on central-satellite magnitude gaps through weak lensing measurements
本研究首次通过弱引力透镜测量，探究暗晕质量、集中度与中心-卫星星等差的关联，发现不同中心光度区间依赖程度不同，并与Illustris TNG300、Millennium模拟结果对比验证。
2025-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differentiable Halo Mass Prediction and the Cosmology-Dependence of Halo Mass Functions
University of Vienna（维也纳大学）
本文提出可微分场级NN模型，通过3D U-Net从线性密度场直接映射到原初晕区域与质量区间，实现暗物质晕质量预测，其精度可与现有模型媲美，还可用于研究HMF的宇宙学依赖及外推模型。
2026-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos - III.Environmental dependence and conformity of galaxy colours
最近的研究表明，星系的猝灭特性在几兆秒差距内是相关的。围绕中心星系的大规模“星系整合”现象被认为是“星系组装偏差”或“预热”的潜在特征，这两种现象都将整合解释为直接环境效应作用于星系形成的结果。基于Zu & Mandelbaum（2015，2016）开发的iHOD晕淬灭框架，我们发现我们的基准晕质量淬灭模型，没有任何星系组装偏差，可以成功地解释SDSS中星系颜色的整体环境依赖性和一致性，分别通过星系颜色的标记关联函数和孤立原色周围的红色星系分数来测量。我们的基准iHOD晕淬灭模拟也正确地预测了更多与更少的红色星系子样本之间的空间聚类和星系透镜信号的差异，在固定的恒星质量下被红色序列脊线分割。与此同时，将星系颜色全部或部分与晕组装偏差联系起来的模型很难同时匹配所有这些观测值。因此，我们证明，所观察到的星系颜色的环境依赖性可以自然地解释为1）晕淬灭和2）晕质量函数随环境的变化-由两个独立的物理过程介导的间接环境效应。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Models of high redshift luminosity functions and galactic outflows: The dependence on halo mass function
The form of the halo mass function is a basic ingredient in any semi-analytical galaxy formation model. We study the existing forms of the mass functions in the literature and compare their predictions for semi-analytical galaxy formation models. Two methods are used in the literature to compute the net formation rate of halos, one by simply taking the derivative of the halo mass function and the other using the prescription due to Sasaki (1994). For the Press-Schechter (PS) mass function, we compare various model predictions, using these two methods. However, as the Sasaki formalism cannot be…
2009-02-18 astro-ph.CO
Scale Dependence of the Halo Bias in General Local-Type Non-Gaussian Models I: Analytical Predictions and Consistency Relations
我们从一般的局域型非高斯原始涨落出发，研究了宇宙学模型中晕的聚集。我们采用多个高斯场并加入任意阶的局域型非高斯修正，以覆盖一类经常讨论的f_nl，g_nl和τ_nl参数化模型。我们推导出一个一般公式的基础上的峰值-背景分裂形式主义的晕功率谱。由此产生的光谱的特征在于只有两个参数负责的尺度依赖的偏见，在大规模所产生的原始非高斯性，除了高斯偏置因子。我们引入了一个新的不等式来检验多场的非高斯性，这个不等式可以直接从观测的功率谱中得到。我们证明了这个不等式是f_nl和τ_nl之间的Suyama-Yamaguchi不等式在任意阶本原非高斯性上的推广.我们还表明，尺度依赖性偏差的幅度有助于区分最简单的二次非高斯性（即，f_nl型）与高阶星系（g_nl及更高）的区别。我们讨论了我们的分析结果的有效性和局限性，通过比较与数值模拟在一个附带的文件。
2012-05-11 astro-ph.CO
Halo abundances within the cosmic web
我们研究了在大尺度结构的宇宙网中暗物质晕的质量函数与其环境的依赖关系。晕质量函数对大尺度平均密度的依赖性是宇宙学理论的一个标准元素，它允许通过峰值-背景分裂来理解质量依赖性偏置。在高斯密度场的假设下，这种分析可以扩展到询问质量函数如何取决于几何环境：团簇、丝、片和空隙，通过潮汐张量（引力势的海森矩阵）进行分类。在线性理论中，这个问题可以精确地解决，并且结果非常简单：条件质量函数对局部潮汐场没有显式的依赖性，并且只是用于定义潮汐张量的滤波尺度上的局部密度的函数。然而，有一个很强的隐含的预测依赖于几何环境，因为局部密度耦合统计的潜在的衍生物。我们计算这个模型的预测，并研究其有效性的限制，通过比较它们的经验推导出的结果从$N$体模拟。我们已经证实，在一个很好的近似，在不同的环境中的晕的丰度只取决于它们的密度，而不是对它们的潮汐结构。在这个意义上，我们发现在不同环境中的晕丰度之间的相对差异小于13%的相同的密度。此外，对于足够大的滤波尺度，与理论预测的一致性是好的，尽管在小的非线性尺度下与高斯预测存在重要偏差。我们将讨论如何获得改进的预测，在这个政权，使用“有效宇宙”的方法。
2015-01-12 astro-ph.CO
Modeling the galaxy-halo connection with machine learning
为了在非线性尺度上从星系团中提取信息，我们需要以一种灵活的方式准确地模拟星系和晕之间的联系。标准的晕占据分布（HOD）模型假设星系在晕中的占据仅是其质量的函数，然而，在现实中，占据可以取决于各种其他参数，包括晕浓度、组装历史、环境、自旋等。我们表明，机器学习工具可以用来捕捉这种高维依赖性，并提供更准确的星系占领模型。具体来说，我们使用一个随机的森林回归，以确定哪些二次晕参数最好的模型的星系晕连接和符号回归，以增加标准HOD模型与简单的方程捕捉依赖于这些参数，即当地的环境过密和剪切，在一个晕的位置。这不仅提供了深入了解星系形成的关系，但更重要的是，提高了建模星系的聚类统计显着。我们的方法表明，机器学习工具可以帮助我们更好地理解和模拟星系晕的连接，因此对于即将到来的星系调查的星系形成和宇宙学研究是有用的。
2022-09-21 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
A deeper look into the structure of ΛCDM haloes: correlations between halo parameters from Einasto fits
我们使用高分辨率的暗物质宇宙学模拟来研究Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）晕随宇宙时间的结构特性。在我们的研究中，晕的质量范围从$\sim 10^{10}$到$\sim 10^{12} \mathrm{M}_\odot$，并与$10^5$到$10^7$颗粒相分离。我们用三参数Einasto函数拟合了DM晕的球平均密度剖面。对于我们的样本晕，Einasto形状参数，$α$，是不相关的浓度，$c$，在固定的晕质量，并在所有的红移。以前的反相关性报告追溯到拟合退化，由于我们的空间分辨率较高，我们的拟合对退化不太敏感。然而，对于单个晕，$α$和$c$的演化是反相关的：在红移处，$z=7$、$α\simeq 0.4$和随时间减小，而$c\simeq 3$和随时间增大。结构的演化主要是由于在较大半径处的质量吸积。我们认为，$α$跟踪的进化状态的晕，动态年轻的晕具有高$α$（接近顶帽：$α^{-1}=0$），和动态放松的晕具有低$α$（接近等温：$α=0$）。这种进化的依赖性调和的PDMATHAMR与峰高，PDMATHAMY，与依赖性的初始密度波动的功率谱的斜率由以前的研究发现的增加。
2018-11-12 astro-ph.CO
Does the Galaxy-Halo Connection Vary with Environment?
SubHalo Abnormal Matching（SHAM）假设一个（子）晕属性，如质量Mvir或峰值圆速度Vpeak，决定了每个（子）晕中的星系属性，如光度或恒星质量。这一假设意味着星系光度函数（GLF）和星系恒星质量函数（GSMF）对环境密度的依赖性取决于相应的晕密度依赖性。在本文中，我们测试这一点，从SDSS样本确定观察到的依赖与环境密度的ugriz GLF和GSMF的所有星系，并分别为中央和卫星星系。然后，我们表明，假的预测是在显着的协议与这些意见，即使当星系人口被划分为中央和卫星星系。然而，我们表明，SHAM未能再现正确的环境密度和所有星系和中央星系的g-r颜色之间的依赖关系，虽然它更好地再现了卫星星系的颜色对环境密度的依赖关系。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic Imprints on DM Halos: the concentration-mass relation and its dependence on halo and galaxy properties
研究利用CAMELS模拟量化了暗物质晕浓度-质量关系对五种星系/暗物质晕性质的依赖，构建了非线性模型，并发现忽略选取效应会导致重子印记建模约25%的误差。
2024-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational potential drives the concentration dependence of the stellar mass-halo mass relation
Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
研究发现引力势深度影响恒星质量-暗物质晕质量关系的散射，通过分析恒星金属度和浓度相关性，支持深引力势抑制反馈喷流从而增强物质保留的机制。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
