On Combining Galaxy Clustering and Weak Lensing to Unveil Galaxy Biasing via the Halo Model
我们制定的概念，非线性和随机星系偏置的框架内的晕占领统计。利用投影中的两点统计量，我们定义了星系偏置函数b_g（r_p）和星系-暗物质互相关联函数R_{gm}（r_p），其中r_p是投影距离。我们用解析晕模型预测了在0.1 Mpc/h < r_p < 30 Mpc/h范围内，bg和R_{gm}的尺度依赖性如何依赖于晕占据模型中的非线性和随机性。特别是，我们量化的效果，由于中央星系的存在下，卫星星系的径向分布的假设，丰富的晕，和泊松字符的概率有一定数量的卫星星系在一定质量的晕。总的来说，较亮的星系显示出更强的尺度依赖性，并且具有更大的半径。在实空间中，我们发现星系偏差变得与尺度无关，当半径r > 1 - 5 Mpc/h时，R_{gm} = 1，取决于光度。然而，当使用本文中定义的投影量时，星系偏差在更大的半径范围内与尺度有关。这些预测的偏置函数的优点是，它们更容易观测到，它们的尺度依赖性携带了丰富的信息，关于星系偏置的属性。为了从观测上限制晕占据统计的参数，揭示星系偏置的起源，我们提出了偏置函数Gamma_{gm}（r_p）=b_g（r_p）/ R_{gm}（r_p）的使用.这个函数是通过弱引力透镜和星系集群的组合获得的，它可以通过现有的和即将到来的成像和光谱星系调查来测量。
2012-03-12 astro-ph.CO
Nonlinear stochastic biasing of halos: Analysis of cosmological N-body simulations and perturbation theories
理解和模拟星系偏置行为对于未来雄心勃勃的星系红移调查至关重要。使用40个大的宇宙学N体模拟的标准的LambdaCDM宇宙学，我们研究的交叉相关系数的物质和晕密度场，这是一个指标的随机性的偏见，在很宽的红移范围0 \le z \le 3。互相关系数对于提取关于物质密度场的信息是重要的，例如，通过结合星系团和星系-星系透镜测量。我们比较了模拟结果与集成微扰理论（iPT）提出的本作者和标准微扰理论（SPT）结合局部偏置的唯象模型。对于我们考虑的所有红移和晕质量，由iPT得到的互相关系数与N体模拟结果在0.5%（1.0%）以内一致，直到r~15（10）h^{-1}Mpc。具有局域偏置的SPT不能解释低红移下准线性尺度上的复杂行为，但大致再现了完全非线性尺度上互相关系数的一般行为。iPT是强大的预测互相关系数下降到准线性制度，具有高精度。
2013-06-24 astro-ph.CO
Combining FOF and halo-based algorithms for the identification of galaxy groups
星系群为各种各样的研究提供了手段，有助于更好地了解大尺度宇宙的结构，并使星系的性质与宿主晕的性质联系起来。然而，星系系统的识别是一项具有挑战性的任务，因此有必要尽可能地改进所涉及的技术。鉴于目前和即将到来的大型星系目录，我们提出，实施和评估的算法，结合了两个最流行的技术来识别星系系统。该算法可以很容易地应用于任何光谱星系目录，但在这里，我们证明了它的使用斯隆数字巡天。假设一个星系群是一个引力约束系统，至少有一个明亮的星系，我们开始识别组与朋友的友谊算法适应这个定义。鉴于这种方法的缺点，特别是缺乏识别低数量组的能力，因此无法在整个质量范围内研究晕的占用，我们通过添加基于晕的程序来改进它。为了评估性能，我们构建了一个模拟目录，从半分析模型比较使用我们的方法与从模拟中获得的组。使用我们的方法提取的组与那些模拟目录的比较表明，所提出的算法提供了优异的结果。在程序的第一部分中，对朋友圈算法进行了修改，以适应所采用的组定义，从而得到了可靠的组。此外，基于晕的方法的结合减少了闯入者，同时更准确地再现了每组星系的数量。作为一个具体的应用，我们使用该算法提取组从斯隆数字巡天。
2020-03-20 astro-ph.CO
Halo modelling in chameleon theories
我们分析的大尺度结构形成的标量张量理论的恒定的Brans-Dicke参数的一致性模型的背景扩展历史相匹配的建模技术，并在高密度区域产生的引力修正的变色龙抑制。因此，我们使用的质量和环境依赖的变色龙球形塌陷模型，Sheth Tormen晕质量函数和线性晕偏置，Navarro-Frenk-White晕密度分布，和晕模型。此外，使用球形塌陷模型，我们外推的变色龙质量浓度标度关系从LCDM处方校准N体模拟。我们还提供了对模型参数的约束，以确保在局部尺度上的可行性。我们测试我们的描述晕质量函数和非线性物质功率谱对各自的观测量提取的大容量和高分辨率N体模拟的极限情况下的f（R）重力，对应于消失的Brans-Dicke参数。我们发现两者之间有很好的一致性;晕模型提供了一个很好的定性描述的形状的相对增强的f（R）物质功率谱相对于LCDM所造成的额外的吸引引力，但未能恢复正确的振幅。引入一个有效的线性功率谱的计算中的两个晕项占在我们的方法中的中间尺度的变色龙抑制低估，我们准确地再现测量的N体模拟。
2014-11-13 astro-ph.CO gr-qc
Halo models in modified gravity theories with self-accelerated expansion
基于无碰撞Boltzmann方程的静态解和球对称解，研究了sDGP（Self-accelerating braneworld gravity of the Dvali-Gavadadze-Porrati braneworld gravity）模型和Galileon修正的引力模型中的晕结构，在牛顿引力极限下，它们退化为奇异等温球模型和King模型.这些晕的共同特点是，晕的密度在外部区域较大（较小）的sDGP（伽利略）模型，分别与牛顿引力。这分别来自sDGP（伽利略）模型中大距离有效重力的抑制（增强）。然而，由于Vainshtein机制，这些修正的引力模型与牛顿引力之间的差异只出现在晕之外，这使得它们之间很难区分。我们还讨论了晕密度分布是固定的重力模型之间的比较，我们的结果和以前的工作。
2012-01-12 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Detecting Neutrino Mass by Combining Matter Clustering, Halos, and Voids
我们量化的非线性物质的功率谱，晕质量函数，和空隙尺寸函数的信息内容，使用Quijote $N$体模拟。我们发现，这三个统计表现出非常不同的退化之间的宇宙学参数，因此，所有三个探针的组合，使打破退化，反过来又产生显着的严格约束。我们使用完整的协方差矩阵进行Fisher分析，包括所有的自相关和互相关，发现与无相关分析相比，这增加了中微子质量的信息含量。与单独使用功率谱相比，通过组合所有三种探针获得的宇宙学参数约束的乘法改进分别为：$Ω_m$、$Ω_b$、$h$、$n_s$、$σ_8$和$M_ν$分别为137、5、8、20、10和43。中微子质量之和的边际误差是$σ(M_ν)=0.018\,{\rm eV}$，对于$1\,(h^{-1}{\rm Gpc})^3$的宇宙学体积，使用$k_{\max}=0.5\,h{\rm Mpc}^{-1}$，没有CMB先验。我们注意到这个误差是一个低估，因为我们没有考虑超样本协方差，重子效应，和现实的调查噪音和系统学。另一方面，由于模拟分辨率的限制，我们的切割和分箱是次优的，这是一个高估。鉴于即将到来的星系调查将观察到跨越$\sim 100\,(h^{-1}{\rm Gpc})^3$的体积，这提出了一个有前途的新途径来测量中微子质量，而不受需要精确的光学深度知识的限制，这是基于CMB的测量所必需的。此外，对其他宇宙学参数的改进约束，特别是$Ω_m$，也可…
2021-09-20 astro-ph.CO
Testing Galaxy Quenching Theories with Scatter in the Stellar to Halo Mass Relation
我们使用恒星晕质量关系中的散射来约束星系演化模型。如果吸积重子转化成恒星的效率随时间而变化，那么具有相同现今质量但不同形成历史的晕将具有不同的z=0星系恒星质量。这是固定晕质量时恒星质量散射的来源之一，$σ_{\log M\ast}$。对于在z~2处经历恒星形成快速猝灭的大质量晕，触发这种猝灭的不同机制产生不同的$σ_{\log M\ast}$值。我们使用这个框架来测试各种模型，其中淬火开始后，星系越过阈值在以下物理量：红移，晕质量，恒星质量，恒星晕质量比。我们的模型是高度理想化的，随着更多的物理学被包括在内，可能会出现其他散射源。因此，我们的测试是一个模型是否可以产生低于观测范围的散射，为其他来源留下空间。最近的测量发现10^11 Msol星系的$σ_{\log M\ast}=0.16$ dex。在阈值随时间恒定的假设下，如此低的$σ_{\log M\ast}$值排除了所有这些模型，除了由恒星质量阈值引起的猝灭。大多数物理量，如金属丰度，如果与晕形成历史无关，则会增加散射。因此，为了减少给定模型的分散性，星系的性质将与形成历史紧密相关，从而为它们的聚集创造可测试的预测。理解为什么$σ_{\log M\ast}$如此之小可能是理解星系形成物理学的关键。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Combining cosmological constraints from cluster counts and galaxy clustering
目前和未来的大尺度巡天提供了有希望的宇宙学探测。例如，暗能量巡天（DES）预计将探测到约3亿个星系和数千个红移约1.3的星系团。我在这里显示正在进行的工作，结合两个探头的大尺度结构：集群数量计数和星系2点函数（在实或谐波空间）。晕模型（耦合到晕占领分布）可以用来模拟这些探头之间的互协方差，我介绍了一种图解方法来轻松计算所涉及的不同条款。此外，我计算联合非高斯似然，使用Gram-Charlier系列。然后，我将展示如何将贝叶斯超参数的方法扩展到泊松分布，第一步是将它们包括在这个联合似然中。
2014-07-04 astro-ph.CO
Understanding higher-order nonlocal halo bias at large scales by combining the power spectrum with the bispectrum
了解星系或暗物质晕等有偏差的示踪物与底层物质分布之间的关系，对于从正在进行的或未来的星系红移巡天中提取宇宙学信息至关重要。在足够大的尺度上，如BAO尺度，基于微扰理论（PT）的偏差问题的标准方法是假设“局部偏差”模型，在该模型中，有偏差的示踪剂的密度场根据相同位置的物质密度场确定性地扩展。然后，通过将功率谱与诸如双谱的高阶统计相结合来确定高阶偏置参数。然而，正如最近的研究所指出的，非线性引力演化自然会导致非局部偏置项，即使最初只是从纯粹的局部偏置开始。事实上，以前的工作表明，二阶非局部偏置项，这对应于引力潮汐场，是重要的，以解释的特征尺度依赖的双谱。在本文中，我们扩展到三阶的非局部偏置项，并调查是否PT为基础的模型，包括非局部偏置项可以同时解释功率谱和双谱的模拟晕在$N$体模拟。我们表明，该模型可以同时很好地解释$N$ -体模拟中的功率谱（包括密度和动量）以及晕与物质之间的双谱，该模型包括高达k~0.1h/Mpc的三阶非局域偏差项。此外，结果似乎在一个很好的协议与理论预测的一个简单的共同进化的图片，虽然协议是不完美的。这些演示清楚地表明，即使在如此大的规模的本地偏见模型的失败，我们的结论是，非本地偏见项应始终包括在模型统计的晕。[删节]
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fast numerical method to generate halo catalogs in modified gravity (part I): second-order Lagrangian Perturbation Theory
我们提出并测试了一种新的数值方法来确定二阶拉格朗日位移场的背景下修改的重力（MG）理论。我们从拉格朗日微扰理论的扩展到一类MG模型，它可以用参数化的泊松方程来描述，并引入了一个尺度依赖函数。我们利用快速傅立叶变换计算的二阶拉格朗日位移场的微分方程的完整的源项。我们比较其平均值的源项计算特定的配置，k-依赖的解决方案，可以找到数值。我们选择的配置，最佳匹配的完整的源项，从而获得一个近似的因式分解的二阶位移场的空间项有效的标准重力倍的k-依赖，二阶增长因子$D_2(k,t)$。该近似用于计算粒子的二阶位移。该方法进行了测试，对N体模拟运行标准和$f(R)$重力：我们依赖于朋友的朋友代码运行的N体快照的结果分配粒子晕，然后计算晕功率谱。我们发现非常一致的结果为两个引力理论：二阶LPT（2LPT）允许恢复的N体模拟的晕功率谱$\sim 10\%$精度$k\sim 0.2-0.4\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$，以及晕的位置，与一个错误，是一个分数的粒子间的距离。我们表明，当考虑在密度场的非线性相同的水平，2LPT与MG的性能是相同的（$1\%$内）作为一个标准的$Λ$ CDM模型与广义相对论。当在计算机代码中实现时，这种2LPT公式可以快速生成具有$f(R)$引力的暗物质分布，并且可以容易地扩展到其他MG理论。
2019-09-13 astro-ph.CO
From Redshift to Real Space: Combining Linear Theory With Neural Networks
Università di Genova（热那亚大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Genova（意大利国家核物理研究所热那亚分部）；Aix-Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（INAF布雷拉天文台）
结合线性理论与神经网络的方法有效减轻红移空间扭曲，提升大尺度结构分析的准确性。
2026-02-06 astro-ph.CO
Perturbation theory for nonlinear halo power spectrum: the renormalized bias and halo bias
我们重新审视了一个分析模型来描述晕物质互功率谱和晕自功率谱在弱非线性制度，结合微扰理论（PT）的物质聚类，本地偏见模型，和晕偏见。功率谱中的非线性来自物质的非线性聚集以及物质与晕密度场之间的非线性关系。通过使用“重整化”的方法，我们表示的非线性功率谱的两个贡献之和：非线性物质功率谱的有效线性偏置参数，和高阶PT谱的晕偏置参数作为系数。晕圈自功率谱包括需要作为附加自由参数处理的残余散粒噪声污染。高阶PT谱和残余散粒噪声的项导致相对于弱非线性区域中的非线性物质功率谱的尺度依赖的偏置函数。我们表明，模型的预测是在良好的协议，从一套高分辨率的$N$体模拟测量到$k\simeq 0.2 h$ /Mpc在$z=0.35$，为不同的晕质量箱的光谱。
2013-05-13 astro-ph.CO
Inferring dark matter halo properties for HI-selected galaxies
本文结合ALFALFA的HI运动学建模与SDSS的逆子晕丰度匹配，约束约22,000个星系的暗物质晕性质，发现两种方法总体一致，且结合后对NFW轮廓的约束平均提升40%，并构建了略浅于丰度匹配预期的重子质量—晕质量关系。
2023-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A theoretical framework for combining techniques that probe the link between galaxies and dark matter
我们开发了一个理论框架，结合测量星系星系透镜，星系集群，和星系恒星质量函数在一个自洽的方式。虽然已经投入了相当大的努力来单独探索这些探测器中的每一个，但将它们组合起来的尝试仍处于起步阶段，尽管这种组合有可能阐明星系-暗物质的联系，限制宇宙学参数，并测试引力的性质。在本文中，我们专注于一个理论模型，描述了星系-暗物质连接的基础上，标准的晕占领分布技术。几个关键的修改，使我们能够提取额外的参数，确定恒星晕质量关系，并同时适合多个探头的数据，同时允许独立的分箱方案为每个探头。在配套文件中，我们证明，这里提出的模型提供了一个很好的适合银河系透镜，星系团，和恒星质量函数测量的COSMOS调查从z=0.2到z=1.0。我们构造模拟目录的数值模拟调查的影响，样本方差和协方差的三个探针。最后，我们分析并讨论了三个观测量的趋势如何影响模型的导出参数。特别是，我们调查所观察到的星系恒星质量函数的各种功能（低质量的斜率，高原，膝盖，高质量的截止），并显示每个功能是如何与恒星和晕质量之间的关系。我们证明，在Mstellar~2x10^10 Msun的恒星质量函数中观察到的平台特征是由于在Mhalo ~ 10^12 Msun的恒星-晕质量关系从低质量幂律区域到更高质量的次指数函数的转变。
2011-06-06 astro-ph.CO
Bispectrum Modelling in Large Scale Structure - A Three Shape Model
我们通过比较理论模型（微扰理论和晕模型）和使用形状和振幅放大器的数值模拟来研究大结构的物质双谱。我们表明，在微扰理论在一个循环的有效场论的大尺度结构扩展到非线性政权。我们分析了一个和两个循环bispectra在重整化微扰理论，我们表明，有一个显着的扩展范围内的结果是准确的，当去两个循环。在晕模型的情况下，我们表明，在过去恶化的红移z>0的双晕项的建模存在缺陷。基于这一观察和晕模型中确定的形状，我们建立了一个简单的“三形状模型”，提供了一个很好的适合所有尺度上的N体模拟，在低和高的红移。我们表明，这个模型可以很容易地扩展到本地和等边原始非高斯使用相同的形状。
2017-10-18 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
Universality of the halo mass function in screened gravity theories
我们研究了晕质量函数作为$f(R)$、DGP和DGP引力探针的有效性。我们开发了一个扩展集的方法来概括一系列流行的HMF拟合函数从GR筛选MG，考虑HMF依赖于临界密度参数$δ_{c}$。特别是，我们提出了各种新的方法来解释变色龙筛选的环境依赖性，并通过$N$体数据将其准确性与现有方法进行比较。最后，使用嵌套抽样例程MultiNest，我们检查MG $N$体结果的两种可能的解释：它们是否可以被解释为$Λ$ CDM HMF和MG HMF是否显示任何普遍性。我们发现，MG的影响可以被解释为在$Λ$ CDM HMF-即可以被误认为GR-的最佳拟合参数的变化的拟合函数。或者，也可以颠倒这种关系来判断HMF的普适性--不是根据它对GR中的$z$、$H_{0}$、$Ω_{m}$、$Ω_Λ$的所谓不变性，而是根据它对引力基础理论的独立性。虽然我们没有发现完全通用的HMF，但参数值确实根据筛选机制的类型而聚类。结果表明，一个单一的，最适合的HMF可能会被用于每种类型的筛选，独立于MG模型中的参数。这表明，额外的复杂性的引力坍缩在屏蔽MG理论不能总是占使用GR中开发的技术。然而，变化是足够小的，它是不必要的开发新的拟合函数和校准他们在个案的基础上。
2018-11-15 astro-ph.CO gr-qc
Low frequency follow up of radio halos and relics in the GMRT Radio Halo Cluster Survey
我们进行了GMRT低频观测的射电晕，文物和新的候选人属于GMRT射电晕集群样本首次观察到610兆赫。使用GMRT在325 MHz和240 MHz下进行高灵敏度成像。在每个集群中的扩散发射的属性进行了比较，我们的610 MHz的图像和/或文献信息，在其他频率，以获得综合频谱在很宽的频率范围。除了经典的无线电晕，其光谱指数$α$的范围内$\sim1.2\div1.3$（S $\proptoν^{-α}$），我们发现源与$α\sim1.6\div1.9$。这一结果支持了这样一种观点，即射电晕中辐射粒子的光谱并不普遍，粒子加速的低效机制是其起源的原因。我们还发现了各种亮度分布，即中央峰值以及clujiang晕。尽管热等离子体和相对论等离子体倾向于占据相同的团簇体积，但在某些情况下，射电和X射线发射峰之间的位置偏移是明显的。我们的观测还揭示了存在的扩散集群源，不能很容易地归类为晕或遗物。在A1300和A1682发现了新的候选遗迹，在一些星团中发现了无线电发射的“桥梁”，连接遗迹和无线电晕发射。结合我们的新数据和文献资料，我们导出了射电晕的$_{\rm X}$ $_{\rm 325 MHz}$关联式，并研究了射电晕光谱指数随团内介质温度变化的可能趋势。
2012-10-29 astro-ph.CO
The contributions of matter inside and outside of haloes to the matter power spectrum
基于晕的模型已经成功地预测了物质的聚集。然而，聚类完全由晕内物质决定的假设的有效性在很大程度上仍未得到验证，并且不清楚非维里化物质是否可能对非线性聚类信号有显着贡献。在这里，我们调查的贡献晕的物质功率谱的规模和晕质量的函数相结合的宇宙学N体模拟计算不同的球形过密区域，朋友圈（FoF）组和晕外的物质功率谱的贡献。我们发现，无论最小晕质量如何，R200的球形过密度区域内的物质，平均值不能解释1<k<100 h/Mpc的所有功率。最多占功率的95%（k>20 h/Mpc）。当2<k<10 h/Mpc时，质量M200，平均<10^11 Msun/h的晕对功率谱的贡献可以忽略不计，我们的结果似乎随着晕质量的减小而收敛。当光环被认为是大小为R200，暴击的区域时，在所有尺度上未考虑的能量量都更大。也考虑到FoF组内但R200外的物质，平均值在这里探测的大多数尺度上增加了晕物质的贡献5- 15%。在M200，平均值>10^9 Msun/h的FoF群内的物质基本上占了3<k<100 h/Mpc的所有功率。因此，我们预计忽略R200以外物质贡献的晕模型，意味着高估了任何质量的晕对小尺度（k>1 h/Mpc）幂的贡献。
2015-07-01 astro-ph.CO
The importance of the cosmic web and halo substructure for power spectra
在这项工作中，我们研究的相关性的宇宙网络和子结构的物质和透镜功率谱测量晕模拟目录提取的N体模拟。由于N体模拟的计算成本很高，因此通常使用更快的方法将暗物质场近似为一组晕。在这种近似下，我们取代质量浓度N体模拟的球对称Navarro-Frenk-White晕密度分布。我们也认为完整的质量场是两个不同场的总和：暗物质晕（$M>9\times 10^{12}~M_{\odot}$ /h）和不包括在晕中的粒子。模拟晕很好地再现了物质功率谱，但低估了大尺度和小尺度上的透镜功率谱。对于在$z_{\rm s}=1$的源，相对于模拟的晕，在$\ell\approx 10^4$的透镜功率谱被低估高达40%。模拟星表与晕外的暗物质分布相结合，可以减轻大尺度效应。此外，为了评估子结构的贡献，我们在N体模拟中涂抹了晕内子结构，同时保持晕密度分布不变。对于物质功率谱，这种平滑的效果仅为5%的量级，但对于透镜子结构要重要得多：对于$\ell\approx 10^4$，内部结构贡献了总光谱的30%。这些发现对模拟星表的创建有重要意义，表明目前用于星系调查的一些近似方法将不足以用于未来的弱透镜调查。
2015-03-14 astro-ph.CO
An unlikely radio halo in the low X-ray luminosity galaxy cluster RXC J1514.9-1523
本文报道了在z=0.22的星系团RXC J1514.9-1523中发现的一个巨大的射电晕，它具有相对较低的X射线光度，$L_{X \, [0.1-2.4 \rm \, kev]} \sim 7 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$。这个微弱的、弥散的射电源是用327兆赫的巨型米波射电望远镜探测到的。在我们重新分析的NVSS指向中，在1.4 GHz处几乎没有检测到该源。晕的综合射电频谱非常陡峭，在327 MHz和1.4 GHz之间的斜率α= 1.6。虽然巨大的射电晕在X射线更明亮的星系团合并中很常见，但在具有$^{-1}$的$L_X \ltsim 8 \times 10^{44}$ erg的系统中检测到晕的概率小于10%。在这个临界光度区探测到一个新的巨大晕，对于区分星系团中超相对论电子起源的竞争理论特别有用。此外，如果我们的陡射电频谱指数被未来更深层次的射电观测所证实，这个星团将提供最近发现的超陡频谱射电晕的另一个例子，这是由湍流再加速产生星团宇宙射线电子的模型预测的。
2011-09-13 astro-ph.CO
Quijote PNG: The information content of the halo power spectrum and bispectrum
我们调查有多少可以了解四种类型的原始非高斯性（PNG）从小规模的测量晕场。使用QUIJOTE-PNG模拟，我们量化的信息内容可与测量的晕功率谱和四极，物质功率谱，晕物质交叉谱和晕双谱。这项分析是第一个包括小的，非线性尺度，直到$k_\mathrm{max}=0.5 \mathrm{h/Mpc}$，并探讨这些尺度是否可以打破退化与宇宙学和滋扰参数利用数千个N体模拟。我们用一个由质量为$>3.2 \times 10^{13}~h^{-1}M_\odot$的所有晕组成的样品在红移空间中进行了所有的晕测量。对于局部PNG，使用样本方差消除从功率谱的尺度相关的偏置效应的测量提供比晕圈双谱的测量显著更严格的约束。在这种情况下，小尺度的测量增加了最小的附加约束力。相反，等边和正交PNG的信息主要是通过双谱访问。对于这些形状，小规模的测量增加了约束力的光环双谱高达$\times4$，虽然除了$k\approx 0.3 \mathrm{h/Mpc}$的尺度增加，改善了约束，主要是通过减少退化之间的PNG和其他参数。通过结合功率谱和双谱测量，这些退化甚至更有力地减轻。然而，即使结合测量和小尺度信息，等边非高斯性仍然高度退化与$σ_8$和我们的偏差模型。
2022-12-20 astro-ph.CO
Modeling features in the redshift-space halo power spectrum with perturbation theory
我们研究了微扰模型的能力与有效场论的贡献和红外重建模型中的线性功率谱有“功能”的红移空间集群有偏见的示踪剂-无论是在通货膨胀或引起的非标准膨胀的历史。我们表明，欧拉和拉格朗日微扰理论是能够再现的傅立叶空间两点函数的晕的非线性尺度从一套$4096^3$粒子N体模拟。这是第一次证明，微扰模型可以准确地适应红移空间集群有偏见的示踪剂在N体模拟这样的理论。通过比较不同的理论模型和IR再确认方案，我们评估了目前的理论不确定性预测功率谱的模型的功能。我们的研究结果表明，未来的调查将能够检测或严格限制在原始光谱中的功能低于百分之一的水平在很大范围内的尺度。
2020-10-05 astro-ph.CO
CHAM: a fast algorithm of modelling non-linear matter power spectrum in the sCreened HAlo Model
本文提出了一种快速数值屏蔽晕模型算法（CHAM），用于模拟LCDM替代模型的非线性功率谱。这种方法有三个明显的优点。首先，它并不局限于特定的暗能量/修改的重力模型。原则上，所有的屏蔽标量张量理论都可以应用。第二，在计算中做了最少的假设。因此，物理图像很容易理解。第三，它是非常可预测的，不依赖于N体模拟的校准。作为例子，我们给出了Hu-Sawicki f（R）引力的情形.在本例中，当前并行Python脚本（8个线程）的典型CPU时间大约在$10$分钟内。得到的光谱与N体数据在几个百分比的精度高达k~1 h/Mpc的良好协议。
2017-12-25 astro-ph.CO
Excursion Set Halos -- ExSHalos: A New Parameter Free Method for Fast Generation of Halo Catalogues
我们发展了一种新的，简单，快速和无参数的方法来构建暗物质晕目录。该方法只需要线性物质功率谱和线性理论中的晕形成阈值密度作为输入。它直接利用漂移集的思想和拉格朗日摄动理论产生具有正确丰度、大尺度功率谱、双谱和速度场的晕星表。这些晕星表可用于快速构建模拟星系星表，允许多个观测值的协方差矩阵的评估。由于其鲁棒性和预测性，这种方法可以很容易地适用于产生目录，例如原始的非高斯性，修改后的引力理论和非标准的暗能量模型，使这些模型的详细研究，在下一代的调查。我们实现了这种方法在C代码中，并提出了与理论预测以及完整的N体宇宙学模拟的数值比较。
2019-06-16 astro-ph.CO gr-qc
Detection of a Nearby Halo Debris Stream in the WISE and 2MASS Surveys
结合宽视场红外巡天探测器全天发布与2MASS点源目录，我们发现附近，中等金属贫恒星碎片流跨越24度的南部天空。我们命名为Alpheus的溪流，估计距离约为1.9 kpc。它的位置、方向、宽度、估计的金属丰度，以及在某种程度上它的距离，都与人们对南部球状星团NGC 288的潮汐尾的预期大致一致。
2013-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Formation from Yukawa Forces in the Very Early Universe
本文研究极早期宇宙中由汤川力驱动的暗物质晕形成，通过自洽背景动力学、线性增长近似和N体模拟，发现晕以指数速度在远大于简单估计的尺度上形成，并讨论了其可能的最终命运及对超越标准模型理论的约束意义。
2025-06-05 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
