Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Caught in the cosmic web: Environmental effect on halo concentrations, shape, and spin
利用一组高分辨率的模拟，我们研究了暗物质晕特性与大尺度环境的统计相关性。我们认为晕人口分为四个宇宙网络（CW）的元素：空隙，墙壁，细丝，和节点。我们第一次提出了一个研究连续波效应的晕覆盖六十年的质量：$10^{8}-10^{14}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$。我们发现，晕生活在各种网络组件的分数是一个强大的功能的质量，与大多数的$M>10^{12}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$晕生活在细丝和节点。低质量晕更均匀地分布在细丝、壁和空隙中。对于晕密度分布和形成时间，我们发现一个通用的质量阈值$M_{th}\sim6\times10^{10}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$以下，这些属性随环境而变化。在这里，细丝晕有最陡的浓度-质量关系，壁接近整体平均值，而空洞晕有最平坦的关系。这相当于$c_{200}$的细丝和空隙晕，分别是$14\%$高于和$7\%$低于平均值在$M=2\times10^8{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$，与低质量的节点晕是最有可能飞溅回来。我们发现双幂律拟合，很好地描述了$c(M)$的四个环境中的整个探测质量范围。一个互补的图片被发现的平均形成时间，与质量形成时间的关系以下的趋势所示的浓度：节点晕是最古老的和空晕最年轻的。在研究晕的自旋和形状时，CW环境效应要弱得多。晕质量的趋势相反：$M<10^…
2021-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environmental dependence of the stellar mass fundamental plane of early-type galaxies
目标。利用Sloan数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的早型星系样本研究了恒星质量基本面（FP $_*$）的环境依赖性。方法. FP $_*$是通过用恒星质量代替基本平面（FP）中的光度来计算的。在SDSS星表的基础上，我们根据宿主暗物质晕的质量和在晕中的位置来描述星系的环境。在具有相同质量仓的晕中，中心星系和卫星星系的颜色分布是不同的。因此，我们计算了不同环境中星系的FP $_*$系数，并与FP系数进行比较，以研究恒星星族的贡献。结果我们发现FP $_*$的系数$a$系统地大于FP的系数，但是FP $_*$的系数$b$与FP的系数相似。此外，FP $_*$的环境依赖性与FP相似。对于中心星系，FP $_*$系数显着依赖于晕质量。卫星星系的FP $_*$系数与晕质量的相关性较弱。结论.我们的结论是，倾斜的FP主要不是由恒星星族。
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environment Dependence of Dark Matter Halos in Symmetron Modified Gravity
我们研究了对称修正重力方案中暗物质晕的环境依赖性。光子是三种已知的屏蔽第五种力的机制之一，从而在稠密环境中恢复广义相对论。屏蔽的有效性取决于物体的质量和它所处的环境。使用高分辨率的N体模拟，我们发现一个显着的差异，这取决于晕质量和环境，之间的透镜和暗物质晕的动力学质量类似的f（R）修改的重力。然而，由于与物质的耦合强度的自由度，光子可以产生更强的信号。
2011-10-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Properties vs. Local Density and Cosmic Web Location
利用Bolshoi-Planck LCDM宇宙学模拟研究了局部环境密度和宇宙网环境（细丝、壁和空隙）对暗物质晕关键性质的影响。使用SpineWeb方法和VIDE工具包将z = 0模拟分析为细丝、壁和空隙，这两种方法都使用分水岭变换。我们研究的关键晕属性是特定的质量吸积率，自旋参数，浓度，长轴性，最后一次主要合并的比例因子，以及晕的一半z = 0质量时的比例因子。对于所有这些属性，我们发现，在相同的环境密度比较时，在细丝，墙壁，或空隙的晕属性之间没有明显的差异。因此，我们得出结论，环境密度是影响这些属性的核心属性。这一结论与最近的研究结果一致，即在z ~ 0处相同的环境密度下，红移巡天中星系的性质与其宇宙网环境无关。我们还发现，银河系和仙女座星系在宇宙壁中心附近的局部网络环境似乎对这些星系的暗物质晕的性质没有任何影响，除了它们的方向，尽管我们发现在相对较小的宇宙壁中心附近有如此大质量的晕是相当罕见的。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environmental history of group and cluster galaxies in a LambdaCDM Universe
我们使用公开可用的星系合并树，获得应用半解析技术的大型高分辨率宇宙学模拟，研究组和星系团的环境历史。我们的研究结果突出了一个内在的历史偏见的存在，这使得先天与后天（以及质量与环境）的辩论本质上是病态的。特别是，我们表明：（i）幸存的大质量卫星比质量较小的卫星更晚地从更大质量的晕中吸积;（ii）在晕组装过程中，星系人口的混合是不完全的，这使得星系成为卫星的时间与其目前距离母晕中心之间存在相关性。最弱的趋势被发现的最大的卫星，由于有效的动力摩擦和大规模的晕晚形成时间。大部分质量最大的星系团/星系团成员作为中央星系被吸积到最终晕的主要祖先上，而大约一半的低质量和中等质量的星系被吸积为卫星星系。因此，大部分星系团和星系团（特别是那些低恒星质量的星系）都被“预处理”成质量约为10^13 Msun的星系团的卫星星系。为了量化层次结构增长对所观察到的环境趋势的相关性，我们考虑了被动星系分数的观测估计，以及它们作为晕质量和星团中心距离的函数的变化。与我们的理论预测相比，需要相对较长的时间（~5-7 Gyr）来抑制集团和集群卫星中的恒星形成。[删节]
2012-03-23 astro-ph.CO
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
Environmental screening of dark matter haloes in $f(R)$ gravity
在某些修正的引力理论中，太阳系对偏离广义相对论的限制是通过所谓的屏蔽机制来满足的，这使得理论能够在物质密度高或引力势深的区域恢复到广义相对论。就变色龙理论而言，屏蔽有两个贡献--自我屏蔽，这是由于物体本身的质量造成的，以及环境屏蔽，这是由周围物质引起的--这两个贡献通常是纠缠在一起的，第二个贡献对于质量较小的物体来说更重要。对环境对屏蔽的影响的定量理解可以证明在使用本星系群和矮星系等系统对这些理论进行观测测试时至关重要，因为环境可以以各种方式推断。我们使用Shi et al.（2015）的高分辨率{ \sc liminality}模拟来测试不同环境定义的保真度。我们发现，尽管在实践中定义环境的不同方法并不完全一致，但它们可以提供有用的指导，并交叉检查暗物质晕的屏蔽程度。此外，在暗物质晕中的次晕的筛选主要是由环境决定的，次晕质量起着次要的作用，这意味着在次晕没有得到很好解决的情况下，低分辨率的模拟仍然可以用于理解次晕内重力的变化。
2017-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Internal properties and environments of dark matter halos
我们使用七个高分辨率的$N$体模拟研究不同的晕属性（组装时间，自旋，形状和子结构）之间的相关性，以及这些晕属性是如何与大规模的环境中，晕居住。大规模的潮汐场估计从晕以上的质量阈值被用来作为我们的主要量来表征大规模的环境，而其他参数，如局部过密度和大尺度结构的形态，用于比较。对于固定质量的晕，晕的所有性质都与环境，特别是潮汐场有很大的关系。晕聚集时间的环境依赖性主要受局部潮汐场的驱动。在强引潮力区，子结构中未结合部分的质量增加，而结合部分的质量被抑制。在较强的潮汐场中，晕有旋转得更快的趋势，质量越大，这种趋势越强。自旋矢量显示出与潮汐场中轴的显著对齐，正如潮汐力矩理论所预期的那样。晕的长轴和短轴都与相应的潮汐场主轴强烈地一致。一般来说，在形成主晕后能吸积更多物质的晕平均来说更年轻，更细长，旋转更快，并且包含更大量的子结构。高密度环境不仅为晕的吸积提供了更多的物质，而且也是强潮汐场抑制晕吸积的场所。环境依赖性是这两种竞争效应的结果。基于晕的潮汐场可以从观测中估计，我们讨论了我们的结果对星系性质的环境依赖性的影响。
2011-02-11 astro-ph.CO
Assembly Bias & Redshift-Space Distortions: Impact on cluster dynamics tests of general relativity
大质量星系团周围星系的红移空间畸变（RSD）正成为修正引力理论的一个有前途的试验平台。这种方法的传统应用依赖于这样的假设，即在集群环境中的速度场是唯一确定的集群质量配置文件。然而，在N体模拟中，真实的暗物质晕被认为违反了维里质量决定位形空间分布的假设，这种效应被称为组装偏差。在这封信中，我表明，在模拟暗物质晕组装偏见也体现在速度空间。在1-10 Mpc的环境周围的集群，高浓度的“示踪剂”晕表现出10-20%较大的成对的速度分散配置文件相对于相同质量的低浓度的示踪剂晕。这种差异与设计用于解释宇宙加速的f（R）模型预测的RSD信号的大小相当。我使用的年龄匹配技术来研究如何颜色选择的影响可能会影响集群RSD信号，发现一个~10%的效果，由于红色的卫星优先占据更高质量的晕，和一个~5%的效果，由于组装偏置的颜色的中心。为了使用星系团RSD测量来强有力地约束修正引力，我们可能需要开发比现有文献中任何模型都更复杂的经验星系形成模型。
2015-01-12 astro-ph.CO
Environmental Effects for Gravitational-wave Astrophysics
即将到来的地面干涉仪对引力波的探测将开启引力波天文学的时代。当天基探测器成熟并以极高的精度和极高的红移测量大质量黑洞的质量和自旋时，情况将尤其如此，从而能够更好地了解黑洞与星系的共生演化，并在强场、高度动态状态下对广义相对论进行高精度检验。这些雄心勃勃的目标要求将引力波信号的天体物理环境污染限制在可以忽略的水平，以便对源参数的检测和估计都不会受到重大影响。在这里，我们考虑了天基探测器的主要来源-大质量黑洞双星的螺旋，合并和振铃以及极端质量比的螺旋-并解释了对其引力波形的各种影响，包括电磁场，宇宙学演化，吸积盘，暗物质，“防火墙”以及可能偏离广义相对论。我们发现，黑洞的准正规模式是急剧不同的物质的存在下，但衰荡信号观察到的干涉仪通常是不受影响的。吸积盘和暗物质的影响主要取决于它们的几何形状和密度分布，但对大多数源来说是可以忽略的，除了少数特殊的极端质量比的螺旋。电磁场和宇宙学效应总是可以忽略的。最后，我们探讨了我们的研究结果的建议测试广义相对论与引力波的影响，并得出结论，环境影响不会阻止精密引力波天文学的发展。
2015-01-07 astro-ph.CO gr-qc
A Halo Model with Environment Dependence: Theoretical Considerations
我们提出了一个修改的标准晕模型的目标是提供一个改进的描述星系聚类。最近的调查，如斯隆数字巡天（SDSS）和英澳两度巡天（2dF），显示星系的聚集与它们的属性（如金属丰度和恒星形成率）之间似乎存在相关性，这些属性被认为是环境依赖的。这种环境依赖性不包括在标准的晕模型中，其中宿主晕质量是指定星系属性的唯一变量。在我们的方法中，晕圈属性，即，浓度和晕圈占据分布（HOD）规定将不仅取决于晕圈质量（如在标准晕圈模型中），而且取决于晕圈环境。我们研究了不同的环境依赖性的晕浓度和HOD处方如何影响的关联函数。我们看到，在暗物质的水平上，晕的浓度只在小尺度上适度地影响暗物质的关联函数。然而，星系的关联函数是非常敏感的HOD的细节，即使只有一小部分晕的HOD被修改。
2011-02-02 astro-ph.CO
Galaxy formation with L-GALAXIES: Modelling the environmental dependency of galaxy evolution and comparing with observations
我们提出了一个变化的慕尼黑半解析星系形成模型，L-Galerkin，一个新的气体剥离方法。扩展早期的工作，我们直接测量星系的局部环境特性，制定一个更准确的治疗所有星系的冲压压力剥离。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，以恒星质量函数和星系在$0\leq z\leq2$的淬灭分数作为约束条件，对改进的L-Galerkin模型进行了全面的重新校准。由于这种重新校准，全球星系人口的关系，包括恒星质量函数，淬火分数与星系质量和HI质量函数都在很大程度上保持不变，并保持与观测一致。通过比较SDSS和HSC调查在不同环境中的星系属性的数据，我们表明，我们的修改后的模型提高了与淬火分数和星系的恒星形成率作为环境，恒星质量和红移的函数的协议。总体而言，在附近的晕与总质量$10^{12}$ $10^{15}\rm M_{\odot}$在$z=0$，我们的新模型产生更高的淬火分数和更强的环境依赖性，更好地恢复观察到的趋势与盐心距离高达几维里半径。通过分析在我们的模型中从星系中剥离的实际气体量，我们表明，那些在大质量晕附近的星系在成为卫星之前会失去很大一部分热晕气体。我们证明，这影响星系淬火内和超越晕边界。这可能会影响星系之间的相关性高达数十兆秒差距。
2020-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disentangling galaxy environment and host halo mass
[摘要]模拟中观测到的星系和暗物质晕的性质取决于它们的环境。环境一词被用来描述各种各样的度量，这些度量可能相互关联，也可能不相互关联。常用的环境测量方法包括到第N个最近邻的距离、一定距离内物体的数量密度或宿主暗物质晕的质量。我们使用千禧年的模拟结果和半解析模型的星系形成量化环境和晕质量之间的关系。我们表明，在观测文献中使用的环境参数的晕质量的措施，即使他们是一个固定的恒星质量测量。环境和晕质量之间最强的相关性出现在物体的数量被计算出的距离是宿主晕维里半径的1.5-2倍，并且当星系/晕被要求相对明亮/质量时。对于观测研究，维里半径不容易确定，但邻居的数量达到1-2 Mpc/h时，给出了类似的强相关性。对于到第N个最近邻的距离，如果N>2，则与晕质量的相关性几乎一样强。我们证明，这个环境参数变得不敏感晕质量，如果它是从无量纲量。这可以通过将相邻天体的最小光度/质量缩放到所讨论的天体的最小光度/质量，并将距离除以与所考虑的相邻天体或星系相关的长度尺度来实现。我们展示了如何这样的晕质量独立的环境参数可以定义为观测和数值研究。这些结果将有助于进一步研究晕质量和外部环境对星系和暗物质晕性质的影响。
2011-09-21 astro-ph.CO
The Zurich Environmental Study (ZENS) of Galaxies in Groups along the Cosmic Web. I. Which Environment Affects Galaxy Evolution?
苏黎世环境研究（ZENS）是基于141个星系群的约1500个星系成员的样本，这些星系的质量范围为~10^12.5-14.5 M_sun，红移范围为0.05<z<0.0585。ZENS采用了新的方法，这里描述的，量化四个不同的星系环境，即：（1）主机组晕的质量;（2）投影晕中心距离;（3）作为中心或卫星星系在其组晕内的排名;和（4）附属大尺度结构（LSS）密度。在小于10^13.5 M的太阳星系群中，约有40%的星系群没有发现中心星系的自洽识别，由此我们估计，在这些质量下，约有15%的星系群是动力学非弛豫系统。松弛和非松弛星系群中的中心星系一般具有相似的性质，这表明中心星系是由它们的质量而不是由它们的环境调节的。然而，在松弛的集团中心有~30%的大小比非松弛的集团，可能是由于吸积的小卫星在virialized集团晕。在M>10^10 M_sun时，松弛和非松弛星系群中的卫星星系具有相似的大小、颜色和（特定）恒星形成率分布;在较低的星系质量下，相对于非松弛星系群，松弛星系群中的卫星星系略微偏红，这表明松弛晕中活跃的物理过程导致了低质量卫星星系中恒星形成的淬灭。最后，松弛和不相关的群体显示出类似的恒星质量转换效率，在10^12.5 M_sun附近的晕质量处达到峰值。在所附的ZENS目录中，我们公布了所有的环境诊断以及ZENS论文II和III中描述的星系结构和光度测量。
2013-08-28 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
Resolution-independent modeling of environmental effects in semi-analytic models of galaxy formation that include ram-pressure stripping of both hot and cold gas
卫星星系中恒星形成的猝灭现象在大范围的暗物质晕质量和星系环境中被观测到。在最近的Guo et al（2011）和Fu et al（2013）半解析+N体模型中，卫星星系的气体环境受其所在的暗物质次晕的性质控制。这个数量取决于N体模拟的分辨率，导致在高分辨率和低分辨率模拟中淬灭卫星的发散分数。在这里，我们将一个分析模型，以跟踪低于分辨率限制的subhaloes。我们证明，我们然后获得更好的收敛结果之间的千年I和II模拟，特别是在大规模的晕（$\rm log M_{halo}=[14,15]$）的卫星。我们还包括一个新的物理模型，在卫星星系的冷气体的冲压压力剥离。然而，我们发现非常明显的差异与观测到的趋势淬火卫星星系分数作为恒星质量的函数在固定的晕质量。在固定的晕质量，猝灭的卫星的分数不依赖于模型中的恒星质量，但在数据中的质量强烈增加。除了对低质量被动卫星的过度预测外，模型还预测了太少的低恒星质量的淬灭中心星系，因此重现淬灭部分的问题不仅仅是环境原因。为了解决这些问题，显然需要进一步改进对调节星系恒星形成历史的气体物理过程的处理。
2016-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Scale Predictions of Symmetron Modified Gravity
我们提供的预测，在现实的暗物质晕附近的狄龙修改重力。第五种力的预测是通过求解球面NFW近似下的非线性狄龙运动方程得到的。此外，我们比较了三个主要的已知的屏蔽机制：Vainshtein，变色龙，对称围绕这样的暗物质源，强调它们之间的显着差异，并突出利用这些差异的观测测试。最后，我们证明了主机晕环境屏蔽效应（“毯子屏蔽”）较小的卫星晕通过解决周围的密度分布，这是卫星和近似主机组件的总和修改后的力量。
2011-10-10 astro-ph.CO gr-qc
CFHTLenS: The Environmental Dependence of Galaxy Halo Masses from Weak Lensing
我们使用弱引力透镜来分析CFHTLenS数据集中星系群中卫星星系周围的暗物质晕。该数据集来自CFHTLS-Wide调查，涵盖154平方米。高质量的形状数据。利用测光红移，我们将恒星质量在10^9 Msun到10^10.5 Msun范围内的透镜星系样本分为可能位于高密度环境（HDE）和可能位于低密度环境（LDE）的透镜星系。通过与千禧年模拟中提取的星系星表的比较，我们发现HDE星系的样本应该主要（约61%）由成组的卫星星系组成，而LDE星系的样本应该主要（约87%）由非卫星（场和中心）星系组成。比较HDE和LDE星系周围的透镜信号，HDE星系周围的透镜信号清楚地表明，在500- 1000 kpc半径范围内，主星系群对透镜信号的贡献是积极的，这是卫星星系和星系群中心之间的典型距离。更重要的是，HDE星系的暗晕比LDE星系周围的暗晕质量小0.65 +/- 0.12倍，在2.9 sigma水平上是显著的。一个自然的解释是，卫星星系的晕是通过集团环境中的潮汐效应剥离的。我们的结果是一致的一个典型的潮汐截断半径~40千秒差距。
2013-01-30 astro-ph.CO
The influence of the environmental history on quenching star formation in a $Λ$CDM universe
我们提出了一个详细的分析环境的影响和淬火恒星的形成在中央和卫星星系在本地宇宙的环境历史。我们利用公开可用的星系目录从应用星系形成模型的千年模拟。除了晕质量，我们考虑了各种固定尺度下星系的局部密度。将我们的模型预测与观测数据（SDSS）进行比较，我们证明了模型在几个方面未能再现所观察到的静止星系分数的密度依赖性：对于大多数探索的恒星质量范围和密度，模型无法再现观察到的类似行为的中心和卫星，它们稍微低估了中心的静止分数，并显着高估了卫星。我们表明，在模型中，静态的中央星系的密度依赖性是由一小部分的“后溅”的中心，已在过去的卫星（因此遭受环境过程）。转向卫星星系，其静态分数的密度依赖性反映了一个特定质量的母晕内的轨道运行所花费的时间的依赖性，强烈相关的晕质量和距离晕中心。与观测估计的比较表明，相对较长的气体消耗时间尺度约为5 Gyr的低质量卫星星系。猝灭时间尺度随卫星恒星质量的增加而减小。总的来说，要改进目前使用的星系形成模型，就必须改变内部过程（恒星形成和反馈）和环境过程（例如，使它们依赖于动力学摩擦时间尺度，防止气体重新吸积到后溅星系上）的模型。
2014-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental dependence of bulge-dominated galaxy sizes in hierarchical models of galaxy formation. Comparison with the local Universe
我们比较了星系形成的最先进的半解析模型，以及先进的次晕丰度匹配模型与SDSS在z < 0.3的早期类型星系的大样本。我们的注意力集中在中央星系的中等大小的主机晕质量的依赖。这些数据并没有显示出任何差异的早期型星系的结构特性与环境，在固定的恒星质量。在这项工作中考虑的所有层次模型，而不是倾向于预测一个中度到强烈的环境依赖性，与中位值大小增加了约1.5-3的因素时，从低到高质量的主机晕。从表面上看，与数据的差异非常显著，特别是在集群规模上，对于log Mhalo > 14的晕。与（相关的）观测误差的卷积减少了一些紧张。尽管观测的不确定性，数据往往不赞成分层模型的特点是相关的贡献盘不稳定性形成的球状体，强大的气体耗散（主要）合并，短的动态摩擦时标，和非常短的淬火时标在坠落的卫星。我们还讨论了各种额外的相关问题，如斜率和散射的本地大小恒星质量的关系，气体在本地早型星系的分数，和卫星星系的一般预测。
2014-01-10 astro-ph.CO
Environmental Dependence of Galaxy Merger Rate in ΛCDM Universe
我们利用四个星系目录的基础上，四个不同的半分析模型（SAM）实施的千年模拟研究环境的影响和模型依赖的星系合并率。我们首先分析发现，星系合并率的自组装膜有轻微的红移演化，与以前的工作结果一致。为了研究星系合并速率的环境依赖性，我们采用了两种估计量，即定义为第n近邻（n = 6）的面密度的局部超密度（1+δn）和宿主晕质量Mh。我们发现星系合并率Fmg对局域超密度（1+δn）有很强的依赖性，并且这种依赖性在所有红移处都是相似的。对于过密度估计，合并率Fmg被发现约20倍，在密集区域比在欠密集的四个模型中的两个，而它是大约四倍高，在其他两个。换句话说，两个极端之间的合并率差异的差异可以相差约5倍，这取决于所采用的SAM。另一方面，对于晕质量估计量，Fmg并不随宿主晕质量Mh单调增加，而是在$M_h$范围内的10 ^12和10 ^13 h-1 MΘ之间达到峰值，这对应于群环境。高局部密度区域的高合并率主要对应于群体环境中的高合并率......
2012-05-08 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
The morphological transformation and the quenching of galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）第七次数据发布（DR 7），研究了星系从晚型到早型的形态转变和猝灭现象。在恒星形成率-质量图（$\lg SFR - \lg M_*$）上，发现早型星系和晚型星系都具有双峰分布。因此，我们将它们分为四种类型：恒星形成早期型（sEs），淬灭早期型（qEs），恒星形成晚期型（sLs）和淬灭晚期型（qLs）。我们检查了各种环境尺度上的许多参数对晚型和早型淬灭率的潜在影响，以及恒星形成星系和淬灭星系之间的早型组分。这些参数包括：恒星质量$M_*$和晕质量$M_{halo}$ ;小尺度环境参数，如晕中心半径$R_p/r_{180}$和第三近邻距离（$d_{3nn}$）;大尺度环境参数，特别是它们是否位于星团、细丝、片或空洞中。我们发现，形态的转变主要是由恒星质量。对于质量较大的星系，猝灭主要由恒星质量驱动，而对于质量较小的星系，猝灭主要由晕质量驱动。此外，我们还观察到早型星系的晕淬灭效应总体上较强，这可能是由于它们缺乏冷气体或较早地吸积到大质量的宿主晕中。
2019-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population III star formation in an X-ray background: V. Environmental dependence and halo occupation probability
Yonsei University（延世大学）；University of Maryland（马里兰大学）
利用宇宙学zoom-in模拟，研究软X射线背景如何通过降低宿主晕质量并提高晕占据分数来促进Pop III恒星形成，发现低密度区域增强最显著，并提供了晕占据概率的拟合函数。
2026-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Environmental dependence on galaxy-halo connections for satellites using HSC weak lensing
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理学与数学 Kavli 研究所（WPI））
研究利用HSC弱引力透镜观测，探讨卫星星系与暗物质晕的环境依赖性，揭示次晕质量随距离星团中心的变化及潮汐剥离影响。
2024-09-09 astro-ph.CO
Connecting clustering and the cosmic web:Observational constraints on secondary halo bias
CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论天体物理学研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC). Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC)（科尔多瓦国立大学科尔多瓦天文台）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（圣马利亚技术大学物理系）
研究通过观测数据探测星系团的次级晕偏置，发现中心星系颜色和环境因素显著影响团聚类强度。
2025-12-28 astro-ph.CO
Galaxy Zoo: The Environmental Dependence of Bars and Bulges in Disc Galaxies
我们提出了一个分析的环境依赖的酒吧和隆起的盘星系，使用体积有限的目录15810星系在z<0.06从斯隆数字巡天与视觉形态从银河动物园2项目。我们发现，有一个酒吧，或凸起，在盘星系的可能性增加时，星系有红色（光学）的颜色和较大的恒星质量，并观察酒吧和凸起的可能性，这样的大规模盘星系更有可能主机酒吧和凸起的过渡。我们使用星系聚类的方法来证明统计上显着的环境相关性的酒吧，和膨胀为主，星系，从150千秒差距/小时到3百万秒差距/小时的预计分离。这些环境相关性似乎是相互独立的：即，球状主导盘星系表现出显著的棒环境相关性，棒盘星系表现出球状环境相关性。我们证明，大约一半（50 +/- 10%）的酒吧环境的相关性可以解释的事实，更大的质量暗物质晕主机红盘星系，然后更有可能有酒吧。同样，我们表明，恒星质量的环境依赖性只能解释一小部分（25 +/- 10%）的酒吧环境的相关性。因此，我们观察到的棒星系的环境依赖性中有很大一部分不是由于颜色或恒星质量的依赖性，因此可能是由于另一个星系的属性。最后，通过分析的投影集群的酒吧和无酒吧盘星系与晕占领模型，我们认为，酒吧星系是在略高于质量晕比无酒吧的，其中一些（约25%）的卫星星系的群体。我们还讨论了未成年人合并和相互作用对酒吧形成的影响。
2012-06-11 astro-ph.CO
The accretion of galaxies into groups and clusters
我们使用Font et al.（2009）的半解析模型星系目录中的星系恒星质量和晕合并树信息来研究星系吸积成大样本的星系群和星系团，覆盖晕质量的广泛范围（10E12.9到10E15.3 Msun/h），并从四个红移时期（z=0，0.5，1.0和1.5）中选择。我们发现，在所有研究的红移集群已通过星系群吸积了显着的一部分，他们的最终星系人口。一个z=0的质量为10E14.5 Msun/h的星系团，平均约有40%的星系（Mstellar > 10 E9 Msun/h）是从质量大于10 E13 Msun/h的晕中吸积而来的。此外，通过星系团吸积的星系平均来说比通过较小的晕或从场群吸积的星系质量更大。我们发现，在一个给定的时代，从孤立的环境中吸积的星系的分数是独立的最终集群或集团的质量。相比之下，我们发现，在每个红移时期观察相同晕质量的星系团意味着孤立星系的不同吸积率，从z=0时的5- 6%/Gyr到z=1.5时的15%/Gyr。我们发现，结合存在的屠夫Oemler效应在z=0.5和观察组内的星系显示显着的环境效应与星系吸积的历史证明惊人的结论。也就是说，主导环境过程必须在10 E12 - 10 E13 Msun/h的晕中开始发生，并在> 2 Gyrs的时间尺度上起作用。这支持了一种类似“绞窄”的机制，即星系的热晕在落入一个更大质量的晕中时被剥离。这个简单的模型预测，到z=1.5时，星系群…
2009-08-05 astro-ph.CO
The dependence of low redshift galaxy properties on environment
本文综述了近年来有关星系在低红移时各种性质对环境依赖性的研究结果。作为环境指标，我们使用组质量，组中心半径，以及中心和卫星之间的区别;检查星系属性包括恒星形成率，颜色，活动星系核分数，年龄，金属丰度和浓度。一般来说，如果卫星星系位于更大质量的晕中，它们与中央星系的偏离会更明显。我们表明，这些结果是一致的饥饿是主要的环境影响，如果考虑到卫星，居住在更大的晕和较小的晕中心半径平均已吸积了更长的时间前。然而，对环境的影响还没有完全了解。特别令人困惑的是，环境对星系的影响似乎与其恒星质量无关。这可能表明，剥离扩展的卫星星系的气体水库主要发生通过潮汐力，而不是冲压压力。
2011-01-17 astro-ph.CO
Scalar graviton as dark matter
在报告中，基于单模规范不变性/相对论和广义协方差原理建立的单模双模引力理论被揭露。除了广义相对论中的无质量张量引力子外，该理论还包括一个（几乎）无质量的标量引力子，它被当作引力暗物质。本文给出了一个描述具有渐近平坦转动曲线的软核暗晕相干标量引力子场的球对称真空解。
2014-01-31 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Global environmental effects versus galaxy interactions
我们探讨了从SDSS-DR 4中选择的近距离星系对和合并系统在不同环境中的性质，旨在评估相互作用对全球环境过程的相对重要性。为了这个目的，我们进行了比较研究的星系，没有密切的同伴作为本地密度和主机晕质量的函数，仔细删除可能的偏见的来源。我们发现，在低和高的局域密度环境中，颜色和形态的密切星系对是非常相似的孤立星系。在中等密度下，我们发现了显著的差异，这表明近距离的星系对可能比孤立的星系更快地过渡到红色序列。颜色和形态之间的相关性表明，负责颜色变换的物理机制也在改变星系的形态。无论暗物质晕质量，我们表明，在紧密的对和控制样本的红星系的百分比是可比的低和高的局部密度环境。然而，在中等局部密度下，密偶星系和控制星系之间的红色部分的差距从低质量晕的~10%增加到最大质量晕的~50%。我们的研究结果表明，在中等密度的环境中，星系在进入更高的局部密度区域之前，通过近距离接触和合并进行了有效的预处理。（阿布里奇）
2009-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing General Relativity Using the Evolution of Linear Bias
我们在平坦FLRW时空框架下研究了线性偏置的宇宙演化。我们考虑牛顿规范的度量扰动，包括哈勃尺度效应。作出以下假设，（i）规模独立的电流历元的偏差$b_0$，（ii）示踪剂和物质之间的加速相等，（iii）不重要的晕合并的影响（这是相当准确的$z<3$），我们解析推导出的规模依赖的偏差演变。所确定的尺度依赖性仅是由于哈勃尺度演化GR效应，而忽略其他尺度依赖性贡献。我们发现，星系团尺度的度量的波动不引入一个显着的尺度依赖的线性偏置。我们的偏见演变模型，然后用于推导出的物质增长指数$γ$和示踪剂功率谱归一化$σ_8(z)$的可观察值之间的连接。我们展示了如何将这种联系作为银河系外尺度上广义相对论的观测检验。
2012-05-09 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The X-ray Zurich Environmental Study (X-ZENS). I. Chandra and XMM-Newton observations of AGNs in galaxies in nearby groups
本文描述了利用钱德拉和XMM-牛顿对苏黎世环境研究所（ZENS）的18个星系群（M_group ~ 1- 6 × 10^13 Msolar，z~0.05）的X射线观测。我们的目标是建立的频率和属性，不受宿主星系稀释和遮蔽，AGN在中央和卫星星系成员，也作为一个函数的晕中心距离。在观测到的177个星系中，有22个观测到了X射线点源，其极限为f_（0.5-8 keV）~ 5x 10 ^-15 erg cm^-2 s^-1，对应的极限光度为L_（0.5-8 keV）~3x10^40 erg s^-1。在大多数X射线源归属于中低能级（L/L_Edd>~10^-4）活动星系核的情况下，我们讨论了活动星系核对这一质量尺度和红移的星系晕的探测率，并比较了活动星系核活动星系和不活动星系在星系晕中不同级别和位置的结构/形态特征。我们看到活动星系核主机有一个轻微的趋势，要么相对较亮/致密的磁盘（或相对较暗/弥漫的隆起）比类似质量的非活动星系。在星系质量尺度小于10^11 M太阳系时，中央星系比类似质量的卫星星系更有可能成为活动星系核的宿主。这种效应，再加上活动星系核倾向于居住在大质量星系，解释了活动星系核倾向于优先在星系团内部区域发现的（弱）趋势，在卫星群内活动星系核的频率中没有可检测到的与晕心距离的趋势。最后，我们的数据支持其他分析发现，集团活动星系核活动的红移的下降率匹配的全球活动星系核人口，表明…
2013-10-11 astro-ph.CO
Large scale environmental bias of the QSO line of sight proximity effect
本文分析了宇宙学环境中高红移类星体周围星系际物质的邻近区。在一个盒子的64小时-1百万秒差距的基础长度，我们采用暗物质只有模拟。为了估计氢的温度和密度分布，我们使用有效状态方程。氢被假定为在光电离平衡与模型背景通量，这是适合最近的平均光学深度和传输通量统计的观测。在红移z = 3，4和4.8时，我们选择模拟中确定的20个最大质量晕和100个较小质量晕中心的模型类星体位置。从每个假设的类星体位置，我们投下100个随机视线，两个盒子的长度，包括电离分数的变化，类星体通量场，并推导出模拟Lyα谱。邻近效应描述了平均归一化光学厚度τ_（max）= τeff，QSO/τeff，Lyα作为QSO和背景场电离率之比的函数，ω = ΓQSO/ΓUVB，也就是说分布图τ_（max）=（1 + ω/α）-0.5，其中引入了强度参数α。强度参数测量与理论背景模型的偏差，并用于量化环境密度场的任何影响。我们重现的邻近效应，这是不受主机晕质量的无偏测量。不同的视线和不同的类星体宿主位置之间的散射随着红移的减小而增加。在主晕周围，我们只发现在同向运动半径为1 < rc <10 h-1 Mpc的邻近区有轻微的平均超密度。然而，一个明确的幂律相关性的强度参数与平均过密RC被发现，高估的电离背景在过密区域和低估在欠密区域。
2011-05-03 astro-ph.CO
Weighing gas-rich starless halos: Dark matter parameter inference based on gas distributions
Università degli Studi di Milano-Bicocca（米兰比可卡大学）
研究通过分析RELHICs气体分布推断暗物质晕参数，发现环境密度影响质量-浓度退化，但将环境密度作为自由参数可消除系统偏差，质量测量结果可靠。
2026-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black hole mass, host galaxy mass, and dark matter halos: Testing the environmental connection
Instituto de Fisica de Cantabria (CSIC-Universidad de Cantabria)（坎塔布里亚物理研究所（西班牙科学研究中心-坎塔布里亚大学））；University of Southampton（南安普顿大学）；Institute for Astronomy & Astrophysics, National Observatory of Athens（雅典国家天文台天体物理学与天文学研究所）
利用X射线AGN样本和匹配的星系控制样本，通过交叉相关函数研究黑洞质量与暗物质晕质量的关系，发现高黑洞质量端AGN可能位于更高质量的暗物质晕中。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Zurich Environmental Study (ZENS) of Galaxies in Groups along the Cosmic Web. V. Properties and Frequency of Merging Satellites and Centrals in Different Environments
我们使用苏黎世天体物理研究（ZENS）数据库，调查合并分数$Γ$和合并星系的性质的环境依赖性在一个样本的~1300组星系与$M>10^{9.2}M_\odot$和0.05<z<0.0585。在我们的研究中调查的所有星系质量箱中，我们发现$Γ$在具有晕质量$M_{HALO}>10^{13.5} M_\odot$的组中相对于质量较小的系统减少了~2-3倍，这表明在大的势阱中合并活动受到抑制。仅在松弛群的基准情况下，我们测量了一个变化$ΔΓ/Δ\log (M_{HALO}) \sim - 0.07$ dex $^{-1}$，它几乎与星系质量和合并阶段无关。在星系质量$>10^{10.2} M_\odot$，大多数合并是干吸积淬火卫星到淬火中心，导致一个强大的增加$Γ$减少集团中心的距离在这些质量scales.Both卫星和中央星系在这些高质量的合并没有不同的颜色和结构特性从控制样本的非合并星系的质量和等级相等。在星系质量$<10^{10.2} M_\odot$，我们主要探测卫星-卫星对和恒星形成系统之间的合并，而紧密对（投影距离$<10-20$ kpc）显示$\sim2\times$增强（特定）恒星形成率和$\sim1.5\times$比类似质量的非合并卫星更大的尺寸。在合并和控制样本卫星种群的大小和SFR的增加导致类似的表面恒星形成密度。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN project: environmental drivers of Local Group reionization
University of Southern California（南加州大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；York University（约克大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所（WPI）、UTIAS）；Tsinghua University（清华大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过THESAN-1模拟探讨局部群再电离时间与环境因素的关系，发现高密度区域电离更早，环境影响主导再电离进程。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite abundances around bright isolated galaxies II: radial distribution and environmental effects
我们使用SDSS/DR 8星系样本来研究孤立主星周围卫星星系的径向分布，并与基于Millennium和Millennium-II模拟的半解析星系形成模型进行比较。SDSS卫星在高质量和低质量的原色周围表现不同：那些带有$M_*>10^{11}M_\odot$的轨道物体大多是红色的，并且不像推断的暗物质晕那样集中在它们的宿主上，这种效果在少数蓝色卫星上非常明显。另一方面，质量较小的主星具有更陡峭的卫星轮廓，与预期的暗物质分布相当吻合，并且由蓝色卫星主导，即使在预期强烈环境影响的内部区域也是如此。事实上，这种效应似乎仅对含有$M_* > 10^{11}M_\odot$的原色才很强。目前的半解析模拟无法再现这种行为，因为卫星剖面总是与暗物质的剖面平行，所有质量的原色卫星群都以红色为主。与SDSS的分歧表明，环境影响在模型中过于有效。修改环境和恒星形成过程的处理方法可以大大增加蓝色卫星的比例，但它们的径向分布仍然比观察到的要浅得多。似乎大多数低质量的原生卫星即使在它们的联合晕内轨道运行5 Gyr或更长时间后，也可以继续形成恒星。
2014-05-16 astro-ph.CO
An improved method for the identification of galaxy systems: Measuring the gravitational redshift by Dark Matter Haloes
介绍了一种基于晕模型的星系系统识别方法。该方法是由Yang等人（2005）开发的K-means识别算法的修改版本。我们已经校准和测试我们的算法使用模拟目录使用千年模拟（Springel等。2005年），并将其应用到NYU-DR 7星系目录（基于SDSS数据集）。利用这些星系群和星系团的局部样本，我们测量了它们的宿主暗物质晕产生的引力红移效应。我们的研究结果表明，径向速度的衰减与广义相对论的预测和Wojtak等人（2011）在星系团中的测量结果一致。
2012-08-16 astro-ph.CO gr-qc
Mass and Environment as Drivers of Galaxy Evolution II: The quenching of satellite galaxies as the origin of environmental effects
我们将Peng等人（2010）对演化星系群的唯象研究扩展到Yang等人的SDSS群中的中心/卫星二分法。我们发现，卫星星系是负责所有的环境影响，在我们的早期工作。红色的中心部分并不取决于它们的环境，而只取决于它们的恒星质量，而卫星部分则取决于两者。我们定义了一个相对的卫星淬火效率，这是蓝色的中心，淬火后成为另一个星系的卫星的分数。这被证明是独立的恒星质量，但强烈依赖于当地的超密度。卫星的红色部分与局部过密度（一种测量群内位置的方法）的相关性要比与群的丰富度（即暗物质晕质量）的相关性好得多。这一点，以及卫星猝灭取决于局部密度而不是星系的恒星质量或晕质量的事实，为卫星猝灭过程的性质提供了线索。我们还表明，卫星星系的质量猝灭的行动也是独立的母晕DM质量。然后，我们应用Peng等人（2010）的方法来预测中心星系和卫星星系的质量函数，分裂为被动星系和主动星系，并表明这些与SDSS观测到的质量函数非常匹配，进一步加强了这种唯象方法的有效性。我们强调了这样一个事实，即恒星形成中心和卫星的观测M* 是相同的，恒星形成卫星的观测M* 与10^12 M \odot以上的晕质量无关，这强调了我们在Peng等人（2010）中确定的质量猝灭过程的普遍性。猝灭后的合并改变了中心星系的质量函数，但只能使典型中心星系的质量增加约25%。
2012-07-16 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
Relativistic bias in neutrino cosmologies
晕和星系是潜在的暗物质结构的示踪物。虽然在一个主要由暗物质组成的简单宇宙中，它们的偏差是很好理解的，但在大质量中微子存在的情况下，这种关系变得更加复杂。事实上，大质量中微子在结构形成过程中引入了丰富的动力学，导致了尺度依赖的偏置。我们从广义相对论的角度，采用一个简单的球形坍缩模型来研究这个过程。除了广义相对论的大尺度特征外，我们还发现了中微子自由流尺度的特征签名。尺度依赖的晕偏置反对由于中微子自由流的物质分布的抑制，并导致晕功率谱的百分之几的修正。它不仅对中微子质量的总和敏感，而且对单个质量敏感。精确的中微子偏置模型是未来数据分析的重要组成部分，在约束中微子质量方面起着重要作用。
2018-12-21 astro-ph.CO
A Unified Halo Mass Function Across Dark Matter Models from High-Resolution Multi-Scale Simulations
Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of California, Los Angeles（加利福尼亚大学洛杉矶分校）；University of Southern California（南加州大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Flatiron Institute（平顿研究所）
通过多尺度N体模拟校准了一个灵活的晕质量函数拟合模型，在10^6到10^16太阳质量范围内精度达12%，并适用于多种暗物质模型。
2026-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental effects on Low Surface Brightness Galaxies in the IllustrisTNG simulation
本研究利用IllustrisTNG模拟表征低表面亮度星系的环境，发现其演化主要由星系团尺度的局部相互作用（如并合、潮汐剥离）驱动，而非大尺度宇宙结构。
2024-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmic epoch dependence of environmental effects on size evolution of red-sequence early-type galaxies
这项工作的目的是从观测上研究早型星系的大小增长历史，以及这种增长如何依赖于宇宙时代和它们所嵌入的晕的质量。我们进行了光度和结构分析的休息框架$V$带的质量选择（$\log M/M_\odot >10.7$）样本的红色序列早期型星系光谱/棱镜红移在一般领域$z=2$补充以前的工作提出了相同的分析，但在晕100倍以上的质量和1000倍的密度。我们均匀推导的大小（有效半径）充分考虑到星系的多组分性质和共同存在的等照度线扭曲和椭圆率梯度。通过使用这些质量选择的样本，组成的170个红色序列的早期型星系在一般领域和224个相同的选择和分析的集群，我们隔离的影响星系的大小的晕中嵌入的星系和它的依赖时代。我们发现，在一个固定的恒星质量，$\log M/M_\odot= 11$，银河系大小的$\log$，已增加了历元的速度两倍的速度比在集群中的领域在过去的10 Gyr（$0.26\pm0.03$与$0.13\pm0.02$ dex每单位红移）。一般场中的红序早型星系在$z=0.25\pm0.13$时达到了它们在稠密环境中的表亲的大小，尽管在$z\sim2$时小了三倍。数据指向一个模型，其中大小增长是独立于时代的（即，$\partial \log r_e /\partial z = c$），但是具有取决于环境的速率$c$，$\partial c /\partial \log M_{halo} \app…
2018-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy formation in the Planck cosmology - IV. Mass and environmental quenching, conformity and clustering
我们在Henriques et al.（2015）的星系形成模拟中研究了恒星形成的猝灭随红移、环境和恒星质量的变化，该模拟在两个千禧年模拟中实现了慕尼黑半解析模型（L-GALAXIES）的更新版本，并将其扩展到普朗克宇宙学。在这个模型中，大质量星系被活动星系核的反馈淬灭，这取决于黑洞和热气体的质量，因此间接地取决于恒星的质量。此外，任何质量的卫星星系都可以通过气体的冲压压力或潮汐剥离以及通过抑制气体流入而熄灭。这种组合的过程产生淬火效率，这取决于恒星质量，主机晕质量，环境密度，距离组中心和组中心星系性质的方式同意定性与观察。一些差异仍然存在于密集的区域和靠近群体中心的地方，那里的淬火似乎仍然太有效。此外，虽然大质量星系的平均恒星年龄与观测结果一致，但假设的活动星系核反馈模型允许在后期有太多的恒星形成。活动星系核的反馈和环境效应在密度较高的环境中更强，这一事实导致了中心星系和卫星星系的淬灭之间的相关性，这大致再现了晕内观察到的一致性趋势。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halos and Voids in f(R) Gravity
本文利用高分辨率的数值模拟方法研究了稠密环境中的暗物质晕和空洞的分布，并利用变色龙机制屏蔽了稠密环境中的第五种力。对于暗物质晕，我们表明，半解析薄壳条件，与适当定义的环境，提供了一个很好的近似描述的质量和环境依赖的屏蔽晕中的第五种力量。与ΛCDM模型相比，f（R）模型由于引力的增强，出现了更多的质量晕和大空洞。在f（R）模型中，有效半径为15 Mpc/h的空洞数分别是ΛCDM的2倍和4倍|f_{R0}| = 1 e-5和1 e-4。这为使用即将到来的观测数据来测试模型提供了新的手段。我们还发现，在我们的模拟中，空洞内的晕都是未屏蔽的，这是重力测试的理想对象。
2011-11-10 astro-ph.CO
Gravitational Potential Environment of Galaxies: I. Simulation
我们将星系环境的概念从局部星系数密度扩展到引力势及其函数，如剪切张量。为了这个目的，我们研究是否可以从一个观测样本，这是有限的体积，由于星系偏置的偏见，并受到红移空间失真的引力势的准确估计。本测试中使用了$Λ$ CDM模拟中的暗晕。我们发现，一个需要远离样品边界超过30 $h^{-1}$ Mpc的潜在或剪切张量的均方根值的20%以内的误差减少。用星系质量密度场代替星系数密度场，可以显著减小由于星系偏置引起的误差。通过对星系位置的速度效应进行修正，可以有效地消除由红移空间畸变引起的误差。我们检查依赖于暗物质晕属性的四个环境参数：局部密度，引力势，椭圆和长轴的剪切张量。我们发现局域密度与晕的性质有最强的相关性。这表明暗晕的内部物理性质主要受小尺度物理控制。在高密度区，暗晕平均质量更大，球形度更高，自旋参数和速度色散也更大。在高密度区，暗晕平均质量更大，球形度更高，自旋参数和速度色散也更大。本文还研究了环境参数与暗晕亚型的关系。卫星晕的自旋参数对局域密度的依赖性很弱，而孤立晕或中心晕的自旋参数对局域密度的依赖性更强。（节略）
2010-04-02 astro-ph.CO
The Past History of Galaxy Clusters told by their present neighbors
星系团可以在现代宇宙学中发挥关键作用，只要它们的演化得到正确的理解。然而，观察到的集群只给我们一个单一的时间框架，他们的动力学状态。因此，寻找与它们的组装历史有很好关联的星团的当前可观测数据构成了宇宙学的不可估量的工具。以往将星系团的环境描述因子与其形成历史联系起来的研究主要是晕的质量-环境关系。本文提出了一个无质量的集群大小晕的邻居分布和后者的质量组装历史之间的相关性。从Big Multidark模拟中，我们提取了两个大样本的随机晕，其质量范围从Virgo到Coma集群大小。此外，为了找到室女星系团形成历史的主要环境罪魁祸首，我们将室女座大小的晕与从模拟中提取的200个类似室女座的晕进行了比较。在不同的集群为中心的距离的邻居的数量允许区分集群与不同的质量吸积历史。与室女座晕类似，在大约2倍维里半径的距离内有许多邻居的星系团在z~1处经历了相对于平均值的质量吸积活跃期和平静历史之间的过渡。相反，具有很少邻居的集群共享相反的趋势：从被动到主动组装历史。此外，在大约4倍维里半径范围内有大质量伴星的星系团往往有最近的活跃合并历史。因此，星团邻居的径向分布为了解这些天体的过去历史提供了宝贵的见解。
2020-07-07 astro-ph.CO
Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
