暗物质晕的积分恒星含量

用合成天空测试Sunyaev-Zel'dovich对暗物质晕热气含量的测量

Testing Sunyaev-Zel'dovich measurements of the hot gas content of dark matter haloes using synthetic skies

热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应提供了一种探测大质量星系和星系群和星系团内部及其周围的热气体的方法，这些气体被认为构成了宇宙重子含量的很大一部分。普朗克合作最近进行了堆叠分析的大样本的“本地最亮的星系”（LBG），令人惊讶的是，推断出近似自相似的tSZ通量和晕质量之间的关系。从表面上看，这意味着热气体的质量分数与晕质量无关，这一结果显然与X射线观测结果相矛盾。我们测试的鲁棒性推断的趋势，使用合成的tSZ从宇宙流体动力学模拟产生的地图，并使用相同的工具和假设应用在普朗克研究。我们表明，虽然检测和估计的“总”通量（$5 r_{500}$内）是相当强大的，推断出的通量源自内$r_{500}$（即X射线观测通常探测的极限半径）是高度敏感的气体的假设压力分布。使用我们最现实的模拟活动星系核的反馈，再现各种各样的X射线和光学性质的团体和集群，我们估计，$r_{500}$内导出的tSZ通量偏高高达一个数量级的质量$M_{500} \sim 10^{13}$ M $_{\odot}$晕。此外，我们表明，AGN模拟与普朗克观测到的总tSZ通量-质量关系是一致的，而自相似模型被排除。

星系质量、恒星含量和晕质量散射的物理关联

Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass

我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。

利用SDSS DR7中的星系团和星系-星系透镜将恒星内容映射到暗物质晕

Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7

观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。

星系组装偏差对星系暗物质晕含量的影响

The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos

我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。

星系暗物质晕含量的演化

The evolution of the galaxy content of dark matter haloes

我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。

Mining the information content of member galaxies in the halo mass modelling

Motivated by previous findings that the magnitude gap between certain satellite galaxy and the central galaxy can be used to improve the estimation of halo mass, we carry out a systematic study of the information content of different member galaxies in the modelling of the host halo mass using a machine learning approach. We employ data from the hydrodynamical simulation IllustrisTNG and train a Random Forest (RF) algorithm to predict a halo mass from the stellar masses of its member galaxies. Exhaustive feature selection is adopted to disentangle the importances of different galaxy members. W…

Low-frequency integrated radio spectra of diffuse, steep-spectrum sources in galaxy clusters: palaeontology with the MWA and ASKAP

Galaxy clusters have been found to host a range of diffuse, non-thermal emission components, generally with steep, power law spectra. In this work we report on the detection and follow-up of radio halos, relics, remnant radio galaxies, and other fossil radio plasmas in Southern Sky galaxy clusters using the Murchison Widefield Array and the Australian Square Kilometre Array Pathfinder. We make use of the frequency coverage between the two radio interferometers - from 88 to $\sim 900$ MHz - to characterise the integrated spectra of these sources within this frequency range. Highlights from the …

早型场星系中的热气晕

Hot Gas Halos in Early-Type Field Galaxies

本文利用Chandra和XMM-牛顿方法研究了一个场早型星系样品中的热气体含量。我们发现，场星系的L_X-L_K关系比星系团和星系团中的类似星系要陡。LK <Lstar的场星系的低热气含量表明，低质量星系的内部过程，如超新星驱动的风或活动星系核反馈驱逐热气。这样的机制可能是不太有效的组和集群中的组内或集群内介质的存在下，可以限制流出的材料。此外，星系群和星系团中的星系可能能够从周围介质中吸积气体。虽然在保留热气晕的星系群和星系团中存在着大量的L_K < L_恒星星系，但在这些丰富环境中的一些星系，包括更明亮的星系，基本上没有热气。在这些情况下，热气体晕很可能已经通过冲压压力汽提去除。这表明，在丰富的环境中，星系的群内/群内介质和热气晕之间存在着非常复杂的相互作用，环境介质在某些情况下有助于限制甚至增强晕，而在其他情况下则有助于去除气体。相比之下，更孤立的星系的热气含量主要是星系质量的函数，更大质量的星系能够保持它们的晕，而在较低质量的系统中，热气会在外流风中逃逸。

类SDSS星系红移空间功率谱中的宇宙学信息量（$k=0.3\,h\,$ Mpc $^{-1}$）

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。

重子对暗物质晕轨道结构的影响

Influence of baryons on the orbital structure of dark matter haloes

我们使用一套最先进的高分辨率宇宙学流体动力学模拟--超大规模模拟（OverWhelmingly Large Simulations，OWLS），研究了在形成过程中由重子在暗物质晕上留下的动力学特征.我们提出了一个详细的研究实施反馈处方的影响，轨道上的暗物质粒子，恒星粒子和subhaloes，分析运行没有反馈，与恒星的反馈和反馈从超大质量黑洞。我们关注的是在z = 0（2）时维里质量约为6 x 10^{13}（~ 7 x 10^{11}）Msun/h的晕的中心区域（0. 25 r_{200}）。我们还研究了这些晕的轨道内容（不同轨道类型的相对分数）如何取决于几个关键参数，如它们的质量，红移和动力学状态。这些模拟的轨道内容的频谱分析的结果进行了比较，并量化的盒，管和不规则轨道的分数的变化。在宇宙学模拟中发现盒形轨道支配着暗物质晕的轨道结构。盒子轨道的分数与中心重子分数之间有很强的相关性。虽然辐射冷却的作用，以减少部分的盒子轨道，强反馈的实施结果在一个类似的轨道分布的暗物质唯一的情况。恒星粒子所描述的轨道内容被发现是非常相似的，从暗物质粒子的轨道，这表明，要么他们已经忘记了自己的动力学历史，或者说，subhaloes带来的恒星是没有偏见的主要分布方面显着。的subhaloes的轨道内容是在广泛的协议，在粒子分布的外部区域看到的。

作为星系的M82：盘和晕的形态和恒星含量

M82 as a Galaxy: Morphology and Stellar Content of the Disk and Halo

几十年来，核恒星暴一直是M82的焦点，很少有人讨论M82作为一个星系。在过去的十年中，随着关于其盘和晕的形态和恒星含量的一些重要结果的发表，情况正在发生变化。在这篇综述中，我们将在M82星系的框架内讨论这些最新的发现。近半个世纪以来，人们都知道M82作为一个星系并不遵循正常星系的预期趋势，这促使形态学家以Irr II或无定形的名义引入了一个单独的形态类型。现在人们已经了解到，其明显独特的形态外观背后的主要原因是其独特的恒星形成历史，气体密度的径向分布和旋转曲线的形式。该盘几乎所有的恒星都是在大约5亿年前通过爆发模式形成的，而盘状恒星的形成在大约1亿年前完全熄灭。盘状爆发的化石记录以数百个致密星团的形式存在，它们的质量与银河系中的球状星团相似，但要年轻一个数量级。目前的恒星形成完全局限于中央500 pc区域，其中包含200多个年轻的致密星团。该盘包含一个非恒星形成的螺旋臂，由于消光和视线高度倾斜的组合，从光学视图中隐藏起来。M82的晕圈在其恒星成分方面也是不寻常的，有证据表明恒星形成，尽管在低水平上，持续发生超过十亿年。我们仔细研究了每一个观察到的异常，以研究相互作用对M82进化的整体影响。

Theoretical Models of the Atomic Hydrogen Content in Dark Matter Halos

Atomic hydrogen (H I) gas, mostly residing in dark matter halos after cosmic reionization, is the fuel for star formation. Its relation with properties of host halo is the key to understand the cosmic H I distribution. In this work, we propose a flexible, empirical model of H I-halo relation. In this model, while the H I mass depends primarily on the mass of host halo, there is also secondary dependence on other halo properties. We apply our model to the observation data of the Arecibo Fast Legacy ALFA Survey (ALFALFA), and find it can successfully fit to the cosmic H I abundance ($Ω_{\rm HI}$…

星系的气体调节：宇宙sSFR的演化、金属度-质量-SFR关系和晕的恒星含量

Gas-regulation of galaxies: the evolution of the cosmic sSFR, the metallicity-mass-SFR relation and the stellar content of haloes

一个非常简单的星系物理模型，其中恒星的形成是由储存器中的气体质量瞬间调节的，它将演化中的星系种群的三个不同方面联系在一起：（a）相对于晕增长的特定恒星形成率sSFR的宇宙时间演化，（b）整个星系种群和宇宙时间内的气相金属丰度，以及（c）晕中恒星质量与暗物质质量的比率。如果SFR效率和风质量负载是恒定的，sSFR被设置为星系的特定吸积率：更现实的情况下导致sSFR从这个身份扰动。金属丰度由调节系统的瞬时操作而不是由系统的过去历史设定。调节器系统自然地产生Z（mstar，SFR）关系，其中SFR作为质量-金属丰度关系中的第二参数。这将是相同的，在所有的时代，除非效率和质量负载随时间变化，自然产生所谓的“基本金属丰度关系”。观测到的SDSS星系的Z（mstar）关系表明恒星质量对晕质量有很强的依赖性，这与标准ΛCDM中恒星和晕质量函数的不同暗端斜率相一致。它还提高了sSFR相对于特定的吸积速率，并产生不同的依赖于质量，这两个都被观察到。导出的调节器系统的Z（mstar，SFR）关系与已公布的Z（mstar，SFR）数据相拟合。拟合的效率与观测到的星系中分子气体耗尽的时间尺度是一致的，而拟合的质量负载也是合理的。该模型还成功地再现了z ~ 2处成星星系的质量-金属丰度关系。

量化和控制暗物质晕浓度估算中的偏差

Quantifying and controlling biases in dark matter halo concentration estimates

我们使用自助法来估计N体暗物质晕的浓度估计作为粒子数的函数的偏差。我们发现，算法的基础上的最大径向速度和径向粒子分箱往往高估浓度的15%-20%的晕采样200个粒子和7% - 10%的晕采样500个粒子。为了控制这种偏差在低粒子数，我们提出了一种新的算法，估计晕浓度的基础上的综合质量档案。该方法使用完整的粒子信息，没有任何装箱，使其可靠的情况下，低数值分辨率成为其他方法的限制。对于200-500个粒子的晕圈采样，该方法将偏差降低到小于3%。速度和密度方法必须使用至少4000个粒子的光晕，以保持偏差降低到相同的低水平。我们还表明，一旦考虑到不同浓度测量的偏差，质量浓度关系可能比预期的要浅。这些结果表明，自举和基于积分质量剖面的浓度估计是探测暗物质晕内部结构的有效工具。

将恒星内容映射到暗物质晕-- III .星系颜色的环境依赖性和一致性

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。

莱曼α参考样品：在低尘埃含量下产生的扩展莱曼α晕

The Lyman alpha Reference Sample: Extended Lyman alpha Halos Produced at Low Dust Content

我们报告新的成像观测莱曼α发射线（Lya），与哈勃太空望远镜，包括莱曼α参考样品（LARS）的骨干进行。我们在连续扣除Lya，Halpha和远紫外连续光谱中呈现了14个红移为0.028 < z < 0.18的星暴星系的图像。我们发现，Lya的发射尺度系统地超过了大质量恒星星族和重组星云的尺度：用彼得罗相20%半径RP 20测量，Lya半径比H α半径大1 ~ 3.6倍，平均为2.4倍。Lya与FUV半径的平均比值为2.9。这表明大部分Lya光通过共振散射被推到大半径。定义Lya的“相对Petrosian扩展”与Ha的比较，XP_ext = RP20_Lya / RP20_Ha，我们发现XP_ext与总Lya光度无关。然而，Lya_ext与尘埃含量成比例的数量密切相关，在某种意义上，低尘埃丰度是一个必要的要求（尽管不是唯一的要求），以便将Lya光子传播到整个星际介质并驱动一个大的扩展Lya晕。

将恒星物质映射到暗物质晕。II。晕质量是星系淬灭的主要驱动力

Mapping stellar content to dark matter halos. II. Halo mass is the main driver of galaxy quenching

我们开发了一种简单而全面的方法来区分星系淬火的潜在驱动因素，使用SDSS中红色和蓝色星系的聚类和星系-星系透镜。基于Zu & Mandelbaum（2015 a）开发的iHOD框架，我们考虑了两种猝灭情景：1）“晕”猝灭模型，其中晕质量是关闭中心和卫星恒星形成的唯一驱动因素; 2）“混合”猝灭模型，其中星系的猝灭分数取决于它们的恒星质量，而卫星猝灭对晕质量有额外的依赖性。这两个最佳拟合模型同样很好地描述了红色星系的聚集和透镜效应，但晕淬灭提供了更好的拟合$10^{11} M_\odot/h^2$以上的蓝色星系。晕淬灭模型也正确地预测了红色和蓝色中心的平均晕质量，与当地最亮星系的直接弱透镜测量结果非常吻合。猝灭与晕质量无关的模型，包括星系颜色取决于固定$M_*$的晕年龄的年龄匹配模型，都无法重现观测到的大质量蓝色中心的晕质量。我们发现类似的临界晕质量负责中心和卫星（~ $1.5\times10^{12} M\odot/h^2$）的淬火，暗示在一个统一的淬火机制，例如，下落气体的维里冲击加热iHOD晕淬灭模型的成功提供了强有力的证据，证明星系中恒星形成淬灭的物理机制主要与其暗物质晕的质量有关，而不是与其恒星成分的性质有关。

On the kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect as an observational probe for halo spin bias

We explore the potential of the kinetic Sunyaev-Zel'dovich (kSZ) effect as the cornerstone of a future observational probe for halo spin bias, the secondary dependence of halo clustering on halo spin at fixed halo mass. Using the IllustrisTNG magneto-hydrodynamical cosmological simulation, we measure both the kSZ and the thermal SZ (tSZ) effects produced by the baryonic content of more than 50,000 haloes within the halo mass range $11 < \log_{10} ({\rm M_{vir}}/ h^{-1} {\rm M_{\odot}}) \lesssim 14.5$. First, we confirm that the magnitude of both effects depends strongly on the total gas and vi…

功率谱和双谱的信息量评估

Assessment of the Information Content of the Power Spectrum and Bispectrum

研究了物质和晕的协方差矩阵的功率谱和双谱。使用一个大的模拟套件，我们发现，在协方差的非高斯性是显着的已经在轻度非线性尺度。我们计算了领先的断开非高斯修正的物质双谱协方差微扰理论，并发现在轻度非线性政权的修正结果很好的协议。利用Poisson模型计算了散粒噪声散粒噪声对晕圈功率谱和双谱协方差的贡献，模型与仿真结果吻合较好。然而，当散粒噪声估计从个人实现，这通常是在现实中，我们发现，晕圈协方差大大减少，并得到接近高斯协方差。这是因为协方差中的大部分非高斯性来自泊松散粒噪声中的波动。我们使用测量的非高斯协方差来访问的功率谱和双谱的信息内容。在轻度非线性区域$k \sim 0.1 - 0.2 \,\mathrm{Mpc} h^{-1}$中，物质和晕圈功率谱的信噪比（S/N）趋于平稳。在非线性区域，物质和晕双谱的信噪比增加，但比高斯结果表明慢得多。我们发现高斯协方差对功率谱和双谱的信噪比都有过高的估计，但对双谱的估计更为严重。由于双谱受非线性和散粒噪声的强烈影响，因此与功率谱相比，包含双谱仅增加适度的S/N量。

Chandra X射线星系团的暗物质晕与重子效应

The Dark Matter Haloes of Chandra X-ray Galaxy Clusters and Baryons Effect

我们提出的结果的基础上钱德拉观测的大样本的129个热星系团。我们测量的浓度参数c_200，暗质量M_200和重子的质量含量在我们的样本中的所有对象，提供最大的数据集的质量参数的星系团在红移范围z = 0.01 - 1.4。我们证实了a，c_200和M_200之间的紧密相关性，c \propto M^a_vir /（1+z）^b，a = -0.56 +/- 0.15和b =0.80 +/- 0.25（68%置信限），与数值模拟和以前的观测结果的预测吻合得很好。用广义NFW模型拟合质量分布，我们得到内斜率α，α = 0.94 +/- 0.13。最后，我们证明了密度分布的内斜率α与重子质量含量M_b有关，即α随重子质量含量的增加而减小。

NeutralUniverseMachine：丝状结构与暗物质晕如何影响星系冷气体含量

NeutralUniverseMachine: How Filaments and Dark Matter Halo Influence the Galaxy Cold Gas Content

本研究利用NUM模型与IllustrisTNG模拟，结合DisPerSE识别宇宙网，发现丝状结构对HI气体影响弱于暗物质晕环境，且趋势随暗物质晕质量反转，而H2含量主要由恒星质量与恒星形成率决定。

基于积分微扰理论（iPT）的具有原始非高斯性的晕/星系双谱

Halo/Galaxy Bispectrum with Primordial non-Gaussianity from integrated Perturbation Theory (iPT)

本文基于积分微扰理论（iPT）导出了晕/星系双谱的计算公式。除了引力引起的非高斯性外，我们还考虑了原初曲率扰动的非高斯性，并详细研究了这种原初非高斯性对大尺度晕/星系双谱的影响.在iPT中，原始非高斯性的影响完全封装在线性（原始）多谱，我们系统地计算了三种类型的原始双谱（本地，等边，和正交型），和本地型非高斯性的原始三谱所产生的大尺度行为的贡献。我们发现，等边型和正交型非高斯性表现出明显的尺度依赖行为，在非常大的尺度下，这种行为可以主导引力诱导的非高斯性。对于本地型非高斯性，高阶环路校正被发现给一个显着的大贡献的压缩形状的晕/星系双谱，并最终在大尺度上的其他贡献占主导地位。一个图解的方法的基础上的iPT帮助我们系统地调查的影响，这种高阶的贡献，大规模的晕/星系双谱。

弱透镜功率谱和双谱的信息量：包括非高斯误差协方差矩阵

Information content of weak lensing power spectrum and bispectrum: including the non-Gaussian error covariance matrix

我们解决的信息量在非高斯制度的弱透镜调查建模的功率谱和双谱的所有相关协方差，使用1000射线跟踪模拟实现的λ-CDM模型和分析晕模型。我们发展了一种形式化的描述所有三角形配置的功率谱和双谱的协方差矩阵。除了已知的贡献，扩展到六点关联函数，我们提出了一个新的贡献“晕样本方差（HSV）”所产生的耦合透镜傅立叶模式与大规模的质量波动的规模可比的调查区域通过晕偏置理论。我们表明，一旦我们考虑到HSV的模型预测是在良好的协议与模拟。在多极子l > 10^3时，HSV对协方差矩阵的贡献占主导地位，这是由质量大于10^14太阳质量且相对较低红移z < 0.4的大质量晕产生的。由于这种晕圈很容易从多色成像测量中识别出来，因此可以从数据中估计其影响。通过在功率谱中加入双谱，总的信息量或累积信噪比可提高20%~ 50%，最高可达10^3的某个最大多极，这相当于仅用功率谱测量就可将测量面积扩大1.4--2.3倍。然而，它仍然比高斯场的情况小3倍，主要是由于HSV。因此，双谱测量对宇宙学是有用的，但使用即将到来的调查的信息需要仔细估计非高斯协方差。

Illustris模拟中晕及其重子含量的Angular momentum性质

Angular momentum properties of haloes and their baryon content in the Illustris simulation

在无碰撞N体模拟中，维里化的暗物质晕的角动量特性已经得到了很好的测量，但是对重子自旋的同样精确的分析仍然缺失。我们采用的Illustris模拟套件，第一个模拟的星系形成与完整的流体动力学，产生一个现实的星系人口在一个相当大的体积，量化的重子自旋属性超过$\sim$ 320,000晕。我们首先比较了不同自旋参数和晕定义之间的系统差异，以及样品选择标准对导出性质的影响。我们证实，只有暗物质的晕表现出接近自相似的质量和红移的对数正态形式的自旋分布。然而，星系形成的物理过程从根本上改变了重子自旋的分布。虽然暗物质成分基本上不受影响，但扩散气体和形成的恒星成分的自旋出现了强烈的质量和红移趋势。随着时间的推移，束缚在晕上的重子的自旋矢量与暗物质的自旋矢量发生了偏差，在无辐射的情况下，它们的比角动量增加了$\sim$ 1.3倍，在z = 0的完整物理设置中，增加了$\sim$ 1.8倍。我们发现，这种增强重子自旋可以解释的合并过程中从暗物质到气体的特定角动量转移和从反馈驱逐低特定角动量气体从晕的综合效应。我们的研究结果挑战了某些自旋演化模型，并强调了由重子物理引起的晕结构的重大变化。

论宇宙再电离时期的爆发式恒星形成——它如何影响暗物质晕的重子物质含量？

On bursty star formation during cosmological reionization - how does it influence the baryon mass content of dark matter halos?

本文利用半解析模型研究宇宙再电离时期延迟反馈驱动的爆发式恒星形成如何影响暗物质晕的重子含量，发现延迟反馈导致气体质量振荡并显著降低高质量晕的恒星质量占比。

Quijote-PNG：晕质量函数的信息含量

Quijote-PNG: The Information Content of the Halo Mass Function

本研究利用晕质量函数、功率谱和双谱组合统计量，在非线性尺度上约束原初非高斯性参数，显著提升等边型约束精度并打破局域型参数简并。

来自空间积分HI通量剖面的暗物质晕性质

Dark matter halo properties from spatially integrated HI flux profiles

本文提出利用空间积分HI通量剖面的完整形状构建贝叶斯模型来推断星系暗物质晕性质，验证表明其约束能力显著优于传统谱线宽度方法，并引入HI空间分布经验模型以扩展适用范围。

早型星系晕形成线索的挖掘

Digging for Formational Clues in the Halos of Early-type Galaxies

早期类型星系（椭圆星系和椭圆星系）的许多基本性质只能通过冒险越过它们经常研究的中心进入它们的大半径晕区来获得。运动学示踪剂观测的进展使早期型晕越来越好地探测。这篇综述集中在角动量和暗物质含量的最新发现，并讨论了一些可能的星系结构和形成的影响。

What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers

Using hydrodynamical simulations, we study how well the underlying gravitational potential of a galaxy cluster can be modelled dynamically with different types of tracers. In order to segregate different systematics and the effects of varying estimator performances, we first focus on applying a generic minimal assumption method (oPDF) to model the simulated haloes using the full 6-D phasespace information. We show that the halo mass and concentration can be recovered in an ensemble unbiased way, with a stochastic bias that varies from halo to halo, mostly reflecting deviations from steady stat…

在宇宙学模拟中重建低于分辨率极限的晕和模拟星系的分布

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。

寻找小尺度结构对暗物质晕性质的可观测印记

Seeking Observable Imprints of Small-Scale Structure on the Properties of Dark Matter Haloes

冷暗物质（CDM）宇宙结构形成模型的特征性预测是宇宙应该包含丰富的小尺度结构--低质量暗物质晕和亚晕。然而，星系形成在它们的浅势阱中是低效的，因此我们预计这些低质量的晕和亚晕是黑暗的。我们能否区分一个存在低质量晕但黑暗的宇宙和一个从未形成过低质量晕的宇宙，从而为CDM模型提供一个可靠的测试？我们解决这个问题，使用宇宙学模拟来研究如何低质量的晕，有可能获得的观测，如它们的空间聚类，吸积和合并到大规模星系和大规模星系的角动量内容的速率，不同的LCDM模型和暗物质模型，其中低质量的晕形成被抑制。采用有效截止质量尺度M_cut，在初始条件下，小尺度能量被抑制，我们研究了M_cut在5e 9 Msol/h和1 e11 Msol/h之间变化的暗物质模型，相当于矮星系和低质量星系的宿主晕。我们的研究结果表明，无论是星系质量的主星系周围的低质量晕的集群强度和它们与这些主星系合并的速度是敏感的假设值的M_cut;相反，抑制低质量晕的形成对星系质量晕的角动量含量的影响很小-它是一个晕的组装历史的平静或暴力，有一个更显着的效果。然而，我们预计，测量对空间聚集或合并率的影响对于M_cut的实际值可能在观测上是困难的，因此分离这种小尺度结构的影响似乎非常难以检测，至少在当今的宇宙中。

GCLASS巡天中10个z~1质量晕的恒星质量普查

A Census of Stellar Mass in 10 Massive Haloes at z~1 from the GCLASS Survey

我们研究了红移0.86<z<1.34范围内大质量晕的恒星质量含量，测量了：（1）中心星系的恒星质量与总动力学晕质量的关系。(2)恒星总质量（包括卫星）与总晕质量。(3)系综晕的径向恒星质量和数密度分布。我们使用KS波段选定的目录中的10个集群的双子座星系团天体物理学光谱调查（GCLASS），光度红移和恒星质量测量11波段SED拟合。结合光度星表和GCLASS的深光谱成分，我们校正了星团星系样本的闯入者。我们还进行了星系团的动力学分析，估计晕质量M200为每个集群的基础上测量其速度色散。(1)我们发现，中央星系恒星质量分数减少总晕质量，这是在合理的定量协议与测量丰度匹配研究在z~1。(2)这些系统的总恒星质量分数随着晕质量的增加而减少，这表明低质量系统在将重子转化为恒星方面更有效。我们发现总恒星质量是一个很好的代理总晕质量，一个小的内在散射。当我们将这些结果与文献测量结果进行比较时，我们发现在0<z<1的范围内，固定晕质量的恒星质量分数没有明显的演化。(3)我们测量到一个相对较高的NFW浓度参数c ~ 7，用于描述这些星团中的恒星质量分布。一个简单的模型表明，GCLASS的恒星质量含量可以在较低的红移观察到的典型分布演变，如果集群主要吸积恒星质量到外围。[删节]

用晕环境称量中微子

Weighing neutrinos with the halo environment

在大质量中微子宇宙学中，晕和空洞等非线性物体在线性尺度上表现出与尺度相关的偏差。这种依赖于尺度的偏置的形状是中微子质量的独特特征，但信号的幅度通常很小，大约为$f_ν$，即中微子对总物质含量的贡献（$\lesssim 1\%$）。在本文中，我们第一次演示了如何通过使用在一定范围内的尺度上的晕环境的信息，可以大大提高这个信号的强度。这种增强是通过使用大尺度冷暗物质和总物质环境的晕，这两者都是可测量的星系团和弱透镜调查的某些组合。

关于Milky Way晕的热气含量

On the Hot Gas Content of the Milky Way Halo

银河系似乎缺少重子，因为观测到的恒星和气体的质量远低于宇宙平均值。一种可能性是，银河系的重子中有相当一部分嵌入在一个延伸的百万度热晕中，这一想法得到了对晕中温暖气体云和无气体矮球状卫星的观测的间接支持。X射线观测已经证实，在我们的银河系中，除了局部的热气泡之外，还存在着热气体;然而，它可能分布在一个热的磁盘配置中。此外，最近对X射线约束的研究表明，任何银河系日冕都是微不足道的。在这里，我们重新检查了观测数据，特别是在X射线和无线电波段，以确定是否有可能在~ 10^6 K气体中存在银河系的重子的相当大的一部分。与过去的研究一致，我们发现，重子封闭的晕显然是排除了，如果一个假设，热日冕分布与尖NFW配置文件。然而，如果星系的热日冕是在一个扩展的，低密度的分布，有一个大的中央核心，就像在流体静力平衡的绝热气体所预期的那样，那么它可能包含高达10^11 M_sun的物质，可能解释了所有丢失的银河系重子。我们简要地讨论了一些潜在的途径来区分一个大规模的，扩展的热晕和一个本地的热盘。

星系群氢碘气体含量的演化：前处理和现时代的质量组装

Evolution in the H I Gas Content of Galaxy Groups: Pre-Processing and Mass Assembly in the Current Epoch

我们提出了一个分析的中性氢（HI）的含量和分布的星系群作为其母暗物质晕质量的函数。Arecibo Legacy Fast ALFA巡天alpha.40数据的发布使我们能够首次研究SDSS和ALCOFA巡天中共有的740多个星系群的HI特性。我们根据现有的星等/体积受限的SDSS DR 7组/簇目录为ALCAFA HI检测分配了组成员资格。此外，我们分配组“接近”成员HI检测对象的光学对应物低于限制光学星等-从而没有实质性的贡献组恒星质量的估计，但显着的总组HI质量。我们发现，只有25%的HI检测到的星系居住在集团或集群，在大约一半的光学检测到的星系。此外，我们绘制的相对位置的光学和HI检测组作为母暗物质晕质量的函数，揭示了强有力的证据表明，HI正在处理的星系作为一个结果的组环境：随着光学成员的增加，星系团的中心越来越缺乏HI丰富的星系，最大质量星系团中星系的HI分布开始类似于在星系团中观察到的分布。比较极端的集群环境。我们发现，最低HI质量的对象失去他们的气体首先，因为他们是在集团环境中处理，这是显而易见的，富气体的对象的下降是重要的继续增长的大尺度结构在本时代，补充中性气体供应集团。最后，我们将我们的结果与宇宙学模拟的结果进行了比较，发现目前的模型不能同时预测低质量和高质量晕的HI选择晕占据分布。

随机原生磁场与暗物质晕的气体含量

Random Primordial Magnetic Fields and the Gas Content of Dark Matter Halos

我们最近预测存在的随机原生磁场（RPMF）的形式随机取向的细胞与偶极状结构的细胞大小$L_0$和平均磁场$B_0$。在这里，我们调查模型的原始磁场具有类似的网状结构，和其他几何形状，不同的可能在$L_0$和$B_0$。研究了RPMF对第一星系形成的影响。过滤质量$M_F$是晕质量，低于这个质量，重子吸积被严重抑制。我们表明，这些RPMF可以影响星系的形成，通过改变过滤质量和重子气体的光环，$f_g$分数。这种效应在小星系中尤其强烈。我们发现，例如，对于一个共同运动的$B_0=0.1\muG$，和一个从$z_s=11$开始并在$z_e=8$结束的再电离时期，对于在$z=12$的$L_0=100\,\text{pc}$，$f_g$变得严重压抑，对于$M<10^7\msun$，而对于$B_0=0$，$f_g$变得严重压抑，只有小得多的质量，$M<10^5\msun$。我们认为，在高红移观测$M_F$和$f_g$可以提供原始磁场的强度和结构的信息。

三轴暗物质晕中的条形Galerkin模拟：气体的影响

Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas

星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。

重子能改变低表面亮度半导体的晕吗？

Do Baryons Alter the Halos of Low Surface Brightness Galaxies?

对以暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，与在无碰撞模拟晕组装中形成的三轴、中心集中的尖状晕相反，这些星系位于圆形、密度大致恒定的核心晕中。为了使这些数据与LCDM背景下的星系形成相一致，需要改变内晕形状和密度结构的过程。我们编译LSB星系的观测特性，以评估先前较高的重子质量含量和恒星形成的反馈可以修改这些星系的暗物质晕的可能性。我们还比较了在最近的模拟LSB星系样本中形成的无凸盘星系的属性。我们发现，LSB星系恒星形成的历史，结构和运动学的观测约束，使它难以重子物理球化和降低的LSB星系的暗物质晕的中心密度。

如何淬灭矮星系：非均匀再电离对矮星系和宇宙细丝的影响

How to Quench a Dwarf Galaxy: The Impact of Inhomogeneous Reionization on Dwarf Galaxies and Cosmic Filaments

我们使用SPHINX套件的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟研究如何在空间和时间上不均匀的再电离影响的重子内容的矮星系和宇宙细丝。SPHINX模拟同时模拟了非均匀再电离，遵循从数千个星系中逃逸的电离辐射，并解决了远低于原子冷却阈值的晕。这使它们成为研究再电离如何影响恒星形成和矮星系气体含量的理想工具。我们比较模拟和没有恒星辐射隔离的辐射反馈的影响，超新星，宇宙膨胀，和数值分辨率。我们发现，宇宙细丝的气体含量可以减少80%以上的再电离。气体流入率与$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕强烈的影响，并减少了一个数量级以上的模拟相比，没有再电离。晕质量$M_{vir}<7\times10^7M_{\odot}$的气体流出率显着增加。我们的模拟结果表明，流入抑制，而不是光蒸发，是占主导地位的机制，高红移矮星系的重子含量的调节。在固定的红移和晕质量，有一个大的散射在晕重子分数，这是完全由在周围的一个晕，可以改变$Δz>3$在固定的质量的局部区域的再电离的时间决定。最后，虽然高红移矮星系的气体含量受到再电离的显著影响，但我们发现大多数具有$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕在再电离后很长时间内仍能保持自屏蔽并形成恒星，直到它们的本地气体库耗尽，这表明本星系群矮星系不一定表现出在$z=6$之前达到峰值的恒星形成历史。

老化晕：星等间隙对恒星和大质量晕气体性质条件统计的影响

Aging Halos: Implications of the Magnitude Gap on Conditional Statistics of Stellar and Gas Properties of Massive Halos

冷暗物质模型预测，大尺度结构是分级生长的。小的暗物质晕首先形成。然后，它们通过不断的合并和增生而逐渐成长。这些晕以热气体和冷恒星相的形式容纳了宇宙中大部分的重子物质。要确定重子是如何划分成这些阶段的，需要对星系形成及其组装历史进行详细的建模。推测相同质量晕的形成时间可能与它们的重子含量有关。为了评估这一假设，我们采用了由IllustrisTNG项目的TNG 300解决方案实现的质量高于$10^{14}\,M_{\odot}$的晕。形成时间不能直接观察。因此，我们依赖于最亮和第四亮晕星系成员之间的星等差距，这表明跟踪主机晕的形成时间。我们计算条件统计的恒星和气体含量的晕条件的总质量和星等差距。我们发现星等差与气体质量、BCG恒星质量和卫星星系恒星质量有很强的相关性，但与晕的总恒星质量没有相关性。视星等差的条件化可以减少晕性质-晕质量关系的离散性，并对条件协方差有显著影响。散射的减少可以达到30%，这意味着更准确的晕质量预测。利用晕丰度来解释星等间隙有可能改善宇宙学约束，并使我们能够深入了解这些系统中的重子演化。

局域晚型半导体的HI含量

The HI Content of Local Late-Type Galaxies

本文给出了局域宇宙中晚型星系中性氢盘质量与恒星盘质量之间的关系。这种关系是通过比较斯隆数字巡天的恒星盘质量函数和HI帕克斯全天巡天（HIPASS）的HI质量函数得出的。我们发现晚型星系的HI质量与恒星质量在星盘质量上有三个数量级以上的紧密相关。我们交叉检查我们的结果与HIPASS对象的恒星质量已获得内部运动学的样本。此外，我们推导了HI与晕质量的关系，以及螺旋中所有重子分量对宿主晕质量的依赖关系。这些关系带有统治星系形成过程的印记，并突出了星系在形成恒星和保留原始HI气体方面的效率低下。

Galaxy populations in haloes in high-density environments

There are hints suggesting that properties of galaxy populations in dark matter haloes may depend on their large-scale environment. Recent works point out that very low-density environments influence halo occupation distribution (HOD), however there is not a similar analysis focused on high-density environments. Here we use a simulated set of future virialized superstructures (FVS) to analyse the occupation of galaxies in haloes within these high globally dense regions. We use a publicly available simulated galaxy set constructed with a semi-analytical model to identify FVS in the simulation. …

DINGO/GAMA /WAVES: HI-暗物质晕质量关系

DINGO/GAMA /WAVES: HI-halo mass relation

利用DINGO巡天、GAMA光谱数据和WAVES测光数据，通过直接探测和谱线叠加研究HI与暗物质晕质量的双幂律关系，发现卫星星系在高质量端主导HI含量，并引入测光成员星系使高质量晕的HI含量提升1.5-3倍。

宇宙流体动力学模拟中Galerkin的中性氢含量

The Neutral Hydrogen Content of Galaxies in Cosmological Hydrodynamic Simulations

我们研究了全球HI属性的星系在四分之一亿粒子宇宙学模拟使用小工具-2，专注于如何银河系外流影响HI内容。我们考虑四个外流模型，包括一个新的模型（ezw）的动机最近的星际介质的模拟，其中风速和质量加载因子的规模为预期的动量驱动的外流较大的星系和能量驱动的外流的矮星（西格玛<75公里/秒）。为了获得预测的HI质量，我们采用了一个简单但有效的粒子自屏蔽的局部校正，并从中性到分子氢的观测约束的过渡。我们的ezw模拟产生了一个HI质量函数，其-1.3的模糊端斜率与ALCAFA调查的观测结果吻合良好;其他模型的一致性较差。卫星星系有一个双峰分布在HI分数与晕质量，较小的卫星和/或那些在较大的晕往往是HI不足。在一个给定的恒星质量，HI含量与恒星形成率和金属丰度呈负相关，如预期的那样，如果由随机吸积率。到较高的红移，大质量HI星系消失，质量函数变陡。从z~5-0开始，全球宇宙HI密度保持相当恒定，但较小星系的相对贡献随着红移而增加。

暗物质与重子的相对运动对第一恒星的影响

Impact of the Relative Motion between the Dark Matter and Baryons on the First Stars

最近的研究表明，暗物质与重子的初始超音速相对速度对高红移下的星系形成有重要影响。我们研究了这种相对运动对恒星形成晕分布和第一颗恒星形成红移的影响。我们包括一个新的方面，在最近的模拟中发现，通过拟合他们的结果，以获得分子冷却所需的空间变化的最小晕质量的相对速度效应。因此，相对速度有三个独立的效果：抑制晕丰度，抑制每个晕内的气体含量，并提高最小冷却质量。我们表明，两个supplies（气体含量和晕丰度）的主要影响的小minihalos，不能形成恒星，而冷却质量提升结合丰度抑制，以产生秩序统一波动的恒星密度。我们量化了星系的大尺度不均匀性，发现68%的恒星形成（平均在3 Mpc尺度上）局限于z=20时体积的35%（z=40时仅为18%）。此外，我们估计第一颗恒星的红移为z ~ 65，其中包括由于相对速度引起的Dz ~ 5延迟。

Milky Way类似物NGC 891的厚盘和晕的恒星星族含量

The stellar population content of the thick disk and halo of the Milky Way analogue NGC 891

我们提出了深ACS图像的3个领域的边缘盘星系NGC 891，这从平面的磁盘延伸到12千秒差距，并在25千秒差距沿主轴。个别恒星的光度达到RGB顶端以下2.5等。我们利用天体光度计星表来探测NGC 891厚盘和椭球面上的恒星含量和金属丰度分布。厚盘和椭球星族的CMD主要是由具有广泛金属丰度的老RGB星组成，从[Fe/H] ~ -2.4 dex的贫金属尾到大约半太阳金属丰度。厚盘的折射率峰值在-0.9dex处。厚盘的内部，在14千秒差距内沿主轴显示没有垂直的颜色/金属丰度梯度。在外围部分，探测到一个轻微的垂直梯度，δ（V-I）/δ |Z| = 0.1 +/- 0.05 kpc^-1。然而，这种梯度是由于与贫金属晕星的混合。厚盘星的金属丰度沿长轴没有梯度，但在[Fe/H] =-1.13dex附近有约0.35dex的强烈变化，厚盘星的非对称MDF的性质在径向和垂直方向上都没有明显的变化。在太阳圆柱状距离上的恒星星族显示出与银河系明显不同的性质，这表明两个星系的吸积历史不同。椭球星族显示出非常均匀的恒星星族特性。晕恒星星族的金属丰度中值显示出一个浅梯度，从内部的-1.15 dex到距离中心24 kpc的-1.27 dex。与厚盘星相似，平均值关系存在较大的变化。

Correlations of Dark Matter, Gas and Stellar Profiles in Dark Matter Halos

Halos of similar mass and redshift exhibit a large degree of variability in their differential properties, such as dark matter, hot gas, and stellar mass density profiles. This variability is an indicator of diversity in the formation history of these dark matter halos that is reflected in the coupling of scatters about the mean relations. In this work, we show that the strength of this coupling depends on the scale at which halo profiles are measured. By analyzing the outputs of the IllustrisTNG hydrodynamical cosmological simulations we report the radial- and mass-dependent couplings between…

从“DIS“综合光看星系演化

Galaxy evolution from "dis"integrated light

掩蔽水平分支和巨星可以从金属和氢线强度明确测量简单古老恒星星族的平均年龄和金属丰度。在早期类型星系的发光晕中，十亿年的分辨率是可能的，限制了形成模型。通过分离主序列进行分析，避免了恒星演化中的大部分干扰参数。初始质量函数和s过程元件诊断也可以是可访问的。积分场摄谱仪在这项工作中有一个显着的优势，即在中高表面亮度的应用中，由于明亮恒星的存在而限制了混乱。

再电离后宇宙的氢原子含量

The atomic Hydrogen content of the post-reionization Universe

我们提出了一个全面的分析原子氢（HI）的属性使用半解析模型的星系形成和N体模拟覆盖了大的宇宙学体积在高分辨率。我们研究了HI质量函数和HI密度，表征了它们的红移演化和它们对宿主晕质量的依赖。分析了局域宇宙中暗物质晕到红移$z=5$的HI含量，讨论了不同星系性质的贡献。我们发现，不同的组装历史起着至关重要的作用，这种关系的分散。我们提出了新的拟合函数用于构建模拟HI地图HOD技术。我们研究了HI聚类属性相关的未来$21$ ~cm强度映射（IM）的实验，包括HI偏置和散粒噪声水平。HI偏置随红移而增加，在探测的最大尺度上大致是平的。除了在$z=0$的倾角特征外，随着红移的增加，在逐渐变大的尺度上发现尺度依赖性。散粒噪声值与独立研究推断的一致，证实散粒噪声不会成为IM实验的限制因素。我们详细介绍了各种星系的HI功率谱的属性和它们的关系的晕偏置的贡献。我们发现贫HI卫星星系在1-晕项尺度上发挥着重要作用。最后，我们提出了$21$ ~cm信号在红移空间，一个基本的预测，以测试对未来的射电望远镜，如SKA的数据。

整合的空间范围

The Spatial Range of Conformity

星系的性质，如它们的绝对星等和它们的恒星质量含量是相关的。这些相关性在紧密成对的星系中更为紧密，这被称为星系整合。在等级结构形成的场景中，星系在暗物质晕中形成。为了解释星系整合的幅度和空间范围，两个-晕项或组装偏差变得重要。用尺度相关系数确定了星系和晕样品的一致性振幅和空间范围。引入尺度相关系数作为一种新的描述性统计量，以量化星系或晕的性质之间的相关性，取决于到其他星系或晕的距离。这些尺度相关系数可以直接应用于星系分布。既不需要将样本分成子样本，也不需要先验聚类。这种新的描述性统计适用于来自斯隆数字巡天III的星系目录和来自MultiDark模拟的晕目录。在星系样本中，研究了绝对星等、速度色散、椭圆率和恒星质量含量之间的相关性。质量，自旋和椭圆率的相关性进行了探讨晕样品。无论是星系和晕的尺度依赖一致性得到证实。此外，尺度相关系数揭示了40 Mpc及以上的一致性信号。晕和星系样本显示出不同的一致性幅度和范围。

大规模$z=0.870$星系团合并的El Gordo射电遗迹和光环

The Radio Relics and Halo of El Gordo, a Massive $z=0.870$ Cluster Merger

我们提出了610 MHz和2.1 GHz的成像的大规模的SZE选择的z=0.870集群合并ACT-CL J 0102 -4915（埃尔戈多），获得与GMRT和ATCA，分别。我们检测到两个复合体的无线电遗迹分离3.4'（1.6兆秒差距）沿系统的西北到东南碰撞轴，具有高集成极化（33%）和陡峭的光谱指数，符合创建通过费米加速的冲击ICM。根据残骸的谱指数，计算出其马赫数为2.5^{+0.7}-0.3}，激波速度为2500^{+400}-300} km/s。利用我们的ATCA数据，我们计算了横跨NW遗迹的法拉第深度，发现平均值为11 rad/m^2，标准差为6 rad/m^2。通过新的Chandra观测得出的综合视线气体密度，我们的法拉第深度测量表明星系团外围的B_parallel~0.01 μG。遗迹中极窄的激波宽度（<23 kpc）使我们无法使用冷却时间参数对|B|施加有意义的约束。除了遗迹外，我们还探测到一个大的（1.1 Mpc半径），强大的（log L_1.4[W/Hz]= 25.66+-0.12）具有子弹状形态的射电晕。晕的光谱指数图显示，同步辐射光谱在遗迹附近、沿碰撞轴和高T_气体区域最平坦，所有这些位置都与最近的能量注入有关。晕发射和集群X射线属性之间的空间和光谱相关性支持初级电子过程，如湍流再加速作为晕生产机制。该晕的610 MHz至2.1 GHz的综合光谱指数为1.2…

叠加热Sunyaev-Zel'dovich测量中的双晕项：自相似性的含义

The Two-Halo Term in Stacked Thermal Sunyaev-Zel'dovich Measurements: Implications for Self-Similarity

利用热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的叠加图可以研究星系团和星系团晕的质量与积分电子压之间的关系。也许令人惊讶的是，最近的观测结果表明，积分压力和质量之间的比例关系遵循简单的自相似模型的预测，直到低至$10^{12.5} \, M_{\odot}$的晕质量。流体动力学模拟，将充满活力的反馈过程表明，气体应该从这种低质量的晕耗尽，从而降低其tSZ信号相对于自相似的预测。在这里，我们建立在Vikram，Lidz和Jain（2017）的建模基础上，以评估由于相关晕（“双晕”项）的信号而导致的堆叠tSZ测量结果解释的偏差，这在文献中通常被忽略。我们适合理论模型的测量tSZ -星系群交叉关联函数，明确占一个和两个晕的贡献。我们发现适度的证据偏离自相似的压力-质量关系，即使在边缘化保守的偏心效应。我们探讨了在$10^{14} \, M_{\odot}$处断裂的压力-质量模型以及其他变体。我们讨论和测试的不确定性来源，在我们的分析，特别是可能的偏见在晕质量估计和普朗克束的粗分辨率。我们比较我们的研究结果与早期的分析，探讨在何种程度上晕隔离标准可以减少两个晕的贡献。最后，我们表明，正在进行的第三代CMB实验将明确解决低质量组中的单晕项;我们的方法可以应用于这些即将到来的数据集，以获得自相似性问题的明确答案，并提高对低质量晕中热气体的理解。

The observed impact of galaxy halo gas on fast radio bursts

Galaxies and groups of galaxies exist in dark-matter halos filled with diffuse gas. The diffuse gas represents up to 80\% of the mass in baryonic matter within the halos(1,2), but is difficult to detect because of its low density (particle number densities of $\lesssim10^{-4}$\,cm$^{-3}$) and high temperature (mostly greater than $10^{6}$\,K). Here we analyze the impact of diffuse gas associated with nearby galaxies using the dispersion measures (DMs) of extragalactic fast radio bursts (FRBs). FRB DMs provide direct measurements of the total ionized-gas contents along their sightlines. Out of …

早期Z > 9结构中质量、恒星形成、化学含量和转动模式的统计性质

Statistical properties of mass, star formation, chemical content and rotational patterns in early z > 9 structures

我们研究了宇宙前5亿年中早期原星系的大量样本的重子、化学和动力学性质（红移z>9），从高分辨率数值，N体，流体动力学，化学模拟，包括原子和分子网络，气体冷却，恒星形成，根据适当的恒星产额和寿命，对第III族和第II-I族的恒星演化和金属扩散进行了研究。我们发现第一次恒星形成事件发生在暗物质质量M_{DM} > 2 \times 10 ^6 M_{sun}的晕中。早期的恒星形成天体的分子分数从静止结构的x_{mol} < 10^{-4}到活动区的x_{mol} > 0.1;恒星形成速率SFR约为10^{-8}-10 ^{-3} M_{sun} /年;金属丰度范围约为10^{-8}-10 ^{-2} Z_{sun}。大约有10%的高z晕承载着II-I星族恒星的形成，并主导着宇宙的SFR密度。它们通常是爆发型天体，在z~9处的平均比SFR约为10 Gyr^{-1}，并随着红移增加，最高可达10^2 Gyr^{-1}。恒星反馈效应改变了晕的重子含量，并局部影响它们的化学和热力学性质，这反映在各种物理关系的扩大上。气体旋转支撑核心的建立是相当罕见的，弱相关的大规模暗物质的行为和间歇性的方式演变。较冷的富含分子的相倾向于相对于较热的富含金属的组分保持任何既定的旋转运动更长时间，这对环境过程非常敏感。虽然具有大量同向旋转、富含分子的气体的晕的比例随着宇宙时间的增加而增加（从z~20的几个百分比增…