SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning
暗物质和气体分布的非球形形状引入了系统的不确定性，影响了星系群和星系团的可观测质量关系和选择函数。然而，三轴气体分布依赖于晕形成历史和重子物理的非线性物理过程，这是具有挑战性的精确建模。在这项研究中，我们探索了一种机器学习方法来模拟气体形状对暗物质和重子性质的依赖。利用来自IllustrisTNG流体动力学宇宙学模拟的数据，我们开发了一个机器学习管道，该管道应用\pkg{XGBoost}，一种梯度提升决策树的实现，从晕属性预测气体形状的径向轮廓。我们表明，\pkg{XGBoost}模型可以准确地预测气体形状的轮廓在暗物质晕。我们还探讨了模型的可解释性与\pkg{SHAP}，一种方法，确定在不同的晕半径的预测性能。我们发现重子性质最好地预测气体形状的晕核心，而暗物质的形状是主要的预测在晕外围。这项工作展示了可解释的机器学习在多波长宇宙学调查时代对暗物质晕的可观察特性建模的能力。
2021-08-02 astro-ph.CO
Dark haloes as seen with gravitational lensing
暗物质是星系的一个重要组成部分，这一点早在早期就被肯·弗里曼自己认识到了！暗物质晕的证据仍然是间接的，基于对气体和恒星等示踪剂运动的分析。从某种意义上说，可见星系是我们研究暗物质的一个面具。光线对引力场也很敏感，暗晕会引起可观测到的引力透镜效应。有三种制度：微透镜（探测暗物质晕的团块）、强透镜（对内部质量分布敏感）和弱透镜（可以探测距离中心100千秒差距的晕）。这篇评论将集中在弱透镜，并描述了一个新的调查，千度调查（KiDS），旨在研究星系晕的质量，范围和形状作为环境，星系类型和红移的函数。
2010-09-17 astro-ph.CO
Balancing the Baryon Budget: The fraction of the IGM due to Galaxy Mergers
观测表明，大约60%的重子可能存在于低红移的温热星系际介质（WHIM）中。在先前的研究结果表明，气体是通过星系合并释放，我们使用半分析技术来估计气体质量损失的比例从晕完全是由于合并。我们发现，在星系组装的过程中，晕中高达25%的气体可以解开。这个过程并不优先作用于质量较小的晕;在宇宙的给定体积中，较大的晕\emph{always}释放出更多的气体。然而，如果我们包括多相气体吸积到晕，我们发现只有百分之几是未绑定的。我们的结论是，无论是非引力过程可能是在发挥加热气体在星系之前，通过合并或大多数的重子在WHIM从未落入维里化的暗物质晕。我们提出了一个预算，用于储存从最近的工作编制的WHIM。
2010-03-17 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
Galaxy-galaxy strong lens perturbations: line-of-sight haloes versus lens subhaloes
我们重新推导干预线的视线晕相对于透镜subhaloes在星系-星系强透镜观测，这些扰动可以产生可检测的图像波动的数密度。先前的研究已经通过比较它会引起的透镜偏转角和透镜内的次晕引起的偏转角来计算视线小质量暗晕的检测极限。然而，这过于简化了观测结果在次晕和视线晕之间的差异。此外，它没有考虑到一个额外的subhalo和主透镜的不确定属性之间的简并。更符合现实世界的观察分析，我们认为，只有当添加到一个平滑的模型产生了统计上显着的改善重建图像的视线晕检测。我们发现，在以前的文献中，可检测的视线扰动的数密度被高估了多达两个因素。对于典型的透镜几何形状和配置，非常深的成像是敏感的两倍多的视线扰动subhaloes，但中等深度的成像是敏感的视线扰动比subhaloes。
2022-09-26 astro-ph.CO
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
Bound and unbound substructures in Galaxy-scale Dark Matter haloes
我们使用最先进的6D子结构探测器分析了宝瓶座项目的六个银河系尺度暗物质晕的粗粒度相空间结构。在r_50，我们发现，约35%的质量是在可识别的子结构，主要是潮汐流，但包括约14%的自我约束subhaloes。微分子结构质量函数的斜率接近于-2，这应该与自结合子晕的人口的-1.9左右相比较。在r_50附近，大约60%的质量在亚结构中，大约30%在自结合亚晕中。最高分辨率模拟的内部35千秒差距只有0.5%的质量在自约束subhaloes，但3.3%的检测到的子结构，再次主要是潮汐流。太阳位置附近的密集潮汐流具有约为当地平均值的1%的3-D质量密度，并且填充速度分布的高速尾部。
2010-10-12 astro-ph.CO
Galaxy Formation with BECDM: I. Turbulence and relaxation of idealised haloes
本文对弛豫的玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的一些未探索的方面进行了理论分析。这种类型的超轻玻色子标量场暗物质是标准冷暗物质（CDM）范式的可行替代方案，因为它可以做出与CDM相同的大尺度预测，并可能通过星系尺度的德布罗意波长克服CDM的小尺度问题。我们模拟BECDM晕形成通过合并，薛定谔-泊松方程下演变。所形成的晕由量子压力张量和渐近$r^{-3}$ NFW状轮廓支持以对抗引力坍缩的孤子核心组成。我们发现一个基本关系的核心=晕质量与无量纲不变$Ξ\equiv \lvert E \rvert/M^3/(Gm/\hbar)^2$或$M_{\rm c}/M \simeq 2.6 Ξ^{1/3}$，连接孤立子全球晕属性。对于$r \geq 3.5 \,r_{\rm c}$核心半径，我们发现潜在的，经典的动力学和量子梯度能量之间的均分。由于波的干扰，涡线的连续重联驱动的晕也表现出显着的湍流行为。对湍流一维速度功率谱进行了分析，发现了一个$k^{-1.1}$幂律。这表明BECDM晕中的涡度是均匀的，类似于凝聚态物理学中的热驱动逆流BEC系统，而不是机械驱动量子系统中的$k^{-5/3}$柯尔莫哥洛夫幂律。功率谱峰值的模式近似为孤子宽度，这意味着孤子大小的颗粒携带了BECDM晕中的大部分湍流能量。
2017-07-21 astro-ph.CO
Gas accretion and Ram Pressure Stripping of Haloes in Void Walls
我们进行流体动力学宇宙学变焦模拟的14个空隙，研究在z = 0的空隙在不同位置的晕吸积气体的能力。测量晕相对于其周围气体的相对速度，我们发现，十分之一的晕预计无法吸积外部气体，由于其快速流动通过他们（所谓的“快速流动晕”）。这些通常位于空隙壁附近。我们确定，这些晕最近穿过空壁，并仍在远离它。他们的运动与周围气体落向空壁的运动相反，导致快速流动，使外部气体吸积非常具有挑战性，并经常导致部分气体损失通过合成冲压压力。使用的分析方法，我们模拟的影响，这种冲压压力的气体内晕的不同质量。晕的外部气体吸积通常被切断，部分剥离晕气体。对于质量低于几倍10 $^{9}$ M $_{\odot}$，它们的晕气体被严重截断，但不完全剥离。我们确定了许多晕的例子与一个明确的鱼一样的气体形态，表明他们周围的气体被冲走，切断他们从进一步的外部吸积。这些结果突出了即使在相对低密度的空隙壁中，一小部分星系也可以与大规模流动相互作用，从而对其气体含量和吸积气体的能力产生影响。
2022-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Flexion by Elliptical Dark Matter Haloes
我们提出了椭圆形透镜质量分布预期的引力透镜弯曲方程。这些可以减少到一维的有限积分，从而节省了大量的计算时间比一个完整的二维计算。我们估计限制星系晕椭圆度的一系列潜在的未来调查，发现从两种不同类型的屈曲的约束是可比的，是两个数量级更严格的比那些从剪切。因此，在未来的调查中，星系晕的形状似乎是一个非常有前途的潜在工具。
2009-03-23 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 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
On rates of supernovae strongly lensed by galactic haloes in Millennium Simulation
我们利用N体千禧年模拟的公开结果来创建Ia型透镜超新星和核心塌陷的模拟样本。通过模拟星系-星系透镜效应，我们得出了透镜超新星的速率，发现在红移高于0.5时，大约0.06%的超新星将被透镜效应放大两倍或更多。未来像盖亚或LSST这样的广域观测应该能够在无偏的天空监测中检测到透镜超新星。Gaia（从2013年开始）将检测到至少2例，而LSST（从2018年开始）每年将检测到500多例。未来大量的透镜超新星将允许验证宇宙学模拟的结果。强烈的星系-星系透镜效应提供了一个机会，以达到高红移超新星Ia型和扩大哈勃图样本。
2012-12-05 astro-ph.CO
Weighing dark matter haloes with gravitationally lensed supernovae
高红移的Ia型超新星（SNe Ia）很可能被前景星系的暗物质晕引力透镜化。由于超新星Ia在经过光变曲线形状和颜色校正后色散非常小，它们的亮度可以通过引力放大来测量暗物质晕的性质。利用大天文台起源深度巡天（GOODS）对星系和Ia超新星的观测，测量了星系光度与暗物质晕质量之间的关系。我们研究的关系是速度色散和星系光度之间的标度律在B波段。这种关系的最佳拟合值（速度弥散归一化和指数）分别为136 km/s和0.27。我们发现，在95%的置信水平下，速度弥散归一化小于190公里/秒。这种方法提供了一个独立的交叉检查测量星系星系透镜研究的暗物质晕属性。我们的结果与星系-星系透镜效应的结果一致，但有更大的不确定性。Ia型SNe的GOODS样本相对较小（我们包括24个SNe），因此结果取决于单个Ia型SNe。我们已经研究了一些潜在的系统性影响。光变曲线拟合是影响Ia超新星亮度推断的最重要的方法。使用不同的光变曲线拟合程序获得的结果在68.3%的置信水平上存在差异。
2009-10-21 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
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。
2012-09-25 astro-ph.CO
Ram pressure stripping of the hot gaseous haloes of galaxies using the k-epsilon sub-grid turbulence model
利用k-ε亚网格湍流模型对大质量星系热扩展气体晕在马赫数0.9、1.1和1.9的冲压压力下的剥离进行了三维流体动力学模拟。k-ε模型通过增加高湍流区域的输运系数来模拟高雷诺数流动。我们发现，初始的，瞬时剥离是相同的，无论是否实施的k-milling模型，是与其他研究的结果。然而，使用k-epsilon模型导致超音速流汽提进行10 Gyr后剩余气体减少了五分之一，这与简单的分析计算表明的情况更加一致。因此，连续的开尔文-亥姆霍兹剥离在大质量星系晕的冲压压力剥离中起着重要的作用。为了正确地解释这一点，对星系团的模拟将需要使用亚网格湍流模型
2013-09-20 astro-ph.CO
Galaxy alignment on large and small scales
星系并不是随机分布在宇宙中，而是在不同的尺度上表现出不同的排列方式。在小尺度上，卫星星系倾向于沿着中央星系的主轴分布，这取决于星系的性质，即红色卫星星系和中央星系的排列比蓝色卫星星系和中央星系的排列更紧密。在大尺度上，发现发光红星系（LRGs）的长轴在30 Mpc/h以下具有相关性。利用恒星形成的流体动力学模拟，我们在不同尺度上研究了星系排列的起源。发现大多数红色卫星星系都位于暗物质晕的内部区域，中心星系的形状与暗物质分布一致。红色中心比蓝色中心有更强的排列，因为它们生活在大质量的晕中，并且中心星系晕排列随着晕质量的增加而增加。在大尺度上，LRGs的排列也来自于星系晕的形状相关，但存在一定程度的错位。大质量晕比连接大质量晕的暗条中的晕有更强的排列。这与宇宙暗条是晕排列的原因的天真期望相反。
2014-10-16 astro-ph.CO
The cosmological free-free signal from galaxy groups and clusters
利用解析模型和宇宙学N体模拟，我们研究了星系团和星系群中电离气体的自由-自由射电辐射。与模拟得到的结果进行了比较与分析预测的基础上的质量函数和标度关系。早期的工作分析模型的基础上表明，平均免费免费的信号从小晕（星系）期间和之后的再电离时间可以检测到未来的实验作为一个失真的CMB频谱在低频率（$ν<$ 5 GHz）。我们专注于再电离时间后的时期（从红移$z=0$到$z=7$）和晕，是更大的质量比以前的作品（集团和集群）。我们展示了如何从晕与$M > 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$的平均信号是小于10%的信号，从更丰富和更冷的小质量晕。然而，未来的实验可以检测到来自大质量晕的单个信号，为研究星团内介质打开了新的窗口。
2011-10-17 astro-ph.CO
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical convergence of simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of cold dark matter haloes
我们研究了数值参数对在无碰撞宇宙学模拟中形成的冷暗物质晕性质的影响。我们量化的收敛在中间球平均圆速度分布的晕广泛变化的粒子数，以及在统计的结构标度关系和质量函数。与先前专注于单个晕的工作一致，我们的结果表明，宇宙学模拟在广泛的引力软化参数$ε$范围内产生鲁棒的晕特性，条件是：1）$ε$不大于“会聚半径”$r_{\rm conv}$，其由2体弛豫决定并由粒子数确定，以及2）采取足够数量的时间步长以精确地解析具有短动力学时间的粒子轨道。提供这些条件得到满足，中值圆速度分布收敛到$\approx 10$的百分之半径超过当地2体弛豫时标超过哈勃时间的一个因素$κ\equiv t_{\rm relax}/t_{\rm H}\gt 0.177$，与更好的收敛达到更高的$κ$。我们提供了分析估计的$r_{\rm conv}$，建立在以前的尝试在两个方面：第一，通过突出其明确的（但弱）软化依赖，第二，通过提供一个更简单的标准，其中$r_{\rm conv}$是完全由平均粒子间间距，$l$ ;例如，比$10$百分之收敛圆速度为$r\gt 0.05\,l$。我们展示了如何使用这些分析标准来评估收敛的暗物质晕作为其质量或最大圆周速度的函数的结构标度关系。
2019-07-11 astro-ph.CO
Luminosity bias: from haloes to galaxies
对本地宇宙的大型调查表明，具有不同内在属性的星系，如颜色，光度和形态类型显示出一系列的集群幅度。因此，星系并不是基本物质分布的忠实示踪剂。这种星系聚集的调制，称为偏差，包含了星系形成背后的物理信息。这也是在宇宙的大尺度结构可以作为宇宙学探针之前必须克服的一个系统性问题。两种类型的方法已经发展到模拟星系的集群。第一类是经验的，对暗物质的分布进行过滤或加权，以再现测量的聚类。在第二种方法中，试图建立物理模型，管理重子的命运，以预测星系的数量在暗物质晕。我将回顾这两种方法的发展，并总结我们对星系偏差的了解。
2013-02-12 astro-ph.CO
The formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
Gas around galaxy haloes: methodology comparisons using hydrodynamical simulations of the intergalactic medium
为了模拟星系的气体环境，我们使用数值重力流体动力学程序GADGET-3和Enzo对红移z ~ 3的星系际介质（IGM）进行了宇宙学模拟。我们使用三种不同的算法识别模拟中的晕。不同的质量结果的晕等级排序，引入了一个限制因素，在确定晕与观测星系。我们还比较了两个代码之间的气体的物理性质，主要集中在气体的维里半径以外，最近的HI吸收测量z ~ 2 - 3星系周围的气体的动机。气体在晕中的内部弥散速度在30 Mpc的盒子尺寸下收敛，但在60 Mpc的盒子尺寸下，晕的质心特征速度没有收敛。的密度和温度的气体内的瞬时回转半径的晕被充分捕获的盒子大小为30 Mpc的一侧，但结果是高度敏感的未解决的，快速冷却的气体的治疗，与气体质量分数的维里半径内严重耗尽的恒星形成在GADGET-3模拟。在大尺度上的气体特有的速度场的收敛需要至少60 Mpc的盒子大小。在转弯半径之外，气体的物理状态与盒子大小和模拟方法之间的一致性达到30%或更好。我们的结论是，通用IGM模拟作出准确的预测星系际气体的性质超出了晕回转半径，但在较小的尺度上的气体性质是高度依赖于恒星的形成和反馈的实现。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
The Phoenix Project: the Dark Side of Rich Galaxy Clusters
我们介绍凤凰计划，一套$Λ$ CDM模拟的暗物质组成的9个丰富的星系团。每个集群至少在两个不同的数值分辨率进行模拟。对于其中的八个，最高分辨率对应于维里半径内的$\sim 130$百万个粒子，而对于一个，这个数字超过十亿。我们研究了这些系统的结构和子结构，并将其与Aquarius项目中以可比分辨率模拟的六个星系大小的暗物质晕进行了对比。这种比较突出了CDM晕结构和亚结构的近似质量不变性。我们发现在球形平均质量，伪相空间密度，和速度各向异性配置文件的宝瓶座和凤凰晕的差异不大。当按宿主晕的维里性质进行缩放时，尽管水瓶座和凤凰座晕的维里质量相差大约三十年，但子晕的丰度和径向分布也非常相似。最显著的区别是，星系团晕是最近才组装起来的，因此比星系晕要松弛得多，这导致了规则性降低，晕到晕的散射增加，与平均趋势有相当大的偏差。这加剧了单个簇的强非球面性对表面密度分布的影响，在给定半径下，表面密度分布可能会变化高达三倍，具体取决于投影。一些强透镜团簇的高表观浓度可能很好地反映了这些影响。最近的一次装配也解释了为什么凤凰光环中的子结构比水瓶座稍微丰富，特别是在内部区域。然而，在凤凰星系团中，分解的次晕只贡献了位力质量的$11 \pm 3%$。.
2012-06-25 astro-ph.CO
A general framework to test gravity using galaxy clusters I: Modelling the dynamical mass of haloes in $ f(R) $ gravity
我们提出了一个新的框架来测试重力使用集群观测，其目的是提供一个无偏的约束修改后的重力模型从Sunyaev Zel 'dovich（SZ）和X射线集群计数和集群气体分数，以及其他可能的观测。针对一个流行的$ f(R) $引力模型，我们提出了一个新的方法来重新校准质量标度关系从$ Λ$ CDM到$ f(R) $引力SZ和X射线集群观测。我们发现，复杂的修改后的重力效应可以简单地建模为依赖于背景标量场和红移的组合，$ f_R(z)/(1+z) $，无论$ f(R) $模型参数。通过采用一个大的N体模拟套件，我们证明了理论推导的双曲正切拟合公式是在很大的背景场参数和红移范围内的动态质量增强的暗物质晕非常一致。我们的框架是足够灵活的，允许测试其他模型和纳入进一步的观测。动力学质量增强的单参数描述可以对观测量的理论建模和重力的实际测试产生重要影响。
2018-02-06 astro-ph.CO
Galaxy populations in haloes in high-density environments
有迹象表明，暗物质晕中星系群的特性可能取决于它们的大尺度环境。最近的研究指出，极低密度环境影响晕占据分布（HOD），但没有类似的分析集中在高密度环境。在这里，我们使用一组模拟的未来维里化超结构（FVS）来分析这些高全球密度区域内的星系晕的占领。我们使用一个公开的模拟星系集构造的半解析模型，以确定FVS在模拟。然后，我们计算了不同绝对星等阈值下这些超结构内的HOD，并进行了一些分析，包括与全球HOD结果的比较。我们研究了FVS的性质，如密度和体积的结果的依赖性，以及考虑星系的形态。我们还分析了FVS星系中恒星含量的性质和晕的形成时间。我们发现FVS内部的HOD显著增加。这一结果适用于探索的所有绝对震级阈值。这种影响在FVS的致密区域较大，但与上部结构的体积无关。我们还发现，星系的恒星质量内容有很大的不同内部的超结构。低质量晕的中心星系和卫星星系具有较高的恒星质量含量（50%），平均恒星年龄（20%）比平均年龄大。对于FVS中的大质量晕，我们发现只有卫星星系的恒星质量变化相当大，相当于减少了50%。我们发现在FVS和平均人口的晕的形成时间之间的显着的统计差异。存在于上层结构中的晕形成得更早，这一事实导致了HOD及其成员星系性质的一些变化。
2022-03-16 astro-ph.CO gr-qc
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。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2013-09-06 astro-ph.CO
SARCS strong-lensing galaxy groups: II - mass-concentration relation and strong-lensing bias
我们的工作是基于对80个强透镜星系群的叠加弱透镜分析。我们的主要结果如下：（i）与预期的NFW质量分布相比，透镜信号不允许我们坚定地拒绝一个简单的奇异等温球质量分布;（ii）我们获得的平均浓度$c_{200}=8.6_{-1.3}^{+2.1}$远高于相应平均质量$M_{200}=0.73_{-0.10}^{+0.11}\times10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$的数值模拟的预期值;（iii）将我们的结果与较大质量尺度下的结果相结合，给出了近20年质量的质量-浓度关系$c(M)$，其斜率与使用无偏暗物质晕总体的数值模拟的预测不一致;（iv）我们的组合$c(M)$关系匹配的结果，从模拟只使用晕与一个大的强透镜横截面，即延长与长轴接近的视线;（v）对于最简单的情况下，长晕，我们估计与玩具模型的下限上的短轴：长轴比$a/c=0.5$的平均SARCS星系群。我们基于星系群的分析证实了在更大质量尺度下获得的结果：强透镜呈现出明显过大的浓度，这可以用优先沿视线取向的三轴晕来解释。因为质量较大的星系已经有较大的透镜截面，所以它们不需要沿着视线有很大的伸长，这与质量较小的星系群相反。因此，这是自然的，以观察较大的透镜（预计）浓度为这样的系统，导致整体质量浓度关系比非透镜晕陡峭。
2014-09-20 astro-ph.CO
A constant characteristic volume density of dark matter haloes from SPARC rotation curve fits
我们使用175个银河系数据库中的星系研究了暗物质晕和星系盘之间的标度关系。我们探讨了两个宇宙学动机DM晕配置文件：从DM只模拟和DC 14配置文件从流体动力学模拟的Einasto配置文件。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合观测到的旋转曲线，并使用近红外测光和$Λ$ CDM激励的先验来打破盘晕简并。我们发现DM晕的特征体积密度$ρ_{\rm s}$在星系光度的$\sim$ 50年内几乎是恒定的。相反，尺度半径$r_s$和特征面密度$ρ_s\cdot r_s$与星系光度相关。这些尺度关系为星系形成的宇宙学模拟提供了一个经验基准。
2018-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy groups and haloes in the SDSS-DR7
在这项工作中，我们介绍了一种新的方法来执行的星系群的识别和目前的结果的星系群的识别在第七次数据发布的斯隆数字巡天（SDSS-DR 7）。我们的方法遵循类似于标准朋友的朋友（FoF）方法的方法。然而，它使用的假设上的质量的暗物质晕托管一组星系，以联系星系群中使用本地连接长度。我们的方法不假设任何ad-hoc参数组的识别，也没有连接长度或密度阈值。该方法的无参数性质及其结果的鲁棒性是我们工作中最重要的一点。我们描述了用于我们的研究的数据，并给出了该方法的实施细节。我们获得的星系群和晕目录的四个体积有限的样品，其性质是在很好的协议与以前的工作。它们再现了预期的恒星质量函数，并遵循预期的恒星晕质量关系。我们发现星系群中的大部分恒星内容来自$M_r$绝对星等大于-19的物体，这意味着解析星系群的低光度分量以获取有关其性质的详细信息非常重要。
2012-03-21 astro-ph.CO
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。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale matter haloes and the galaxy-halo misalignment
我们提出了星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们测量了星系物质晕及其嵌入星系$f_\mathrm{h}$按星系类型分裂的对准投影椭圆率分量的加权平均比。然后，我们将我们的观测结果与千禧年模拟的测量结果进行比较，假设不同的星系晕错位模型。使用千禧年模拟，我们验证了统计估计使用消除污染的宇宙剪切。我们还检测到一个额外的信号在模拟中，我们解释为内在的形状剪切对齐的影响之间的镜头和他们的大尺度结构环境。这些排列很可能导致以前对$f_\mathrm{h}$的一些观测约束偏高。从CFHTLenS我们发现$f_\mathrm{h}=-0.04 \pm 0.25$的早型星系，这是一致的，与当前的模型的星系晕错位预测$f_\mathrm{h}\simeq 0.20$。对于晚型星系，我们从CFHTLenS测量$f_\mathrm{h}=0.69_{-0.36}^{+0.37}$。这可以与产生未对准的晚型模型的$f_\mathrm{h}\simeq 0.02$的模拟结果进行比较。
2015-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly of filamentary void galaxy configurations
我们研究了空洞中暗物质晕结构的形成和演化。我们的调查使用高分辨率的LambdaCDM模拟CosmoGrid来寻找类似于VGS_31的三个相互作用的星系的细长系统的空洞系统，该系统最近被虚空星系调查（VGS）发现在SDSS星系红移调查中的一个大空洞内。HI数据显示，这些星系被嵌入在一个共同的拉长的信封，可能嵌入在intravoidfilament。在CosmoGrid模拟中，我们寻找在质量、大小和环境方面与VGS_31相似的系统。我们总共发现了八个这样的系统。对于这些系统，我们研究了相邻晕的分布，主晕的组装和演化，晕的动力学演化，以及系统嵌入其中的大尺度结构的演化。晕的空间分布遵循暗物质环境的空间分布。我们发现，VGS_31类系统有一个很大的变化，在10 Gyr前和现在的时代之间形成的形成时间。然而，系统所嵌入的环境基本上彼此相似。每一个类似VGS_31的系统都嵌入在内部空隙壁中，不迟于z = 0.5成为其环境中唯一突出的特征。虽然部分空洞的墙壁保留了一个相当平凡的性格，我们发现，他们中的大约一半是由一个明显的和迅速发展的子结构。五个晕发现自己在一个几兆秒差距/小时长的细丝内的空隙壁。最后，我们将结果与VGS_31的观测数据进行了比较。我们的研究表明，VGS_31星系形成于同一（原）灯丝，并且最近没有相遇。模拟的晕系统之间的多样性表明，VGS_31可能不是典型的星系群中的空隙。
2013-07-30 astro-ph.CO
Hermeian haloes: Field haloes that interacted with both the Milky Way and M31
本星系群是研究星系形成的天体物理学的独特环境。银河系和M31的接近增强了低质量晕群与更大质量的暗物质晕相互作用的频率，这增加了它们的浓度并剥夺了它们的气体和其他物质。一些低质量的晕穿过银河系或M31的晕，要么被喷射到磁场中，要么在两个主宿主之间交换。我们使用高分辨率的气体动力学模拟来描述一类新的场晕，通过在早期的银河系和M31的晕，几乎是集中的场晕的两倍，不与主对相互作用。这些'Hermeian'晕分布各向异性在更大的距离本地集团的重心比主要晕，并出现集群沿连接银河系和M31。赫敏晕促进了银河系和M31之间的暗物质、气体和恒星的交换，并在与它们相互作用的过程中提高了原始晕中气体的恒星形成率。我们还表明，一些Hermeian晕可以主机的星系，因为他们是嵌入在比常规场晕更集中的晕，是有前途的目标，间接暗物质搜索超出银河系维里半径，并可以产生的信号，是有竞争力的一些矮星系。本星系群中的Hermeian星系应该可以通过即将进行的宽视场成像巡天探测到。
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2013-03-20 astro-ph.CO
Modeling the clustering of dark-matter haloes in resummed perturbation theories
我们解决问题的宇宙学之间的偏差问题和星系分布，在暗物质晕作为第一步，以表征星系聚类。从高红移的线性密度场开始，我们沿着物质的质心轨迹，这些物质将在后期形成每个晕（原晕）。我们采用了流体般的描述扰动的演化在原晕分布，这是耦合到物质密度场通过重力。我们提出的密度和速度场的解析解，在重整化微扰理论的背景下。我们从线性解开始，然后计算传播子和功率谱的单圈校正。最后，我们解析地恢复传播子，并使用时间重整化群方法（Pietroni 2008）的适当扩展来恢复功率谱。对于晕质量M<10^{14} Msol/h，我们在z=0时的结果与N体模拟吻合得很好。我们的模型是能够预测的晕物质交叉光谱的精度为5%，k = 0.1小时/百万秒差距接近未来的星系红移调查的要求。
2011-03-21 astro-ph.CO
The most luminous quasars do not live in the most massive dark matter haloes at any redshift
类星体代表着宇宙中最明亮的活动星系核（AGN），并被认为是亮度高达10^48 erg/sec的惊人增长的黑洞（BH）的位置。人们通常认为，这样一个极其高能的过程将发生在暗物质（DM）分布中质量最大的束缚结构中。我们发现，与这一预期相反，在包含活动星系核反馈的星系形成模型中，类星体被预测生活在平均DM晕环境中，典型质量为10^12 M太阳的几倍。这一基本预测源于类星体活动（即，在活动星系核反馈作用的DM晕中，亮度大于10^46 erg/sec的BH吸积被抑制。在我们的模拟中，类星体的星系宿主被确定为超大质量（气体和恒星）的球状星系，其中BH吸积是通过星系合并或长期过程触发的。我们进一步证明了z=0的高红移（z~6）类星体的后代跨越了广泛的形态、星系和晕质量。到目前为止，z~6 BH通常仅增长适度的因子。值得注意的是，高红移类星体从来没有居住在当时最大的DM晕中，它们的后代很少在z=0的最大质量晕中发现。我们还表明，在观测上，它是很有可能发现的类星体周围的星系在z~5的丰度增强。然而，与DM分布的极端峰值处预期的过密度相比，这些增强明显较弱。因此，在$z\gtrsim5$宇宙中探测到的类星体不太可能精确地指出超星系团祖先在本宇宙中的位置。
2013-05-09 astro-ph.CO
Diffuse Lyman Alpha Haloes around Lyman Alpha Emitters at z=3: Do Dark Matter Distributions Determine the Lyman Alpha Spatial Extents?
利用2128个Ly-a发射体（LAEs）和24个原星系团UV选择星系（LBG）在z=3.1时的Ly-a图像，我们研究了高z星系周围Ly-a晕的表面亮度分布随环境和UV光度的变化。我们发现，Ly-a径向轮廓的斜率变得平坦的Mpc尺度LAE表面密度的增加，但它们几乎是独立的中心紫外光度。Ly-a晕的特征指数标度长度似乎与LAE表面密度的平方成正比（r（Lya）\propto Sigma（LAE）^[2]）。包括弥散扩展的Ly-a晕在内，密集区LAEs的静止坐标系Ly-a等效宽度接近EW_0（Lya）~ 200 A，这是年轻（< 10^7年）星系的最大值。这表明，通过气体流出的冲击压缩或引力气体流入的冷却辐射形成的Ly-a光子可能部分有助于照亮Ly-a晕;然而，它们的大部分Ly-a光度可以通过电离光子的光电离或在中央星系及其周围的HII区域产生的Ly-a光子的散射来解释。不管Ly-a光子的来源是什么，如果Ly-a晕跟踪整个气体结构的暗物质分布，这是不足为奇的Ly-a的空间范围更强烈地依赖于周围的Mpc尺度的环境比中央星系的活动。
2012-04-22 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
Statistical properties of the dark matter haloes of dwarf galaxies and correlations with the environment
根据现在强烈支持的和谐$Λ$ CDM模型，星系可以粗略地描述为嵌入在暗物质晕中的发光成分。这些质量主导晕的密度分布可以通过N体模拟来确定，N体模拟模拟了导致我们今天观察到的结构的过程中微小的初始密度扰动的演变。不幸的是，当考虑重子的影响时，由于模拟它们的物理学的困难，情况变得更加复杂。因此，关于暗物质晕目前应该是什么样子的确切预测仍然没有。在这里，我们从观测的角度重新审视这个问题，把我们的注意力集中在矮星系上。这些系统可能是暗物质占主导地位，是研究当今晕密度分布和检查暗物质相关量是否与恒星或环境相关的理想候选者。通过拟合大量实测旋转曲线样本，我们推断出对晕结构参数（如密度分布的对数斜率及其浓度）和导出量（例如，质量分数和牛顿加速度），然后可以用它来约束星系形成的情况。此外，我们还研究了晕的性质是否与星系所处的环境有关，从而为加深我们对星系形成的理解提供了一个新的工具。
2012-03-15 astro-ph.CO
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
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。
2015-05-20 astro-ph.CO
Fluorescent rings in star-free dark matter haloes
低质量暗物质（DM）晕中气体的光加热阻止重子冷却，使晕中没有恒星。这些“黑暗”晕中的气体仍然暴露在紫外线背景（UVB）下，因此预计将通过荧光复合线发射。我们提出了一套辐射转移模拟，模型暗晕作为球形气体云在流体静力学平衡与DM晕势，并在热平衡与UVB在红移z = 0。我们使用这些模拟来预测H-alpha中的表面亮度，我们发现在10^9.5和10^9.6 M_sun之间的狭窄质量范围内，H-alpha中的晕具有特征性的环形形态。我们探讨如何发射取决于物理参数，如DM密度分布和UVB光谱。我们预测了天空中荧光晕的丰度，并讨论了可能的检测策略。我们演示了如何详细的观察荧光环可以用来推断的性质的晕主机他们，如他们的密度分布和质量浓度关系，以及直接测量的UVB振幅。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
