暗物质晕的排列和排列

宇宙网与暗物质晕的形状、angular momentum和特殊速度的排列

Cosmic web alignments with the shape, angular momentum and peculiar velocities of dark matter haloes

我们研究的暗物质晕与宇宙网的潮汐和速度剪切场的特点。我们专注于他们的形状，角动量和奇特的速度对齐。我们使用的宇宙学N体模拟，允许研究暗物质晕跨越近五个数量级的质量（$10^{9}$ - $10^{14}$）$h^{-1}$ $M_{\odot}$和空间尺度的$(0.5$ - $1.0)$ $h^{-1}$ Mpc定义的宇宙网络。我们发现，晕的形状提出了最强的对齐沿最小的潮汐特征向量，例如，沿细丝和墙壁，随着晕质量的增加，信号变得更强。在速度切变场的情况下，只有大质量的晕$>10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的形状倾向于沿着最大的潮汐本征向量排列，也就是说，垂直于细丝和壁。对于角动量，我们发现只有在潮汐和速度剪切腹板中的质量比$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$大的晕才有对准信号，其中偏好是平行于中间本征向量，垂直于细丝和平行于墙壁。最后，奇特的速度显示出强烈的对齐沿最小的潮汐特征向量的所有晕质量;晕沿细丝和墙壁。在速度切变中，存在着同样的排列，但较弱，而且只存在于质量小于$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的晕中。我们的研究结果清楚地表明，我们用来定义宇宙网的两种不同算法描述了非线性坍缩的不同物理方面，应该以互补的方式来理解宇宙网对星系演化的影响。

大尺度结构中暗物质晕自旋的宇宙历史

The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure

我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。

星系椭圆度内禀排列的晕模型

A halo model for intrinsic alignments of galaxy ellipticities

星系的内禀椭圆率之间的相关性是一个潜在的重要系统误差时，约束暗能量的性质从弱引力透镜（宇宙剪切）调查。在没有完全已知的星系红移的情况下，可能需要对星系的内在排列进行一些建模，以足够准确地提取透镜信号。我们提出了一个新的模型的基础上放置的星系到暗物质晕。中心星系的椭圆率遵循大尺度势，在最简单的情况下，卫星星系指向晕中心。双晕项则由线性对准模型主导，而单晕项提供了内在对准模型向小尺度的有动机的扩展。我们提供的空间投影源功率谱的内在（II）和剪切固有（GI）的相关性的拟合公式。我们说明了潜在的影响，忽略内在的宇宙学参数的约束，从非断层扫描的调查，发现sigma_8可能被低估的宇宙剪切，如果非常小的尺度包括在分析中的当前1-sigma误差棒的大小。最后，我们强调感兴趣的领域的数值模拟的暗物质集群和星系形成，可以进一步限制内在的对齐信号。

暗丝中暗物质晕自旋排列的层次性质

The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments

宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。

Imprint of anisotropic primordial non-Gaussianity on halo intrinsic alignments in simulations

Using $N$-body simulations of cosmological large-scale structure formation, for the first time, we show that the anisotropic primordial non-Gaussianity (PNG) causes a scale-dependent modification, given by $1/k^2$ at small $k$ limit, in the three-dimensional power spectra of halo shapes (intrinsic alignments), whilst the conventional power spectrum of halo number density field remains unaffected. We discuss that wide-area imaging and spectrocopic surveys observing the same region of the sky allow us to constrain the quadrupole PNG coefficient $f_{\rm NL}^{s=2}$ at a precision comparable with o…

晕内禀排列：对质量，形成时间和环境的依赖

Halo intrinsic alignment: dependence on mass, formation time and environment

在本文中，我们使用高分辨率的宇宙学模拟研究晕内禀排列及其对质量，形成时间和大尺度环境的依赖性。与以前使用N体模拟的研究一致，发现大质量晕具有更强的对齐。对于给定的质量，较老的光环比较年轻的光环有更强的排列。利用Hessian矩阵对晕的宇宙环境进行了识别，发现对于给定的质量，团簇区的晕也比暗条区的晕具有更强的排列性。现有的理论没有明确地解决这些依赖关系。在这项工作中，我们扩展了线性排列模型，包括晕偏见，并发现晕的质量和形成时间的依赖关系的排列可以解释晕偏见。然而，该模型不能解释的环境依赖性，因为我们发现，晕偏差是低的集群和高的细丝。我们的研究结果表明，晕偏差和环境是决定晕对齐的独立因素。我们还研究了晕线排列的关联函数，发现晕线沿其长轴方向的聚集性很强，而沿短轴方向的聚集性较弱。关联晕排列可以扩展到$100h^{-1}$ Mpc尺度，其特征主要是由重子声学振荡效应驱动的。

晕的排列和形状对星系成团的影响

The effects of halo alignment and shape on the clustering of galaxies

我们研究了晕的形状及其与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo等人的星系形成模型，在千禧模拟上运行我们量化这些影响的重要性，通过随机化的卫星星系晕内的角位置，无论是相干的或单独的，同时保持各自的中央星系的距离固定。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。我们发现，球化的椭球分布的星系晕内的关联函数减少了高达20%的r<1兆秒差距/小时，并增加了它稍微在更大的半径。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。基于Halo Occupation Distribution的模型，根据平均径向轮廓将星系球形地放置在Halo内，因此会显着低估次Mpc尺度上的聚类。此外，我们发现晕组装偏差，特别是对晕形状的集群的依赖，传播到星系的集群。我们预测，这方面的组装偏见应通过使用广泛的组目录观察。

Disentangling Modified Gravity and Massive Neutrinos with Intrinsic Shape Alignments of Massive Halos

We present two new diagnostics based on the intrinsic shape alignments of group/cluster size dark matter halos to disentangle the effect of $f(R)$ gravity from that of massive neutrinos. Using the snapshot data from a series of the {\small DUSTGRAIN}-{pathfinder} $N$-body simulations for the Planck $Λ$CDM cosmology and three $f(R)$ gravity models with massive neutrinos ($ν$), we first determine the probability density functions of the alignment angles between the shape orientations of massive halos and the minor principal axes of the local tidal fields. The numerically obtained results turn ou…

On the Cosmic Web Elongation in Fuzzy Dark Matter Cosmologies: Effects on Density Profiles, Shapes and Alignments of Halos

The fuzzy dark matter (FDM) scenario has received increased attention in recent years due to the small-scale challenges of the vanilla Lambda cold dark matter ($Λ$CDM) cosmological model and the lack of any experimental evidence for any candidate particle. In this study, we use cosmological $N$-body simulations to investigate high-redshift dark matter halos and their responsiveness to an FDM-like power spectrum cutoff on small scales in the primordial density perturbations. We study halo density profiles, shapes and alignments in FDM-like cosmologies (the latter two for the first time) by prov…

卫星对准：I. N体模拟中子结构的分布及其对组装历史的依赖性

Satellite Alignment: I. Distribution of Substructures and Their Dependence On Assembly History From N-Body Simulations

观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系的主轴对齐。这种排列取决于星系的性质，例如红色卫星比蓝色卫星排列得更紧密。解释这种现象的理论工作发现，这是由于暗物质晕的非球形性质。然而，大多数研究都在假设中心星系形状遵循宿主晕形状的情况下过度预测了对齐信号。也不清楚是否颜色依赖性的对齐是由于组装偏置或进化效应。在本文中，我们研究这些问题使用宇宙学N体模拟。暗晕被用来追踪卫星星系的位置。发现暗物质晕的形状在不同的半径上是不一致的。如果中心星系与内部主晕形状相同，则排列效应较弱，与观测数据一致。然而，它预测几乎没有依赖于卫星星系的颜色对齐，虽然后期吸积subhalos显示出更强的对齐与外层的主机晕比他们的早期吸积同行。我们发现，这是由于纯N体模拟的限制，卫星星系没有相关的subhalos（“孤儿星系”）没有解决。这些孤儿（主要是红色）卫星通常位于宿主晕的内部区域，并且应该遵循内部区域中宿主晕的形状。

Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes

The shape of dark matter haloes plays a critical role in constraining cosmology with upcoming large-scale structure surveys. In this paper, we study the correlations between the triaxial shapes and formation histories in dark matter haloes in the MultiDark Planck 2 N-body cosmological simulation. We find that halo ellipticity is strongly correlated with halo properties that serve as proxies of halo formation history, such as halo concentration and the peak-centroid offset. In particular, the correlation between halo ellipticity and halo concentration is nearly independent of the halo density p…

FLAMINGO模拟中星系和晕的三点本征对齐

Three-point intrinsic alignments of galaxies and haloes in the FLAMINGO simulations

该研究在FLAMINGO模拟中测量星系和晕的IA三点相关函数等统计量，用树级EFT建模，对比其他模型，发现简化EFT表现佳，还研究了高阶偏差参数的红移和质量依赖性，其共演化关系对光度剪切调查有价值。

来自弱透镜的光晕：星系的影响--光晕错位

Halo Shapes From Weak Lensing: The Impact of Galaxy--Halo Misalignment

我们分析的影响星系晕错位弱透镜研究的能力，约束暗物质晕的形状，使用千年暗物质N体模拟和不同的半解析星系形成模型，以及更简单的蒙特卡罗测试相结合。由于分布的星系晕排列是不知道的细节，我们测试各种排列模型，连同不同的方法来确定晕的形状。除了对齐，我们研究晕质量和形状，星系的颜色和形态与由此产生的堆叠投影晕形状的相互作用。我们发现，只有在大量的星系和晕短轴平行的情况下，堆叠，投影晕轴比低于0.95。当使用更广泛的错位分布时，例如最近在星系形成的模拟中发现的那些，晕圈椭圆率信号被洗掉，并且将非常难以观测测量。重要的是要注意，由于理论未知数（半解析模型之间的差异，以及对齐模型之间的差异）导致的堆叠晕轴比的分布比任何统计不确定性都要大得多：假设仅仅因为LCDM预测非球面晕，堆叠投影形状将是椭圆形是天真的。事实上，还没有强大的LCDM预测这个程序，任何这样的椭圆晕信号的解释从透镜的物理晕属性方面将是非常困难的。

宇宙网中暗物质暗晕的吸积：原始各向异性分布及其普适性

The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality

星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。

团簇的速度-形状排列和动力学Sunyaev-Zeldovich效应

The velocity--shape alignment of clusters and the kinetic Sunyaev--Zeldovich effect

我们使用千年模拟探测集群速度和它们的形状和后果的动力学Sunyaev-Zeldovich（KSZ）效应的测量之间的相关性。晕一般是长椭圆体，其方向与附近的晕相关。我们测量的平均流动速度的晕沿分离它们的线，表明特殊的速度和晕的长轴往往有点对齐，特别是对于最大的晕。由于kSZ效应与簇的视线速度和光学深度成比例，因此对准导致沿着视线移动的簇中的kSZ签名的强烈增强。在对kSZ特征的许多分析中没有考虑到这种影响。

基于暗物质晕的内在取向模型用于基于模拟的推断

A halo-based intrinsic-alignment model for simulation-based inference

本文提出一种基于暗物质晕的内在取向模型，联合拟合两点及高阶统计量，在FLAMINGO模拟中显著优于NLA类模型，为基于模拟的弱引力透镜推断提供了高效且可移植的IA建模方案。

基于微扰理论改进晕内禀排列的红移空间功率谱

Improving redshift-space power spectra of halo intrinsic alignments from perturbation theory

本文提出基于微扰理论的星系/晕内禀排列红移空间功率谱模型，解析推导次领头阶修正，有效控制Finger-of-God阻尼效应，实现无偏确定增长率参数，支持宇宙学尺度引力精确检验。

具有大尺度结构的暗物质晕排列的质量依赖性

The mass dependence of dark matter halo alignments with large-scale structure

潮汐引力可以改变星系和星系团的形状，从而将它们的方向与周围的物质密度场联系起来。我们研究这种现象的依赖性，被称为内在的对齐（IA），对质量的暗物质晕，这些明亮的结构，分析千年和千年XXL $N$体模拟。我们密切关注的观测方法，测量晕的位置，晕的形状对齐，并随后划分出依赖晕偏置。我们推导出一个理论标度的IA振幅与质量的暗物质宇宙，并预测幂律与斜率$β_{\mathrm{M}}$的范围内$1/3$到$1/2$，取决于质量尺度。我们发现，模拟数据彼此一致，并与理论预测非常好地超过三个数量级的质量，与联合分析产生的估计$β_{\mathrm{M}} = 0.36^{+0.01}_{-0.01}$。这个结果不依赖于红移或晕形状测量的细节。对观察数据重复分析，获得显著更高的值$β_{\mathrm{M}} = 0.56^{+0.05}_{-0.05}$。在高质量端和低质量端的模拟信号中，也存在与我们的简单模型小但显著的偏差。我们讨论了这些差异的可能原因，并认为它们可以归因于模型或仅暗物质模拟中未捕获的物理过程。

宇宙学晕中的轨道各向异性

Orbital anisotropy in cosmological haloes revisited

暗物质晕中粒子的速度各向异性是一个重要的物理量，它是精确模拟星系和星系团质量分布所必需的。它通常使用在距光晕中心给定距离处的径向速度分散与切向速度分散的比率来测量。然而，这一措施是不够的，以描述现实的晕，这通常是相当长的动态。在宇宙学模拟中研究大质量DM晕中的速度分布，我们发现在晕的内部，局部速度椭球与晕的长轴强烈地对齐，这种对齐对于更松弛的晕更强。在晕的外部区域，排列逐渐变弱，取向更加随机。这两个不同排列程度的区域与DM密度分布的两个特征区域相吻合：比ρr^{-2}更浅和更陡。这种对齐的本地速度椭球需要重新解释的功能，发现在测量的基础上的径向切向速度分散的球形平均比。特别是，我们表明，在中央晕区的速度分布是高度各向异性。对于质量为10^{14}-10 ^<$15} h^-1 Msun的团簇大小的晕，沿长轴的速度各向异性几乎与半径无关，等于β=1-σ^2_{perp}/σ^2_{radial}=0.4，这明显大于先前估计的球平均速度各向异性。密度和速度各向异性的排列以及径向趋势也可能对基于星系团或矮椭球体等物体的运动学数据的质量建模产生一些影响，其中轨道各向异性是无偏质量推断的关键要素。

晕内禀对齐的环境依赖性：低密度区域中更强的信号

The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions

研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。

重子物理学对宇宙学暗物质晕中子结构的形状和径向排列的影响

The impact of baryonic physics on the shape and radial alignment of substructures in cosmological dark matter haloes

我们使用两个模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行研究的形状和径向对齐（的暗物质组件）subhaloes;其中一个模拟是一个暗物质只模型，而其他运行包括所有相关的气体物理和恒星形成配方。我们发现，气体物理学的参与对这两种属性都没有统计学上的显著影响-至少对于本研究中考虑的最大质量的subhaloes没有。然而，我们观察到在这两个模拟，包括和不包括气体动力学的（明显）的演变的暗物质形状的subhaloes以及径向对齐信号，因为infall时间。此外，这种演变是不同的，当定位在中央和外部地区的主机晕今天，而subhaloes往往成为更多的非球面在中央50%的主机的维里半径，径向对齐削弱中央政权，而加强在外部。我们确认，这是由于潮汐扭矩和近心点的subhaloes移动太快的对齐信号的响应。

The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation

We investigate the alignment of galaxies and haloes relative to cosmic web filaments using the EAGLE hydrodynamical simulation. We identify filaments by applying the NEXUS+ method to the mass distribution and the Bisous formalism to the galaxy distribution. Both web finders return similar filamentary structures that are well aligned and that contain comparable galaxy populations. EAGLE haloes have an identical spin alignment with filaments as their counterparts in dark matter only simulations: a complex mass dependent trend with low mass haloes spinning preferentially parallel to and high mass…

暗物质晕的自旋排列：Mad Halos

Spin Alignment of Dark Matter Halos: Mad Halos

本文提出潮汐锁定理论以解释暗物质晕非线性阶段的角动量演化，并利用 IllustrisTNG 模拟验证高速晕自旋与速度的排列，同时指出潮汐力矩理论在高红移有效而在 z=0 失效。

晕形、速度频散与形成时间的关系

The Relation Between Halo Shape, Velocity Dispersion and Formation Time

我们使用的暗物质晕确定的MareNostrum宇宙和星系群中确定的斯隆数据发布7星系目录，研究晕的形状和晕动力学之间的关系，参数化的系统的质量。一个强大的形状动力学，独立的质量，相关性是存在于模拟数据中，我们发现这是由于不同的晕形成时间。早期形成时间的晕，在目前的时代，更球形，并具有较高的速度比晚形成时间的晕的色散。晕圈形状-动力学相关性虽然较弱，但在2D投影中幸存下来（即，在投影形状和1-D速度分散之间）。一个类似的形状动力学的相关性，独立的质量，也被发现在SDSS DR 7星系群，为了调查其原因，我们已经测试和使用，作为一个代理的组形成时间，浓度参数。我们已经发现，在模拟晕的情况下，较低的浓度组，对应于形成时间晚，具有较低的速度分散和较高的伸长率比组具有较高的浓度值，对应于早期的形成时间。

三维暗晕内禀取向中的二阶形状偏置

Quadratic shape biases in three-dimensional halo intrinsic alignments

本文利用三维形状场球张量分解、二次场方法及同模拟初始条件互相关，首次高显著性测量暗晕内禀取向的二阶形状偏置，并验证平流预测可作为宇宙学分析先验。

理论上的暗物质晕运动学和三轴形状

Theoretical dark matter halo kinematics and triaxial shape

在最近的一篇论文中，Salvador-Solé等人（2012）从初始随机高斯密度场中的峰值推导出了暗物质晕的典型内部结构，该密度场由表征所考虑的分层宇宙学的密度扰动的功率谱确定。在本文中，我们将这种形式主义的典型运动学和三轴形状的晕。具体来说，我们建立这样的晕属性和密度扰动的功率谱之间的联系，通过典型的形状的峰值。预测的典型晕形、赝相空间密度和各向异性分布的变化趋势与数值模拟结果吻合较好。我们的模型揭示了起源的幂律般的伪相空间密度轮廓的维里化晕。

星系成团过程中的排列和椭圆率效应

The effects of alignment and ellipticity on the clustering of galaxies

我们研究了晕椭圆率和与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo et al.（2011）在Millennium Simulations上运行的星系形成模型。我们量化的重要性，这些属性的星系分布随机卫星星系晕内的角位置，无论是相干或单独，同时保持各自的中央星系固定的距离。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。当r<1 Mpc/h时，将晕内星系的椭球分布球形化，使关联函数降低20%。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。因此，基于晕占据分布的模型（采用晕内星系分布的球形平均轮廓）将大大低估次百万秒差距尺度上的聚类。

SHAPing the Gas: Understanding Gas Shapes in Dark Matter Haloes with Interpretable Machine Learning

The non-spherical shapes of dark matter and gas distributions introduce systematic uncertainties that affect observable-mass relations and selection functions of galaxy groups and clusters. However, the triaxial gas distributions depend on the non-linear physical processes of halo formation histories and baryonic physics, which are challenging to model accurately. In this study we explore a machine learning approach for modelling the dependence of gas shapes on dark matter and baryonic properties. With data from the IllustrisTNG hydrodynamical cosmological simulations, we develop a machine lea…

Three-point intrinsic alignments of dark matter halos in the IllustrisTNG simulation

We use the IllustrisTNG suite of cosmological simulations to measure intrinsic alignment (IA) bispectra of dark matter subhalos between redshifts 0 and 1. We decompose the intrinsic shear field into E- and B-modes and find that the bispectra $B_{δδ\mathrm{E}}$ and $B_{δ\mathrm{EE}}$, between the matter overdensity field, $δ$, and the E-mode field, are detected with high significance. We also model the IA bispectra analytically using a method consistent with the two-point non-linear alignment model. We use this model and the simulation measurements to infer the intrinsic alignment amplitude $A_…

Power spectrum of halo intrinsic alignments in simulations

We use a suite of $N$-body simulations to study intrinsic alignments (IA) of halo shapes with the surrounding large-scale structure in the $Λ$CDM model. For this purpose, we develop a novel method to measure multipole moments of the three-dimensional power spectrum of the $E$-mode field of halo shapes with the matter/halo distribution, $P_{δE}^{(\ell)}(k)$ (or $P^{(\ell)}_{{\rm h}E}$), and those of the auto-power spectrum of the $E$ mode, $P^{(\ell)}_{EE}(k)$, based on the $E$/$B$-mode decomposition. The IA power spectra have non-vanishing amplitudes over the linear to nonlinear scales, and th…

Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm

The anisotropy or triaxiality of massive dark matter haloes largely defines the structure of the cosmic web, in particular the filaments that join the haloes together. Here we investigate such oriented correlations in mass-Peak Patch halo catalogues by using the initial strain tensor of spherical proto-halo regions to orient the haloes. To go beyond the spherically averaged two-point correlation function of haloes we use oriented stacks to compute oriented two-point correlations: we explicitly break isotropy by imposing a local frame set by the strain tensor of the reference halo before stacki…

有些人喜欢它三轴：暗物质晕形状的普遍性及其沿宇宙时间的演化

Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time

我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。

LRG的内禀排列的组装偏置和红移演化

Assembly bias and the redshift evolution of intrinsic alignments for LRGs

利用FLAMINGO模拟，发现LRG样本的内禀排列强度不仅依赖于暗晕质量，还依赖于暗晕形成红移，并给出了经验质量-红移内禀排列模型。

星系对自旋排列对弹跳耦合暗能量的检验

The Spin Alignments in Galaxy Pairs as a Test of Bouncing Coupled Dark Energy

利用流体动力学耦合暗能量（cDE）模拟的公开数据，研究了耦合暗能量对孤立星系晕自旋排列的影响（H-CoDEC），用于各种cDE模型，如EXP 001、EXP 002、EXP 003（具有指数势和常数耦合），EXP008e3（具有指数势和指数耦合）和SUGRA 003（具有超引力势和负常数耦合）以及标准LCDM宇宙学（具有WMAP 7参数）。通过测量每个模型中孤立的星系晕对自旋轴夹角的余弦，并确定其概率密度分布，我们发现，对于具有弹跳cDE的SUGRA 003模型，在99.999%的置信水平下，星系晕对不存在自旋对齐的零假设被拒绝。与此相反，LCDM宇宙学没有产生明显的自旋对齐信号，其他四个cDE模型也只表现出微弱的自旋对齐信号。自旋校准信号的强度被发现是几乎独立的总晕质量和星系对的分离距离。还表明，没有信号被检测到从斯隆数字巡天DR 7，我们得出结论，星系对的自旋排列原则上是一个独特的测试弹跳cDE模型。

水瓶座模拟中暗物质晕的形状：进化和记忆

The Shape of Dark Matter Haloes in the Aquarius Simulations: Evolution and Memory

我们使用宝瓶座计划的高分辨率宇宙学N体模拟来详细研究确定银河系型暗物质晕形状的机制。我们发现，当在瞬时维里半径测量时，单个晕的形状随时间而变化，从早期阶段的典型长轴配置演变为目前的三轴/扁圆几何形状。这种演变的晕形状相关以及与下落的材料的分布：长形的配置出现时，晕是通过狭窄的细丝，其特征的早期时代的晕组装，而三轴/扁圆形的配置结果的吸积变成更各向同性在以后的时间。有趣的是，在红移z=0时，每个晕过去历史的清晰印记记录在它们不同半径的形状中，这些形状也表现出从内部区域的扁长到外围区域的三轴/扁长的变化。假设宝瓶座晕是类似银河系的10^12 Msun天体的典型代表，我们可以得出结论，这种暗物质晕的形状是一种复杂的、依赖于时间的性质，每个径向壳层都保留着坍缩时的条件记忆。

星系、卫星系统和晕之间的连线

Alignments between galaxies, satellite systems and haloes

银河系和仙女座星系卫星群的空间分布令人困惑，因为它们几乎垂直于它们中央星系的圆盘。为了了解这种配置的起源，我们研究了中央星系，卫星系统和暗物质晕在最大的“进化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）模拟的对齐。我们发现，中心体及其卫星系统往往与其晕很好地对准，在这两种情况下，中位数未对准角均为$33^{\circ}$。虽然中心更好地与内部$10$ kpc晕对齐，卫星系统更好地与整个晕对齐，表明卫星优先跟踪外晕。中心-卫星对准是弱的（中值失准角为$52^{\circ}$），我们发现在$20\%$周围的系统具有大于$78^{\circ}$的失准角，这是银河系的值。中心-卫星排列是两个成分倾向于与暗物质晕排列的结果。因此，当中心平行于卫星系统时，它也倾向于平行于晕。相比之下，如果中心垂直于卫星系统，就像银河系和仙女座星系那样，那么中心-晕排列就弱得多。色散主导的（球状）中心有一个更强的对齐与他们的晕和他们的卫星比旋转主导的（磁盘）中心。我们还发现，光环、中央星系和卫星系统往往与周围大规模物质分布一致，其中光环是三者中排列得更好的。

Gravitational wave fossils in nonlinear regime: halo tidal bias and intrinsic alignments from gravitational wave separate universe simulations

We investigate impacts of long-wavelength gravitational waves (GWs) on nonlinear structure formation by utilizing the tidal separate universe simulations. Based on the equivalence of a long-wavelength GW to a uniform tidal field in a local frame, we provide a way to incorporate a long-wavelength GW into the tidal separate universe simulation as an effective anisotropic expansion. This methodology enables us to study effects of GWs on large-scale structure efficiently. We measure the anisotropic imprint in the local power spectrum from the tidal separate universe simulations with GWs, which cor…

看晕的内部：在普朗克宇宙学中作为过密度函数的晕形状的特征

A look to the inside of haloes: a characterisation of the halo shape as a function of overdensity in the Planck cosmology

在本文中，我们研究了从一组宇宙学N体模拟中提取的大范围质量的暗物质晕的三轴性质。我们测量的形状在不同的距离晕中心（其特征在于不同的过密度阈值），在三维和二维。我们讨论了如何晕三轴度增加的质量，红移和距离晕中心。我们还研究了不同的椭球体的方向是如何相互对齐的，以及不同维里配置的晕的内部形状的梯度是什么。我们的研究结果强调，内部的晕保留暴力的形成过程的记忆，保持主轴朝向的优先方向的下落的材料，而外部变得更圆，由于连续的各向同性合并事件。这种效应在最近形成的高质量晕中非常明显，而在低质量晕中则更加模糊。我们提出了简单的分布，可用于各种质量重建算法的先验，在不同的波长下工作，以恢复一个更复杂和现实的暗物质分布的孤立和放松的系统。

宇宙芭蕾：宇宙网中晕的旋转和形状排列

The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web

我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。

暗物质晕在宇宙网中的自旋对齐演化

The Evolution of the Spin Alignments of Dark Matter Halos in the Cosmic Web

研究暗物质晕自旋对齐随时间的演化，探讨晕质量、接近网丝的距离和主要并合如何影响其方向，发现质量依赖的对齐信号，高质量晕倾向于垂直于网丝。

速度剪切张量：晕线排列的示踪

The velocity shear tensor: tracer of halo alignment

在宇宙网的背景下，DM晕和周围的大尺度结构（LSS）的对齐检查。Halo自旋，形状和subhaloes的轨道角动量的研究相对于LSS使用的本征矢量的速度剪切张量上评估的网格上的规模为1兆秒差距/小时，深内的非线性制度。结、丝、片和空隙与同时沿着3、2、1或0个主方向塌陷的区域相关联。每个晕圈都根据晕圈位置处塌陷的性质标记有网分类（即结晕圈、细丝晕圈等）。剪切本征值的完整分布被发现是从标记晕，表明所观察到的速度剪切显着偏置有很大的不同。我们发现，更大的质量晕生活在剪切更各向同性的区域，即膨胀或崩溃更球形。晕的形状和剪切张量的特征向量之间的相关性，与最长（最短）轴的晕的形状与最慢（最快）崩溃的特征向量对齐。这种相关性与网络无关，表明速度剪切是晕排列的基本示踪剂。对于晕自旋与宇宙网的排列也发现了类似的结果。它已被证明，高质量的晕表现出自旋翻转相对于LSS：我们发现，这种自旋翻转发生的质量是网络依赖的，而不是普遍的，如前所述。虽然弱于晕，但亚晕轨道也表现出与LSS对齐，这为银河系卫星系统的高度相关的共同旋转提供了可能的见解。本研究表明，速度剪切张量构成的自然框架，研究方向性的非线性LSS和晕和星系。

LOWZ和CMASS中星系—暗晕对齐的质量依赖性

Mass Dependence of Galaxy-Halo Alignment in LOWZ and CMASS

本文结合DESI形状测量、N体模拟与PAC恒星—暗晕质量关系，测量LOWZ和CMASS星系—暗晕对齐，发现中心椭圆星系对齐随质量单调增强，盘星系约弱10倍。

原初晕及其与晕组装、形状和结构的联系

Protohalos and their connection to halo assembly, shape and structure

本文通过最优传输理论研究原初晕与暗物质晕组装、形状和结构的关系，提出新的估计量并揭示第三个不变量对晕形态的影响。

弱透镜团晕和强透镜团晕的形状轮廓和取向偏差

Shape Profiles and Orientation Bias for Weak and Strong Lensing Cluster Halos

我们研究了从MultiDark MDR 1宇宙学模拟中提取的星系团晕的内在形状和等密度线的排列。我们发现，模拟晕，是非常长的小尺度上，越来越大的球形。由于这一趋势，沿视线的分析投影产生的浓度指数的高估作为半径的递减函数，我们量化使用的三维浓度（$c_{200}$）的内在分布和等密度形状弱和强透镜尺度。我们发现这种差异是$\sim 18\%$（$\sim 9\%$）低（中）质量集群晕与固有的低浓度（$c_{200}=1-3$），而我们发现几乎没有差异晕与固有的高浓度。等密度线被发现是相当良好的整个径向尺度的每个晕人口对齐。然而，已经发现单个晕的主轴偏离多达$\sim 30^{\circ}$。我们还提供了分析结果的增值目录，并已公开提供供下载。

暗晕形状中的伪影：初始条件的印记

Artifacts in Halo Shapes: Imprints of the Initial Condition

本文通过多组模拟发现网格型初始条件会在暗晕形状中产生约1%的统计显著伪影，表现为低红移下暗晕取向偏离模拟盒坐标轴，并提出数学假说解释该翻转现象。

宇宙密度场和速度场中暗物质晕的内禀排列和回溅半径

Intrinsic Alignments and Splashback Radius of Dark Matter Halos from Cosmic Density and Velocity Fields

我们研究了暗物质晕形状的内在排列（IA）对宇宙密度和速度场的影响，从星系团到宇宙尺度超过100 Mpc/h。除了文献中采用的由晕取向角分组的密度关联函数外，我们首次引入了相应的两种速度统计量，即角分组的成对下落动量和动量关联函数。使用大容量，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计，无论是在真实的和红移空间。我们发现，在线性尺度的红移空间失真的对齐信号是不放大。IA在速度统计中的行为与密度统计中的行为相似，只是晕圈方向与速度场对齐，其尺度大于密度场的尺度，x>100 Mpc/h。在晕尺度上，x~ R_{200m} ~ 1 Mpc/h，我们检测到与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们的研究结果表明，观测IA的速度场可以提供额外的信息，从大尺度的宇宙学模型和小尺度的晕的物理尺寸。

在EAGLE和cosmo-OWLS模拟中星系的内禀排列

Intrinsic alignments of galaxies in the EAGLE and cosmo-OWLS simulations

我们报告的结果在EAGLE和cosmo-OWLS模拟星系的排列作为星系分离和晕质量的函数。结合这些水文宇宙学模拟，使我们能够跨越四个数量级的晕质量（$10.7<log_{10}(M_{200}/[h^{-1}M_\odot])<15$）和大范围的分离（$-1<log_{10}(r/[h^{-1}Mpc])< 2$）。我们专注于两类对齐：星系相对于周围星系的方向或方向的取向。我们发现，排列的强度是一个强烈的星系之间的距离递减函数。对于我们模拟中最大质量晕所包含的星系来说，在高达~100 Mpc的情况下，取向方向对齐仍然很重要。由更大质量的次级晕承载的星系团显示出更强的排列。在一个固定的晕质量，更多的非球面或扁长星系表现出更强的对齐。卫星的空间分布是各向异性的，并与主宿主晕的主轴显著对齐。卫星星系的长轴，当所有的恒星都被考虑在内时，优先对准主晕的中心。预测的投影方向取向对准，$ε_{g+}(r_{p})$，是在广泛的协议与最近的观测时，只有在典型的星系可观测范围内的恒星被用来定义星系的取向。我们发现在所有尺度上取向-取向排列都比取向-方向排列弱。总的来说，星系排列的强度很大程度上取决于用来测量星系方向的恒星子集，它总是比暗物质晕的排列弱。因此，使用晕取向作为星系取向的直接代理的对准模型将高估内在对准对弱透镜分析的影响。

暗物质晕的形状：一种新的基本宇宙学不变性

The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance

本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。

暗物质晕的形状和速度各向异性行为

The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes

从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。

各向异性晕模型

Anisotropic Halo Model

在目前的工作中，我们扩展了经典的晕模型的大规模的物质分布，包括三轴模型的晕配置文件和他们的路线。特别是，我们推导出一般表达式的晕物质交叉关联函数。此外，通过数值积分，我们得到了交叉关联函数依赖于晕形轴方向的实例。这些函数被称为各向异性互相关。与我们的理论结果与模拟比较的目的，我们计算平均各向异性的相关性在圆锥体中的对称轴沿每个形状方向的中心晕。从这些比较中，我们通过所提出的各向异性晕模型，对$Λ$ CDM背景下的暗物质晕的排列进行了分析和量化。由于我们的模型需要多维积分计算，我们在GPU硬件上实现了Monte Carlo方法，这使我们能够提高结果的精度，同时提高了计算的性能。

SZ contribution to characterize the shape of galaxy cluster haloes

We present the on-going activity to characterize the geometrical properties of the gas and dark matter haloes using multi-wavelength observations of galaxy clusters. The role of the SZ signal in describing the gas distribution is discussed for the pilot case of the CLASH object MACS J1206.2-0847. Preliminary images of the NIKA2 and ALMA exposures are presented.

LCDM晕参数的红移演化：浓度、自旋和形状

The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters: Concentration, Spin, and Shape

本文详细研究了LambdaCDM宇宙学中暗物质晕结构参数的红移演化。我们在Nbody模拟中研究了质量从10^{10} Msun/h到10^{15} Msun/h，红移从0到2的浓度，形状和自旋参数对质量和红移的依赖性。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们还研究了暗物质晕形状随红移的演化及其对质量的依赖性。在所研究的红移范围内，晕的形状与质量之间的关系可以很好地用幂律拟合。最后，我们表明，虽然对于z=0的自旋参数实际上是质量无关的，在增加红移，它表现出越来越多的相关性与质量。

Dependence of the dynamical properties of light-cone simulation dark matter halos on their environment

Aims: We study the dependence of the dynamical properties of dark matter halos on their environment in a whole-sky $Λ$CDM light-cone simulation extending to $z\sim 0.65$. The properties of interest are halo shape (parametrized by its principal axes), spin and virialisation status, the alignment of halo spin and shape, as well as the shape-shape and spin-spin alignments among halo neighbours. Methods: We define the halo environment using the notion of halo isolation status determined by the distance to its nearest neighbor. This defines a maximum spherical region around each halo devoid of othe…

Deviations from tidal torque theory: evolution of the halo spin-filament alignment

The alignment between halo spins and the cosmic web is still poorly understood despite being a widely studied topic. Here, we study this alignment within the context of tidal torque theory (TTT) and deviations from it. To this end, we analyze the evolution of the shape and spin direction of proto-haloes, i.e. of all the volume elements associated to a $z=0$ halo, with respect to the present-day filaments. We find that the major axis of proto-haloes undergoes a major change, from being strongly perpendicular to the filament spine in the initial conditions, to being preferentially aligned at the…