On the Systematic Errors of Cosmological-Scale Gravity Tests using Redshift Space Distortion: Non-linear Effects and the Halo Bias
星系红移巡天观测到的红移空间畸变（RSD）是检验宇宙学尺度引力理论的有力工具，但在未来的大规模巡天观测中必须仔细研究其系统不确定性。在这里，我们采用各种解析模型的RSD和估计的系统误差测量的结构增长率参数，$fσ_8$，引起的非线性效应和晕偏差相对于暗物质分布，使用晕目录从40个实现的$3.4 \times 10^8$共动$h^{-3}$ Mpc $^3$宇宙学N体模拟。我们考虑假设的红移调查在红移z=0.5，1.35和2，和不同的最小晕质量阈值的范围内的$5.0 \times 10^{11}$ - $2.0 \times 10^{13} h^{-1} M_\odot$。我们发现，$fσ_8$的系统误差大大降低到~ 5%的水平，当最近提出的RSD的解析公式，考虑到更高阶的密度和速度场之间的耦合，采用与尺度相关的参数偏差模型。讨论了系统误差与晕质量、红移和最大波数的关系。我们还发现，威尔逊-希尔夫蒂变换是有用的，以提高似然分析的准确性时，只有少量的模式是可用的功率谱测量。
2014-07-09 astro-ph.CO
The Formation Rates of Population III Stars and Chemical Enrichment of Halos during the Reionization Era
宇宙中的第一颗恒星是由原始的原始气体云形成的，这些气体云通过分子或原子（莱曼-阿尔法）氢线辐射冷却到几百开氏度。一旦辐射和/或化学（金属富集）反馈标志着向第二星族恒星的过渡，这种恒星形成的原始模式最终会被淬灭。在本文中，我们提出了一个基于Press-Schechter模型的第三星族恒星的形成率模型，并结合了气体冷却和辐射反馈的分析方法。我们的模型还包括一种新的治疗金属污染的基础上，由于前一集的人口III恒星形成的祖晕自富集。有了这个模型，我们得到的恒星形成历史的第三族恒星，他们的贡献，宇宙的再电离和过渡的时间，从第三族恒星形成的小晕，在更大质量的晕，原子氢冷却也是可能的。我们考虑一个网格的模型，突出不同的自由参数的值，如恒星形成和反馈效率的影响。最关键的因素是假设只有一颗第三星族恒星形成于晕中。在这种情况下，不含金属的恒星只占宇宙重新形成所需光子总数的一小部分。此外，无金属恒星的形成主要位于微晕中，化学富集晕在宇宙生命的早期，在红移z~25处成为恒星形成的主要场所。如果允许多颗无金属恒星从一个光环中形成，那么第三星族恒星的形成就会全面增加，从而对再电离辐射预算做出重大贡献。
2009-01-06 astro-ph.CO
Measuring the gravitomagnetic distortion from rotating halos I: methods
源星系的图像不仅受到静态引力势的影响，还受到星系团等大质量旋转物体引起的坐标系拖曳的影响。这种效应在理论上已得到很好的理解，因此，为今后的调查估计其可探测性是很有意义的。在这项工作中，我们分析了透镜会聚$κ$周围的旋转暗物质晕。大质量物体的旋转产生了引力磁势，从而对透镜势产生了各向异性贡献。我们构造了一个估计量$δκ$来描述$κ$围绕晕旋转轴的对称增强和减少之间的差异，发现它很好地近似于晕速度色散平方乘以无量纲角动量参数的函数。使用模拟模拟与现实的噪声水平的调查，如LSST，我们测试我们的估计，并表明，从帧拖动堆叠旋转透镜的信号是一致的$1σ$内为零。然而，我们发现SDSS DR 7光谱选群表中质量最大的星系团的视向自转速度为195.0 km/s，速度色散为667.8 km/s，这与N体模拟的角动量概率分布有$1.2\times 10^{-8}$的差异。通过研究SDSS DR 7光谱选群星表，我们展示了如何识别旋转星系团，并且发现快速旋转星系团可能比基于模拟的估计更丰富，在未来的调查中可能会检测到重力磁畸变
2021-02-18 astro-ph.CO
Population III Stars and Remnants in High Redshift Galaxies
最近对星族III恒星形成的模拟表明，除了具有数十个太阳质量的特征质量外，还有一些分数形式的双星系统。无金属恒星的死亡导致了宇宙最初的化学富集和第一个恒星质量黑洞的产生。在这里，我们提出了一个宇宙学自适应网格细化模拟的过密区域，形成了一些10^9兆太阳暗物质晕和超过13,000个第三星族恒星的红移15。我们发现，大多数晕在达到Mvir ~ 10^7 Msun之前不会形成第三星族恒星，因为这个有偏差的区域很快就从第三星族和星系中富集出来，这也产生了高水平的紫外线辐射，抑制了H2的形成。尽管如此，第三星族恒星仍在继续形成，尽管是以质量更大的晕形成，其速率约为10^{-4} Msun/年^{-1} Mpc^{-3}，红移为15。质量最大的无星晕的质量为7 x 10^7 Msun，它可以通过直接气体坍缩形成大质量黑洞。我们发现，星族III遗迹的多样性随着晕质量超过10^8 Msun而增加，最终平均有50个遗迹位于10^9 Msun晕中。这意味着高质量的X射线双星和中等质量的黑洞，起源于无金属的恒星可能是丰富的高红移星系。
2013-06-27 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
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
Redshift-Space Distortions in Massive Neutrinos Cosmologies
本文通过N体模拟研究大质量中微子宇宙学中Kaiser公式的速度场定义问题，发现晕速度应追踪冷物质速度场而非总物质速度场，为红移空间畸变建模提供了更准确的依据。
2025-03-09 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics: III. Halo catalogs, merger trees, and host-subhalo relations
实际上，任何涉及暗物质晕的研究都依赖于它们的半径、质量以及它们是否是次晕的定义。晕圈边界通常被定义为包括球形过密度对比（如R200 c，Rvir和R200 m），但不同的阈值导致半径和质量的显着差异。回溅半径最近被建议作为一个更物理动机（通常更大）的晕边界，增加了定义的范围。通常很难评估一个特定选择的影响，因为大多数光环星表只包含一个或几个定义，通常只有一组主-次光环关系。为了缓解这个问题，我们提出了14个N体模拟的LambdaCDM和自相似宇宙的晕目录和合并树。在ROCKSTAR星表的基础上，我们用SPARTA程序计算了附加的晕性质，并将它们与原始星表重新组合。新的星表包含了许多不同的球形超密度和回溅半径和质量，最重要的是，每个定义的主-次晕关系。我们还提出了一种新的合并树格式，其中数据存储为压缩的二维矩阵。我们进行基本的测试不同的定义之间的关系，并提出了一个更新的模型的回溅球的高密度连接。SPARTA代码以及我们的目录和合并树都是公开的。
2020-11-23 astro-ph.CO
Nonlinear Biasing and Redshift-Space Distortions in Lagrangian Resummation Theory and N-body Simulations
了解星系偏置的行为对未来的星系红移调查至关重要。目标之一是在百分之几的精度范围内测量重子声学振荡（BAO）。使用30个大宇宙学N体模拟的标准LCDM宇宙学，我们研究了晕偏置在一个很宽的红移范围。我们将模拟结果与Matsubara（2008）提出的理论预测进行了比较，Matsubara（2008）自然地将晕偏置和红移空间扭曲纳入其微扰理论的形式，并通过拉格朗日图像进行重新建模。在BAOs尺度上，用拉格朗日重算理论（LRT）得到的晕的功率谱和关联函数与N体模拟结果吻合较好。特别是在实空间和红移空间中，对晕关联函数的重子声学峰的非线性效应作了精确的解释。我们发现，在实空间中，当k=0.35hMpc^{-1}（z=2和3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性;在红移空间中，当k=0.1hMpc^{-1}（z=2）和0.15hMpc^{-1}（z=3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性。因此，LRT是非常强大的准确提取宇宙学信息在即将到来的高红移BAO调查。
2011-07-23 astro-ph.CO
Imprints of Dark Energy on Cosmic Structure Formation: III. Sparsity of Dark Matter Halo Profiles
我们使用暗能量宇宙模拟系列（DEUSS）中的一组高分辨率大体积宇宙学N体模拟研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响。我们首先集中在分析的拟合优度的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，我们发现，以不同的晕质量和红移。我们还发现，与NFW不匹配的光环比例随着宇宙学的变化而变化，从而表明具有扰动密度分布的光环的质量聚集体携带着暗能量的特征信号。为了独立于任何参数配置文件访问此信息，我们引入了一个新的可观测量：晕稀疏度$s_Δ$。这被定义为质量比$M_{200}/M_Δ$，即半径为$r_{200}$的球体内的质量与半径为$r_Δ$的球体内的质量之比，分别包围200和$Δ$乘以平均物质密度。我们发现，平均稀疏度几乎是独立的总晕质量，而它的值可以推断，以优于百分之几的比例的集成晕质量函数在超密度$Δ$和200分别。这提供了一个一致性关系，可以验证观测测量的晕稀疏。最重要的是，稀疏性随底层暗能量模型而显着变化，从而提供了另一种宇宙学探测。
2013-11-17 astro-ph.CO
On the road to percent accuracy III: non-linear reaction of the matter power spectrum to massive neutrinos
我们使用Cataneo等人2019年的晕模型反应框架，分析了大质量中微子对总物质功率谱引起的非线性效应。在这种方法中，晕模型被用来确定由超越和谐宇宙学的新物理引起的物质功率谱的相对变化。利用标准的晕丰度和晕质量浓度关系拟合函数，预测了大质量中微子存在时的总物质功率谱，其精度可达$k=10 \, h \, {\rm Mpc}^{-1}$ .我们发现，使用$N$体模拟细化晕属性的处方提高了恢复的准确性，优于1%。本文作为另一个演示如何晕模型反应框架，结合一套标准的$Λ$ CDM模拟，可以恢复超$Λ$ CDM物质功率谱的精确预测，以及进入非线性制度。
2019-11-20 astro-ph.CO
Testing the Running of non-Gaussianity through the CMB mu-distortion and the Halo Bias
原始非高斯性参数fNL和tauNL可以是尺度相关的。我们调查的能力，未来的测量的CMB μ失真，这是非常敏感的小尺度，和大规模的晕偏差，以测试运行的本地非高斯。我们表明，对于一个实验，如PIXIE，μ-温度相关性的测量可以牵制的光谱指数n_fNL和n_tauNL的值的顺序为0.3，如果fNL = 20和tauNL = 5000。一个类似的值可以通过一个扩展到红移z ~ 1的全天巡天观测来实现。在两个谱指数相等的特殊情况下，正如在宇宙学扰动是由暴胀子以外的单个场产生的模型中所预测的那样，非线性参数的尺度依赖性的1 σ误差下降到0.2。
2013-03-25 astro-ph.CO hep-ph
Population III Star Formation in an X-ray background: I. Critical Halo Mass of Formation and Total Mass in Stars
宇宙中形成的第一批发光天体产生FUV和X射线波段的辐射背景，影响第三星族恒星的形成。利用宇宙流体动力学网格的放大模拟，我们探讨了莱曼-华纳（LW）和X射线辐射背景对第三星族恒星形成的临界暗物质晕质量和每个晕的恒星总质量的影响。我们发现LW辐射背景降低了H $_2$分数，延迟了星族III星的形成。另一方面，X射线辐射预期坍缩的红移，并降低了临界晕质量，除非X射线背景太强，气体加热关闭气体坍缩到晕中，并阻止恒星形成。因此，X射线背景可以使形成第三星族恒星的暗物质晕的数量增加约十倍，但每个晕中形成的恒星的总质量减少。这是因为X射线辐射增加了坍缩气体的分子分数，降低了坍缩气体的最低温度（或相当于准流体静力核心的质量），因此减缓了气体在中央原恒星上的吸积。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering and redshift-space distortions in interacting dark energy cosmologies
我们在耦合暗能量（cDE）宇宙学的框架下研究宇宙大尺度结构（LSS）的空间性质。使用公共晕目录从CoDECS模拟-最大的一套N体实验，迄今为止这样的宇宙学场景-我们估计冷暗物质（CDM）晕的聚类和偏置函数，无论是在真实的和红移空间。此外，我们调查的暗能量（DE）耦合的几何和动力学红移空间扭曲的影响，量化的差异相对于协调LambdaCDM模型。在z~0处，即使为了与最新的宇宙微波背景（CMB）数据相一致而对cDE模型进行了散射归一化处理，其CDM晕的空间性质也与LambdaCDM非常相似。在较高的红移，我们发现，DE耦合产生了显着的规模依赖的抑制晕集群和偏置功能。这种效应强烈依赖于耦合强度，在尺度r<5-10 Mpc/h时不退化为σ 8。此外，我们发现，耦合DE强烈影响的线性失真参数，β，和成对的奇特的速度色散，sigma 12。虽然在这项工作中考虑的模型被认为是所有与目前可用的观测数据一致，下一代的星系调查将能够把强大的约束DE和CDM利用红移空间聚类各向异性的形状之间的耦合水平。
2012-02-21 astro-ph.CO
A redshift distortion free correlation function at third order in the nonlinear regime
提出了利用投影三点关联函数余弦展开的零阶分量进行宇宙大尺度结构的聚类分析。这些函数是三阶统计量，但可以类似于预测的两点相关性进行测量。N体模拟的数值实验表明，在~0.2- 10 Mpc/h尺度下，所提出的统计量在非线性区的红移失真小于10%。投影三点关联函数的零阶分量的Halo模型预测与模拟在~ 10%内一致。这为使用这些函数与投影的两点关联函数进行联合分析奠定了基础，探索了晕模型和相关扩展框架中的星系聚类特性。
2010-12-30 astro-ph.CO
Satellite Kinematics III: Halo Masses of Central Galaxies in SDSS
我们利用卫星星系的运动学，围绕中央星系的暗物质晕的质量和中央星系的性质之间的标度关系推断。利用Sloan数字巡天的星系，研究了中心星系的晕质量-光度关系（MLR）和晕质量-恒星质量关系（MSR）。特别是，我们专注于这些标度关系的中央星系的颜色的依赖。我们发现，红色的中央星系平均占据更多的质量比蓝色的中央星系相同的光度晕。然而，在恒星质量固定的情况下，红色和蓝色中心的平均晕质量没有明显的差异，特别是对于M* $\lsim$ 10^{10.5} h^{-2} Msun。这表明恒星质量是比光度更好的晕质量指标。然而，我们发现，在固定的恒星质量的晕质量的散射是不可忽略的红色和蓝色的中心。它增加作为红色的恒星质量的函数，但显示出一个相当恒定的行为，蓝色的中心。我们比较了本文中获得的标度关系与其他独立的卫星运动学研究的结果，从SDSS星系群目录的结果，从星系星系弱透镜测量，并从subhalo丰度匹配的研究。总的来说，这些不同的技术产生的MLR和MSR相当好的协议彼此（通常在两个因素），这表明我们正在收敛于一个准确和可靠的描述星系-暗物质连接。我们简要地讨论了各种方法之间的一些剩余的差异。
2010-03-16 astro-ph.CO
Impacts of satellite galaxies on the redshift-space distortions
我们研究了卫星星系对红移空间畸变的影响。在对Sloan数字巡天（SDSS）的亮红星系（LRGs）样本的多极功率谱分析中，我们清楚地检测到了十六极和四十六极谱的非零特征，这种特征在只有最亮的LRGs样本的功率谱中几乎消失。因此，我们表明，在多个系统中的卫星LRG的多极功率谱作出了显着的贡献，虽然它的分数很小。这种行为可以用一个简单的晕模型来理解，其中单晕项描述了卫星星系的上帝之指（FoG）效应，对更高的多极谱做出了主要贡献。我们证明了高阶多极子谱的小尺度信息对于校准卫星FoG效应是有用的，并且显著地改善了宇宙增长率的测量。我们进一步证明了星系巡天中的纤维碰撞对单晕项和高阶多极谱的影响，因为晕占据分布（HOD）中的卫星星系数目发生了变化。我们还讨论了卫星星系对未来针对H-α发射体的高红移巡天的影响。
2013-07-24 astro-ph.CO
The Mira-Titan Universe. III. Emulation of the Halo Mass Function
我们构建了一个模拟器的晕质量函数组和集群质量尺度的一系列宇宙学，包括动态暗能量和大质量中微子的影响。该模拟器是基于最近完成的米拉-泰坦宇宙宇宙套件的宇宙学$N$ -身体模拟。主要的模拟集跨越了111个宇宙学模型，具有2.1 Gpc的盒子。我们提取晕目录的红移范围$z=[0.0, 2.0]$和质量$M_{200\mathrm{c}}\geq 10^{13}M_\odot/h$。模拟器覆盖由{ $Ω_\mathrm{m}h^2$，$Ω_\mathrm{b}h^2$，$Ω_νh^2$，$σ_8$，$h$，$n_s$，$w_0$，$w_a$ }跨越的8维超立方体;假设空间平坦。我们获得光滑的晕质量函数，通过拟合分段二阶多项式的晕目录，并采用高斯过程回归来构建仿真器，同时跟踪输入晕目录中的统计噪声和回归过程中的不确定性。对于红移$z\lesssim1$，典型的仿真器精度优于$10^{13}-10^{14} M_\odot/h$的$2\%$和$M\simeq 10^{15}M_\odot/h$的$<10\%$。为了进行比较，使用传统的通用形式的晕圈质量函数的拟合函数在$z=0$的$M\simeq 10^{14}M_\odot/h$处可以有高达30\%的偏差。我们的模拟器在\url{https://github.com/SebastianBocquet/MiraTitanHMFemulator}…
2020-08-05 astro-ph.CO
Using GAMA to probe the impact of small-scale galaxy physics on nonlinear redshift-space distortions
我们提出了改进的星系团，从奇特的速度产生的红移空间扭曲的建模。我们创建模拟星系目录的框架内的晕模型，使用的数据从Bolshoi项目。这些模拟星系人口被插入到晕与额外的自由度，管理相对于暗物质的星系人口的空间和运动学的偏见。我们探索这种广义晕模型与MCMC算法，比较预测的数据从星系和质量大会（GAMA）的调查，从而得出的第一个限制的详细运动学自由度的卫星星系晕内。用这种方法，红移空间星系自相关的扭曲可以解释到接近10千秒差距的空间分离，打开了前景，包括数据从非线性尺度的扰动增长率的改进RSD测量。
2021-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
Estimating the Sunyaev - Zel'dovich signal from quasar hosts using a Halo Occupation Distribution based approach
Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应是宇宙微波背景（CMB）中的一种光谱畸变，是由于高能电子分布对CMB光子的上散射而引起的。在CMB中最大的SZ畸变是由存在于团簇内介质（ICM）中的热电子引起的。然而，其他一些小尺度的天体物理过程也可以有助于在CMB的SZ失真。分析研究表明，类星体反馈加热的宿主星系星际（ISM）电子气也能引起显著的SZ效应。为了成功地探测类星体反馈信号，需要对类星体主晕中维里化气体的SZ信号进行适当的量化。在这篇论文中，我利用ICM/ISM中维里化气体的解析模型估计了类星体宿主的SZ信号。作为现有工作的一个新的扩展，我已经使用了测量的晕占领分布性质的类星体主机。结果表明，类星体宿主的平均SZ信号随红移而减小。这一结果与普朗克小组所观察到的结果一致。我通过计算与Ruan et al.（2015）的实验结果进行了比较。虽然Ruan等人（2015）声称他们的检测来自类星体反馈，但我发现，在我的模型的误差范围内，他们的检测可以单独用光环信号来解释，而无需引入反馈。
2015-12-11 astro-ph.CO
Gravitational redshift and asymmetric redshift-space distortions for stacked clusters
我们推导出了在弱场极限下观测者过去光锥中观测到的红移的表达式，包括了速度二阶以下的所有相对论项。然后，我们应用它来计算集群星系交叉关联函数（CGCF）使用N体模拟。由于引力红移等二阶项的存在，CGCF沿视线方向是不对称的。我们确定两个系统的GRedshift信号在堆叠集群的建模。首先，它受到暗物质晕形态和大尺度宇宙网的影响。中心晕周围星系的非球形分布和邻近星系团的存在系统地降低了GRedshift信号。对于$M_{\rm min}\simeq 10^{14} {\rm M_{\odot}}/h$，该偏倚约为20%，对于$r>$ 4 Mpc/ $h$的$M_{\rm min}\simeq 2\times 10^{13} {\rm M_{\odot}}/h$晕，该偏倚大于50%。第二，最佳拟合的引力红移的轮廓，以及所有其他相对论性条款的轮廓被发现是显着不同的速度空间相比，其真实的空间版本。我们讨论了一些微妙的速度空间中的这些影响。我们还发现，随着晕质量的减小，G红移信号的信噪比增大。
2016-09-15 astro-ph.CO
Dark matter haloes in the multicomponent model. III. From dwarfs to galaxy clusters
DM是多组分的可能性对解决几十年来已知的小尺度宇宙学问题有很强的意义。除了弹性散射，该模型允许非弹性相互作用，其特征在于一个“速度踢”参数。具有横截面$0.01\lesssimσ/m<1\textrm{ cm}^{2}{ \rm g}^{-1}$和反冲速度$V_{k}\simeq 100\textrm{ km s}^{-1}$的最简单的2cDM模型已被证明能稳健地解决$N$ -体宇宙学模拟中的缺失卫星、核心尖点和太大而不能倒的问题，该模拟是在具有位力质量$\sim5 \times 10^{11}$ M $_{\odot}$的类MW晕上进行的（论文I $\&$ II）。为了进一步限制2cDM模型的参数空间，我们将我们的分析扩展到矮星系和星系团晕，其维里质量分别为$\sim 10^7 - 10^8$和$\sim 10^{13} - 10^{14}$ M $_{\odot}$。我们发现，$σ_{0} / m \gtrsim 0.1 \textrm{ cm}^{2}{\rm g}^{-1}$是优先不利的矮星和星系团晕与观测相比，而$σ_{0} / m = 0.001 \textrm{ cm}^{2}{\rm g}^{-1}$导致的CDM对应物的大部分截面的速度依赖性在这项工作中研究的几乎没有可察觉的差异。我们的主要结果是，在合理的参数范围内，2cDM模型可以成功地解释矮星系和星系团晕的观测…
2020-03-24 astro-ph.CO
Highly Ionized Plasma in the Halo of a Luminous Spiral Galaxy Near z=0.225
本文分析了类星体H1821+643的紫外HST/STIS和FUSE光谱中检测到的z= 0.22496和z=0.22638的多相O-VI吸收系统的物理条件。这两个吸收体都可能与一个~2L* Sbc-Sc星系的扩展晕有关，该星系位于距视线约116 kpc的投影距离处。在C II、C III、C IV、O III、O VI、Si II、Si III和H I中检测到z=0.22496的吸收剂，显著性> 3 σ。该吸收体中的低和中等离子与[Si/H]和[C/H]为-0.6 dex的光电离气体中的起源一致。相比之下，更广泛的O VI吸收可能产生在碰撞电离等离子体在非平衡条件下。z=0.22638的系统具有宽Lya（BLA）和C III吸收，从O VI偏移v = -53 km/s。BLA的H I和C III线宽意味着T = 1.1 × 10^5 K。对于非平衡冷却，我们得到BLA中的[C/H]为-1.5 dex，总氢柱N（H）= 3.2 x 10^{18} cm^-2。偏离BLA的O VI，没有检测到H I或C III，可能在T ~ 3 x 10^5 K时发生碰撞电离。从观测到的多相特性和与发光星系的接近性，我们提出z=0.22496的吸收体是高度电离的银河系HVC的河外模拟物，其中O VI是在温暖的HVC气相和星系的热日冕晕之间的界面层处的过渡温度等离子体（T ~ 10^5 K）中产生的。z=…
2010-03-01 astro-ph.CO
Full-shape cosmology analysis of SDSS-III BOSS galaxy power spectrum using emulator-based halo model: a $5\%$ determination of $σ_8$
对SDSS-Ⅲ BOSS DR 12星系表中的4个星系样本在$0.2 < z < 0.75$上进行了红移空间功率谱的全形宇宙学分析。对于理论模板，我们使用一个仿真器，这是建立在一个合奏集的$N$体模拟，这使得快速和准确的计算红移空间的功率谱晕。结合晕占据分布来模拟晕-星系的联系，我们可以在平坦的$Λ$ CDM宇宙学中计算类BOSS星系的红移空间功率谱。在我们的宇宙学推断中，我们使用功率谱图，四极和十六极，并包括7个讨厌的参数来模拟每个星系样本的晕星系连接的不确定性，但不使用任何信息的丰富的星系。我们证明了我们的分析管道使用模拟目录的BOSS-类星系，使用不同的配方的晕星系连接，包括组装偏置效应产生的验证。假设弱先验宇宙学参数，除了$Ω_{\rm b}h^2$和$n_{\rm s}$，我们表明，我们的模型很好地再现了BOSS功率谱。包括功率谱信息的$k_{\rm max}=0.25\,h{\rm Mpc}^{-1}$，我们发现$Ω_\mathrm{m}=0.301^{+0.012}_{-0.011}$，$H_0=68.2 \pm 1.4~\mathrm{km\,s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$，和$σ_8=0.786^{+0.036}_{-0.037}$，为模式和68\%的可信区间，边缘化后的滋扰参数。我们发现，由于散粒噪声的支配和边缘化的晕星系连接参数的最大波长$…
2022-03-11 astro-ph.CO
Geometric and dynamic distortions in anisotropic galaxy clustering
我们研究的背景下，在即将到来的星系红移调查测量的星系功率谱的动态（红移空间）失真和几何失真（包括Alcock Paczynski效应）的签名。信息来源于重子声学振荡（BAO）特征和宽带功率谱形状。需要精确的建模来提取这些信息，而不会在结果中引入系统性偏差。我们考虑一个分析模型的暗物质晕在红移空间的功率谱的分布函数展开的基础上，并与晕集群测量的N体模拟。我们预测，分布函数模型是足够准确的，允许列入宽带信息的尺度下到k~0.2小时/百万秒差距，更高的偏差晕的精度稍好。对于一个类似于DESI明亮红星系的星系样本，与只使用BAO分析的重建方法相比，包含宽带形状信息可以使距离测度H（z）和DA（z）的无偏约束分别提高约30%和20%。在没有BAO重建的情况下，精度的增益更大。此外，包括宽带形状信息允许通过红移空间失真来测量结构生长。对于同一星系样本，当同时拟合H（z）和D_A（z）时，分布函数模型能够将f*sigma_8约束到~ 2%。我们讨论了优化功率谱分析的技术，包括去除视线附近的模式，这些模式对建模特别具有挑战性，以及这些方法是否可以改善参数约束。我们发现，此类技术不太可能显着改善几何约束，尽管它们可能允许对红移空间失真进行更高精度的测量。
2014-04-02 astro-ph.CO
Statistical mechanics of collisionless orbits. III. Comparison with N-body simulations
我们比较DARKexp的微分能量分布，N（E）\propto \exp（E）-1，从统计力学的考虑，N体模拟的结果暗物质晕。我们首先证明，如果DARKexp晕各向异性的速度分布类似的N体模拟晕，它们的密度和能量分布不能区分从各向同性DARKexp晕。接下来，我们以两种方式进行比较，使用（1）从模拟中提取的实际能量分布，和（2）密度分布的N体拟合公式以及使用各向同性爱丁顿公式从密度计算的N（E）。这两种方法独立地一致认为，DARKexp N（E）与\approx 4-5的DARKexp N（E）是N体N（E）的极好匹配。我们的研究结果表明（但没有证明），统计力学原理的最大熵可以用来解释平衡的N体模拟的最终产品。
2010-10-01 astro-ph.CO
The accretion history of dark matter halos III: A physical model for the concentration-mass relation
我们提出了一个半解析的，物理动机模型的暗物质晕浓度作为晕质量和红移的函数。半解析模型结合了分析模型的晕质量吸积的历史（MAH），扩展的Press Schechter（EPS）理论的基础上，与浓度和形成时间之间的经验关系，通过拟合数值模拟的结果。由于半解析模型是建立在EPS理论基础上的，因此它可以适用于更宽的质量、红移和宇宙学范围。由此产生的浓度-质量（c-M）的关系被认为是同意的模拟，因为该模型只适用于放松晕，他们没有表现出在高质量或高红移的一些最近的作品发现的向上。我们预测在质量尺度为$10^{11}\rm{M}_{\odot}$时z=0 c-M关系的斜率会发生变化。我们发现，这是由于晕MAH的功能形式的变化，这从占主导地位的指数（高质量晕）的幂律（低质量晕）。在后一阶段，核心半径保持近似恒定，并且浓度由于背景密度的下降而增长。我们还分析了这项工作预测的c-M关系如何影响暗物质湮灭产生的功率，发现在z = 0时，功率比外推最佳拟合的c-M关系低两个数量级。我们提供适合的c-M关系以及数值例程来计算浓度和MAH。
2015-08-03 astro-ph.CO
Cosmic Degeneracies III: N-body Simulations of Interacting Dark Energy with Non-Gaussian Initial Conditions
我们第一次进行N体模拟的相互作用暗能量假设非高斯初始条件，调查这两个理论上独立的现象在不同的观测探头可能的简并的目的。我们专注于大尺度的物质分布，以及对塌陷晕和宇宙空洞的统计和结构特性。在非常大的尺度上，我们表明，它是可以选择的相互作用和非高斯参数，使其对晕功率谱的影响取消，和功率谱是无法区分的$\mathrm{ΛCDM}$模型。在小尺度上，测量的非线性物质功率谱，晕物质的偏见，晕和subhalo质量函数和宇宙空洞数函数验证大尺度上确定的简并度。然而，晕和宇宙空洞的内部结构性质，即晕浓度-质量关系和空洞密度轮廓，与$\mathrm{ΛCDM}$模型中测量的结果有很大不同，从而打破了简并性。实际上，消除相互作用效应所需的$\mathrm{f_{NL}}$值已经由观测结果决定。我们的研究结果表明，在原则上，大规模和小规模的探针的组合，需要限制相互作用的暗能量和原始非高斯分别。
2018-09-06 astro-ph.CO
The critical dark matter halo mass for Population III star formation: dependence on Lyman-Werner radiation, baryon-dark matter streaming velocity, and redshift
第三星族恒星的临界暗物质晕质量（$M_{\rm crit}$）可以定义为典型的最小晕质量，它包含了第一颗恒星形成所需的足够冷的致密气体。Lyman-Werner（UV）辐射的存在，可以离解分子氢，以及重子-暗物质流动速度都通过增加$M_{\rm crit}$来延迟Pop III星的形成。在这项工作中，我们约束$M_{\rm crit}$作为莱曼-维尔纳通量（包括自屏蔽），重子-暗物质流，和红移的函数使用宇宙学模拟与大样本的晕，利用自适应网格细化（AMR）代码ENZO。我们提供了一个适合的$M_{\rm crit}$作为这些量的函数，我们希望是特别有用的早期星系形成的半解析模型。此外，我们发现：（i）在没有辐射或流的情况下，测得的$M_{\rm crit}$的红移依赖性是$(1+z)^{-1.58}$，与恒定维里温度一致;（ii）增加紫外背景会增加$M_{\rm crit}$，同时使红移依赖性变陡，直至$(1+z)^{-5.7}$ ;（iii）重子-暗物质流增强了$M_{\rm crit}$，但使对红移的依赖性变平;（iv）这两种效应的结合并不是简单的倍增。
2020-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Semi-analytic Framework of Population III and Subsequent Galaxy Formation on Cosmological N-body Simulations
Chiba University（千叶大学）；Kanagawa University（神奈川大学）
该研究提出一个在暗物质晕合并树上运行的半解析框架，自洽考虑莱曼-沃纳反馈和流速度，用于模拟Pop III恒星形成，预测原子冷却晕中可形成超大质量恒星，足以解释高红移类星体。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyα Halos around [O III]-Selected Galaxies in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX），对1034个[O III]选择星系在红移1.9<z<2.35处的Lyman α（Lyα）辐射进行了扩展，得到了800 kpc的Ly α辐射。星系的位置和红移来自3D-HST巡天。在距星系中心r>40 kpc处，[O III]选择星系Lyα发射的表面亮度中值叠加轮廓与968个亮Lyα发射星系（LAEs）的一致。然而，[O III]选择星系周围内部（r<10 kpc）的表面亮度比LAEs暗十倍。我们的结果与这样的观点一致，即主导Lyα晕外部区域的光子不是在中心星系中产生的，而是起源于它们之外。
2022-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Assembly Bias on Redshift Space Distortions
我们研究了红移空间畸变测量的宇宙学参数约束的组装偏差的潜在系统性影响。我们使用一个半解析的星系形成模型应用于千年N体WMAP-7模拟研究晕组装偏差的红移空间扭曲的星系关联函数的影响。我们看看成对的速度的星系生活在晕的浓度和年龄的上，下五分之一，并发现这些之间的速度差异是一致的真实空间聚类分析，即样品具有较高的聚类也表现出较强的infall成对运动。这也可以在红移空间关联函数的四极和四极中看到。我们发现，无论测量的方法，在$β$参数的变化，由于不同的二次晕参数完全跟踪的变化，在偏置参数。因此，装配偏差不会在推断的对数生长因子中引入可检测的系统学。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VST ATLAS Quasar Survey III: Halo mass function via quasar clustering and quasar-CMB lensing cross-clustering
本研究利用VST ATLAS类星体星表，通过自相关函数、CMB引力透镜交叉相关、HOD模型拟合三种方法测量类星体暗晕质量，验证结果一致性并解释类星体光度函数的红移演化特征。
2024-10-30 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: modeling of the luminosity and colour dependence in the Data Release 10
我们在斯隆数字巡天-III重子振荡光谱巡天第十次数据发布中研究了CMASS星系团的亮度和颜色依赖性。采用晕占据分布框架来模拟小尺度和中尺度（从$0.02$到$60\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$）的投影两点关联函数测量，并解释观测趋势和推断星系与暗物质晕的联系。我们发现，明亮的红色星系居住在质量$M{\sim}10^{13}$ -$10^{14}\,h^{-1}{\rm M_\odot}$的大质量晕和更明亮的星系更集群和更大质量的晕托管。强烈的小规模集群需要这些星系中的一小部分是大质量晕中的卫星，比例在5%-8%的水平上，并随着光度的增加而减少。平均有一个卫星星系的晕的特征质量高于光度阈值，大约是一个中心星系的特征质量的$8.7$倍。在固定的光度下，逐渐变红的星系在小尺度上更强烈地聚集在一起，这可以解释为这些星系中有更大部分以卫星的形式存在于大质量晕中。我们的聚类测量尺度低于$0.4\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$，使我们能够研究小规模的空间分布的卫星晕内。虽然亮度阈值样本的聚集可以通过Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓很好地描述，但最红的星系更喜欢更陡或更集中的轮廓。最后，我们还利用不同红移下的常数密度星系样本研究了亮星系的演化，发现在$0.5 \lesssim z \lesssim 0.6$的红移范围内，星系成团与被动演化是一致的。
2014-05-07 astro-ph.CO
Towards an accurate model of small-scale redshift-space distortions in modified gravity
下一代星系巡天将以前所未有的精度和数据量提供星系团的测量，这将使我们能够以比以前更高的精度测试宇宙学模型。这意味着我们必须有更准确的理论预测来与未来的观测数据进行比较。作为第一步，更准确地建模的红移空间扭曲（RSD）的小尺度星系团在修改后的重力（MG）宇宙学，我们调查的有效性，所谓的斜T（ST）的概率分布函数（PDF）的晕成对特有的速度在这些模型。我们表明，结合RSD的流模型，ST PDF通过纳入偏度和峰度，大大改善了$Λ$ CDM和两个领先MG模型（$f(R)$重力和DGP膜世界模型）的小规模预测。ST模型再现了从MG $N$-体模拟到$\sim 5 \, h^{-1}\mathrm{Mpc}$的速度PDF和红移空间晕聚类。特别是，我们调查的增强晕成对的速度矩相对于$Λ$ CDM为更大范围的MG变种比以前的作品，并提出简单的解释所观察到的行为。通过一个简单的Fisher分析，我们发现通过在RSD分析中引入小尺度信息，检测广义相对论修改的约束能力显著增加。
2022-05-14 astro-ph.CO
A 2.5% measurement of the growth rate from small-scale redshift space clustering of SDSS-III CMASS galaxies
我们进行了第一次拟合SDSS-III CMASS DR 10星系的各向异性聚类的尺度为~ 0.8 - 32 Mpc/h。在最佳拟合的普朗克LCDM宇宙学附近评估的标准晕占据分布模型与观测到的各向异性聚集具有良好的拟合性，并且意味着M ~ 2 x 10^13 Msun/h晕的特殊速度场的归一化为f* sigma 8（z=0.57）= 0.450 +/- 0.011。由于这一约束包括准线性和非线性尺度，它应该严格限制修改后的重力模型，提高成对的这些尺度上的下落速度。虽然依赖于模型，但我们的测量比大尺度上的DR 11分析精度提高了2.5倍，f* sigma 8（z=0.57）= 0.447 +/- 0.028，是迄今为止对宇宙结构增长率最严格的单一约束。我们的测量结果与普朗克LCDM预测的0.480 +/- 0.010在~1.9西格玛水平是一致的。假设晕质量函数在最佳拟合普朗克宇宙学下进行评估，我们还发现10%的CMASS星系是质量为M ~ 6 x 10^13 Msun/h的晕中的卫星星系。虽然我们的测试和模型的推广表明，由于不够详细的星系晕连接模型的系统误差，这些第一个结果的精度，值得进一步研究模型的不确定性和退化与宇宙学参数。
2014-07-17 astro-ph.CO
The Cosmic Near Infrared Background III: Fluctuations, Reionization and the Effects of Minimum Mass and Self-regulation
目前的观测表明，宇宙在z~6之前的某个时候被再电离。观察宇宙这一时期的一种方法是通过近红外背景（NIRB），其中包含有关星系的信息，这些星系可能太微弱而无法单独观察。我们计算了这些星系的分布引起的NIRB涨落的角功率谱（C_l）。假设完全减去任何再电离后的分量，C_1将由负责完成再电离的星系主导（例如，z~6）。在高l时，C_l的形状对星系中暗物质晕的非线性偏置量很敏感。由于非线性偏置依赖于这些晕的质量，我们可以利用C_l的形状来推断完成再电离的暗物质晕的典型质量。我们通过使用更高分辨率的N体模拟来扩展我们先前的研究，该模拟可以将晕解析到10^8 M_sun。我们还包括改进的辐射转移，这使得抑制恒星形成的小质量晕由于光电离加热。由于非线性偏置在小尺度上增强了暗物质晕的功率谱，我们发现，在小晕中完全抑制小源或部分抑制恒星形成的情况下（电离区的最小星系质量为M_min=10^9 M_sun，中性区的最小星系质量为M_min=10^8 M_sun），C_l比这些小晕未被抑制的情况更陡。在所有情况下，我们都没有看到l^2C_l形状的向高l的转变。
2012-04-17 astro-ph.CO
Quantifying the redshift space distortion of the bispectrum III : Detection prospects of the multipole moments
通常使用多极矩来量化双谱的红移空间各向异性。在任何调查中测量这些多极的可能性取决于统计波动的水平。我们提出了一种计算星系巡天双谱多极子测量中统计涨落的形式。我们考虑规范的{ \it欧几里得}像星系调查和提出两个数量：的信噪比（SNR）量化的多极的可检测性，和秩相关量化的相关性之间的测量误差的任何两个多极。基于SNR值，我们发现{ \it Euclid}可以潜在地测量由傅立叶空间中的三个{ \bf k}向量形成的各种三角形形状上的双谱多极子直到$\ell=4$。通常，SNR对于线性三角形是最大的。SNR值也取决于观测的尺度和红移。虽然$\ell \leq 2$多极子可以用${\rm SNR}>5$测量，甚至在线性/准线性（$k \lesssim 0.1 \,{\rm Mpc}^{-1}$）尺度上，但对于$\ell>2$多极子，我们需要去小尺度或需要增加bin大小。对于大多数多极子对，除了在挤压和拉伸三角形附近的一些三角形形状之外，误差在大部分三角形形状上仅弱相关。这使得可以组合不同多极子的测量以增加有效SNR。
2022-09-07 astro-ph.CO
Power law pseudo phase-space density profiles of dark matter halos: fluke of physics?
近20年来，人们已经知道平衡态模拟的暗物质晕的赝相空间密度分布$ρ(r)/σ^3(r)$在半径30年内可以很好地用幂律描述，尽管密度$ρ(r)$和速度色散$σ(r)$都明显偏离幂律。这种无标度行为的起源尚不清楚。这可能是自引力无碰撞系统的固有属性，也可能仅仅是巧合。为了解决这个问题，我们使用平衡晕，更具体地说，使用Jeans方程的二阶导数，在（i）Einasto密度分布、（ii）线性速度各向异性-密度斜率关系和（iii）$ρ/σ^3\propto r^{-α}$的假设下，可以将Jeans方程从微分方程转换为三次代数方程。关系式（i）-（iii）都在数值模拟中观察到，并且通过总共4个或6个模型参数很好地参数化。我们不考虑晕的动力学演化;相反，利用平衡晕的代数Jeans方程将关系式（i）-（iii）放在同一基础上的事实，我们研究了该方程在4维和6维空间中的（近似）解。我们认为，这些参数空间中的最佳解的分布是不一致的$ρ/σ^3\propto r^{-α}$是一个基本的性质的引力演化，并得出结论，这个量的无标度性质很可能是一个侥幸。
2020-03-12 astro-ph.CO
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is the Maximum Mass of a Population III Galaxy?
我们利用宇宙流体动力学模拟研究暴露于强电离辐射的暗物质晕中第三族（Pop III）恒星的形成。我们模拟了三个晕的形成受到广泛的电离通量，并发现，高通量，电离和光加热可以延迟气体崩溃和恒星形成晕质量显着大于原子冷却阈值。对于中间值，气体首先坍缩和冷却的阈值晕质量随着电离通量而增加，并且对于极高通量，在大约高于原子冷却阈值一个数量级的值处饱和（例如，$z\approx6$处的$\approx 5 \times 10^8 ~ M_\odot$）。这种行为可以理解为光加热，电离/复合，和在压力支持下，自保护气体核心的暗物质晕中心的Ly $α$冷却。我们研究了坍缩气体的球平均径向速度分布，发现高达$\approx 10^{6}~ M_\odot$的气体质量可以到达$3~{\rm Myr}$内的中心区域，提供了可以形成的大质量Pop III星的数量的上限。与单独的强莱曼-维尔纳（LW）辐射相比，电离辐射使该极限增加了几倍。我们的结论是，最近观察到的明亮的HeII 1640从高红移星系CR 7的发射不能解释的Pop III星单独。然而，在某些晕中，可能会形成足够数量的Pop III恒星，以便用未来的望远镜（如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST））进行探测。
2017-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Role of Radiation and Halo Mergers in Pop III Star Formation
本研究通过模拟宇宙黎明时期原初微晕的演化，发现辐射会提高恒星形成所需的最小晕质量，并揭示了一种由贫气体晕与富气体晕混合合并加速第三族恒星形成的新机制，重新定义了大合并在此时期的作用。
2023-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectro-spatial evolution of the CMB III: transfer functions, power spectra and Fisher forecasts
在本文中，我们提供的第一个计算的失真传递函数的宇宙微波背景（CMB）在扰动宇宙中，后续的文件I和II在这个系列。我们说明了固有的物理效应的解决方案，讨论和演示各种限制情况下的扰动光子光谱。我们澄清失真传递函数和光子光谱本身之间的关系，提供的机器，然后可以计算约束CMB信号功率谱，包括单能量注入和衰变粒子的情况下的频谱失真。我们的研究结果表明，$μ\times T$和$y\times T$功率谱达到的水平，可以约束与当前和未来的CMB实验，而不违反现有的约束COBE/FIRAS。互相关信号的幅度直接取决于平均失真水平，因此建立了一个新的基本联系之间的状态的原始等离子体的红移$10^3 \lesssim z\lesssim 3\times 10^6$和频率依赖的CMB天空。这为利用CMB成像仪约束平均早期能量释放提供了一种新的方法。作为一个例子，我们推导出单一的能量释放和衰变粒子的情况下的约束。这表明LiteBIRD可能能够将COBE/FIRAS的能量释放限制提高$\simeq 2.5$的因子，而PICO可以将约束收紧一个数量级以上。这里考虑的信号可以进一步提供一个显着的挑战，达到宇宙方差限制约束的原始非高斯性的失真各向异性研究。我们的工作进一步突出了未来CMB测量和分析的协同光谱方法的巨大潜力。
2022-12-06 astro-ph.CO
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。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards A Universal Analytical Model of Population III Star Formation: A Bridge Between Cosmological Scales and Protostars
Perimeter Institute for Theoretical Physics（perimeter理论物理研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理学中心理论天体物理研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Korea Institute for Advanced Study (KIAS)（韩国高等科学研究院）；Kyoto University（京都大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本文提出一个分析模型，连接宇宙辐射背景与亚天文单位原恒星盘碎片化，通过结合不同尺度模型，揭示恒星形成效率受Lyman-Werner通量影响的范围。
2026-04-28 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
The Birth Mass Function of Pop III Stars
第三星族（PopIII）恒星结束了宇宙的黑暗时代，并开始了早期的宇宙再电离和化学富集。然而，尽管它们对早期宇宙的演化很重要，但由于先前数值模拟的局限性和缺乏任何观测约束，它们的性质仍然不确定。在这里，我们调查波普III星形成的五个原始晕的三维辐射流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在每个小晕中形成了多颗恒星，并且它们的数量随着时间的推移而增加，其中一个晕中形成了多达23颗恒星。来自恒星的辐射反馈会产生强烈的外流，使周围的原恒星盘变形，并将恒星形成推迟几千年。恒星的形成率随晕的变化而变化，并取决于盘上的质量吸积、晕的自旋数和晕中大质量恒星的比例。在我们的模型中，恒星的质量范围从0.1-37 $\rm M_{\odot}$，在我们的模型中形成的55颗恒星中，有12颗是$\rm > 10~ M_{\odot}$，其他大多数是1-10 $\rm M_{\odot}$。因此，我们的模拟表明，Pop III型恒星的特征质量为1-10 $\rm M_{\odot}$，顶重IMF为dN/dM $\propto M_*^{-1.18}$。高达70%的恒星是通过三体相互作用从它们的盘中弹出的，这与电离紫外线反馈一起限制了它们的最终质量。
2021-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonlinear redshift space distortion in halo ellipticity correlations: Analytical model and N-body simulations
本文针对红移空间中星系/晕椭率关联的非线性畸变，提出解析模型推导功率谱与关联函数多极矩公式，并用N体模拟验证其优于线性对齐模型。
2024-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical and systematic errors in redshift-space distortion measurements from large surveys
我们调查的影响，统计和系统误差的线性红移空间失真（RSD）的测量在未来的宇宙学调查，分析大目录的暗物质晕的BASICC模拟。这些使我们能够估计典型的调查属性，作为体积，星系密度和质量（即偏差因子）的跟踪误差的依赖。我们发现，在大于3/h Mpc的尺度上，用红移空间关联函数r_p，π的Hamilton/Kaiser调和展开式来度量比增长率β=f/b，对于星系大小的晕，通常会低估10%。这是显着大于相应的统计误差，这相当于百分之几，表明非线性改进的重要性，以获得准确的测量增长率的凯泽模型。我们比较的统计误差与Fisher信息矩阵得到的预测，根据通常的FKP处方的功率谱上的错误。我们表明，这产生的参数误差相当类似的标准偏差从晕目录，但只有当应用到严格的线性尺度在傅立叶空间（k<0.2 h/Mpc）。最后，我们提出了一个精确的定标公式，描述了作为测量参数的函数的β上的相对误差，在所有探索的制度，这密切匹配的模拟结果。这为Fisher矩阵方法提供了一种方便和更现实的替代方法，可以快速准确地预测未来调查中预期的RSD统计误差。
2013-01-17 astro-ph.CO
Statistics of Dark Matter Substructure: III. Halo-to-Halo Variance
我们提出了一个前所未有的统计权力的研究晕晕方差的暗物质子结构。使用N体模拟和半解析模型相结合，我们调查的方差subhalo质量分数和subhalo职业数，重点是这些统计数据如何与晕形成时间的比例。我们表明，次晕的质量分数，f_sub，主要是一个函数的晕形成时间，与早期形成的晕具有较少的子结构。在固定的形成红移下，平均f_sub几乎与晕质量无关，因此f_sub的质量依赖性主要是更大质量的晕聚集的表现。我们比较观测约束f_sub从引力透镜我们的模型预测和模拟结果。尽管推断的f_sub显著高于中值LCDM预测，但由于晕圈间方差，它们落在第95百分位数内。我们发现，当亚晕的晕占据分布，P（N| M），对于大的是超泊松的，这是一个很好的结果，对于<2，它变成亚泊松的。<N><N>忽略非泊松性会导致星系团的系统误差只有百分之几，并且具有复杂的尺度和光度依赖性。早期形成的晕具有P（N| M）更接近泊松分布，这表明亚晕的动力学演化驱动统计向泊松分布。与最近的一个说法相反，选择具有固定质量和固定结构红移的晕，亚晕占据统计的非泊松性并不会消失。最后，我们使用subhalo职业统计，把宽松的限制银河系晕的质量和形成红移。利用对最大质量卫星V_max的观测约束，我们推断在90%置信度下，0.25 <M_vir/10^12M_sun/h <1.4和0.1 <z_f <1.4。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Primordial Black Holes via p-wave annihilation in light of CMB Spectral Distortion and 21-cm global signal
National Institute of Technology, Meghalaya（梅加拉亚国立技术学院）；Hangzhou Institute for Advanced Study, UCAS（杭州高等研究院）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
通过CMB光谱畸变和21厘米信号约束原初黑洞，研究p波湮灭对暗物质丰度的影响
2026-01-01 astro-ph.CO
