The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes
一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。
2018-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Using Dark Matter Haloes to Learn about Cosmic Acceleration: A New Proposal for a Universal Mass Function
结构的形成提供了对任何宇宙加速模型的强有力的检验，因为一个成功的暗能量模型不能抑制{ \black或过度预测}观测到的大尺度结构的发展。传统的研究暗能量或修正引力作用下结构形成的方法采用修正的Press-Schechter形式，将线性超密度与暗物质晕的丰度联系起来。我们严格审查的普适性的Press-Schechter形式主义为不同的宇宙学，并表明，晕丰度是最好的相关性与球形线性超密度在94%的崩溃（或观察）时间。然后，我们将这一论点扩展到椭球坍缩（这减少了小晕的最佳相关的分数时间，并表明我们的结果与模拟质量函数中看到的修改后的Press-Schechter形式主义的偏差一致。这提供了一个新的通用处方来衡量线性密度演化，基于当前和未来的观察团簇（或暗物质）晕质量函数。特别是，即使是在一个单一的时代集群丰度的观测将限制整个历史的线性增长的宇宙学的扰动。
2010-10-26 astro-ph.CO gr-qc
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: II. Stripped Subhaloes
在论文中，我们使用的CUSP形式主义，从第一原理和没有一个自由参数的准确丰度和径向分布的扩散DM（dDM）和subhaloes吸积到晕和他们的祖先在所有以前的时间。在这里，我们使用这些结果作为初始条件的监测subhaloes和dDM内的主机晕的演变。具体而言，忽略动力学摩擦，我们准确地计算了重复的潮汐剥离和加热的影响，因为他们的主机晕内的轨道和推断的dDM和subsubhaloes，他们释放到内晕介质。然后，我们计算预期的丰度和径向分布的剥离subhaloes和dDM。这个推导澄清了晕浓度在子结构中的作用，并揭示了模拟中发现的一些关键特征的起源，包括子结构对晕质量的依赖。此外，还揭示了动摩擦对子结构的特殊影响。这里导出的结果是纯粹的吸积晕。在论文III中，我们完成了研究，解决低质量subhaloes的情况下，不受动力摩擦，在普通的晕遭受重大合并。
2021-10-05 astro-ph.CO
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the growth of structure by matching dark matter haloes to galaxies with VIPERS and SDSS
我们测试的结构形成的历史，从红移1到今天的匹配星系从毒蛇和SDSS与暗物质晕的MultiDark SMDPL N体模拟。我们首先表明，标准的subhalo丰度匹配（SHAM）的配方实施MultiDark的特点以及在红移0的SDSS和红移1的VIPERS的星系集群。这是在高红移下对SHAM模型的一个重要验证。然后，我们重新映射的模拟时间步长，以测试替代的增长历史，并推断的增长指数$γ=0.6\pm0.3$。这一分析表明，使用N体模拟的宇宙学推断的星系调查的前向模型的力量。
2022-03-02 astro-ph.CO
3\%-accurate predictions for the clustering of dark matter, haloes and subhaloes, over a wide range of cosmologies and scales
根据宇宙学预测天体的空间分布是利用未来星系巡天的一个基本要素。在本文中，我们表明，一套专门设计的重力模拟与宇宙学重新缩放算法可以提供高精度的暗物质，晕和subhaloes的聚类。具体地说，只有3 $N$体模拟，我们获得的暗物质的功率谱在$z=0$和$z=1$优于3\%的精度，基本上所有目前可行的值的8个宇宙学参数，包括大质量中微子和动态暗能量，并在整个范围内的尺度探索，0.03 < $k/h^{-1}Mpc$ < 5。对于质量选择的晕和根据其峰值最大圆速度选择的亚晕，该精度保持在相同的水平。作为这些预测的初步应用，我们成功地约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，和散射在subhalo丰度匹配采用投影关联函数的模拟SDSS星系。
2020-09-22 astro-ph.CO
A Two-Parameter Matching Scheme for Massive Galaxies and Dark Matter Haloes
Halo Absolute Matching被用来建立星系和暗物质晕之间的单参数映射，假设晕质量和星系光度（或恒星质量）单调相关。虽然这种方法已经相当成功，但已知星系必须至少用两个参数来描述，这可以从大质量早型星系所在的双参数基本平面中看出。在本文中，我们推导出一个连接之间的初始暗物质密度扰动在早期宇宙和现今维里化的暗物质晕假设简单的球形坍缩结合质量和能量守恒。我们发现，$z = 0$晕浓度，或替代内斜率的晕密度分布$α$，是单调和正相关的崩溃红移的晕。这是定性的研究结果的一些以前的作品的基础上数值模拟，我们比较我们的结果。然后，我们描述了如何晕的质量和浓度（或内斜率$α$）可以作为两个晕参数结合两个参数的早期类型的星系，以创建一个改进的丰度匹配计划。
2015-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
Ultradense dark matter haloes accompany primordial black holes
本文解析建模原初黑洞形成时伴随产生的超致密暗物质微晕，揭示少量PBH可对应大量高密度晕，从而为PBH情景提供新观测检验。
2023-01-31 astro-ph.CO
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the liminality: properties of haloes and subhaloes in borderline $f(R)$ gravity
我们调查的$f(R)$重力模型与$|f_{R0}|=10^{-6}$暗物质晕和subhaloes的属性，使用一个非常高分辨率的N体模拟。该模型是一个边界线之间的宇宙学有趣，但仍然符合目前的数据。我们发现，在这个模型中的晕质量函数有一个最大的20%的增强相比，$Λ$ CDM预测之间的$z=1$和$z=0$。由于在稠密环境中屏蔽标准重力偏差的变色龙机制，在这个$f(R)$模型中比$10^{13}h^{-1}M_\odot$更大质量的晕与$Λ$ CDM中类似质量的晕具有非常相似的性质，而质量较小的晕，如银河系的晕，由于其较弱的屏蔽，可以具有更陡峭的内部密度分布和更高的速度色散。在这个模型中，由于总引力势的加深，低质量晕的晕浓度显著增强。与天真的期望相反，在这个模型中，低质量晕的晕形成时间$z_f$要晚一些，这是因为这些晕在后期比$Λ$ CDM中的对应物生长得更快，以及$z_f$的定义。亚晕，特别是那些质量小于$10^{11}h^{-1}M_\odot$的亚晕，在这个$f(R)$模型中，对于质量小于$10^{13}h^{-1}M_\odot$的主晕，其丰度要大得多。我们讨论了银河系卫星丰度问题的影响，这些结果。虽然在这个边界$f(R)$模型的整体晕和subhalo属性接近他们的$Λ$ CDM预测，我们的研究结果表明，本地集团和天体物理系统的研究，高分辨率模拟的帮助下，可以是有价值的进一步测…
2015-07-09 astro-ph.CO
Numerical convergence of hydrodynamical simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of galaxies and their cold dark matter haloes
我们解决的问题，在宇宙学光滑粒子流体动力学模拟使用一套运行从EAGLE项目得出的数值收敛。我们的模拟采用亚网格模型，在基准质量和力分辨率下产生逼真的星系种群，但系统地改变后者，以研究它们对星系特性的影响。我们提供了几个分析标准，帮助指导选择重力软化流体动力学模拟，并从运行，既坚持和偏离他们目前的结果。不像只有暗物质的模拟，流体动力学模拟对引力软化表现出很强的敏感性，在选择数值参数时必须小心。我们的研究结果-主要集中在恒星形成的历史，星系恒星质量函数和大小-照亮三个主要考虑。首先，由于气体粒子之间的结合能，软化施加最小分辨逃逸速度$v_ε$。采用如此小的软化长度使得$v_ε\gt 10\,{\rm km s^{-1}}$（电离$\sim 10^4\,{\rm K}$气体中的声速）遭受光加热效应的降低的光加热。第二，来自恒星或活动星系核的反馈可能会遭受数值过冷，如果引力软化长度选择低于一个临界值，$ε_{\rm eFB}$。第三，我们注意到，小软化长度加剧了恒星和暗物质粒子在晕中心的分离，往往导致反直觉的结果，星系的大小{ \em增加}作为软化减少。流体动力学运行中的暗物质晕结构对软化的反应，反映了它们的星系种群对数值参数的敏感性。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The coevolution of the velocity and mass functions of galaxies and dark haloes
我们采用偏差校正的丰度匹配技术，调查的LCDM暗晕质量函数（HMF），观测导出的速度色散和恒星质量函数（VDF，SMF）的z=1和0之间的星系的共同演化。我们首次使用Chae（2010）通过强透镜统计约束的VDF演化进行星系-晕丰度匹配研究。作为本地基准，我们使用了两个z ~ 0 VDF（基于SDSS DR 5的Monte-Carlo实现的VDF和基于SDSS DR 6的直接测量的VDF）。然后，我们专注于连接的VDF演化的HMF演化预测的N体模拟和SMF演化星系调查的约束。在VDF-HMF联系上，我们发现局域暗晕维里质量-中心恒星速度色散（Mvir-sigma）关系与已被研究的低红移暗晕的个别性质吻合得很好，并且VDF演化与HMF演化密切平行，意味着Mvir-sigma关系几乎没有演化.在VDF-SMF联系上，把丰度匹配结果与其他独立观测结果和流体动力学模拟结果结合起来，恒星质量-恒星速度色散（Mstar-sigma）关系也可能演化不大。我们的研究结果支持的简单的图片，作为晕层次的增长，恒星质量和中央恒星速度色散平行增长。我们讨论了这种平行的共同演化的星系形成和演化下的LCDM范式的可能影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Substructure Hierarchy in Dark Matter Haloes
我们提出了一种新的算法，用于识别模拟暗物质晕内的子结构。该方法是Tormen等人（2004年）和Giocoli等人（2008年a）提出的方法的扩展，该方法将次晕确定为一组自结合粒子，这些粒子在被主晕的主要祖先吸积之前属于同一个祖先晕（以下称为卫星）。然而，这一定义并不占的事实，这些卫星晕本身也可能有子结构，从而产生子subhaloes等，我们的新算法确定在这个层次的所有级别的子结构，我们用它来确定所有子结构的质量函数（计数子haloes，子subhaloes等）。平均而言，最近形成的晕往往有一个较大的质量分数的子结构和集中度低于平均相同质量的晕。我们提供定量拟合这些相关性。尽管我们的算法与Gao et al.（2004）的算法有很大的不同，但我们也发现红移z = 0处单位质量的次晕质量函数是普适的。这种普遍性延伸到任何红移，只有当一个帐户的事实，即一个给定的质量的主机晕较少集中在较高的红移，和浓度和子结构丰度是反相关的。这种普遍性允许一个简单的参数化的subhalo质量函数集成在所有主机晕群众，在任何给定的时间。我们提供了分析适合这个功能，这应该是有用的晕模型分析，相当于星系晕子结构时，解释集群在大型巡天。最后，我们讨论了系统的subhalo质量函数的差异，所产生的（主机）晕质量的不同定义。
2010-01-07 astro-ph.CO
Satellite abundances around bright isolated galaxies
我们研究卫星星系丰度SDSS计数光度星系周围孤立的明亮的原色。我们目前的结果作为一个功能的光度，恒星质量和颜色的卫星，恒星质量和颜色的原色。对于大质量的主星系，卫星星系的光度和恒星质量函数在形状上与场星系相似，但对于较低质量的主星系，它们明显更陡。恒星质量函数的陡化特别明显。卫星丰度随主恒星质量的增加而增加，与预期的暗晕质量近似成比例。在相同的恒星质量下，巨大的红色主星比蓝色主星多出2倍的卫星。卫星星系系统地比相同恒星质量的场星系更红。土星在更大的主恒星周围也系统地变红。在固定的原色质量下，它们在红色原色周围更红。我们选择类似的孤立星系模拟目录的基础上，郭等。（2011），并与SDSS数据并行分析。模拟再现了所有上述趋势定性，除了陡峭的卫星光度和恒星质量函数。然而，模型卫星系统地比SDSS中的更红，特别是在低质量和低质量初级星周围。给定质量的模拟晕具有独立于中央星系颜色的卫星丰度，但红色中心往往具有较低的恒星质量，反映了反馈导致的恒星形成的早期淬火。这解释了卫星丰度和模拟中原色之间的相关性。卫星颜色和原色之间的相关性之所以出现，是因为红色中心体生活在更大、更古老、更富含气体的晕中，因此卫星猝灭更有效。
2012-07-31 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
The abundance of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用高分辨率嵌套VVV N体模拟，在宽质量与红移范围内检验三种暗物质晕丰度公式，发现ST适用于平均密度区域、EPS适用于低密度区域，验证了PS/ST对宇宙代表性区域总晕质量函数的准确描述。
2024-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A halo bias function measured deeply into voids without stochasticity
我们研究暗物质晕和物质之间的关系，在MIP $N$体模拟合奏，它允许精确测量这种关系，甚至深入到空隙。这是因为缺乏离散性、随机性和排斥性，这是通过对数百组可能的初始小尺度模式进行平均来实现的，同时保持固定的大尺度模式，从而形成宇宙网。我们发现：（1）暗物质晕的形成在空洞中受到很大的抑制;在低密度下，幂律物质对晕密度偏置函数呈指数下降。因此，空洞中晕的稀有性类似于最大星系团的稀有性，它们的丰度对宇宙学参数非常敏感。指数下降既出现在一个波动集模型中，也出现在一个模型中，在这个模型中，波动在空隙中演化，就像在一个开放的宇宙中，有效的$Ω_m$与大尺度密度成正比。我们还发现，（ii）晕通常填充的平均晕密度场的超泊松的方式，即方差超过平均值;和（iii）秩高斯晕和暗物质领域是令人印象深刻的相似傅立叶空间。我们比较了它们的功率谱和互相关，支持的结论是，一个大致是一个严格增加映射的其他。MIP合奏，特别是揭示了如何晕丰度变化与“环境”的数量超出当地的物质密度;（四）我们发现一个视觉上的建议，在固定的物质密度，丝更人口比集群的晕。
2014-03-24 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
MultiCAM: A multivariable framework for connecting the mass accretion history of haloes with their properties
MultiCAM框架通过同时利用暗晕完整质量吸积历史来连接多个暗晕或星系性质，克服了传统单值概括的信息损失，并在暗物质模拟中验证了其优于单时期条件丰度匹配模型的精度。
2023-07-10 astro-ph.CO
Excess of substructure due to primordial black holes
本文通过宇宙学模拟研究原初黑洞对低质量晕和子晕丰度的影响，发现其可导致子结构显著过剩，并可通过强透镜和星系团亮度涨落来约束暗物质中原初黑洞的比例。
2025-09-23 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Comparing halo bias from abundance and clustering
我们模拟的$\sim(3 \ \text{Gpc}/h)^3$体积的MICE大挑战模拟的晕的丰度通过拟合通用质量函数与改进的刀刀误差协方差估计，匹配理论预测。我们提出了不同的拟合模型和新的预测线性（$b_1$）和非线性（$c_2$和$c_3$）晕聚类偏差之间的统一关系。当分析中包括低质量范围（$M_h \lesssim 3 \ 10^{12} \ M_{\odot}/h$）时，不同的质量函数拟合显示其性能存在很大差异。结合文献中的拟合结果，我们发现低质量星系的振幅总体变化在$10$ %左右，高质量星系（星系团）的振幅变化在$50$ %左右（$M_h > 10^{14} \ M_{\odot}/h$）。这些变化传播为$b_1$预测中的$10$ %变化和$c_2$或$c_3$中的$50$ %变化。尽管有这些强烈的变化，我们发现$b_1$和$c_2$或$c_3$之间的普遍关系，我们提供简单的拟合。排除低质量晕，不同的模型拟合合理的善良在这个分析中，显示百分比水平的协议，在其$b_1$预测，但系统$5-10$ %低于偏差直接测量两点晕质量聚类。这一结果证实了先前从较小体积（和较小质量）得出的发现。偏倚预测的不准确性导致生长测量的$5-10$ %误差。它们还影响来自聚类测量的任何HOD拟合或（聚类）质量校准。
2015-04-14 astro-ph.CO
Halo abundances within the cosmic web
我们研究了在大尺度结构的宇宙网中暗物质晕的质量函数与其环境的依赖关系。晕质量函数对大尺度平均密度的依赖性是宇宙学理论的一个标准元素，它允许通过峰值-背景分裂来理解质量依赖性偏置。在高斯密度场的假设下，这种分析可以扩展到询问质量函数如何取决于几何环境：团簇、丝、片和空隙，通过潮汐张量（引力势的海森矩阵）进行分类。在线性理论中，这个问题可以精确地解决，并且结果非常简单：条件质量函数对局部潮汐场没有显式的依赖性，并且只是用于定义潮汐张量的滤波尺度上的局部密度的函数。然而，有一个很强的隐含的预测依赖于几何环境，因为局部密度耦合统计的潜在的衍生物。我们计算这个模型的预测，并研究其有效性的限制，通过比较它们的经验推导出的结果从$N$体模拟。我们已经证实，在一个很好的近似，在不同的环境中的晕的丰度只取决于它们的密度，而不是对它们的潮汐结构。在这个意义上，我们发现在不同环境中的晕丰度之间的相对差异小于13%的相同的密度。此外，对于足够大的滤波尺度，与理论预测的一致性是好的，尽管在小的非线性尺度下与高斯预测存在重要偏差。我们将讨论如何获得改进的预测，在这个政权，使用“有效宇宙”的方法。
2015-01-12 astro-ph.CO
Discriminating power of milli-lensing observations for dark matter models
关于暗物质（DM）的性质仍有激烈的争论。亚银河系尺度是特别重要的，因为不同的，目前可行的DM模型作出不同的预测，在这些尺度上的DM晕的预期丰度和密度分布。我们调查的能力，亚银河DM晕作为强透镜背景紧凑的来源，生产引力透镜事件的毫角秒尺度（毫透镜），不同的DM模型。对于每一个DM方案，我们探讨是否样本的$\sim$ 5000远源是足够的，以检测至少一个毫透镜。我们开发了一个半解析模型来估计作为源的红移的函数的各种DM模型的毫透镜光学深度。我们采用Press-Schechter形式主义，以及最近的N体模拟计算的晕质量函数的结果，考虑到适当的球平均密度分布的晕每个DM模型。我们把透镜系统作为一个点质量透镜，并调用有效表面质量密度阈值来计算作为引力透镜的晕的分数。我们研究了三类暗物质模型：冷DM，热DM，和自相互作用DM。我们发现，晕组成的温暖DM原来是光学薄的强引力毫透镜（零预期透镜事件）。CDM晕可能会产生透镜效应，这取决于浓度-质量关系的陡度。自我相互作用的DM晕可以有效地作为引力毫透镜，只有当晕经历重力热塌缩，导致高密度的中央核心。
2022-09-27 astro-ph.CO
Testing Gravity using Cosmic Voids
我们探索$Λ$ CDM和胡-Sawicki $f(R)$模型模拟暗物质和晕场的空洞。在$f(R)$引力中，暗物质空洞丰度大于广义相对论（GR）。然而，当使用晕来识别空隙时，空隙丰度的差异变得小得多，但原则上对于$|f_{R0}|=10^{-6}$、$10^{-5}$和$10^{-4}$的$f(R)$模型参数幅度，在2、6和14 $σ$水平上仍然可以区分开。相比之下，在$f(R)$重力中使用晕发现的大空隙的丰度低于GR。在欠密度区域中更有效的晕形成使得$f(R)$空隙中的晕不那么空。这个反直觉的结果表明，如果我们观察空洞中的星系，$f(R)$中的空洞并不一定更空。事实上，空洞的晕圈数密度分布与GR无法区分。然而，相同的$f(R)$空洞更缺乏暗物质。这在原则上可以通过空洞的弱引力透镜观测到，为此，在同一天空上结合使用光谱$z$和照片$z$测量是必要的。对于1~（Gpc/ $h$）$^3$的体积，忽略透镜形状噪声，$|f_{R0}|=10^{-5}$和$10^{-4}$可以通过4和8 $σ$与利用空隙周围的透镜切向剪切信号的GR区分开来。大尺度结构的视线投影是限制该信号意义的主要系统，限制了$|f_{R0}|=10^{-6}$的约束力。$f(R)$模型中的晕空丰度更小和暗物质空轮廓变陡是独特的特征，可以结合起来打破$|f_{R0}|$和$σ_8$之间的简并性。在$f(R)$中，从空穴中心…
2014-10-30 astro-ph.CO
Halo Abundance and Assembly History with Extreme-Axion Wave Dark Matter at $z\ge 4$
波暗物质（$ψ\rm{DM}$）由极轻玻色子（$m_ψ \sim 10^{-22}\,\rm eV$）组成，具有低于kpc尺度德布罗意波长的量子压力抑制结构，已成为可行的暗物质候选者。与传统的自由粒子$ψ{\rm DM}$（${\rm FP} ψ{\rm DM}$）相比，Zhang & Chiueh（2017）提出的极端轴子$ψ\rm{DM}$模型（${\rm EA} ψ{\rm DM}$）具有更大的截止波数和物质传递函数的宽谱凸点。在这里，我们进行宇宙学模拟，比较三种不同的情况下：${\rm FP} ψ{\rm DM}$，${\rm EA} ψ{\rm DM}$和冷暗物质（CDM）之间的$z=4-11$的晕丰度和组装历史。我们发现，${\rm EA} ψ{\rm DM}$产生更丰富的低质量晕比${\rm FP} ψ{\rm DM}$具有相同的$m_ψ$，因此可以减轻在$m_ψ$所需的Ly $α$森林数据和kpc尺度的矮星系核心的紧张局势。我们还发现，与CDM对应物相比，大规模的${\rm EA} ψ{\rm DM}$晕平均$3-4$倍更大的$z=10-11$由于其早期形成，经历了一个缓慢的质量吸积在$7 \lesssim z \lesssim 11$，然后显示出一个快速上升的主要合并率超过CDM的$\sim 50\%$在$4 \lesssim z \lesssim 7$。这一事实…
2017-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Buried but not destroyed: the evolution from prompt cusps to NFW haloes
Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学计算宇宙学研究所物理系）
研究通过模拟揭示了暗物质晕从即时尖峰到NFW剖面的演变路径，发现并合、碎片吸积和纤维相互作用是主要影响因素。
2025-12-15 astro-ph.CO
Towards a more realistic population of bright spiral galaxies in cosmological simulations
我们提出了一个更新的多相SPH星系形成代码Scannapieco等人。我们包括一个更详细的处理生产的金属，冷却速率的基础上个别元素丰度，和金属的湍流扩散计划。我们的SN反馈模型现在转移能量的ISM的动力学和热的形式，我们包括一个处方的辐射压力的影响，从大质量的年轻恒星的ISM。我们在已经研究得很好的宝瓶座星系晕上校准了我们的新代码，然后用它来模拟一个样本，其中有16个星系的晕质量在1 × 10^11到3 × 10^12 M_sun之间。在一般情况下，样品的恒星质量同意恒星质量晕质量关系推断的红移z=0-4的丰度匹配技术。然而，在质量最小的晕中，有一种倾向，在z>4时产生过多的恒星，而在z<0.5时产生不足。对于最大质量的晕来说，z<1时过高的SFR可能与我们模型中缺乏活动星系核反馈有关。模拟的样品也显示出合理的协议与观察到的恒星形成率，大小，气体分数和气相金属在z=0-3。剩余的差异可能与丰度匹配对恒星形成历史预测的偏差有关。在z=0时，模型星系显示出真实的形态，恒星表面密度分布，圆速度曲线和恒星金属丰度，但过于平坦的金属丰度梯度。我们的16个星系中有15个含有盘成分，其运动盘分数在15%到65%之间。盘的分数取决于最后一次破坏性合并或未对准的下落事件的时间。考虑到我们的模拟剩余的缺点，我们得出结论，甚至更高的运动磁盘分数可能是可能的LambdaCDM晕安静的合并历史，如宝瓶座晕。
2013-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The influence of baryons on low-mass haloes
本文利用三组对比模拟研究重子物理对10^4-10^7 M_⊙低质量暗物质晕的影响，发现再电离加热会驱逐气体，使晕质量函数降低约30%、暗物质湮灭信号减弱约40-60%。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faber-Jackson relation and Fundamental Plane from halo abundance matching
基本平面（FP）描述了椭圆星系的恒星质量、大小和速度色散之间的关系;费伯-杰克逊关系（FJR）是它在{质量、速度}空间的投影。在这项工作中，我们重新部署和扩展了Desmond & Wechsler（2015）的框架，以询问是否基于丰度匹配的LCDM模型在匹配星系的空间分布方面取得了成功，也能够解释FJR和FP的关键特性，包括它们的散射。在我们的框架内，与FJR正常化的协议要求晕扩大，以应对光盘的形成。我们发现，倾斜的FP可以解释由所观察到的星系结构的非同源性和丰度匹配与通用的初始质量函数（IMF）产生的质光比的变化相结合，只要考虑到恒星运动的各向异性。然而，由于在固定的恒星质量的晕属性的变化，位于宇宙学动机的晕星系的FP周围的预测散射大大增加，似乎超过了数据。这意味着星系和晕变量之间的额外相关性可能需要完全调和这些模型与椭圆星系的比例关系。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellites depends strongly on the morphology of the host galaxy
利用Sloan Digital Survey Data Release 10的分光星表，我们探索了254个大质量（10^11< M_star < 2 x 10^11 M_sun）本星系（z < 0.025）周围卫星的丰度。我们将样品分为四个形态组（E，S 0，Sa，Sb/c）。我们发现，M_star > 10^9 M_sun和R < 300 kpc的卫星的数量与中央星系的形态密切相关。每个星系宿主的卫星平均数量（N_Sat/N_Host）下降到1：100的质量比，E宿主为4.5 +/- 0.3，S 0为2.6 +/- 0.2，Sa为1.5 +/- 0.1，Sb/c为1.2 +/- 0.2。大质量E型星系周围卫星星系所包含的恒星质量分别是S 0、Sa和Sb/c型卫星星系质量的2、4和5倍。如果这些卫星最终落入宿主星系，对于所有的形态类型，合并通道将主要由卫星-宿主星系质量比$μ$ > 0.1的卫星主导。大质量椭圆星系比大质量螺旋星系有更多的卫星星系，这一事实可以指出，椭圆星系比同等质量的星系拥有更重的暗物质晕。如果这一假设是正确的，晚型螺旋星系的暗物质晕在产生具有相同恒星质量的星系方面比早型星系的暗物质晕的效率高2-3倍。
2015-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin flips I: Evolution of the angular momentum orientation of Milky Way-mass dark matter haloes
在冷暗物质晕的生长过程中，它的自旋方向会发生迅速的变化。这可能会破坏甚至摧毁在晕中形成的恒星盘，可能导致凸起或球体的产生。我们调查的频率显着变化的方向的角动量矢量的暗物质晕（“自旋翻转”），其程度的相关性合并。我们专注于类似的银河系（MW）晕在红移z=0（log M/（Msol/h）= 12.0至12.5）的质量晕，并考虑翻转的自旋的整个晕或只是其内部的部分。我们发现，更大比例的主要合并与大自旋翻转比小合并。然而，由于重大合并很少见，因此绝大多数（93%）大型全晕自旋翻转（角度变化>= 45度）与小的质量变化相一致，而不是重大合并。内晕的自旋矢量比整个晕经历更频繁的翻转。在它们的整个生命周期中（即在光环获得其最终质量的一半之后），超过10%的光环在整个光环的旋转中经历了至少45度的翻转，近60%的光环在内部光环中经历了如此大的翻转。当我们只考虑形成后没有重大合并的晕时，这些数字对于整个晕减少到9%，对于内晕减少到47%。我们的分析表明，自旋翻转（其影响目前不包括在星系形成模型）可能是一个重要的因素，在盘星系的形态转变。
2011-11-28 astro-ph.CO
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Small-scale structure and 21cm fluctuations by primordial black holes
我们讨论了起源于原始黑洞（PBH）的小尺度早期结构的形成，这些黑洞构成了现在冷暗物质成分的一小部分。我们计算的质量函数和功率谱的晕起源于泊松波动的PBH数，并表明，小晕的数量显着修改的PBH的存在下，即使他们的分数只占$10^{-4}$ - $10^{-3}$的总暗物质丰度。然后，我们从这些晕中计算出随后的21厘米签名。我们发现，PBH可以提供主要的贡献，在未来的实验，如平方公里阵列的可探测性内的高红移，并提供了一个预测的PBH分数的约束。
2017-04-13 astro-ph.CO hep-ph
Extending the halo mass resolution of $N$-body simulations
我们提出了一个方案，以扩大晕质量分辨率的N体模拟的层次聚类的暗物质。该方法使用模拟的密度场来预测不同区域中预期的亚分辨率暗物质晕的数量。该技术需要作为输入的一个给定的质量和它们的平均聚类，通过线性和高阶偏置因子表示的晕的丰度。这些量可以通过分析计算，或者更准确地说，可以从这里所做的更高分辨率的模拟中得出。我们的方法可以恢复的丰度和集群在真实和红移空间的质量低于$\sim 7.5 \times 10^{13}h^{-1}M_{\odot}$在$z=0$优于10%的晕。我们证明了它的技术，通过将其应用到50个低分辨率，大容量的$N$体模拟的合奏计算的关联函数和协方差矩阵的明亮的红色星系（LRGs）。原始模拟的有限分辨率导致它们只能解决三分之二的LRG群体。我们扩展的分辨率的模拟晕质量的一个因素为30，以恢复所有的LRG。利用现有的模拟，有可能生成一个与使用20万亿个粒子的$N$体模拟相当的晕目录;这种大小的直接模拟可能在许多年内都无法实现。使用我们的方法，现在是可行的，以建立大量的高分辨率大体积模拟星系目录计算协方差矩阵分析即将到来的星系调查，旨在探测暗能量所需的。
2013-10-14 astro-ph.CO
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative feedback and the low efficiency of galaxy formation in low-mass haloes at high redshift
任何成功的星系形成模型都需要解释今天星系的小祖先中恒星形成的低速率。这种低效率是必要的复制低恒星维里质量分数，建议目前的丰度匹配模型。这种低效率的一个可能的驱动因素是来自大质量恒星的电离光子所施加的辐射压力。在宇宙学中，放大星系形成模拟辐射压力的影响被建模为一个非热压力，只在致密和光学厚恒星形成区域的行为。我们还包括大质量恒星的光致电离和光致加热。氢的完全光电离减少了$10^{4-4.5}$ K区域的辐射冷却。辐射压力的主要作用是调节和限制气体密度的高值和可用于恒星形成的气体量。这使得质量约为$z\simeq3$的$10^{11} \ {M_\odot}$的晕中的$\sim 1 \ {\rm M_\odot} \ {\rm yr}^{-1}$恒星形成率较低。红外捕获和光电离/光加热过程是在这个质量范围内的次级效应。居住在这些低质量晕中的星系只包含恒星总维里质量的$\sim0.6\%$，与丰度匹配大致一致。辐射反馈维持着一个具有上升圆速度剖面的扩展星系。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The neutral hydrogen distribution in large-scale haloes from 21-cm intensity maps
通过将从2dFGRS星表中选出的48，430个星系叠加到用Parkes射电望远镜获得的一组21 cm强度图上，我们探测了大尺度晕中的中性氢（HI）径向亮度温度分布，这些星系在天空中的总面积为$\sim$ 1，300 $\text{deg}^2$，覆盖了红移范围$0.06\lesssim z\lesssim 0.10$。通过在主成分分析中去除10和20个前景模式来获得地图。我们在地图级别执行堆栈，并从晕轮发射的圆形对称版本中提取轮廓。我们检测到HI晕发射，其中对于10模的显著性为$12.5σ$，对于20模的显著性为$13.5σ$。我们共同适合所观察到的晕质量$M_{\rm v}$和归一化$c_{0,\rm HI}$的HI浓度参数对重建的配置文件，使用功能形式的HI晕丰度在文献中提出。我们发现对于10模的映射，有$\log_{10}{(M_{\rm v}/\text{M}_{\odot})} = 16.1^{+0.1}_{-0.2}$，$c_{0,\rm HI}=3.5^{+0.7}_{-1.0}$;对于20模的映射，有$\log_{10}{(M_{\rm v}/\text{M}_{\odot})} = 16.5^{+0.1}_{-0.2}$，$c_{0,\rm HI}=5.3^{+1.1}_{-1.7}$.这些估计表明，检测到的综合贡献，从多个星系位于非常巨大的晕。我们还分别考虑了1…
2020-09-04 astro-ph.CO
The physical origins of low-mass spin bias
在$z=0$，质量高于$\log(\text{M}_{\text{c}}/h^{-1}\text{M}_\odot)\simeq 11.5$的高自旋晕比相同质量的低自旋晕有更高的偏置。然而，已知该趋势在低于该特征交叉质量$\text{M}_{\text{c}}$时反转。本文测量了低质量端晕自旋偏置的红移演化和标度依赖性，并证明了信号的反转完全是由回溅晕效应产生的。这些低质量的晕倾向于生活在更大质量的晕附近，因此共享它们的大规模偏置特性。我们进一步表明，红移相关的交叉质量尺度$\text{M}_{\text{c}}(z)$的位置是完全由低自旋和高自旋子群中的回溅的相对丰度决定的。一旦从样品中去除回溅晕，自旋偏置的固有质量依赖性就恢复了。由于回溅已被证明占一些组装偏置信号在低质量端，我们的研究结果揭示了两个不同的二次偏置趋势之间的特定联系：自旋偏置和组装偏置。
2020-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 astro-ph.CO
The globular clusters-stellar haloes connection in early type galaxies
本文探讨了早期型星系的恒星星族是否以及在多大程度上可以通过其球状星团系统的颜色分布来追踪。基于室女座ACS数据的星系样本的分析，是先前在巨型椭圆星系NGC 1399和NGC 4486的情况下取得成功的方法的扩展，并假设两个占主导地位的GC种群沿着扩散的恒星星族形成，共享集群化学丰度和空间分布。结果表明：（a）综合星系颜色可以在光度不确定度范围内匹配，并且与一个狭窄的年龄范围相一致;（b）推断的质量光度比和恒星质量在文献中可获得的数值范围内; c）大多数球状星团系统在由团簇形成效率定义的体积空间中占据厚平面，恒星总质量和投影表面质量密度。红色星团的形成效率参数显示出与投影恒星质量密度的依赖关系，而蓝色球状星团则没有。反过来，最亮的星系似乎明显脱离该平面，作为过去主要合并的可能结果; d）恒星质量-金属丰度关系相对较浅，但在$M_*\approx 10^{10} M_\odot$处显示出斜率变化。恒星质量较小的星系团主要表现为单峰球状星团颜色分布。这一结果可能表明，质量较小的星系无法保留化学富集的星际物质。
2009-05-04 astro-ph.CO
A high-resolution cosmological simulation of a strong gravitational lens
我们使用EAGLE星系形成模型对10^13 Msun星系群及其环境（维里半径的10倍）进行了宇宙流体动力学模拟。利用一种新的技术来提高暗物质计算的分辨率，而不依赖于气体的分辨率，模拟解决了质量为5 × 10^6 Msun的暗物质晕和亚晕。因此，它是有用的研究的丰度和性质的晕和subhaloes在强透镜测试的冷暗物质模型的目标。我们估计的晕和subhalo质量函数，并讨论它们是如何受到影响的模拟中的重子的列入和环境。我们发现，晕和次晕质量函数在流体动力学模拟比在其暗物质只有对应的振幅较低。这反映了在流体动力学模拟中由于再电离和星系风导致的气体早期损失而导致的晕增长减少，此外，在晕下，由于存在大规模中央星系而导致的宿主晕内潮汐效应增强而导致的中断。晕的分布是高度各向异性的，反映了质量吸积到星系团上的惯性特征。结果，结构的数量随着观察方向而显著变化。当在投影中观察时，当包括重子时，晕中心附近的结构的中值数量减少了两倍。
2021-02-03 astro-ph.CO
The Tully-Fisher and mass-size relations from halo abundance matching
塔利-费舍尔关系（TFR）表达了旋转星系与它们所处的暗物质晕之间的联系，因此包含了大量关于星系形成的信息。我们构建了一个总体框架，以调查是否基于晕丰度匹配模型能够重现观测到的恒星质量TFR和质量大小关系（MSR），并使用数据来约束星系形成参数。我们的模型测试了一系列合理的情况下，不同的晕盘形成的反应，重子和暗物质的相对角动量，选择效应的影响，和丰度匹配参数。我们发现，与观察到的TFR协议提出了一个上限的星系和晕属性之间的散射，需要弱或反向晕收缩，并有利于选择效应，优先消除快速旋转的星系。MSR将盘与晕的比角动量的比率约束为大约在0.6-1.2的范围内。我们确定和量化两个问题，这种性质的模型面临的。(1)他们预测MSR的内在分散度太大，（2）他们预测TFR和MSR残差之间的相关性太强。我们认为，解决这些问题需要引入恒星表面密度和封闭的暗物质质量之间的相关性。最后，我们探讨了预期的中央和卫星星系的TFR之间的差异，发现在青睐的模型中，这种差异应该是在一个样本中检测到的~700星系。
2015-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
