Abundance matching analysis of the emission line galaxy sample in the extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
本文给出了Sloan数字巡天IV（SDSS-IV）中扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）的发射线星系（ELG）小尺度成团的测量结果。我们使用条件丰度匹配方法来解释从$0.34h^{-1}\textrm{Mpc}$到$70h^{-1}\textrm{Mpc}$的聚类测量。为了解释发射线星系的性质与环境之间的相关性，我们在ELG的恒星形成率和晕吸积率之间增加了一个次级联系。引入三个参数来模拟ELG [OII]光度并模拟eBOSS ELG的目标选择。我们的模型中的参数进行了优化，使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法。我们发现，通过有条件地匹配星系的恒星形成率和晕吸积率，我们能够在1 $σ$误差水平内再现eBOSS ELG小尺度星系团.我们的最佳拟合模型表明，eBOSS ELG样品仅由所有恒星形成星系的$\sim 12\%$组成，其卫星部分为19.3%.结果表明，在$r\sim 20 h^{-1}\rm Mpc$尺度下，组装偏压对两点关联函数的影响为$\sim20\%$，对空穴概率函数的影响为$\sim5\%$。
2023-02-18 astro-ph.CO
Improved Mock Galaxy Catalogs for the DEEP2 Galaxy Redshift Survey from Subhalo Abundance and Environment Matching
根据观测数据中星系的性质，我们发展了模拟星系种群和填充宇宙学N体模拟的经验方法。我们使用这些技术来产生一组新的模拟目录的深度2星系红移调查的基础上输出的高分辨率Bolshoi模拟，以及其他两个模拟不同的宇宙学参数，所有这些我们发布供公众使用。模拟目录创建技术使用暗物质晕下丰度匹配来分配星系光度模拟暗物质晕。然后，它将颜色信息添加到所产生的模拟星系中，其方式取决于当地的星系密度，以便在数据中重现测量的颜色-环境关系。在构建目录的过程中，我们测试各种模型，包括晕质量和星系光度之间的关系的散射，在丰度匹配的框架。我们发现，有没有恒定的散射模型，可以同时再现的光度函数和自相关函数的深度2。这一结果对星系形成理论有影响，它限制了模拟可以有效应用的背景范围。尽管如此，仔细的比较表明，我们的新模拟准确地再现了广泛的其他属性的DEEP 2目录，这表明它们可以用来获得详细的了解各种选择效果的DEEP 2。
2013-06-23 astro-ph.CO
Numerical resolution limits on subhalo abundance matching
次晕丰度匹配（SHAM）将星系插入暗物质中，只模拟宇宙结构的生长，对星系形成的假设最少。一个星系被放置在每个不同的自约束子晕的潜在最小值处，其光度是子晕早期历史上达到的最大质量（或圆速度）的单调递增函数。星系和暗晕的性质是由匹配模型和观测光度函数联系起来的。然后，模拟的结构可以与观测进行详细的比较，例如，通过星系相关统计，群目录或星系-星系透镜。只有在不受模拟数值限制影响的尺度上，才能从这种比较中得出可靠的天体物理学结论。在这里，我们比较结果的千禧年模拟（MS）与subhalos定义使用SUBFIND的那些获得应用相同的分析，以更高的分辨率千禧-II。200千秒差距和2百万秒差距之间的规模上的相关统计收敛到20%以内的subhalos在落入对应于至少1000模拟粒子在MS的质量。数值收敛的结果可以得到更低的落入粒子数，如果星系被跟踪后，即使他们相关的subhalos已潮汐中断，在最近的半解析星系形成模拟。这使得强大的模拟和观测之间的比较，在更广泛的动态范围内的质量比假分析，忽略了这样的“孤儿”星系。
2013-10-12 astro-ph.CO
ScamPy -- A sub-halo clustering & abundance matching based Python interface for painting galaxies on the dark matter halo/sub-halo hierarchy
本文提出基于子晕聚类与丰度匹配（SCAM）的Python计算框架ScamPy，在暗物质晕/子晕层级上绘制星系，特别适用于高红移研究，并验证了其在再电离物理量分析中的应用。
2024-02-14 astro-ph.CO
SHAM Beyond Clustering: New Tests of Galaxy-Halo Abundance Matching with Galaxy Groups
我们构建模拟目录的星系群使用subhalo丰度匹配（SHAM），并进行了几个新的测试的SHAM处方的星系-暗物质连接。我们研究的所有SHAM模型都与斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的星系群表现出显着的张力。场星系光度函数（LF）的SHAM预测系统地太暗，而群星系LF系统地太亮，不管SHAM处方的细节如何。SHAM模型连接r-波段光度，先生，Vacc，最大的圆速度的一个subhalo在吸积到主机上的时间，忠实地再现星系群丰度丰富的函数，g（N）。然而，SHAM模型将MR与Vpeak（在整个合并历史中的最大值）联系起来，过度预测了星系群的丰度。我们的研究结果表明，没有SHAM模型可以同时再现观测到的g（N）和两点投影星系聚类。尽管如此，我们也报告了SHAM的一个新的成功：对Phi（m12）的准确预测，星系群的丰度作为星等差距m12的函数，定义为两个最亮的星系群成员的r波段绝对星等之间的差异。我们表明，它可以使用联合测量g（N）和Φ（m12），严格约束的SHAM实现的细节。此外，我们表明，通过随机抽取从一个普遍的LF构造的光度差距的假设提供了一个穷人的数据描述，在文献中最近的索赔相矛盾。最后，我们测试一个共同的假设条件光度函数（CLF）形式主义，卫星LF只需要由中央星系的亮度条件。我们发现这个假设得到了观测到的Phi（m12）的很好的支持。
2013-07-22 astro-ph.CO
Testing subhalo abundance matching from redshift-space clustering
我们首次应用暗晕丰度匹配（SHAM）方法描述了包含非线性红移空间畸变的星系红移空间成团，上帝之指我们发现，标准的SHAM连接的星系的光度的最大圆速度的subhalos很好地再现了红移空间星系团在斯隆数字巡天在很宽的范围内从0.3到40 Mpc/h的光度依赖。结果表明，SHAM方法是非常有前途的红移空间星系成团的理论模型，没有额外的参数。我们还使用两种不同的颜色代理来测试颜色丰度匹配：根据Masaki等人（2013 b）的方法，晕下年龄和局部暗物质密度。观测到的红色星系团比蓝色星系团具有更强的上帝手指效应。我们发现暗晕年龄模型比局部暗物质密度模型更好地描述了观测到的颜色相关的红移空间聚类。结果表明，暗晕的年龄是决定星系颜色的关键因素。
2015-03-13 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
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Normal Abundance of Faint Satellites in the Fossil Group NGC 6482
化石星系群被认为是星系群演化的最终产物--一个巨大的中央星系主导着星系群的光度预算，是中等光度成员之间有效合并的结果。然而，人们对化石群的微弱卫星系统知之甚少。在这里，我们介绍了SUBARU/Suprime-Cam在最近的化石群NGC 6482（M_{tot} \sim 4 \times 10 ^{12} M_{\sun}）的B-和R-波段的宽视场，深成像研究，覆盖维里半径达310 kpc。我们执行详细的完整性估计，并选择组成员候选人的自动对象检测和视觉检查的组合。该化石群的基准样品中有48个候选成员，最低可达M_R-10.5等，是迄今为止研究最深的化石群。我们调查的光度标度关系，颜色星等的关系，和我们的星系样本的光度函数。我们发现了明亮的星系团之间最近和正在进行的合并事件的证据。颜色-星等关系与附近的星系团相当，在最微弱的光度下表现出明显的散射。完整性校正后的光度函数以早型矮星为主，其特征是暗端斜率α =-1.32 \pm 0.05。我们的结论是，NGC6482化石群显示出与规则星系团和星系群一致的光度特性，包括正常丰度的微弱卫星。
2013-09-04 astro-ph.CO
Metal Abundances of 12 Dwarf Irregulars from the ADBS Survey
分析了阿雷西博双光束巡天（ADBS）中12个矮不规则星系的长缝光谱。这些星系代表了ADBS探测到的物体的异质样本，但平均而言，它们相对富含气体，表面亮度低，质量低，因此代表了银河系人口中通常不包括在光学调查中的区域。这些星系的金属度光度关系进行了分析，在本文中讨论的星系似乎是在一个给定的光度下丰富的样本相比，从文献中。我们试图确定一个“第二个参数”负责的内在散射和明显的不足，我们的星系。我们没有找到一个明确的第二个参数，但注意到可能的迹象表明，原始气体的下落或混合可能是负责任的。我们推导出多个HII区域在我们的许多星系中的氧丰度，但没有发现任何强烈的迹象金属丰度变化的星系内，除了在一种情况下，我们看到一个孤立的HII区域和其余的星系之间的变化。我们的数据集包括已知最大的HI-光学尺寸比的星系，ADBS 113845+2008。我们对这个星系的丰度分析表明，与光度相似的星系相比，它强烈地过度富集，这表明它不是一个年轻的物体，并证实了Cannon等人的结果。al（2009）认为，这个星系在本星系中似乎本质上是罕见的。
2013-01-31 astro-ph.CO
Model BOSS & eBOSS Luminous Red Galaxies at 0.2 < z < 1.0 using SubHalo Abundance Matching with 3 parameters
SubHalo Abnormal Matching（SHAM）是一种基于高分辨率$N$体模拟的经验方法，用于构建星系目录。我们在UNIT模拟中应用SHAM模拟了SDSS BOSS/eBOSS发光红星系（LRGs）在$0.2 < z < 1.0$的宽红移范围内的情况。除了典型的SHAM散射参数$σ$外，我们还引入了$v_{\rm smear}$和$V_{\rm ceil}$来分别考虑红移不确定性和星系不完整性。这两个附加参数对于在5- 25 $\,h^{-1}\,{\rm Mpc}$上再现观察到的2 PCF多极子是关键的。从最佳拟合的$v_{\rm smear}$得到的红移不确定度与除LOWZ样品外的所有SDSS LRG重复观测的结果一致。我们探讨了几个潜在的系统学，但没有一个可以解释的差异，发现在LOWZ。我们的解释是，LOWZ星系可能包含另一种类型的星系，需要区别对待。测量的$σ$和$V_{\rm ceil}$的演化也揭示了eBOSS星系的不完整性随着红移的减小而减小。这是eBOSS LRG目标选择中应用的幅度下限的结果。我们的SHAM还设置了上限的内在散射的星系晕的关系给出了一个完整的星系样本：$σ_{\rm int}<0.31$的LOWZ在$0.2<z<0.33$，$σ_{\rm int}<0.36$的LOWZ在$0.33<z<0.43$，和$σ_{\rm int}<0.46…
2022-07-28 astro-ph.CO
Testing Subhalo Abundance Matching in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations
暗物质丰度匹配（Subhalo abundance matching，SHAM）是一种模拟星系的暗物质分布的技术，假设星系的恒星质量或光度与其母暗物质晕或暗物质晕的质量之间存在单调关系。我们研究的准确性SHAM在两个宇宙SPH模拟，其中之一包括动量驱动的风。SPH模拟确实显示了恒星质量和晕质量之间的近似单调关系，对于卫星星系，我们使用的是当它成为卫星星系时的次晕质量。在每个模拟中，中心星系和卫星星系的中值关系几乎是相同的，尽管卫星星系中有更大一部分是异常值。SHAM分配的质量（z=0-2），光度（z=0的R波段）或恒星形成率（z=2）相对于真实模拟值有68%的分散度为0.09-0.15 dex。当我们应用SHAM的subhalo人口的无碰撞N-体模拟与SPH运行相同的初始条件下，我们发现一般良好的协议晕占领分布和晕径向轮廓的星系样本定义的恒星质量阈值。然而，由于一小部分SPH星系在成为卫星后遭受严重的恒星质量损失，SHAM稍微过度填充高质量晕;这种效应对于风模拟更重要，它产生的星系质量更小，更脆弱。SHAM在0.1 < r < 10 Mpc/h的尺度下恢复了无风模拟中SPH星系的两点关联函数，恢复率优于10%.对于风模拟，在r > 2 Mpc/h时，一致性优于15%，但大量晕的过度填充使小尺度上的关联函数增加了约2.5倍。
2012-05-02 astro-ph.CO
Abundances, masses, and weak-lensing mass profiles of galaxy clusters as a function of richness and luminosity in LambdaCDM cosmologies
我们测试的一致性LCDM宇宙学比较预测的平均性能的星系团的观测。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙结构的形成和星系形成的半解析模型来计算的丰度，平均密度分布，和质量的星系团的丰富度和光度的函数，我们比较这些预测的观察斯隆数字巡天（SDSS）maxBCG目录中的集群。讨论了质量丰度关系中的散射、由质量丰度关系重建星系团质量函数以及对弱透镜星系团质量分布的拟合。宇宙学参数的预测的影响进行了研究，通过比较结果从银河系模型的基础上千年模拟（MS）和另一个WMAP 1模拟从WMAP 3模拟。我们发现模拟的弱透镜质量分布和观测到的SDSS maxBCG团簇的分布在形状和振幅上吻合得很好。模拟中的质量-丰度关系与观测关系接近，相差不超过30%。MS和WMAP 1模拟产生的星团丰度与观察到的相似，而WMAP 3模拟中的丰度要低2-3倍。模拟和观测之间的星系团丰度、质量和密度振幅的差异可以归因于基础宇宙学参数的差异，特别是功率谱归一化σ_8。预测和观测之间的更好的一致性应该通过归一化$0.722<sigma_8<0.9$（可能更接近上限值）来实现，即在两个模拟集的基础值之间。
2009-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-halo connection of DESI luminous red galaxies with subhalo abundance matching
本研究利用亚晕丰度和年龄分布匹配模拟DESI亮红星系，对比光学与红外选择，发现红外选择完备性更高且更优，并揭示LRG颜色与暗物质晕年龄无关联。
2023-06-23 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
Establishing HI mass v.s. stellar mass and halo mass scaling relations using an abundance matching method
本研究结合SDSS和ALFALFA数据，使用无Malmquist bias的丰度匹配方法，建立了HI质量与恒星质量及晕质量的标度关系，模型能准确重现HI质量分布。
2024-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAM-OT: Rapid Subhalo Abundance Matching with Optimal Transport
本研究证明子晕丰度匹配（SHAM）是最优传输问题的解，并提出SHAM-OT方法，通过直接求解星系与暗晕质量函数间的最优传输方案，以极低计算成本实现高效匹配，特别适用于需边缘化光度函数不确定性的贝叶斯推断。
2025-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy disc scaling relations: A tight linear galaxy -- halo connection challenges abundance matching
在$Λ$ CDM宇宙学中，一阶星系是由暗物质晕维里半径内的重子冷却而形成的。盘状星系的重子和恒星成分中所保留的质量和角动量的分数，对我们理解星系形成有很大的限制。在这项工作中，我们推导出保留在螺旋，$f_j$，全球恒星形成效率$f_M$，和渐近圆速度（$V_{\rm flat}$）的比维里速度$f_V$，和它们的散射，通过同时拟合观测到的恒星质量速度（塔利-费舍尔），大小质量，和质量角动量（瀑布）的关系恒星的组成部分。我们比较了三种模型的拟合优度：（i）$f_j$、$f_M$和$f_V$的对数随可观察到的$V_{\rm flat}$的对数线性变化;（ii）这些值随双幂律变化;（iii）这些值也随双幂律变化，但对$f_M$施加了先验，使其符合广泛使用的丰度匹配模型的预期。我们的结论是，这些馏分中的分散是特别小的（$\sim 0.07$ dex），线性模型是迄今为止统计上优选的丰度匹配先验。这表明星系形成的基本参数是质量的小散射单斜率单调函数，而不是复杂的非单调函数。这也证实了最大质量的螺旋星系应该将几乎所有与它们的晕相关的重子都变成了恒星。我们称之为失败反馈问题。
2019-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the weak lensing masses of a new sample of galaxy groups
星系群的质量对于将这些系统与暗物质晕宿主联系起来是很重要的。然而，获得准确的质量估计对于低质量星系群来说特别具有挑战性。此外，使用弱透镜估计的观测质量代理的校准主要集中在大规模集群。我们在这里提出了一个研究晕质量的星系群的样本确定根据光谱目录，跨越了很宽的质量范围。我们的分析的主要动机是评估质量估计所提供的星系群目录通过丰度匹配光度技术。我们得到总晕质量估计堆叠弱透镜分析。我们的研究允许测试的准确性，质量估计的基础上，这种技术作为一个代理的晕大集团样品的质量。透镜配置文件计算相结合的集团在不同的箱的丰度匹配的质量，丰富度和红移。拟合透镜质量与从丰度匹配获得的质量相关。然而，当考虑低质量和中等质量范围内的群体时，根据特征群体光度计算的质量往往预测比弱透镜分析确定的更高的值。如果所选的星系群有一个中心的早型星系，则在低质量范围内的一致性会提高。所提出的结果验证了使用的质量估计的基础上的丰度匹配技术，提供良好的代理晕主机质量在很宽的质量范围。
2021-04-21 astro-ph.CO
Massive star formation in Wolf-Rayet galaxies. IV: Colours, chemical composition analysis and metallicity-luminosity relations
我们对一个星暴星系样本进行了多波长分析，这些样本显示存在大量非常年轻的大质量（WR）恒星。在这里，我们提出了全球分析的光度和化学性质。我们比较光学/近红外颜色和物理性质（红化系数，等效宽度的发射和潜在的吸收线，电离度，电子密度和电子温度）和化学性质与以前的观测和星系演化模型。注意到它们的绝对B星等，其中许多不是矮星系，但它们应该处于静止阶段。我们发现，C（Hb）和Wabs的增加与金属丰度。我们检测到一个高的N/O比的对象显示出强大的WR功能。WR星的喷出物可能是这些星系中N富集的来源。我们比较了直接方法和经验校准方法得到的丰度，发现（i）Pilyugin方法是最合适的经验校准方法，（ii）Pettini和Pagel（2004）提供的氧丰度和N2或O3 N2参数之间的关系对于12+log（O/H）>8.0的对象给出了可接受的结果，和（iii）基于光电离模型的经验校准提供的结果系统地比从直接方法得到的值高0.2- 0.3dex。O和N丰度和N/O比值与光学/近红外光度有关;色散是恒星形成历史差异的结果。颜色较红的银河系往往有较高的氧和氮丰度。我们的详细分析对于理解具有强烈星暴的星系的性质，以及了解它们的恒星形成历史及其与环境的关系至关重要。
2010-04-29 astro-ph.CO
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMBER: A Semi-numerical Abundance Matching Box for the Epoch of Reionization
再电离时期的绝对匹配盒（AMBER）是一个模拟宇宙黎明的半数字代码。新算法不是基于再电离的偏移集理论，而是采用新的方法计算再电离-红移场$z_\mathrm{re}(\boldsymbol{x})$，假设遇到较高辐射强度的氢气更早被光电离。根据给定的质量加权电离分数$\bar{x}_\mathrm{i}(z)$，在匹配电离质量丰度的同时分配红移值。该代码具有独特的优势，允许用户直接指定通过红移中点$z_\mathrm{mid}$，持续时间$Δ_\mathrm{z}$，和不对称$A_\mathrm{z}$输入参数的再电离历史。再电离过程由星系形成的最小晕质量$M_\mathrm{min}$和辐射转移的辐射平均自由程$l_\mathrm{mfp}$进一步控制。我们实现了改进的方法来构建密度，速度，晕，辐射场，这是必不可少的组成部分建模再电离观测。我们比较琥珀与其他两个半数值方法，发现我们的代码更准确地再现辐射流体动力学模拟的结果。并行代码比辐射转移模拟快四个数量级，将有效地实现大体积模型，全天空模拟观测和参数空间研究。AMBER将公开提供，以促进和改变EoR的研究。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of subhalo abundance matching on galaxy photometry and selection criteria
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种将星系质量或光度分配给N体模拟中产生的晕的流行技术。该方法通过匹配星系和晕属性的累积数函数来工作，因此对这些属性的精确定义和用于定义样本的选择标准都很敏感。进一步的依赖性如下时，SHAM参数校准星系聚类，这是众所周知的强烈依赖于星系的选择方式。在本文中，我们介绍了一个新的参数化的SHAM和推导出最适合的SHAM参数作为一个函数的各种属性的选择的星系样本和光度定义，包括Sérsic与彼得罗斯星等，恒星质量与r-波段的星等和光学（SDSS）与HI（ALOFA）的选择。在每种情况下，我们计算模型的拟合优度，以测量投影的两点星系关联函数。在光学选择的样本中，我们发现强有力的证据表明，在星系晕连接的散射增加对暗淡的结束，AM表现更好的光度比恒星质量。光学和HI选择星系的SHAM参数是相互排斥的，后者表明了光环质量之外的属性的重要性。我们提供最适合的参数作为我们的每个输入选择的函数的SHAM星系晕连接，扩展域的有效性模型，同时减少潜在的系统误差在其使用。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance matching tested on small scales with galaxy dynamics
我们提出了一个全面的测试恒星和星系总质量之间的关系预测流行的模型的基础上丰度匹配（AM）技术。我们使用“室女星系团座星系团的光谱学和H波段成像”（SHIVir）调查，对190个室女星系团星系团进行光度和动力学剖面测量，以建立等照度半径$r_{23.5}$内测量的恒星质量和动力学质量之间的关系。各种暗物质和星系的尺度关系相结合的结果从NIHAO套件的流体动力学模拟重铸AM预测这些观测到的数量。我们的结果对暗物质轮廓的精确选择和晕对重子坍缩的响应是相当不敏感的。我们发现，理论模型再现的斜率和归一化的观测到的恒星晕质量关系（SHMR）超过三个数量级的恒星质量$(10^8 < M_*/M_{\odot} < 2 \times 10^{11})$。然而，所观察到的SHMR的散射超过AM预测的因子$\sim$ 5。对于恒星质量超过$5 \times 10^{10}~M_{\odot}$的系统，AM对给定的动力学质量高估了观测到的恒星质量。后一个偏移可能支持以前的迹象不同的恒星初始质量函数在这些大质量星系。总的来说，我们的研究结果支持AM预测的有效性在很宽的动态范围。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black Hole and Galaxy Coevolution from Continuity Equation and Abundance Matching
[摘要]本文采用基于连续性方程和丰度匹配技术的统计方法，研究了宇宙历史中星系和超大质量黑洞的共同演化。具体地说，我们给出了无源项的连续性方程的解析解，从活动星系核的光度函数重建了超大质量黑洞（BH）的质量函数。这种方法包括物理动机AGN光变曲线测试独立的数据集，描述了爱丁顿比和辐射效率的演变，从细长到薄盘条件。我们很好地再现BH质量函数的本地估计，AGN占空比作为质量和红移的函数，随着爱丁顿比函数和给定恒星质量的星系的分数托管AGN与给定的爱丁顿比。我们利用同样的方法来重建观测到的恒星质量函数在不同的红移从紫外和远红外光度函数与恒星形成的星系。这些结果表明，恒星和黑洞在星系中的聚集是通过原位过程发生的，至少在恒星质量< 3 × 10 ^11 M_sun和黑洞质量<10 ^9 M_sun的情况下，干合并的作用是微不足道的，在这种情况下，统计数据更安全，受系统误差的影响更小。此外，我们开发了一种改进的丰度匹配技术，链接的恒星和BH的星系的引力占主导地位的暗物质成分的内容。由此产生的关系构成了星系演化模型的测试平台，突出了恒星和活动星系核反馈在恒星形成过程中的互补作用。最后，黑洞和星系的成团性质与目前的观测结果完全一致，从而进一步验证了我们从连续性方程得到的结果。
2015-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological constraints from galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with extended SubHalo Abundance Matching
Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Facultad de Física. Universidad de Sevilla. Multidisciplinary Unit for Energy Science（塞维利亚大学物理学院能源科学多学科单元）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯科，巴斯克科学基金会）；Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学与技术研究院）；Ruhr University Bochum, Faculty of Physics and Astronomy, Astronomical Institute (AIRUB), German Centre for Cosmological Lensing（波鸿鲁尔大学物理与天文学学院天文研究所（AIRUB），德国宇宙学透镜研究中心）
本文通过联合分析星系聚类和星系-星系透镜效应，利用扩展子晕丰度匹配方法，获得宇宙学参数S8的约束，并验证了方法的有效性。
2026-03-26 astro-ph.CO
An investigation of the luminosity-metallicity relation for a large sample of low-metallicity emission-line galaxies
本文给出了16个发射线星系28个HII区的8.2mVLT光谱观测和28个发射线星系38个HII区的3.6mESO望远镜光谱观测。这些发射线星系主要是从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布6（DR 6）中选出的，作为缺金属星系的候选者。我们收集光度和高质量的光谱数据，包括新的观测恒星形成星系的大型统一样本。我们的目的是研究邻近星系的光度-金属丰度（L-Z）关系，特别是在其低金属丰度端，并与高红移星系的光度-金属丰度（L-Z）关系进行比较。从我们的新观测中，我们发现在我们样品的66个HII区域中的61个中的氧丰度范围从12+logO/H=7.05到8.22。我们的样本包括27个12+logO/H<7.6的新星系，它们符合极贫金属恒星形成星系（XBCD）的条件。其中有10个HII区，12+logO/H<7.3。新的样本与另外93个低金属量星系相结合，这些星系具有我们以前研究中精确的氧丰度测定，总共产生了154个HII区域的高质量光谱数据集。主要基于Te方法，从SDSS中编译了9000多个具有氧丰度的星系。我们的数据集跨越了8等的范围，相对于它的绝对星等SDSS g（-12>Mg>-20）和近2倍的氧丰度（7.0<12+logO/H<8.8），使我们能够探测附近宇宙的L-Z关系，直到目前研究的最低金属丰度水平。在本样品的基础上建立的L-Z关系与以前获得的发射线星系是一致的。
2009-08-18 astro-ph.CO
Physical conditions and element abundances in galaxies at redshift 0.001<z<3.4 : evolution trends
我们收集了一个红移为0.001<z<3.35的异质星系样本，目的是探索物理参数的演化和通过模拟观测光谱计算的元素丰度。计算结果表明：（1）活动星系核（AGN）和星暴（SB）星系的发射气体云在z=0.5处有一个密度宽峰，随着时间的推移，密度变小，长度变长; 2)活动星系核云发出的Ha通量在z= 0.1处有一个极大值。3)观测到的恒星温度随着时间的推移而增加，这表明在本地星系中有更年轻的恒星。4)O/H相对丰度在0.3<z<3处显示出太阳能和0.1太阳能之间的分裂。N/H也在该z范围内显示分裂，但它在z=0.1和z=0.001之间也具有宽的平坦最大值。5)在z >0.35时，活动星系核的窄线区和SB周围的区域显示出碎裂. 6)金属丰度（以O/H表示）与Ha光度（La）相关，因此与La > 10^{41} erg s^{-1}的SBs和AGN的恒星形成率有不同的趋势。对于N/H也可以看到粗略的相关性。对于低光度星系似乎没有相关性。
2013-10-21 astro-ph.CO
SHAMe-SF: Predicting the clustering of star-forming galaxies with an enhanced abundance matching model
SHAMe-SF通过将恒星形成率与暗物质晕性质直接关联，并引入反馈和气体剥离调制，成功在广泛尺度上再现恒星形成星系的红移空间成团统计量，为巡天数据解释和宇宙学参数约束提供了新工具。
2024-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance matching with the mean star formation rate: there is no missing satellites problem in the Milky Way above $\mathbf{M_{200} \sim 10^9\,{\rm \bf M}_\odot}$
我们介绍了一种新的丰度匹配技术，产生一个更准确的估计的前落晕质量，$M_{200}$，卫星星系。为了实现这一点，我们丰度匹配的平均恒星形成率，平均在一个星系形成恒星的时间，$\langle {\rm SFR}\rangle$，而不是恒星质量，$M_*$。利用Sloan数字巡天、GAMA巡天和Bolshoi模拟的数据，我们得到了$Λ{\rm CDM}$中的统计$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系。然后，我们比较了前落晕质量，$M^{\rm abund}_{200}$，从这个关系与前落动力学质量，$M^{\rm dyn}_{200}$，为21个附近的dSph和dIrr星系，发现两者之间有很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用我们的新的$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系经验测量的累积质量函数的体积完整的样本明亮的银河系卫星在280千秒差距的银河系中心。比较这与一套宇宙学的“变焦”模拟银河系质量晕，占银河系盘的subhalo耗尽，我们发现没有丢失的卫星问题以上$M_{200} \sim 10^9\,{\rm M}_\odot$在银河系。我们将讨论如何将这种经验方法应用于附近的螺旋星系的更大的样本。
2019-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Consistent and simultaneous modelling of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with Subhalo Abundance Matching
星系的空间分布和它们的引力透镜信号为星系形成物理学和宇宙学提供了补充的检验。然而，它们的协同作用只能充分利用，如果这两个探针建模准确和一致。在本文中，我们证明，这可以实现使用扩展的Subhalo Absolute匹配，被称为SHAMe。具体来说，我们使用模拟目录建立从TNG 300流体动力学模拟表明，SHAMe可以同时模拟多极的红移空间星系关联函数和星系星系透镜，没有明显的偏差内的统计抽样不确定性的SDSS体积和尺度r =[0.6 - 30] Mpc/h。用重子化方案模拟星系-星系透镜效应中的重子过程，使SHAMe的有效性范围扩展到r =[0.1 - 30] Mpc/h。值得注意的是，我们的模型达到了这个精度水平，只有五个自由参数超出那些描述重子化模型。在固定的宇宙学，我们发现，星系星系透镜提供了一个一般的一致性测试，但除了编码在红移空间多极星系建模参数的额外信息很少。然而，如果只有投影关联函数可用，就像只有光度红移的巡天一样，它确实改善了约束。我们希望SHAMe在更广泛的尺度上比传统的方法（如Halo Occupation Distribution modeling）具有更高的保真度。因此，它应该为分析下一代大规模调查提供一个更强大和更可靠的工具。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
SCORCH I: The Galaxy-Halo Connection in the First Billion Years
SCORCH（Simulations and Constructions of the Reionization of Cosmic Hydrogen）是一个研究再电离时代（EoR）的新项目。在这第一篇论文中，我们探测观测到的高红移星系和模拟暗物质晕之间的联系，以更好地了解电离辐射的主要来源的丰度和演变。高分辨率的N体模拟运行量化的丰富的暗物质晕的质量$M$，吸积率$\dot{M}$，和红移$z$的函数。一个新的适合晕质量函数$dn/dM$是$\approx 20\%$更准确的高质量端，明亮的星系预计居住。本文提出了一种新的方法，用晕质量函数拟合晕吸积速率函数$dn/d\dot{M}$。对观测星系光度函数的绝对匹配被用来估计光度-质量关系和光度-吸积率关系。恒星形成效率与$M$和$\dot{M}$都不是单调的，而是在特征质量$\sim 2 \times 10^{11}\ M_\odot$和特征吸积率$\sim 6 \times 10^2\ M_\odot/{\rm yr}$为$z \approx 6$时达到最大值。我们发现了一个普遍的EoR光度吸积率关系，并构建了一个星系光度函数的基准模型。Schechter参数的演变使得在较高的红移下，$ϕ_\star$减小，$M_\star$更正（更暗），而$α$更负（更陡）。我们预测即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜，并表明，与表观星等限制$m_…
2015-10-29 astro-ph.CO
Constructing mock catalogues for the REFLEX II galaxy cluster sample
我们描述了一套星系团模拟目录的N体模拟的基础上，新的ROSAT-ESO通量限制X射线（REFLEX II）星系团目录的属性。我们的程序是基于测量的集群丰度，并涉及到校准的基本标度关系连接的质量的暗物质晕的集群X射线光度确定的\emph{ROSAT}能带$0.1-2.4$千电子伏。为了重现REFLEX II X射线光度函数（$0.01<L_{X}/(10^{44}{\rm erg}\,{\rm s}^{-1}h^{-2})<10$）探测的光度范围内的观测丰度，需要偏离简单幂律的质量- X射线光度关系。我们讨论的依赖性的校准的比例关系的X射线光度和晕质量的定义和分析的一个和两个点的统计特性的模拟目录。我们的一组模拟目录提供了自校准的星系团的标度关系的样本，以及通量限制调查的固有属性。这使它们成为一个有用的工具，以探索不同的系统性影响和统计方法，在约束天体物理和宇宙学信息，从现在和未来的星系团调查。
2012-07-09 astro-ph.CO
Consistent clustering and lensing of SDSS-III BOSS galaxies with an extended abundance matching formalism
本文提出扩展丰度匹配方法SHAMe，成功解决了SDSS-III BOSS星系聚类与星系-星系透镜效应之间的“透镜效应偏低问题”，并在Planck和Low S8两种宇宙学下均与观测高度一致，表明该问题源于先前理论模型的过度简化。
2023-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The challenge of simultaneously matching the observed diversity of chemical abundance patterns in cosmological hydrodynamical simulations
随着大型光谱测量的出现，银河系（MW）中高质量的化学动力学数据的数量大大增加。准确和正确地捕捉和解释高质量观测数据中的详细特征对于最先进的数值模式来说是非常困难的。为了跟上观测数据集的数量和质量，需要将改进的银河系化学演化处方纳入模拟。在这里，我们提出了一个新的，灵活的，时间分辨的化学富集模型的宇宙学模拟。我们的模型可以很容易地改变一些恒星物理参数，如初始质量函数（IMF）的形状，恒星寿命，化学产率或SN Ia延迟时间。我们将我们的模型实现到Gasoline 2代码中，并进行了一系列宇宙学模拟，改变了许多关键参数，最重要的是评估文献中大质量恒星的不同恒星产额集。我们发现，总金属丰度，总铁丰度和气相氧丰度是强大的预测，从不同的产额集，并与观测关系。另一方面，个别元素的丰度，特别是$α$ -元素显示出显着差异，在不同的产量集，我们的模型不能同时匹配的限制，矮人和MW质量尺度。这提供了一种独特的方法来观测约束模型参数。对于MW质量星系，我们发现大多数产量表测试在这项工作中的双峰性的$[α$ /Fe]与[Fe/H]平面的相当低的内在散射可能在张力与观察到的丰度散射。
2021-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Subhalo abundance matching and assembly bias in the EAGLE simulation
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种在数值模拟中将星系与暗物质结构联系起来的常用方法。SHAM的预测与观测结果非常吻合，但仍然缺乏强有力的理论支持。我们使用EAGLE项目模拟来检查SHAM的性能、实施和假设。我们发现，$V_{\rm relax}$，最高值的圆速度达到了一个subhalo，而它满足一个松弛准则，是subhalo属性，最强烈的相关性与星系恒星质量（$M_{\rm star}$）。使用这个参数在SHAM中，我们检索EAGLE的真实空间聚类在我们的统计不确定性的尺度大于$2$ Mpc的星系与$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<10.77$。相反地，对于具有$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<9.77$的星系，在低于$2$ Mpc的尺度上，$30\%$高估了聚类，因为与EAGLE相比，SHAM稍微高估了大质量晕中卫星的比例。在红移空间中，这种一致性甚至更好，其中聚类恢复到我们对所有质量和分离的统计不确定性范围内。此外，我们分析了星系团的依赖性以外的性质晕质量，即组装偏差。我们证明了装配偏差改变了$20\%$在EAGLE中的聚类，并且$V_{\rm relax}$将其效应捕获到$15\%$内。我们将集群中的微小差异追溯到通常实施的SHAM失败，即分配给子晕的$M_{\rm star}$不取决于i）其…
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutral carbon in diffuse interstellar medium: abundance matching with H2 for DLAs at high redshifts
该研究利用化学与热平衡模型分析弥散冷中性介质中CI/H₂丰度比的影响因素，重现了高红移DLAs的观测结果，并估算出相关介质参数，证明估算结果对几何与辐射源假设具有稳健性。
2024-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching JWST UV Luminosity Functions with Refined $Λ$CDM Halo Models
K.N. Toosi University of Technology（K.N.图西理工大学）；Universita di Catania（卡塔尼亚大学）
研究通过改进的ΛCDM暗物质晕模型解释JWST观测到的高红移紫外亮度函数异常，发现传统模型需过高恒星形成效率，而改进模型能更准确地模拟早期结构形成。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
On the mass mismatch between simulations and weak-lensing measurements
最近发现的星系质量测量之间的差异弱透镜和预测的丰度匹配问题我们的宇宙学的理解，或星系晕的连接，或两者兼而有之。我们重新审视了这种紧张局势，考虑，作为模型，不同的宇宙学模拟的插图套件。我们产生了多余的配置文件$RΔΣ$在不同的红移在Illustris-1和IllustrisTNG（TNG 100和TNG 300）模拟的次晕快照，使直接比较弱透镜测量。我们分开的恒星，暗物质和气体的个人贡献内$\approx1$ Mpc（共动长度），超过相关的两个晕项占主导地位。测量值和预测值之间的不匹配比以前的研究更严重：来自IllustrisTNG的$RΔΣ$曲线比测量值高$\approx2$倍。与丰度匹配的结果相反，随着红移的增加，失配几乎没有变化。在以单晕项为主的尺度上，气体对$RΔΣ$剖面的贡献为$5-10\%$。不同的程序连接恒星和晕质量（丰度匹配，宇宙学模拟）仍然显着不一致与弱透镜测量，但它们的趋势是不同的。因此，通过丰度匹配论证所主张的宇宙学参数的变化可能无法解决这种紧张关系。此外，目前在模拟中选择孤立大质量星系的标准容易受到分辨率问题的影响，并且可能不符合观测标准。气体的贡献是不可忽略的（目前占次要地位），即使解决了恒星和晕质量的主要差异，它将是LSST时代系统学的一个可观的来源，当$RΔΣ$配置文件的不确定性预计将小$\approx10$倍。
2019-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
UV Luminosity Functions from HST and JWST: A Possible Resolution to the High-Redshift Galaxy Abundance Puzzle and Implications for Cosmic Strings
McGill University（麦吉尔大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Center for Theoretical Physics, A Leinweber Institute, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院莱因韦伯理论物理中心）
研究利用半解析代码Zeus21整合宇宙弦来预测紫外光度函数，探讨恒星形成天体物理学与宇宙弦现象学参数简并，发现宇宙弦可解释高红移星系丰度，还给出弦张力新上限。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Elemental gas-phase abundances of intermediate redshift type Ia supernova star-forming host galaxies
Ia型超新星（SNe Ia）的最大光度取决于它们爆炸所在的宿主星系区域的氧丰度。这种金属丰度的依赖性减少了哈勃图（HD）中的色散时，包括与传统的双参数校准的超新星Ia光变曲线（LC）参数和绝对星等。在这项工作中，我们使用经验校准仔细估计的星系托管SNe Ia从SDSS-II/SNe调查在中等红移的氧丰度，通过测量它们的发射线强度。我们还推导出电子温度的直接方法的一小部分对象的一致性。我们发现，对于最大质量的星系，随着红移的增加，氧丰度有减少的趋势。此外，我们研究了HD残差（HR）与星系氧丰度的依赖关系，获得了与其他工作中发现的相关性。特别地，HR对氧丰度显示-0.186 $\pm$ 0.123 mag dex $^{-1}$（1.52 $σ$）的斜率，与理论预期良好一致。这意味着较小的距离modulii后，在富含金属的星系SNe Ia校正。根据我们以前的结果，本地超新星Ia，我们建议这种依赖是由于较低的光度的超新星Ia产生在更富金属的环境。
2018-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring dark matter halo properties for HI-selected galaxies
本文结合ALFALFA的HI运动学建模与SDSS的逆子晕丰度匹配，约束约22,000个星系的暗物质晕性质，发现两种方法总体一致，且结合后对NFW轮廓的约束平均提升40%，并构建了略浅于丰度匹配预期的重子质量—晕质量关系。
2023-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling CO Line Luminosity Using FIRE Simulations: I. Methodology and Validation of Molecular Gas and CO Abundance
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；University of Toronto Physics Department McLennan Physical Laboratories（多伦多大学麦克伦纳物理实验室）；Cornell University（康奈尔大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
本研究基于FIRE-2模拟构建后处理管道预测星系CO相关物理量，经观测验证其方法学，为线强度映射mock的CO响应函数研究奠定基础。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Warm Dark Matter Particle Mass through Ultra-Deep UV Luminosity Functions at z=2
计算了不同暖暗物质（WDM）粒子质量mX值下星系暗物质晕的质量函数，并将其与目前在红移z~2处由最深紫外光度函数导出的超暗星系丰度进行了比较。这样的观测所达到的星等极限M_UV=-13，使我们能够探测WDM质量函数的尺度接近或小于半质量模质量尺度~10^9 M_sun。这使得一个有效的歧视之间的预测不同的m_X的结果是独立的恒星形成效率通过关联所观察到的紫外光度的星系相应的暗物质质量。考虑到星系晕质量函数中存在的理论不确定性，我们采用保守的方法，导出了热遗迹WDM粒子质量与最暗星系丰度比较的稳健极限mX> 1.8keV，与观测光度函数的Schechter拟合比较的稳健极限mX> 1.5keV。不育中微子的相应下限取决于产生机制的模型;例如，m_sterile > 4 keV适用于Shi-Fuller机制。讨论了观测不确定性对mX上界的影响。作为与HST Frontier Field观测结果比较的基准，我们对不同的mX值和恒星形成效率，给出了MUV =-13的暗星系丰度的预测，有效值可达z~4。
2016-01-08 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The iron and oxygen content of LMC Classical Cepheids and its implications for the Extragalactic Distance Scale and Hubble constant
经典造父变星是主要的距离指标，也是确定当今哈勃常数Ho的关键垫脚石，其精度和准确度要求限制与LCDM和谐宇宙模型的明显偏差。我们已经测量了89个造父变星的铁和氧的丰度在LMC，当地距离尺度的锚之一，翻两番之前的样本，包括68的70个造父变星用于约束Ho的SH 0 ES程序。我们的目标是限制造父变星光度的程度是由他们的化学成分的影响，一个重要的贡献者的不确定性确定的Ho本身和一个关键因素的内部一致性的距离阶梯。我们从基于吸收线等效宽度的自洽光谱分析中导出了恒星参数和丰度。LMC造父变星的[Fe/H]分布是单高斯分布，平均值为-0.4079+-0.003 dex（0.1 dex系统不确定度），σ为0.076+-0.003 dex。后者是完全兼容的测量误差，并支持在近红外HST LMC周期光度关系中看到的0.069等的低色散。丰度的均匀性有一个重要的结果，即LMC造父变星本身不能对造父变星周期-光度关系对任何波长的化学成分的依赖性提供任何有意义的约束。这修正了先前基于22颗LMC造父变星的小样本的说法，即组成和近红外光度之间几乎没有依赖性（或不确定性），这一结论将产生距离阶梯的锚点之间的冲突。LMC造父变星群的化学均匀性使其成为校准更贫金属的SMC和富金属的银河系与NGC 4258之间的金属丰度依赖性的理想环境。
2021-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the effect of rotation on populations of classical Cepheids I. Predictions at solar metallicity
[摘要]我们的目标是从进化的角度提高对造父变星的理解，并建立造父变星范式中旋转的作用。特别是，我们感兴趣的是旋转的造父变星质量的问题的贡献，并探讨可检验的预测量，可以面对的意见。演化模型，包括一个均匀的和自洽的旋转治疗过程中的经典不稳定带（IS）的交叉点进行了详细研究。研究了几个参数对初始旋转的依赖关系。这些参数包括质量、光度、温度、寿命、赤道速度、表面丰度和周期变化率。获得了几个关键结果：i）质量-光度（M-L）关系依赖于旋转，特别是在蓝环阶段; ii）亮度增加之间的交叉点的IS。因此，造父变星的M-L关系在固定的初始旋转速率取决于交叉数（更快的旋转产生更大的亮度差异之间的交叉）; iii）造父变星的质量差异问题消失时，旋转和交叉数被考虑在内，而不需要高核心过冲值或增强质量损失; iv）旋转创建分散周围的平均参数预测在固定的质量和金属丰度。这对周期光度关系特别重要，因为旋转是内在色散的来源; v）增强的表面丰度不能明确区分占据赫兹施普龙间隙的造父变星和蓝色环上的造父变星（在疏浚后），因为旋转混合可导致主层序（MS）丰度显著增加; vi）旋转模型预测造父变星的年龄比非旋转模型更大，因为MS的寿命更长。自转对造父变星的演化有着重要的影响，在造父变星的研究中不应再被忽视。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
