Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeking Observable Imprints of Small-Scale Structure on the Properties of Dark Matter Haloes
冷暗物质（CDM）宇宙结构形成模型的特征性预测是宇宙应该包含丰富的小尺度结构--低质量暗物质晕和亚晕。然而，星系形成在它们的浅势阱中是低效的，因此我们预计这些低质量的晕和亚晕是黑暗的。我们能否区分一个存在低质量晕但黑暗的宇宙和一个从未形成过低质量晕的宇宙，从而为CDM模型提供一个可靠的测试？我们解决这个问题，使用宇宙学模拟来研究如何低质量的晕，有可能获得的观测，如它们的空间聚类，吸积和合并到大规模星系和大规模星系的角动量内容的速率，不同的LCDM模型和暗物质模型，其中低质量的晕形成被抑制。采用有效截止质量尺度M_cut，在初始条件下，小尺度能量被抑制，我们研究了M_cut在5e 9 Msol/h和1 e11 Msol/h之间变化的暗物质模型，相当于矮星系和低质量星系的宿主晕。我们的研究结果表明，无论是星系质量的主星系周围的低质量晕的集群强度和它们与这些主星系合并的速度是敏感的假设值的M_cut;相反，抑制低质量晕的形成对星系质量晕的角动量含量的影响很小-它是一个晕的组装历史的平静或暴力，有一个更显着的效果。然而，我们预计，测量对空间聚集或合并率的影响对于M_cut的实际值可能在观测上是困难的，因此分离这种小尺度结构的影响似乎非常难以检测，至少在当今的宇宙中。
2013-09-06 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
Identifying Dark Matter Haloes by the Caustic Boundary
暗物质密度在焦散面处形式上是无限的，在焦散面处，暗物质片在相空间中折叠。焦散将具有不同数量的流的多流区域分开。体积元素在通过苛性阶段时，通过将内翻到外面来改变奇偶性。作为零测量结构，通过物质密度场识别焦散线通常仅限于细粒度模拟。相反，可以采用通用的纯几何算法来通过使用拉格朗日子流形x（q，t）的三角测量来直接识别焦散线，其中x和q是在N体模拟中获得的欧拉坐标和拉格朗日坐标。焦散曲面由一组三角形近似，其顶点是模拟中的粒子。证明了通过构造暗物质晕的最底凸焦散来寻找暗物质晕是完全可行的。既不需要关于边界几何形状的更具体的假设，也不需要特别的参数。在我们的理想化的，但不寻常的通用模拟晕边界既不是球形也不是椭球形，而是显着不对称。通过对单个粒子和整个晕的动能和势能的分析，以及对二维相空间的研究，表明晕是受引力束缚的。
2020-05-27 astro-ph.CO
The clustering and bias of radio-selected AGN and star-forming galaxies in the COSMOS field
星系所处的暗物质晕很可能对它们的演化产生重大影响。我们调查暗物质晕和它们的组成星系之间的联系，通过测量射电源的角两点相关函数，使用最近发布的3 GHz的成像超过$\sim 2 \ \mathrm{deg}^2$的COSMOS领域。我们将射电源群分为恒星形成星系（SFG）和活动星系核（AGN），并进一步将活动星系核分为辐射效率高和效率低的吸积体。限制我们的分析$z<1$，我们发现SFG有一个偏见，$b = 1.5 ^{+0.1}_{-0.2}$，在$z=0.62$的中位红移。另一方面，活动星系核与中位红移为0.7的$b = 2.1\pm 0.2$明显更强地成簇。这支持了活动星系核由比SFG更大质量的晕承载的观点。在相同的红移（$b = 2.9 \pm 0.3$）下，低吸积率活动星系核比高吸积率活动星系核（$b = 1.8^{+0.4}_{-0.5}$）更加聚集，表明低吸积率活动星系核存在于更高质量的晕中。这支持了先前的证据，即居住在最大质量晕中的相对较热的气体无法轻易地被中心活动星系核吸积，导致它们效率低下。我们还发现证据表明，低吸积率活动星系核似乎居住在晕质量的$M_{h} \sim 3-4 \times 10^{13}h^{-1}$ M $_{\odot}$在所有的红移。另一方面，有效吸积物在低红移时存在于$M_{h} \sim 1-2 \times 10^{13}h^{-1}$…
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Gravitational Lensing Flexions in Abell 1689 Using an Analytic Image Model
测量星系团晕中暗物质的亚结构是对Lambda CDM结构形成模型的一个基本探索。引力透镜是一种测量总质量分布的技术，它与引力物质的性质无关，使其成为研究这些以暗物质为主的物体的重要工具。我们提出了一种新的方法来测量弱引力透镜弯曲，透镜剪切场的梯度，测量小角度尺度上的质量分布。虽然以前公布的测量弯曲的方法专注于测量透镜图像的衍生属性，如shapelet系数或表面亮度矩，但我们的方法将质量片变换不变的分析图像模型（AIM）拟合到每个星系图像。这个简单的参数模型跟踪透镜图像等照度线的失真并约束屈曲场。我们测试的AIM方法使用模拟数据图像与现实的噪声和各种unlensed图像属性，并表明它成功地再现了输入屈曲领域。我们还将AIM方法应用于Abell 1689的哈勃空间望远镜观测，并利用AIM方法测量的弯曲度探测了星团中的质量结构。
2012-05-16 astro-ph.CO
Virial Sequences for Thick Discs and Haloes: Flattening and Global Anisotropy
维里定理规定了球形和扁平暗晕中示踪剂种群的全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比。这给出了在全球各向异性和平坦化平面中的物理模型序列。示踪剂可以有任何密度，虽然有特别简单的结果幂律和指数。我们证明了压扁定理：对于轴比为g的暗密度势中轴比为q的球形分层示踪剂密度，全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比仅取决于q/g。由于银河系的星晕密度和速度色散是可观测的，这为测量暗物质的扁平度提供了一种新的方法。如果局部晕次矮星的运动学是有代表性的，那么银河系的暗晕是扁圆的，具有g ~ 0.85的平坦势，对应于~ 0.7的暗物质密度的平坦。幂律布居的分数压力过剩大致与椭圆率和下降指数成比例。在相同的压力过剩下，如果一个恒星星族的密度分布比另一个恒星族的密度分布下降得更快，那么它一定更圆。这意味着，Alberlo等人（2007）声称的银河系的双晕结构，一个更平坦的内晕和一个更圆的外晕，与维里定理不一致。对于厚盘，我们提供了公式的维里序列的双指数盘的对数和Navarro-Frenk-White（NFW）晕。有很好的匹配的厚盘的扁平和各向异性的观测数据，如果薄盘是指数的短scalelength ~ 2.6 kpc和归一化的56太阳质量每平方秒差距，加上对数的黑暗晕。
2012-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Census of Stellar Mass in 10 Massive Haloes at z~1 from the GCLASS Survey
我们研究了红移0.86<z<1.34范围内大质量晕的恒星质量含量，测量了：（1）中心星系的恒星质量与总动力学晕质量的关系。(2)恒星总质量（包括卫星）与总晕质量。(3)系综晕的径向恒星质量和数密度分布。我们使用KS波段选定的目录中的10个集群的双子座星系团天体物理学光谱调查（GCLASS），光度红移和恒星质量测量11波段SED拟合。结合光度星表和GCLASS的深光谱成分，我们校正了星团星系样本的闯入者。我们还进行了星系团的动力学分析，估计晕质量M200为每个集群的基础上测量其速度色散。(1)我们发现，中央星系恒星质量分数减少总晕质量，这是在合理的定量协议与测量丰度匹配研究在z~1。(2)这些系统的总恒星质量分数随着晕质量的增加而减少，这表明低质量系统在将重子转化为恒星方面更有效。我们发现总恒星质量是一个很好的代理总晕质量，一个小的内在散射。当我们将这些结果与文献测量结果进行比较时，我们发现在0<z<1的范围内，固定晕质量的恒星质量分数没有明显的演化。(3)我们测量到一个相对较高的NFW浓度参数c ~ 7，用于描述这些星团中的恒星质量分布。一个简单的模型表明，GCLASS的恒星质量含量可以在较低的红移观察到的典型分布演变，如果集群主要吸积恒星质量到外围。[删节]
2013-12-03 astro-ph.CO
Constraints on the shapes of galaxy dark matter haloes from weak gravitational lensing
利用第二次红序星系团巡天（RCS 2）中星系周围弱引力透镜信号的各向异性测量，研究了星系暗物质晕的形状。我们确定了三个透镜样本维里半径内的平均剪切各向异性：所有星系19<m_r '<21.5，以及“红”和“蓝”样本，其透镜信号分别由大质量低红移早型和晚型星系主导。为了研究透镜信号的环境依赖性，我们将每个透镜样本分成孤立和聚类部分，并分别进行分析。我们还测量了透镜样品周围物理关联星系分布的方位角依赖性。我们发现，这些卫星优先居住在透镜的主轴附近，并限制透镜的主轴和卫星的平均位置之间的角度<theta>=43.7度+/- 0.3度的“所有”透镜，<theta>=41.7度+/- 0.5度的“红色”透镜<theta>和=42.0度+/- 1.4度的“蓝色”透镜。对于“所有”样本，我们发现星系质量互相关联函数的各向<f-f_45>异性=0.23 +/- 0.12，为平均星系嵌入三轴暗物质晕中并优先与之对齐的观点提供了弱支持。假设椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓，我们发现暗物质晕的椭圆率与星系的椭圆率之比f_h=e_h/e_g=1.50+1.03-1.01，当透镜的平均椭圆率为0.25时，如果晕与透镜完全对准，则对应于投影晕的椭圆率e_h=0.38+0.26-0.25。对于“全部”样本的孤立星系，平均剪切各向异性增加到<f-f_45>=0.51+0.26-0.25和f…
2012-06-19 astro-ph.CO
Measuring the BAO peak position with different galaxy selections
我们调查，如果一个固定的目标数密度和红移，有一个最佳的方式来选择一个星系样本，以测量的重子声学振荡（BAO）的规模，这是用来作为一个标准的标尺，以限制宇宙膨胀。利用Smith等人在千禧年XXL N体模拟中建立的模拟星系目录，并基于晕占据分布模型将星系分配给暗物质晕，我们考虑了由光度、颜色和局部密度选择的星系的聚类。我们评估如何以及BAO规模可以通过拟合模板的功率谱测量每个样本提取。我们发现，BAO的峰值位置恢复同样好定义的亮度或颜色的样品，而有一个偏差的BAO规模恢复定义的密度的样品。的BAO位置收缩到较小的规模的致密星系四分位数和扩大到大规模的两个最不致密的星系四分位数。对于固定的星系数密度，密度选择的样本在恢复的BAO尺度中比亮度或颜色选择的样本具有更高的不确定性。
2019-12-02 astro-ph.CO
The impact of the observed baryon distribution in haloes on the total matter power spectrum
即将到来的弱引力透镜调查的解释关键取决于我们的理解尺度$k < 10 h/\mathrm{Mpc}$，重子过程是重要的物质功率谱。我们研究星系形成过程的影响，使用晕模型，将恒星和气体的暗物质分布分开。我们使用的经验约束，从X射线观测（热气体）和晕职业分布模型（恒星）的重子。由于X射线观测通常不能测量$r_\mathrm{500c}$以外的热气体含量，我们改变了超过这个半径的气体密度分布。与仅含暗物质的模型相比，我们发现了$1 \%$（$5 \%$）在尺度$0.2-1 h/\mathrm{Mpc}$（$0.5-2h/\mathrm{Mpc}$）上的总功率抑制，其中较低的重子分数导致较强的抑制。我们表明，集团的星系（$10^{13} < m_\mathrm{500c} / (\mathrm{M_\odot}/h) < 10^{14}$）占主导地位的总功率在所有尺度$k \lesssim 10 h/\mathrm{Mpc}$。我们发现，$30 \%$的晕质量偏差（类似于流体静力平衡假设的预期）导致在$k = 1 h/\mathrm{Mpc}$的$4 \%$的功率抑制被低估，说明了测量准确的晕质量的重要性。相反的工作基于流体动力学模拟，我们的结论，重子效应不能再被忽略不计是不受不确定性与我们的反馈过程的理解不佳。在观测上，探测组和簇的外围将为$k \lesssim 1 h/\mathrm{…
2019-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass accretion rate of galaxy clusters: a measurable quantity
我们有兴趣从观测的角度研究星系团的非线性尺度结构的增长：我们探讨了从其质量分布超过维里半径测量星系团的质量吸积率的可能性。我们从球壳的质量导出吸积率，球壳的下落速度是从$N$ -体模拟中提取的。在红移范围$z=[0,2]$，我们的处方返回一个平均质量吸积率内$20-40 \%$的平均速率来自合并树的暗物质晕提取$N$体模拟。我们的结果表明，测量一个星系团样本的平均质量吸积率是可行的，从而为宇宙学和结构形成模型提供了一个新的潜在的观测检验。
2016-05-24 astro-ph.CO
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the Dark Matter Halo Mass of X-ray AGN at z~1 using photometric redshifts
利用AEGIS、COSMOS和ECDFS巡天的观测数据，通过与星系的交叉关联函数，推断了中等亮度[LX（2-10 keV）= 42.9 erg s-1] X射线活动星系核在z~1处的偏差和暗物质晕质量。在对比标准的交叉关联函数估计，我们提出了一种方法，只需要光谱的活动星系核和光度红移概率分布函数的星系，以确定投影的真实空间活动星系核/星系交叉关联函数。在AEGIS、COSMOS和ECDFS联合观测场中，对活动星系核X射线的暗物质晕质量的估计值为~ 13 h-1 M_solar，与以前在类似红移和光度范围内的研究结果一致。从样品中去除5%的活动星系核与X射线选择的集团的结果减少约0.5德克斯在推断活动星系核暗物质晕质量。活动星系核在暗物质晕质量中的分布因此是偏斜的，大部分人口生活在中等质量的晕中。这一结果有利于冷气体吸积作为大部分X射线活动星系核的超大质量黑洞生长的主要通道。
2012-12-20 astro-ph.CO
Measuring neutrino mass and asymmetry with matter pairwise velocities
本文利用含中微子的N体模拟，研究中微子质量与不对称性对物质成对速度的影响，发现不同尺度下两种效应分别主导，并给出拟合公式以区分二者。
2025-08-27 astro-ph.CO
Formation of elongated galaxies with low masses at high redshift
我们报告了在$z\simeq2$的宇宙学模拟中细长（三轴或长轴）星系的识别。这些都是低质量星系（$M_s \le 10^{9.5} \ M_\odot$），居住在暗物质（DM）晕与强烈拉长的内部部分，一个共同的特点，高红移DM晕在$Λ$ CDM宇宙学。反馈减缓了这些晕中心恒星的形成，因此，一个占主导地位的和扁长的DM分布产生了沿DM主轴拉长的星系。随着星系的恒星质量增长，恒星在星系半质量半径内占主导地位，使恒星和DM更圆，更扁。一个大的人口拉长星系产生一个非常不对称的分布投影轴比，在高z星系的调查观察。这表明大多数高红移的星系不是圆盘或球状体，而是具有拉长形态的星系。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of dark matter type by X-ray sources statistics
目前的宇宙学模型包括冷暗物质，它由大量的非相对论性粒子组成。也有一些观测和理论证据证明温暖的暗物质。通过测量星系团的密度分布和精确计数矮星系，可以检验暖DM的存在。在这项工作中，我认为DM晕是很好的跟踪X射线气体在集群，集团，对，甚至单星系。用XMM-牛顿观测到的5021个X射线发射星系的Xgal样本检验了DM的类型。并对该样本的选择偏倚进行了分析。
2014-10-11 astro-ph.CO
The MeSsI (Merging Systems Identification) Algorithm & Catalogue
星系的合并提供了观测证据，证明了暗物质的存在及其性质的限制。因此，合并系统的统计均匀样本将是一个强有力的工具，为一些研究。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，合并系统的识别和它的应用星系红移调查的结果。我们使用模拟目录的星系系统，确定使用传统的FoF算法，经历了一个重大的合并，其合并树所示的起点。在这个训练样本中应用机器学习技术，并使用从星系成员的可观测属性计算出的几个特征，可以选择具有高概率的星系群，它们经历了一次重大合并。接下来，我们应用聚类技术的星系成员，以重建在这种合并所涉及的晕的属性。这种方法提供了一个高度可靠的样品合并系统具有低污染和精确的恢复性能。我们将我们的技术应用于从SDSS-DR 7，WINGS和HeCS获得的星系系统的样本。我们的研究结果恢复以前已知的合并系统，并提供了几个新的候选人。我们提出了它的测量特性，并讨论了未来的分析当前和即将到来的样品。
2015-12-31 astro-ph.CO
Precise Identifications of Submillimeter Galaxies: Measuring the History of Massive Star-Forming Galaxies to z>5
我们进行了非常敏感的亚毫米阵列（SMA）340 GHz（860微米）连续成像的完整样本的SCUBA 850微米源（>4西格玛）与通量>3毫焦耳在GOODS-N。使用这些数据和新的SCUBA-2数据，我们没有检测到4的16个SCUBA源，我们排除了原来的SCUBA通量在4西格玛水平。另外三个解析成多个较暗的SMA星系，这表明我们对最明亮的高红移尘埃星系的理解可能不像我们想象的那么可靠。16个独立SMA源中的10个具有光谱红移（光学/红外或CO）至z=5.18。使用一个新的，超深20厘米的图像获得的卡尔G。Jansky甚大阵列（rms为2.5 microJy），我们发现所有16个SMA源都在>5 sigma处被检测到。使用Herschel远红外（FIR）数据，我们表明，五个孤立的SMA源与Herschel检测很好地描述了在FIR的Arp 220光谱能量分布模板。他们也密切遵守当地的FIR无线电相关性，结果不受无线电偏见。我们计算的贡献，从16 SMA源的通用恒星形成率（SFR）每共动体积。在每年700-5000太阳质量范围内的单个SFR，它们贡献了从z=1到至少z=5的反射校正的紫外选择SFR密度的约30%。由于某些亚毫米星系的紫外线极微弱，因此从修正的紫外线种群和亚毫米星系种群确定的恒星形成历史只有部分重叠。
2013-01-07 astro-ph.CO
On the unique evolutionary mechanisms of massive quiescent galaxies in the epoch of reionisation
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；JWST Australia Data Centre [JADC], Swinburne Advanced Manufacturing and Design Centre [AMDC]（JWST澳大利亚数据中心，斯威本先进制造与设计中心）
研究再电离时期高质量静止星系的演化历史，发现抑制反馈机制下星系快速形成并持续增长，为未来观测和模拟研究提供指导。
2026-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are the 2dFGRS superstructures a problem for hierarchical models?
我们引入了一个客观的方法来评估发现极端事件的概率分布的冷暗物质，如空洞，超密度或非常高的质量晕。我们的方法使用一个N体模拟的层次聚类的暗物质，以找到极端的结构。极端事件的频率，在我们的例子中，细胞或平滑体积与最高计数的集群质量暗物质晕，是很好地描述了一个Gumbel分布。然后，这种分布可以用来预测发现更多极端事件的概率，否则需要更大的模拟集合来量化。我们使用我们的技术来评估发现大质量星系团或超星系团集中的机会，就像在两度视场星系红移巡天（2dFGRS）中发现的两个，使用细胞计数分析。Gumbel分布给出了一个很好的描述极端细胞计数的分布在两个大的合奏模拟涵盖不同的宇宙学，也当测量在实空间和红移空间的集群。我们在模拟中发现了类似于2dFGRS中发现的结构的例子。在等于2dFGRS的体积中发现这种结构的机会约为2%。
2011-04-20 astro-ph.CO
Measuring the Ultimate Mass of Galaxy Clusters: Redshifts and Mass Profiles from the Hectospec Cluster Survey (HeCS)
在$Λ$ CDM宇宙中，星系团的下落区是最大的引力束缚结构。测量落入区域的星团质量分布提供了对这些晕的最终质量的估计。我们使用焦散线技术测量星系团的质量分布从星系红移获得的Hectospec集群调查（HeCS），广泛的光谱调查的星系团与MMT/Hectospec。我们调查了58个集群选择的X射线通量在0.1 $<$ $z$ $<$ 0.3。巡天包含21，314个单一的MMT/Hectospec星系红移，其中10，275个星系是星系团成员。对于每个星系团，我们获得了$\sim 200$星系团成员和相当数量的前景/背景星系的高信噪比光谱。星系团成员描绘出星系团周围的坠落模式。成员定义了一个非常窄的红色序列。速度色散随半径下降，我们证明了速度色散的测定是不敏感的蓝成员（一小部分的集群人口）的列入。我们应用焦散线技术来定义成员资格和估计大半径的质量分布。星系团的最终晕质量（在$Λ$ CDM宇宙的遥远未来仍受约束的质量）平均为（1.99 $\pm$ 0.11）$M_{200}$，这是一种新的观测宇宙学测试，与模拟基本一致。在$M_{200}$和$L_X$中合并的求和轮廓表明，密度轮廓的预测NFW形式是与延伸到大半径的弱透镜结果一致的数据的非常好的表示。这些总的轮廓的浓度也与理论预测一致。
2013-04-25 astro-ph.CO
The study of the angular and spatial distribution of radio selected AGNs and star-forming galaxies in the ELAIS N1 field
在后再电离时代，不同源布居的偏置与暗物质密度场的宇宙演化可以揭示大尺度结构。利用低频深源射电目录研究不同致密源的角分布和空间分布，对于了解当今宇宙的物质分布是至关重要的。在这里，我们调查的发光物质与他们的主机暗物质晕的关系，通过测量源的角度和空间聚类（两点统计），使用ELAIS N1（EN 1）领域的深射电观测与升级的巨型米波射电望远镜（uGMRT）在300-500 MHz。我们还分析了同一场的612 MHz GMRT档案数据，以了解不同来源群体的聚类宇宙演化。我们根据射电光度将这些源分为恒星形成星系（SFG）和活动星系核（AGN）。我们发现在这两个频率上，SFG的空间聚集长度和对暗物质密度场的偏置都小于活动星系核。这证明活动星系核主要由大质量晕承载，因此是强成簇的。然而，两种源在较高频率下的偏差略有下降，这表明我们最有可能追踪的是在较高频率下位于质量较小的晕中的微弱天体。我们的结果与以前在无线电和多频调查中的发现非常一致。然而，与SKADS模拟的比较表明，模拟中使用的不同种群的晕质量系统性较低。这项工作量化了EN 1场中河外致密天体的空间分布，弥补了浅、深观测之间的空白。
2020-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the growth of matter fluctuations with third-order galaxy correlations
在不同红移下测量线性生长因子$D$是区分宇宙学模型的关键。人们可以从三维各向异性星系两点相关$ξ(z)$的红移空间测量中估计出$dD(z)/d\ln(1+z)$的导数，但其横向（或投影）分量随星系偏差$b$的简并，即$ξ_{\perp}(z) \propto\ D^2(z) b^2(z)$，在生长测量中引入了很大的误差。在这里，我们提出了两种方法，打破这种退化相结合的二阶和三阶统计量之间的比较。一个使用减少的三点相关的形状，另一个使用三阶一点和两点累积量的组合。这些方法利用的事实是，高斯初始条件和规模大于$20$ $h^{-1}$ Mpc，约化的三阶物质的相关性是独立的红移（因此的增长因子），而三阶星系的相关性依赖于$b$。我们使用的物质和晕目录从MICE-GC模拟，以测试如何以及我们可以恢复$b(z)$，因此$D(z)$与这些方法在三维真实空间。我们还提出了一种新的方法，这使我们能够直接测量$D$从红移演化的第二和第三阶星系的相关性，而不需要建模的物质相关性。对于质量低于$10^{14}$ $h^{-1}$ M $_\odot$的晕，我们发现$D$的不同估计值之间存在$10%$偏差，这与目前的观测误差相当。在较高的质量，我们发现较大的差异，可能是由于故障的偏见模型和非泊松散粒噪声。
2014-12-17 astro-ph.CO
Probing dark energy with future redshift surveys: A comparison of emission line and broad band selection in the near infrared
未来的星系巡天将使用近红外照相机和摄谱仪绘制红移区间$0.5<z<2$的星系分布图。这种调查的主要科学目标是通过测量宇宙的大尺度结构来限制暗能量的性质。这就需要一个底层暗物质的示踪剂，以最大限度地提高调查的有用体积。我们调查两个潜在的调查选择方法：发射线的样本的基础上的\ha线和H波段选择的样本。我们提出的预测，这样的星系的丰度和集群，使用两个已出版的版本的\galform星系形成模型。我们的模型预测，\ha选定的星系往往会避免大量的暗物质晕，而是跟踪周围的附属结构，H-波段选定的星系，另一方面，被发现在最高质量的晕。这对测量由于引力不稳定性而引起的波动增长率有影响。我们使用模拟目录来比较一系列调查配置采样的有效卷。这里仅举两个例子：下至$H_{\rm AB}=22$的红移测量采样的有效体积是由具有$\logfha > -15.4$的\ha测量所探测的有效体积的$\sim 5-10$倍;对于\ha样品来说，需要至少$\logfha = -16$的通量极限以在有效体积上变得有竞争力。
2009-11-03 astro-ph.CO
A SINFONI view of flies in the Spiderweb: a galaxy cluster in the making
z~2.2的高z射电星系PKS 1138-262的环境是形成星系团的最好例子。我们使用深SINFONI数据进行了详细的研究，在60千秒差距的无线电核心的星系的运动学，我们将其链接到megaparsec尺度上的原星系团的运动学。光发射谱线的识别表明，11个星系的红移的原星系团。原星系团核心的线辐射源密度比大尺度环境高出一个数量级以上。这意味着在delta_m~70的核心有一个物质过密度区，类似于局部星系团的外围。已确认的卫星星系的速度分布显示出一个宽的双峰速度结构，sigma=1360+/-206 km/s。在以前针对大尺度原星系团结构的研究中发现了类似的广泛的双峰分布，这表明一个共同的过程作用于小尺度和大尺度。包括所有光谱证实的原星系团，发现其速度色散为1013+/-87km/s.我们表明原星系团可能与哈勃流解耦，是一个动态演化的结构.与Millenium模拟结果的比较表明，原星系团的速度分布与z~2处质量最大的晕的速度分布一致，但根据动力学参数和X射线光度，我们排除了原星系团是完全维里化结构的可能性。与千禧年模拟中合并晕的比较表明，在蜘蛛网星系及其周围观察到的结构最好解释为两个大质量晕合并的结果。我们认为，这种合并可以导致在原星系团核心的恒星形成和活动星系核活动的增加，并可能是一个重要的阶段，在大规模的cD星系的演化。
2011-04-06 astro-ph.CO
Galaxy interactions in IllustrisTNG-100, I: The power and limitations of visual identification
我们提出了一个样本的446星系对构造使用宇宙学模拟illustrisTNG-100在z = 0，M $_{FoF, dm}$ = 10 $^{11}$-10 $^{13.5}$ M $_{\odot}$。我们产生理想的模拟SDSS g-波段图像的所有对测试的视觉分类方案的可靠性，以产生样本的相互作用的星系。我们在视觉上将每个图像分类为相互作用或不基于近邻的存在，恒星碎片场，扰动盘和/或潮汐特征的存在。通过检查对的轨迹，我们确定这些指标正确地识别相互作用的星系$\sim45\%$的时间。随后，我们将样本分为视觉识别的相互作用对（VIP; 38对）和那些相互作用但视觉上无法识别的（nonVIP; 47对）。我们发现VIP最近经历了近两倍的nonVIP的近距离通道，通常有较高的恒星质量。此外，VIP位于暗物质晕中，其质量约为非VIP的2.5倍，其环境密度几乎是非VIP的2倍，并且受其周围潮汐力的影响几乎是非VIP的10倍。这些因素共同增加潮汐特征和扰动形态的可观测性，使VIP更有可能被识别。因此，合并率的计算，依赖于恒星的形态很可能是显着偏向于最近经历了一个密切的通道大规模的星系对。
2019-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On a novel approach using massive clusters at high redshifts as cosmological probe
在这项工作中，我们提出了一种新的方法来测试的有效性的基准LCDM宇宙学的测量最大质量的晕在一个样本中的子体积相同的大小平铺在天空中的一个固定的红移的累积分布函数。事实上，最大质量的集群探测的质量函数，LCDM和替代宇宙学模型之间的差异是最强的高质量的尾巴，使我们的方法特别有趣的宇宙学探测。我们利用一般极值统计（GEV），以获得在给定的体积中最大质量的对象的累积分布函数。我们抽样这个分布函数，根据所覆盖的调查区域的一系列不同的“测试宇宙学”和不同的准确质量估计的晕补丁的数量。通过用GEV分布函数拟合这个样本，我们可以研究哪些参数对测试宇宙学最敏感。我们发现，一旦我们能够在红移大于z=1（z=1.5）时建立一个足够完整的大面积观测，M_lim=10^14.5 M_sun/h（M_lim=10^14 M_sun/h），最大质量晕的概率分布函数的峰值非常适合检验基准LCDM模型的有效性。作为累积性的，所提出的措施是强大的，在集群质量的20-30%的准确度将足以测试替代模型。由于只需要在每个角补丁中最大的系统，这种方法将非常适合作为第一个快速一致性检查，然后再进入一个更复杂的统计分析观察到的晕样本。
2011-09-13 astro-ph.CO
The Giant Gemini GMOS survey of z>4.4 quasars - I. Measuring the mean free path across cosmic time
我们已经获得了163个类星体的光谱在$z_\mathrm{em}>4.4$与双子座多目标光谱仪的双子座南北望远镜，最大的公开样品的高质量，低分辨率的光谱在这些红移。从这个均匀的数据集，我们产生了堆叠类星体光谱在三个红移间隔$z\sim 5$。我们模拟了低于静止坐标系莱曼极限（$λ_\mathrm{r}<912$极限）的通量，以评估星系际介质对HI电离辐射的平均自由程$λ_\mathrm{mfp}^{912}$。在平均红移$z_\mathrm{q}=4.56$，4.86和5.16，我们测量$λ_\mathrm{mfp}^{912}=(22.2\pm 2.3, 15.1\pm 1.8, 10.3\pm 1.6)h_{70}^{-1}$适当的Mpc与样本方差占主导地位的不确定性。结合我们的结果与低红移的$λ_\mathrm{mfp}^{912}$测量，数据很好地模拟了一个简单的幂律$λ_\mathrm{mfp}^{912}=A[(1+z)/5]^η$与$A=(37\pm 2)h_{70}^{-1}$ Mpc和$η= -5.4\pm 0.4$之间的$z=2.3$和$z=5.5$。这种快速的演化需要一种物理机制--超越宇宙膨胀--来降低宇宙的有效莱曼极限不透明度。我们推测，大多数的HI莱曼极限不透明度表现在气体外的星系暗物质晕，跟踪大规模的结构（如灯丝），其平均密度（因此中性分数）随宇宙时间…
2014-02-17 astro-ph.CO
Probing the galaxy-halo connection in UltraVISTA to $z\sim2$
我们利用UltraVISTA-DR 1近红外巡天中的100级精度测光红移来研究星系恒星质量和它们与$z\sim2$的暗物质晕之间的变化关系。我们实现这一点，通过测量的聚类特性和丰度的一系列体积有限的星系样本选择恒星质量和恒星形成活动。我们解释这些结果的框架中的现象学晕模型和数值模拟。我们的测量跨越了一个独特的大范围的恒星质量和红移，并达到以下的特征恒星质量$z\sim2$。我们的结果是：1.在一定的红移和标度下，成团幅度单调依赖于样本恒星的质量阈值; 2.在固定的角标度下，投影成团幅度随红移的增加而减小，但同动关联长度保持不变;特征晕质量和星系偏差随样本中位恒星质量的增加而增加;这些关系的斜率在低质量晕中被修改; 5.关于被动星系的人口，特征晕质量是一致的一个简单的不太丰富的版本的完整的星系样本，但在较低的红移被动人口的卫星星系的比例是非常不同的完整的星系样本; 6。最后，我们发现，在每个红移箱的特征晕质量和恒星质量的中位数之间的比例达到一个峰值在${\log(M_h/M_\odot)}\sim12.2$和这个峰值的位置保持恒定的$z\sim2$。充分和被动演变的星系样本的行为可以定性地理解，通过考虑我们的调查所探测的红移范围内的特征恒星质量的缓慢演变。
2014-11-18 astro-ph.CO
