千禧年模拟暗物质晕：多重分形和含均匀跃迁的空位分析

一种改进的星系鉴别方法：用暗物质晕测量引力红移

An improved method for the identification of galaxy systems: Measuring the gravitational redshift by Dark Matter Haloes

介绍了一种基于晕模型的星系系统识别方法。该方法是由Yang等人（2005）开发的K-means识别算法的修改版本。我们已经校准和测试我们的算法使用模拟目录使用千年模拟（Springel等。2005年），并将其应用到NYU-DR 7星系目录（基于SDSS数据集）。利用这些星系群和星系团的局部样本，我们测量了它们的宿主暗物质晕产生的引力红移效应。我们的研究结果表明，径向速度的衰减与广义相对论的预测和Wojtak等人（2011）在星系团中的测量结果一致。

仙女座卫星星系分布与$Λ$ CDM模拟结果的比较

A comparison of the distribution of satellite galaxies around Andromeda and the results of $Λ$CDM simulations

Ibata等人（2013）最近报道了一个巨大的矮星系薄平面（VTPD）围绕仙女座轨道运行。我们调查这样的配置是否可以复制在标准的宇宙学框架内，并寻找类似的飞机的共同旋转的卫星星系周围仙女座星系的主机晕的数据从千年II模拟结合半解析星系形成模型。我们应用一个重子质量削减$2.8\times 10^4 \text{M}_{\text{sun}}$的卫星晕和限制的数据，一个PAndAS一样的领域。如果我们在分析中包括所谓的孤儿星系，我们发现均方根值低于VTPD的平面在千禧年II中很常见。这部分是由于孤儿星系强烈的径向集中分布。排除孤儿星系的一部分带来的千年二号卫星的径向分布到更好的协议与仙女座的卫星分布，同时仍然产生一个显着的比例较低的均方根比VTPD的飞机。我们还发现，在千禧年二的晕与相同或更多的共同旋转的卫星比VTPD。这表明VTPD与标准宇宙学框架并不冲突，尽管这个问题的明确答案可能需要更高分辨率的宇宙学模拟，而不必考虑孤儿星系。我们的结果最终表明，在千禧年II卫星平面是不稳定的结构，因此VTPD可能只是一个统计波动的基础上更球形的星系分布。

从成团性恢复稀有群体的特征暗晕质量：基于千年模拟的基准测试

Recovering the characteristic halo mass of rare populations from clustering: a benchmark using the Millennium Simulation

本研究利用千年模拟，通过成团性测量恢复稀有暗晕的特征质量，发现中位偏差0.103 dex，并量化了样本大小和参考群体误差的影响。

Rosella: A mock catalogue from the P-Millennium simulation

The scientific exploitation of the Dark Energy Spectroscopic Instrument Bright Galaxy Survey (DESI BGS) data requires the construction of mocks with galaxy population properties closely mimicking those of the actual DESI BGS targets. We create a high fidelity mock galaxy catalogue, including information about galaxies and their host dark matter subhaloes. The mock catalogue uses subhalo abundance matching (SHAM) with scatter to populate the P-Millennium N-body simulation with galaxies at the median BGS redshift of ~ 0.2, using formation redshift information to assign (g-r) rest-frame colours. …

模拟类星体的成团

The clustering of simulated quasars

我们分析了类星体的聚类特性模拟使用半解析模型建立在千年模拟，测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动的星系合并触发的目标。当我们选择的类星体的光度范围内访问目前的观测，我们发现，预测值的红移演化的类星体偏差同意，而与现有的数据和集群的强度只依赖于微弱的光度。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是黑洞在爱丁顿极限附近吸积的。我们还使用了千年模拟可用的大型晕目录来测试最近合并的晕是否比相同质量的典型晕表现出更强的大规模聚集。这一效应可能有助于解释z~4类星体的高聚集强度。然而，我们没有检测到任何显着的过度偏见合并残留物的集群，这表明合并驱动的性质的对象不集群显着不同于其他对象的相同特征质量。

CFHTLenS：对星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束

CFHTLenS: Weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale matter haloes and the galaxy-halo misalignment

我们提出了星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们测量了星系物质晕及其嵌入星系$f_\mathrm{h}$按星系类型分裂的对准投影椭圆率分量的加权平均比。然后，我们将我们的观测结果与千禧年模拟的测量结果进行比较，假设不同的星系晕错位模型。使用千禧年模拟，我们验证了统计估计使用消除污染的宇宙剪切。我们还检测到一个额外的信号在模拟中，我们解释为内在的形状剪切对齐的影响之间的镜头和他们的大尺度结构环境。这些排列很可能导致以前对$f_\mathrm{h}$的一些观测约束偏高。从CFHTLenS我们发现$f_\mathrm{h}=-0.04 \pm 0.25$的早型星系，这是一致的，与当前的模型的星系晕错位预测$f_\mathrm{h}\simeq 0.20$。对于晚型星系，我们从CFHTLenS测量$f_\mathrm{h}=0.69_{-0.36}^{+0.37}$。这可以与产生未对准的晚型模型的$f_\mathrm{h}\simeq 0.02$的模拟结果进行比较。

矮尺寸暗物质晕的组装偏差

Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes

以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。

具有简单层次历史的N体暗物质晕

N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories

我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。

Abell 2744：Lambda CDM的子结构太多？

Abell 2744: Too much substructure for Lambda CDM?

Jauzac等人（2016）在Abell 2744中发现的大质量子结构由于其数量和靠近星团中心而对冷暗物质范式提出了挑战。我们使用一个最大的N体模拟，千年XXL，调查的大样本的大量暗物质晕的子结构。考虑了一系列影响与观测结果比较的影响，扩展了Jauzac等人（2016）进行的初步评估。模拟中有数十个总质量与Abell 2744相当或大于Abell 2744的晕。然而，我们没有发现质量子结构（> 5 10^13 Msun）的数量和分布与阿贝尔2744的观测结果接近的晕。极值统计的应用表明，我们需要模拟至少十倍于千禧XXL体积的物质，才能找到一个内部结构与阿贝尔2744相似的暗物质晕。解释星系团中大质量子结构的分布是等级模型需要解决的一个新障碍，这一障碍不会因为对重子物理学的诉求或对暗物质粒子性质的不确定性而减弱。

何为“道”，何为“道”。

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。

暗物质晕的质量吸积速率和历史

Mass Accretion Rates and Histories of Dark Matter Haloes

我们使用的广泛目录的暗物质晕从千禧年模拟调查的质量吸积历史（MAH）和吸积率约500,000晕从红移z=0到6的统计。我们发现只有约25%的晕有MAH，很好地描述了一个1参数的指数形式。对于其余的晕，在20%（Milky-Way质量）到50%（集群质量）之间经历了比指数更陡峭的后期增长，而其余的晕显示出比指数更浅的平台后期增长。具有较慢的后期增长的晕倾向于居住在密度更大的环境中，这表明潮汐剥离或“更热”的动力学抑制了暗物质在这些晕上的吸积速率。通过引入第二个参数：M（z）\propto（1+z）^beta exp（-gamma z），可以很好地拟合这些与指数增长的偏差。提供了作为晕质量函数的β和γ的完整分布。从M（z）的解析形式出发，我们得到了暗物质平均吸积率dM/dt作为红移和质量的函数的简单公式。在z=0时，1 e12 Msun晕的吸积速率为42 Msun/yr，相当于平均的重子吸积速率为dMbaryon/dt=7 Msun/yr。这个平均速率在低z时大约增加（1+z）^1.5，在高z时大约增加（1+z）^2.5，在z=1、2和3时分别达到dM重子/dt = 27、69和140 Msun/yr。比速率对晕质量的依赖性很弱：dlogM/dt \propto M ^= 0.127。结果的平均率的广泛分布进行了讨论。

暗物质晕生长II：扩散吸积及其环境依赖性

Dark Matter Halo Growth II: Diffuse Accretion and its Environmental Dependence

Lambda CDM模拟中的暗物质晕通过与其他晕合并以及“扩散”非晕物质的吸积而生长。我们量化的质量增长率通过这两个过程，dM_mer/dt和dM_dif/dt，以及它们对晕环境的依赖性使用的~ 500，000晕在千年模拟。采用局部质量密度参数作为衡量晕环境，我们发现这两个速率表现出强烈的，但相反的环境依赖性，与兼并发挥越来越重要的作用晕生长在过密区域和扩散吸积占主导地位的增长空隙。这种行为与用于定义晕与非晕的质量切割无关。对于银河系规模的晕，这两个相反的相关性在很大程度上抵消了，但仍然存在一个弱的环境依赖性，导致一个略低的平均总增长率，因此较早的平均形成红移，晕在密集的地区。另一方面，~5000团质量晕的平均形成红移似乎与晕环境无关。dM_mer/dt与局部密度的正相关性的起源可以追溯到晕外的周围质量库，其中在更密集的区域中可以获得更多的祖晕。然而，dM_dif/dt与密度的负相关性不能用储层中的可用扩散质量来解释，事实上，在密度较高的区域，扩散质量更大。因此，非晕成分可能部分地由真正扩散的暗物质粒子组成，这些粒子动态地更热，并且在密度更高的区域中以抑制的速率吸积。我们还讨论了这些结果的影响，如何修改扩展的Press-Schechter模型的晕增长，在其原始形式不预测环境的依赖性。

从匹配星系到暗物质晕的星系恒星形成和吸积历史

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。

有和没有重子的冷暗物质晕的angular momentum

The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons

我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。

拓扑偏置：晕如何追踪宇宙网中的结构模式

Topological bias: How haloes trace structural patterns in the cosmic web

本文通过持久性与Betti曲线分析Planck-Millennium模拟中的晕分布，发现晕质量与多尺度拓扑呈线性关系，即独立于聚类偏置的拓扑偏置。

在千年XXL模拟中探索星系-星系透镜和星系团

An exploration of galaxy-galaxy lensing and galaxy clustering in the Millennium-XXL simulation

星系-星系透镜效应和星系团数据的结合有可能同时约束宇宙学和星系形成模型。在本文中，我们进行了全面的探索，这些信号及其协方差通过分析和数值方法相结合。首先，我们推导出了投影星系关联函数和叠加切向剪切轮廓及其各自的协方差的解析表达式，其中包括高斯和离散噪声项。其次，我们测量这些量从模拟星系目录获得的千禧XXL模拟和半解析模型的星系形成。我们发现，在大尺度上（R>10 Mpc/h），星系的偏差是大致线性和确定性的。在较小的尺度上（R<5 Mpc/h），偏差是尺度和光度的复杂函数，由不同的空间分布和卫星星系的丰度决定，当应用不同的星等削减时，以及由宿主晕对星等的质量依赖性决定。我们的理论模型的协方差提供了一个相当好的描述测量的小规模和大规模。然而，在中间尺度（1<R<10 Mpc/h）上，预测误差小2-3倍，这表明需要在协方差中包含高阶非高斯项以进一步改进。重要的是，我们的理论和数值方法表明，星系星系透镜和集群信号有一个非零的互协方差矩阵与显着的bin到bin的相关性。未来的调查，旨在结合这些探头必须考虑到这一点，以获得公正和现实的限制。

千禧年模拟中长伽马射线暴的宿主星系

Host galaxies of long gamma-ray bursts in the Millennium Simulation

在这项工作中，我们研究了长伽马射线暴（LGRB）的宿主星系的性质使用的星系目录构建的千禧年模拟。我们开发了一个LGRB合成模型的基础上的假设，这些事件起源于大质量恒星的生命结束后的Bracksar模型，包括对祖星的金属丰度的约束的可能性。设计了一个完整的可观测性管道，用于计算一个星系被观测识别为LGRB宿主的概率估计。这个新的工具使我们能够建立一个可观测的主机星系目录，这是需要重现当前的恒星质量分布的观察主机。这个可观测性管道预测，祖星的最小质量应该是~75太阳质量，以便能够重现BATSE观测。在我们的观测目录中的系统能够再现观测到的宿主星系的性质，即恒星质量，颜色，光度，恒星形成活动和金属丰度作为红移的函数。在z>2时，我们的模型预测可观测的宿主星系将与全球星系群非常相似。我们发现，在平均气体金属丰度低于0.6太阳质量的可观测宿主星系中，约有88%的恒星质量在10^8.5-10^10.3太阳质量之间，与观测结果非常吻合。有趣的是，在我们的模型中，可观测的宿主星系主要保持在这个质量范围内，而不管红移如何，因为较低的恒星质量系统被观测到的概率较低，而质量较大的系统则金属含量太高。可观测的宿主星系被预测优先居住在10^11-10^11.5太阳质量范围内的暗物质晕中，对红移的依赖性很弱。

机器学习和宇宙学模拟I：半分析模型

Machine Learning and Cosmological Simulations I: Semi-Analytical Models

我们提出了一个新的探索性的框架模型星系形成和演化的层次宇宙中使用机器学习（ML）。我们的动机是双重的：（1）提出了一种新的、有前途的研究星系形成的技术;（2）在半解析模型（SAMs）的背景下定量分析了暗物质晕性质对星系的影响程度。我们使用有影响力的Millennium Simulation和相应的Munich SAM来训练和测试各种复杂的机器学习算法（k-最近邻，决策树，随机森林和极端随机树）。通过只使用必要的暗物质晕物理性质的晕的$M>10^{12} M_{\odot}$和部分合并树，我们的模型预测的热气体质量，冷气质量，隆起质量，总恒星质量，黑洞质量和冷却半径z = 0的每个中央星系在一个暗物质晕的千年运行。我们的研究结果提供了一个独特而强大的现象学框架，以探索建立在SAM上的星系晕连接，并证明ML是一个有前途的和计算效率高的工具来研究小尺度结构的形成。

红移0<z<7范围内重子对从矮星系到超星系团的暗物质晕内部结构的影响

The impact of baryons on the internal structure of dark matter haloes from dwarf galaxies to superclusters in the redshift range 0<z<7

本研究结合IllustrisTNG与MillenniumTNG模拟，在0<z<7红移、10^9.5-10^15.5太阳质量的晕质量范围内，揭示了重子对暗物质晕浓度-质量关系的影响机制，并给出可用于纯暗物质模拟的经验拟合公式。

星系和暗物质晕与丝状宇宙网的关系

The relation of galaxies and dark matter haloes to the filamentary cosmic web

基于千禧年模拟，研究发现宇宙网中星系和暗物质晕比例随质量增加，且宇宙网星系因卫星比例高而具有较低比恒星形成率，差异主要源于暗物质晕质量分布不同。

Tightening weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale dark matter haloes

Cosmological simulations predict that galaxies are embedded into triaxial dark matter haloes, which appear approximately elliptical in projection. Weak gravitational lensing allows us to constrain these halo shapes and thereby test the nature of dark matter. Weak lensing has already provided robust detections of the signature of halo flattening at the mass scales of groups and clusters, whereas results for galaxies have been somewhat inconclusive. Here we combine data from five surveys (NGVSLenS, KiDS/KV450, CFHTLenS, CS82, and RCSLenS) in order to tighten observational constraints on galaxy-s…

失配与失调：盘形镓的暗晕与暗晕

Mismatch and Misalignment: Dark Haloes and Satellites of Disc Galaxies

（摘要）我们在GIMIC模拟套件中研究了与晚型星系相关的卫星星系的相空间分布。GIMIC由千禧年模拟中的5个宇宙学代表性区域的重新模拟组成，这些区域具有更高的分辨率并包含重子物理。虽然星系盘与暗物质晕的内部区域（r ~ 0.1r_200）在形状和角动量上都很好地对齐，但在更大的半径（r ~ r_200）处可能会有实质性的错位。在约30%的样本中观察到> 45度的未对准。我们发现，卫星人口与外部暗物质晕的形状（和角动量）一致。然而，由于圆盘和暗物质晕之间的不匹配，与星系的对齐是微弱的。大约有20%的卫星系统在r_200内有10个明亮的星系，相对于星系表现出极空间排列-一种让人想起银河系经典卫星的取向。我们发现，一小部分（~10%）的卫星系统的旋转支持，我们归因于组infall的证据。相对于暗物质晕的旋转（在较小程度上与圆盘的角动量有关），存在着偏向于在椭圆轨道上的卫星的倾向。这种对共同旋转的偏好在晕的内部区域更强，那里是相对早期吸积的最大质量卫星所在的地方。我们属性的卫星在z=0的各向异性的空间分布和角动量偏置的方向吸积沿长轴的暗物质晕。与暗物质质量相比，卫星星系的吸积时间相对较晚，经历的相混合和弛豫较少--它们的吸积历史记忆可以保持完整到z=0。

具有大尺度结构的暗物质晕排列的质量依赖性

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

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

解开星系环境和宿主晕质量

Disentangling galaxy environment and host halo mass

[摘要]模拟中观测到的星系和暗物质晕的性质取决于它们的环境。环境一词被用来描述各种各样的度量，这些度量可能相互关联，也可能不相互关联。常用的环境测量方法包括到第N个最近邻的距离、一定距离内物体的数量密度或宿主暗物质晕的质量。我们使用千禧年的模拟结果和半解析模型的星系形成量化环境和晕质量之间的关系。我们表明，在观测文献中使用的环境参数的晕质量的措施，即使他们是一个固定的恒星质量测量。环境和晕质量之间最强的相关性出现在物体的数量被计算出的距离是宿主晕维里半径的1.5-2倍，并且当星系/晕被要求相对明亮/质量时。对于观测研究，维里半径不容易确定，但邻居的数量达到1-2 Mpc/h时，给出了类似的强相关性。对于到第N个最近邻的距离，如果N>2，则与晕质量的相关性几乎一样强。我们证明，这个环境参数变得不敏感晕质量，如果它是从无量纲量。这可以通过将相邻天体的最小光度/质量缩放到所讨论的天体的最小光度/质量，并将距离除以与所考虑的相邻天体或星系相关的长度尺度来实现。我们展示了如何这样的晕质量独立的环境参数可以定义为观测和数值研究。这些结果将有助于进一步研究晕质量和外部环境对星系和暗物质晕性质的影响。

快速的重子场绘制用于Sunyaev-Zel'dovich分析：转移函数 vs. 混合有效场论

Fast Baryonic Field Painting for Sunyaev-Zel'dovich Analyses: Transfer Function vs. Hybrid Effective Field Theory

本文提出两种方法，通过MillenniumTNG套件对重子特性（光学深度和Compton-y）进行快速准确的3D N体模拟绘制，比较转移函数与混合有效场论在不同相关性下的重建效果。

弱透镜效应对四象引力透镜测量哈勃常数的影响

The influence of weak lensing on measurements of the Hubble constant with quad-image gravitational lenses

我们研究了视线方向和强透镜附近的物质对四像组态的性质和对哈勃常数（H 0）测量的影响。我们使用模拟光在一个不均匀的宇宙模型中的传播与空间中的物质分布的基础上的数据从千年模拟。对于一个给定的强透镜及其环境中的光晕，我们沿着视线多次模拟物质分布，使用预先计算的偏转图的不同组合来表示射线路径上的后续物质层。我们拟合模拟的四重图像配置与时间延迟使用非奇异等温椭球（NSIE）与外部剪切作为透镜模型，处理的哈勃常数作为一个自由参数。我们得到了一个大的人工目录的镜头与派生值的哈勃常数，Hfit。Hfit的平均值和中位数与模拟中使用的真实值相差< 0.5 km/s/Mpc，其中包括视线和透镜附近物质的影响，以及透镜参数的不确定性，但物质分布的斜率是固定的。Hfit的特征不确定度约为3 km/s/Mpc。用从模拟中估计的值代替透镜剪切参数将不确定性降低到~2 km/s/Mpc。

r=20 kpc时暗物质晕的速度函数：自z ~ 4以来的显著小的演化

The velocity function of dark matter halos at r=20 kpc: Remarkably little evolution since z ~ 4

我们调查的暗物质晕圆速度函数的演变，在一个固定的物理半径为20千秒差距（v_20），这可能是一个很好的代理星系圆速度，在千禧-II模拟测量。我们发现v_20函数自z ~ 4以来演化非常小。我们分析了晕的主要祖先的历史，我们发现，暗物质分布在中央20千秒差距的大规模晕已经在早期的时候。这为晕的由内向外生长提供了证据。星系晕中心圆速度的恒定性可以为观测发现星系圆速度是各种星系性质的良好预测者提供一个自然的解释。我们的研究结果还表明，我们可以预期在z=4时已经有相当数量的高圆速度星系（每10 ^6（Mpc/h）^3中有一个以上的圆速度超过450 km/s，每10 ^4. 5（Mpc/h）^3中有一个以上的圆速度超过350 km/s）。最后，通过加入重子质量和使用一个简单的晕绝热收缩模型，我们发现与Bezanson等人（2011）观测到的速度色散函数在z ~ 1和220 km/s之间非常一致。

来自暗物质湮灭的河外gamma-ray background radiation

Extragalactic gamma-ray background radiation from dark matter annihilation

如果暗物质是由中性伴子组成的，那么最令人兴奋的探测前景之一就是观测中性伴子对湮灭产生的伽马射线辐射，这一过程可能对河外伽马射线背景（EGB）辐射有重要贡献。在这里，我们使用高分辨率的千禧-II模拟宇宙结构的形成，以产生预期的辐射来自河外暗物质结构的第一个全天空地图。我们的地图制作过程中考虑到总的伽马射线光度从所有的晕和subhaloes，并包括未解决的组件的排放以及外推到中性伴子的阻尼尺度限制的校正。我们的分析还包括根据基于最小超引力的特定超对称模型对信号进行适当的归一化。利用新的模拟图可以研究暗物质湮灭产生的伽马射线背景的角功率谱，这种背景具有与湮灭过程的性质有关的独特特征，在最近发射的FERMI卫星即将进行的观测中可以探测到。我们的研究结果是在广泛的协议与分析模型的伽马射线背景，但它们也包括高阶相关性不容易在分析计算，此外，提供详细的光谱信息，每个像素。特别地，我们发现不同能量下的差分图可以揭示宇宙在低、中红移时的大尺度结构。如果本征发射光谱的特征在于发射峰，则具有伽马射线湮灭辐射的宇宙学层析成像在原则上是可能的。