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
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
Halos and galaxies in the standard cosmological model: results from the Bolshoi simulation
我们提出了新的Bolshoi N体宇宙学LCDM模拟的第一个结果，该模拟使用了当前观测所支持的宇宙学参数。Bolshoi的模拟是在一个250 Mpc的体积中进行的，使用了80亿个粒子，其质量和力的分辨率足以跟踪下晕，直到Vcirc= 50 km/ s的圆速度的完整性极限。使用出色的统计晕和subhalos（10 M在每一个时刻和50 M的整个历史），我们提出了准确的近似统计，如晕质量函数，浓度为不同的晕和subhalos，丰富的晕作为其圆速度的函数，丰富和空间分布的subhalos。我们发现，在高红移的浓度下降到最低值约3.8，然后略有上升，为更高的值晕质量。我们发现，虽然谢斯-托门近似的质量函数的晕发现的球形超密度是准确的，在低红移，它过度预测的丰富晕的数量级接近z=10。我们发现，subhalo的数量与宿主晕的圆速度为Vhost**0.5的比例，并且subhalo具有与暗物质粒子几乎相同的径向分布，半径为宿主晕维里半径的0.3-2倍。晕下速度函数n（>V）表现为V**（-3）。我们给出了不同质量和红移的这种关系的归一化。最后，我们用丰度匹配方法将r波段光度作为晕Vcirc的函数分配给了暗物质晕，发现在50- 200 km/s范围内，光度-速度关系与Tully-Fisher关系非常吻合。
2011-08-16 astro-ph.CO
SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$N$体模拟。使用样本的10,000合并树银河系般的晕，我们研究了人口统计学的subhaloes下的一系列复合晕盘潜力与前所未有的统计能力。我们发现，整体subhalo丰度是相对不敏感的光盘除了其总质量的属性。对于含有$M_\mathrm{vir}$的$5\%$的椎间盘，相对于无椎间盘的情况，$r_\mathrm{vir}$内的平均次晕丰度被${\lesssim}10\%$抑制，这种差异被晕间方差所掩盖。对于相同的盘质量，在50千秒差距内的subhaloes的丰度减少了${\sim}30\%$。我们认为，光盘主要驱动器过量的质量损失的subhaloes与小pericentric半径和光盘冲击的影响可以忽略不计。
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the cosmic web: environmental effects on subhalo abundance and internal density profiles
本研究利用高分辨率模拟COLOR和分割方法NEXUS+，发现宇宙网环境显著影响亚暗晕丰度与内部密度轮廓，纤维中宿主亚暗晕更多且更集中，空洞中则相反，且效应随宿主质量减小而增强。
2025-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar-subhalo mass relation of satellite galaxies
我们扩展了丰度匹配技术（AMT）来推断星系的卫星-次晕和中心-晕质量关系（MR），以及相应的卫星条件质量函数（CMFs）。我们使用观测到的星系恒星质量函数（GSMF）分解成中心和卫星和LCDM晕/subhalo质量函数作为输入。我们探讨的影响，定义的subhalo质量在吸积时（m_acc）与在观测时（m_obs）。我们测试了标准假设，即中心和卫星遵循相同的MR，表明这种假设导致预测与观测不一致，特别是对于m_obs。相反，当卫星晕下MR被约束在我们的AMT之后时，它们总是与中心晕MR不同：恒星质量（Ms）越小，卫星的次晕的质量与相同Ms的中心晕相比越小。平均而言，对于Ms<2x10^11Msol，卫星的暗质量相对于它们在吸积时的质量减少了60-65%。由此产生的MR的两个定义的晕下质量产额卫星CMFs与观测一致。此外，当这些MR被用于HOD模型中时，预测的关联函数与观测结果一致。我们表明，使用m_obs导致不确定的MR比m_acc，并讨论所获得的卫星subhalo MR的影响。例如，我们表明，在LCDM中的MW卫星的丰度和动力学之间的紧张关系，如果GSMF的弱端斜率的斜率上升到-1.6。
2012-07-03 astro-ph.CO
Survival of Gas in Subhalos and Its Impact on the 21 cm Forest Signals: Insights from Hydrodynamic Simulations
本研究通过流体动力学模拟揭示亚暗晕中气体受冲压剥离的存续机制，发现数量庞大的低质量亚暗晕可使21厘米光学深度增加约两倍，为探测再电离前迷你暗晕提供关键见解。
2024-11-05 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$σ_{\rm int}<0.46…
2022-07-28 astro-ph.CO
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$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
Abundance and phase-space distribution of subhalos in cosmological N-body simulations: testing numerical convergence and correction methods
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
研究通过高分辨率N体模拟检验子晕分布的数值收敛性，发现包括孤儿子晕可提高空间和速度分布的精度，但红移空间统计仍需改进方法以减少小尺度影响。
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparison of simulations and semi-analytical model for WDM subhalo mass functions
本研究评估SASHIMI-W模型再现较重WDM粒子质量亚晕质量函数的能力，通过与多质量WDM的N体模拟比较，验证其在红移z=0-2的有效性，同时发现中低质量区差异，指出需改进潮汐效应建模和虚假亚晕滤波。
2025-08-22 astro-ph.CO
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 astro-ph.CO
Signatures of Velocity-Dependent Dark Matter Self-Interactions in Milky Way-mass Halos
我们探讨了弹性的，各向异性的，速度依赖的暗物质（DM）的自相互作用对银河系（MW）质量系统的主晕和次晕的影响。我们考虑一个通用的自相互作用的暗物质（SIDM）模型参数化的质量的光介质和DM粒子。这些质量的比率$w$设定了速度标度，在该速度标度以上，由于DM自相互作用引起的动量传递变得无效。我们进行高分辨率放大模拟的MW质量晕的值的$w$，跨越的情况下，无论是主机和它的subhalos或只有在subhalos有效地转移动量之间的自相互作用，我们研究了自相互作用对主机晕和丰度，径向分布，轨道动力学和密度分布的subhalos在每种情况下的影响。幸存的subhalos的丰度和属性是一致的，主要是由subhalo-host晕相互作用。特别是，在主机晕速度尺度的截面值较大的模型中，径向轨道上的subhalos更容易受到潮汐干扰，这是由于与主机的自相互作用引起的冲压压力剥离造成的质量损失。相对于无碰撞DM模拟，这种机制抑制了幸存的subhalo的丰度，对于$w$的较大值具有更强的抑制。因此，可以使用MW质量主机周围的subhalo丰度的探针放置在速度尺度的自相互作用截面上的上限$\sim 200\ \rm{km\ s}^{-1}$，并结合这些测量与轨道特性和内部动力学的subhalos可能会打破速度依赖SIDM模型之间的简并。
2020-06-18 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
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
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
Rapid Simulations of Halo and Subhalo Clustering
对宇宙学星系巡天的分析需要现实的模拟来解释。正演模拟是一种模拟星系团的强大方法，而不需要底层的复杂模型。这种方法需要高分辨率和大体积的快速宇宙学模拟，以解决与单个星系相关的小暗物质晕。在这项工作中，我们基于拉格朗日微扰理论代码PINOCCHIO提出了快速光环和亚光环聚类模拟，该代码生成光环和合并树。从合并的历史中提取的subhalo祖先和subhalos的生存建模。我们引入了一个新的拟合函数的subhalo合并时间，其中包括红移依赖的拟合参数。使用数量密度剖面模拟了其宿主内的subhalos的空间分布。我们比较我们的模拟与光环发现者ROCKSTAR适用于全N体代码GADGET-2。得到的晕下速度函数和晕与晕下的关联函数符合得很好。我们调查所选择的数密度分布对所产生的subhalo聚类的影响。我们的模拟是近似的，但现实和显着更快相比，一个完整的N体模拟结合光环发现者。快速晕和晕下聚类模拟为利用晕下丰度匹配的星系正演模型提供了良好的前景。
2022-10-24 astro-ph.CO
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of lensing substructure using ALMA observations of the dusty galaxy SDP.81
我们研究了丰富的子结构的物质密度近星系使用ALMA科学验证观测的强透镜系统SDP。81。提出了一种利用引力透镜干涉观测测量星系周围暗晕丰度的方法。使用模拟ALMA观测，我们探讨了各种系统的影响，包括天线相位误差和源先验，并展示了如何测量或边缘化这些错误。我们应用我们的形式主义ALMA观测SDP.81。我们发现的证据附近的图像之一，具有显着的$6.9σ$在联合拟合的数据从波段6和7的$M=10^{8.96\pm 0.12} M_{\odot}$ subhalo的存在; subhalo的效果也分别在两个波段检测。我们还推导出暗物质subhalos的丰度下降到$M\sim 2\times 10^7 M_{\odot}$的限制，推到质量制度的最小的检测到的卫星在本地组，在那里有显着的差异之间观察到的人口发光星系和预测的暗物质subhalos。我们发现了额外的子结构的暗示，使用完整的SDP.81数据集进行进一步的研究（包括例如透镜一氧化碳排放的光谱成像）。我们比较这个搜索的结果的预测$Λ$ CDM晕，并发现，由于目前的不确定性，在主机晕属性的SDP。81，我们的测量子结构与理论预期是一致的。用ALMA观测更大的引力透镜样本，应该能够改善对星系子结构丰度的限制。
2016-01-07 astro-ph.CO
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
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
Modeling color-dependent galaxy clustering in cosmological simulations
我们扩展的subhalo丰度匹配方法分配星系颜色的subhalos。我们把一个亮度分级的次晕样本分成两组，根据次晕的性质，推测它与星系的颜色有关。这两个子样本代表红色和蓝色星系群。我们探讨了两个模型的次级属性，即subhalo组装时间和当地的暗物质密度周围的每个subhalo。星系两点关联函数的模型预测进行了比较，从斯隆数字巡天的最新结果。我们发现，所观察到的星系团的颜色依赖性可以很好地再现我们的方法应用于宇宙学N体模拟没有重子过程。然后，我们比较模型预测的颜色依赖的星系质量交叉关联函数与引力透镜观测的结果。通过比较，我们可以区分不同的模型，也可以讨论应该使用什么样的subhalo属性来准确地为subhalo分配颜色。我们表明，扩展的丰度匹配方法使用本地暗物质密度作为颜色代理提供了一个准确的描述在本地宇宙中的星系种群。我们还研究了散射对局域暗物质密度-颜色关系的影响。引入散射改善协议，我们的模型预测与观察到的红色和蓝色星系集群，需要解释观察到的关联函数在更精细的颜色箱。最后，我们研究了星系团和星系团大小的晕中的红星系分数分布，发现红星系分数分布对我们的模型参数有较强的依赖性。我们认为，红色部分配置文件可以是一个重要的观测线索，除了星系团和星系-星系透镜，探索星系（子）晕连接。
2013-09-15 astro-ph.CO
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
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
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
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
The abundance of core--collapsed subhalos in SIDM: insights from structure formation in $Λ$CDM
本研究利用宇宙学模拟和流体模拟，估算SIDM模型中不同主晕环境下子晕的核塌缩比例，发现至少10%至20%的子晕会发生塌缩，可通过密度双峰分布或陡峭内轮廓斜率识别。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A machine learning-based method for populating dark matter halos in N-body simulations with substructure
Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Department of Physics, Sharif University of Technology（谢里夫理工大学物理系）
提出一种基于机器学习的方法，利用分类器和最近邻搜索，从高分辨率模拟中为低分辨率N体模拟的暗物质晕快速填充亚晕，预测误差低于5%。
2026-10-01 astro-ph.CO
Strong Lensing by Subhalos in the Dwarf-Galaxy Mass Range II: Detection Probabilities
目前的冷暗物质模拟预测的暗晕子结构，原则上可以通过类星体在小角尺度（0.01弧秒或以下）上的强透镜图像分裂来检测。在这里，我们估计的总体概率透镜的子结构在主机晕密切对准视线的背景类星体。在类星体可以近似为点源的假设下，由暗晕产生的强引力透镜的光学深度通常很小（τ < 0.01），这与之前的说法相反。因此，我们的结论是，它是目前不可行的，使用这种策略，把模拟预测的暗物质晕下人口的测试。然而，如果假设源在空间上是扩展的，就像在无线电波长观测到的类星体一样，只要角分辨率足够，即使在距宿主星系相当大的投影距离上，也有合理的可能性看到子结构透镜效应。虽然多重成像的射电类星体将是明确探测暗物质暗晕的最佳目标，但即使是单一成像的射电类星体也可能有助于设定暗晕丰度和中心表面质量密度的上限。
2009-05-28 astro-ph.CO
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
A tale of two populations: the stellar mass of central and satellite galaxies
我们发展了一种新的经验方法来研究星系的恒星质量和它们的宿主subhaloes质量之间的关系。我们的方法是类似于丰度匹配，是基于分配一个恒星质量的每个subhalo内的一个大的宇宙学N体模拟。然而，我们显着扩展的方法，包括一个不同的治疗中心和卫星星系，允许卫星星系的恒星质量取决于主机subhalo质量，和晕质量。与以前的研究不同，我们的模型受到两个观测的约束：星系的恒星质量函数和它们的自关联函数（CF）。我们给出了~10^6个不同的成功模型的结果，表明对于给定的恒星质量，宿主晕下质量的不确定性达到了~10倍。因此，我们的结果表明，仅使用来自星系丰度和CF的信息，中央星系和卫星星系的宿主晕下质量受到很大限制。此外，我们证明了恒星质量相对于普适重子分数的分数可以在不同的模型之间变化，并且对于特定的低质量星系群可以达到~0.6。我们的结论是，需要额外的观测约束，以更好地约束晕和星系之间的质量关系。这些可能包括弱透镜，卫星运动学，或集群的CF以外的措施。此外，还需要根据更大规模的调查，对系统不确定性作出更好的估计。
2011-05-30 astro-ph.CO
LCDM halo substructure properties revealed with high resolution and large volume cosmological simulations
我们使用Phi-4096和Uchuu的N体宇宙学模拟研究了LCDM暗物质亚晕的结构性质、分布和丰度。由于它们的大体积，高质量分辨率和出色的统计数据相结合，我们能够量化-第一次在超过七十年的时间里始终保持subhalo-to-host-halo质量的比例-subhalo属性与质量，最大圆周速度，Vmax，主机晕质量和距离主机晕中心的依赖关系。我们还剖析了这些依赖关系随宇宙时间的演变。我们提供了准确的拟合subhalo的质量和速度函数，都表现出减少的幂律斜率在预期范围内的值，并没有显着的依赖红移。我们还发现subhalo丰度弱地依赖于主机晕质量。我们探讨了其主机内的subhaloes的分布和它的演变在宇宙时间的subhaloes位于深为0.1%的主机维里半径。次晕结构特性通过浓度参数cV进行编码，cV不依赖于任何特定的预定义密度分布，仅依赖于Vmax。我们推导出了7-1500 km/s范围内的cV-Vmax关系，并发现了对次晕到主晕中心距离的重要依赖性，如Moliné等人（2017）所述。有趣的是，我们还发现相同质量的次晕明显更集中于更大质量的宿主。最后，我们调查的红移演化的cV，并提供准确的配合，考虑到所有提到的依赖关系。我们的研究结果提供了一个前所未有的详细描述subhalo人口，在广泛的subhalo和主机晕群众，以及宇宙时间一致。我们的工作使精确的工作在任何未来的研究涉及暗物质…
2023-02-17 astro-ph.CO hep-ph
There's no place like home? Statistics of Milky Way-mass dark matter halos
我们提出了一个银河系质量晕的结构特性的分布在千禧年-II模拟（MS-II）的分析。这个在标准LCDM宇宙学中的结构形成模拟包含数千个银河系质量的晕，并且具有足够的分辨率来正确地解决每个主机的许多subhalos。因此，它提供了一个重大的改进，在统计权力可用于探索分布的内部结构晕这种质量。此外，MS-II包含较低分辨率版本的Aquarius项目晕，使我们能够将我们的结果与高得多的分辨率下的六个晕的模拟结果进行比较。我们研究的质量大会的历史，subhalo质量函数和吸积时间，并合并和剥离的历史能够影响磁盘的中心晕subhalos的分布。我们发现，subhalo丰度是没有很好地描述泊松统计在低质量，而是由内在的散射为主。根据下沉时暗晕的质量和丰度匹配的假设，一个M_vir =10^12 M_sun的银河系晕拥有两个像麦哲伦云一样明亮的星系的可能性不到10%。对于M_vir=2.5 x 10^12 M_sun的晕，这种概率上升到25%。与磁盘加热相关的统计数据对被认为相关的质量范围非常敏感。合并时的质量：大于1：30的红移零维里质量很可能会撞击中央星系盘，这几乎是不可避免的，因为z=2，而在同一时期，只有一半的晕与落入质量：红移零维里质量大于1：10合并。
2010-05-18 astro-ph.CO
ELUCID V. Lighting dark matter halos with galaxies
在最近的一项研究中，我们使用封闭在500 $\mpch$盒中的SDSS DR 7区域北银河系极的星系分布，进行了我们的ELUCID模拟（Wang et al. 2016，ELUCID III）。在这里，我们{ \it光}的暗物质晕和subhalo在模拟与星系的SDSS观测使用一种新的{ \it邻域}丰度匹配方法的重建区域。在我们利用ELUCID模拟中建立的星系-次晕联系来评估星系形成模型之前，我们首先要探索这种联系的可靠性。为此，我们着重讨论了星系的以下几个方面：（1）星系的中心-次晕光度和质量关系，（2）星系的卫星部分，（3）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（4）星系的中心-次晕光度和质量关系，（5）星系的卫星部分，（6）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（7）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF）。（4）星系与暗物质粒子之间的互相关联函数，其中大部分是对所有红星系和蓝星系群体分别测量的。我们发现，我们的邻域丰度匹配方法准确地再现了中心-暗晕关系，卫星分数，CLF和CSMF和星系的偏差。这些特徴确保了如此建立的星系-次晕连接在限制星系形成过程上非常有用。并对星系-次晕对约束星系形成的三个层次提出了一些建议。从我们的ELUCID模拟中提取的SDSS DR 7区域的星系-晕下链接和晕下合并树可根据要求提供。
2018-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Dark Matter Substructure: II. Comparison of Model with Simulation Results
我们比较了从不同的模拟中获得的次晕质量和速度函数，并与Jiang & van den Bosch（2014）的新半分析模型的预测进行了比较。我们发现，使用不同的subhalo finders获得的subhalo质量函数（SHMF）同意彼此在20%的水平，但只有在低质量端。在大质量的一端，纯粹基于配置空间中的密度来识别subhalo的subhalo发现者大大低估了subhalo丰度超过一个数量级。这些问题是严重得多的subhalo速度函数（SHVF），这表明它们产生的问题有关的分配质量的subhaloes，而不是从检测它们。总体而言，从半分析模型的预测是在使用更先进的subhalo发现者，使用六维相空间中的信息获得的模拟结果非常一致。特别是，该模型准确地再现了斜率和主机质量依赖的subhalo质量和速度函数的归一化。我们发现SHMF和SHVF的幂律斜率分别为0.82和2.6，比文献中的几项研究中所声称的要浅得多。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Galaxies and Dark Matter Structures in the Local Universe
我们提供了新的约束，在本地宇宙中的星系之间的连接，确定了斯隆数字巡天（SDSS），和暗物质晕及其组成的子结构中的$Λ$ CDM模型使用WMAP 7宇宙学参数。对暗物质晕的丰度和聚集特性以及暗物质宿主和子结构之间的关系的预测是基于高分辨率的宇宙学模拟Bolshoi模拟。我们将星系与晕和subhalos使用subhalo丰度匹配，进行全面的分析，调查这种技术的基本假设，包括（a）晕属性是最密切相关的星系恒星的质量和光度，（b）有多少散射是在这种关系，（c）有多少subhalos可以剥离之前，他们的星系被摧毁。该模型共同约束的新的测量投影的两点星系团和观察到的条件恒星质量函数的星系群。这些数据把严格的限制卫星部分星系星系作为星系恒星质量的函数，晕和星系属性之间的散射，并在基本的条件恒星质量函数。这些数据排除了丰度匹配中常用的几个晕圈特性，主要是因为模型中的卫星分数与这些数据不一致。我们发现，一个丰度匹配模型，关联星系的晕的峰值圆速度是在良好的协议与数据，当散射的$0.20 \pm 0.03$德克斯在恒星质量在一个给定的峰值速度。这将产生重要的限制星系形成模型，也提供了令人鼓舞的迹象表明，星系-晕连接可以模拟足够的保真度，为未来的精确研究暗宇宙。
2013-03-13 astro-ph.CO
The abundance of (not just) dark matter haloes
利用GIMIC计划的一对高分辨率宇宙学模拟，研究了Lambda CDM宇宙学中重子对结构和子结构丰度的影响。两个模拟都使用相同的初始条件，但是一个只包含暗物质，另一个也包含重子。我们发现，与纯暗物质模拟相比，气体压力、再电离、超新星反馈、剥离和截断吸积系统地降低了总质量和结构丰度，使其低于~10^12太阳质量。考虑到这一点，并采取适当的检测阈值降低了观测到的星系的丰度与最大圆周速度低于100公里/秒，显着减少报告之间的差异Lambda CDM和测量的HI速度函数的ALCAFA调查。我们还表明，恒星质量在10^5 ~ 10^7太阳质量之间的星系，其恒星质量与总质量的比值增加了约2倍，这是根据（次）晕质量函数与观测星系质量函数的丰度匹配推断出来的。此外，我们发现，低质量的subhaloes的一个重要部分是完全没有恒星。考虑到10^10太阳质量以下的暗晕的存在，进一步减少了可观测天体的丰度，并导致在10^9 - 10^10太阳质量的晕中星系的恒星与总质量比的推断增加了2 - 10倍。这在很大程度上调和的丰度匹配结果与个别矮星系的运动学在λ-CDM。我们提出了近似修正的对象的质量来自纯暗物质计算占重子效应。
2013-04-24 astro-ph.CO
Understanding the nature of luminous red galaxies (LRGs): Connecting LRGs to central and satellite subhalos
我们开发了一种新的丰度匹配方法来构建一个模拟目录的发光红星系（LRGs）在SDSS，使用目录的晕和subhalos在N体模拟的LCDM模型。由于观测结果表明LRG是被动演化的大质量早期型星系，典型年龄>5Gyr，我们假设z=2（z2-halo）的模拟晕是今天观测到的LRG宿主subhalo的祖先，我们将每个祖先z2-halo中最紧密结合的粒子标记为LRG“恒星”。然后，我们按照z2-晕质量的降序排列，将包含这些恒星的暗晕确定为z=0.3（SDSS红移），直到匹配暗晕的共动数密度变得与SDSS LRG的测量数密度相当，n=10^{-4}（h/Mpc）^[3]。一旦确定了上面的规定，我们唯一的自由参数是在z=2处识别的晕的数密度，并且该参数被固定以匹配在z = 0.3处观察到的数密度。通过跟踪每个祖先z2-晕的后续合并和组装历史，我们可以直接计算，从模拟目录，中央和卫星LRG的分布和它们的内部运动在每个主机晕在z=0.3。虽然SDSS LRGs是从SDSS图像中通过星等和颜色切割选择的星系，并且不一定是恒星质量选择的样本，但我们的模拟目录再现了许多SDSS测量结果：中心和卫星LRGs的晕占据分布，LRGs的投影自关联函数，LRGs与背景星系形状的互相关（LRG星系弱透镜），和非线性红移空间畸变效应，上帝的手指效应，在角平均红移空间功率谱。
2013-06-06 astro-ph.CO
What determines satellite galaxy disruption?
在等级结构的形成中，暗物质晕与较大的晕合并后可以作为亚晕存在。这些暗晕很可能是可见星系的宿主。虽然密集的晕环境迅速剥离了暗物质，但致密的发光物质可以在一段时间内保持完整，使得星系与严重剥离的暗物质的对应关系不清楚。许多星系演化模型假设卫星星系最终会与中央星系合并，但这忽略了卫星潮汐破裂的可能性。我们使用一个高分辨率的宇宙体积的$N$体模拟探索卫星星系合并/破裂的标准的基础上暗物质subhalo动力学。我们探讨的影响，卫星合并/中断的晕占领分布和径向轮廓的残余物。使用丰度匹配分配恒星质量/光度的subhalos，我们比较观察到的星系团，卫星分数，集群卫星光度函数，发现subhalos重现这些观测值在所有尺度上。我们的结果意味着，对应于>0.2L* 星系的卫星暗晕必须在落入时被很好地分辨到其质量的1-3%，才能有力地追踪星系人口。我们还探讨了一个简单的分析模型的基础上的动力学摩擦卫星星系的下落，发现我们的subhalo目录和观测结果很好的协议。
2010-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolution of the apparent discrepancy between the number of massive subhaloes in Abell 2744 and ΛCDM
Schwinn等人（2017）最近比较了Jauzac等人（2016）在Abell 2744的引力透镜分析中发现的大质量子结构的丰度和分布。Schwinn等人（2017）确定了测量的投影孔径质量与MXXL N体模拟中与subhaloes相关的实际质量。我们已经使用高分辨率的凤凰星系团模拟表明，这样的识别是不正确的：光圈质量占主导地位的质量在身体的集群，恰好是沿着视线投射到subhalo。这种增强的倍数从几倍到100倍以上不等，特别是对于预测的靠近星团中心的半晕。我们在我们的模拟计算光圈质量的subhaloes，并将它们的测量阿贝尔2744。我们发现Abell 2744的数据与ΛCDM的匹配预测非常一致。我们提供了进一步的预测孔径质量函数的subhaloes在理想化的调查与不同的质量检测阈值。
2018-05-01 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
Galaxy-group (halo) alignments from SDSS DR7 and the ELUCID simulation
基于Sloan数字巡天（SDSS）观测的星系和ELUCID约束模拟的相应重建区域的暗晕，研究了中心星系相对于星群表中主星系群的排列，以及ELUCID模拟中中心星系相对于相应暗晕的排列。利用一种新的邻域丰度匹配方法，将观测到的Galerkin与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。在观测中，发现星系的主轴优先与其宿主星系群的主轴对齐。星系群的排列有一个颜色依赖性，即红色的中心比蓝色的中心沿着它们的主星系群的主轴有更强的排列。结合观测中的星系和ELUCID模拟中的subhalos，我们还发现，中央星系的长轴在ELUCID模拟中与其相应的subhalos的长轴对齐。我们发现，星系群和星系subhalo对齐的信号更强的星系在更大质量的晕。我们发现，模拟中的主晕与SDSS匹配的子晕系统之间的对准比观测中的星系群对准稍强。
2020-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The tidal evolution of dark matter substructure -- I. Subhalo density profiles
准确预测暗物质晕的丰度和结构演化对于理解星系形成、模拟星系成团和限制暗物质的性质至关重要。由于次晕演化的非线性性质，宇宙学的$N$体模拟仍然是其主要的研究方法。然而，最近的研究表明，这种模拟仍然受到人为干扰的严重影响，减少了小规模的信息内容，降低了所有模拟校准半分析模型的可靠性。在本文中，我们利用最近发布的DASH库的高分辨率，理想化的模拟subhaloes的潮汐演变，这是不受阻碍的数值overmerging由于离散噪声或力软化，校准改进的，更准确的模型subhaloes的密度分布的演变，经历潮汐加热和剥离在其主机晕。通过测试以前的研究结果，潮汐截断subhalo的结构演变完全取决于剥离的质量的分数，独立的剥离的细节，我们确定了一个额外的依赖于初始subhalo浓度。我们提供了显着改进的拟合函数的subhalo密度分布和结构参数（$V_\mathrm{max}$和$r_\mathrm{max}$），是畅通无阻的数值系统学和适用于广泛的参数空间。该模型将是未来半解析处理子结构演化的一个组成部分，可用于预测关键量，如演化的次晕质量函数和湮灭助推因子，并验证此类计算与宇宙学模拟。
2019-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Galaxy-Galaxy Lensing Measurement of Satellite Halo Mass in the CFHT Stripe-82 Survey
我们从SDSS光谱星系构建的星系群目录中选取卫星星系，利用CFHT/MegaCam Stripe-82巡天中提取的源目录测量这些星系周围的切向剪切，以约束与它们相关的暗晕质量。在质量范围为[10^{13}，5 × 10 ^{14}]h^{-1} M_{sun}的卫星群周围测量透镜信号，发现与理论预期吻合得很好。用截断的NFW剖面拟合数据，我们得到了平均晕下质量log M_{sub} = 11.68 \pm 0.67（对于到中心星系的投影距离在[0.1，0.3] h^{-1}Mpc范围内的卫星），log M_{sub} = 11.68 \pm 0.76（对于到中心星系的投影距离在[0.3，0.5] h^{-1}Mpc.最适合的subhalo质量是相当于截断subhalo质量分配给卫星星系使用丰度匹配和约5至10倍高于平均恒星质量的透镜卫星星系。
2013-12-12 astro-ph.CO
DASH: a library of dynamical subhalo evolution
暗物质子结构的丰度和人口统计对于天体物理学的许多领域都很重要，而宇宙学$N$ -体模拟一直是研究它们的主要工具。然而，它最近变得很清楚，模拟是受数值文物，这妨碍了适当的治疗的潮汐演变的subhaloes。不幸的是，也没有精确描述晕下演化的分析模型。因此，我们提出了一个理想化的，高分辨率的$N$体模拟的潮汐演变的个人subhaloes，可用于校准半解析模型和补充宇宙学模拟库。模拟的重点是较小的合并，即，次晕的质量比主晕的质量小得多，因此动力摩擦的影响可以忽略不计。这种设置允许通过一个固定的分析潜力建模的主机晕。其次是$N$体计算的动力学演化的subhaloes。在库中，四个参数，其中两个特征的subhalo轨道相对于主机晕，和主机和subhalo的两个浓度，在宇宙学模拟中遇到的范围内变化。我们展示了几个有代表性的例子，从图书馆，说明了subhalo质量和速度色散剖面的演变。此外，我们公开了一个基于随机森林回归的subhalo质量演化的预训练非参数模型。该模型能够在0.1dex水平上对模拟数据进行插值，并提供了对数据的有效访问，以便进一步用于建模。
2019-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST lensed quasar dark matter survey IV: Stringent warm dark matter constraints from the joint reconstruction of extended lensed arcs and quasar flux ratios
University of Chicago（芝加哥大学）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Stony Brook University（石溪大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过JWST MIRI观测数据，利用强引力透镜四象限成像的观测结果，对暗物质的自由流长度和子晕数量进行了测量，并通过联合重建扩展的强引力透镜弧和类星体流量比，获得了更精确的暗物质约束。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Three-Point Correlation Functions and Halo/Subhalo Models
本文给出了Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的光度相关红移空间三点关联函数（3 PCF）的测量结果。我们比较3 PCF测量的预测从三个不同的晕和subhalo模型。一个是晕占据分布（HOD）模型，另两个是晕下丰度匹配（SHAM）模型的扩展，允许中心星系和卫星星系在主晕和晕下具有不同的占据分布。所有模型中的参数被选择为最好地描述同一组星系的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）。对于最明亮的星系样本，所有三个模型的预测都与3 PCF测量结果吻合良好，而HOD模型在匹配较暗样本（亮度阈值低于$L^*$）的3 PCF时表现更好，这与拟合2 PCF的情况趋势相似。将模型3 PCF分解为不同类型的星系三胞胎的贡献表明，在小尺度上，3 PCF对三角形形状的依赖性是由非线性红移空间畸变（而不是由固有的晕形状）驱动的，而在大尺度上，它反映了非线性结构。分解还揭示了更详细的差异，在三个模型，这是有关的径向分布，平均占有函数，和晕内的卫星星系的速度分布。结果表明星系3 PCF可以进一步帮助约束上述星系晕关系和检验理论模型。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Probing Dark Matter Subhalos in Galaxy Clusters Using Highly Magnified Stars
背景星系中的发光恒星跨越透镜焦散的前景星系团可以单独检测到由于极端的放大系数的$\sim 10^2$ - $10^3$，最近观察到的深HST图像。我们提出了一种直接的方法来探测暗物质subhalos在星系团的存在，通过测量天体测量扰动，他们诱导的放大恒星或明亮的团块的图像位置：subhalos透镜打破了一个光滑的临界曲线的对称性，跟踪的中点接近的图像对。对于巨大的弧在$z = 0.725$背后的透镜集群阿贝尔370在$z = 0.375$，一个有前途的目标，用于检测图像对恒星，我们发现，subhalos的质量范围$10^6$ - $10^8\,M_\odot$与丰富的预测在冷暗物质理论通常应印在$20$ - $80\,{\rm mas}$的水平上的天体测量失真。我们估计，$\sim 10\,$小时与JWST在$\sim 1$ -$3\,μ{\rm m}$集成可能会发现几个放大的明星，其图像的双重将揭示subhalo诱导的结构的临界曲线。这种方法可以探测的动态范围内的subhalo集群晕质量比$m/M \sim 10^{-7}$ - $10^{-9}$，从而放置新的限制暗物质的性质。
2018-10-13 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
Halo and Subhalo Demographics with Planck Cosmological Parameters: Bolshoi-Planck and MultiDark-Planck Simulations
我们报告并提供拟合函数的丰富的暗物质晕和subhalos作为质量，圆速度和红移的函数从新的Bolshoi-普朗克和MultiDark-普朗克$Λ$ CDM宇宙学模拟，普朗克宇宙学参数的基础上。我们还报告了晕质量吸积率，这可能与星系恒星形成率。我们发现，更高的宇宙学物质密度的普朗克参数相比，WMAP参数导致更高丰度的大质量晕在高红移。我们发现，中位数晕自旋参数$λ_{\rm B} = J(2M_{\rm vir}R_{\rm vir}V_{\rm vir})^{-1}$是几乎独立的红移，导致预测的星系大小的演变是一致的观测，而显着减少与红移中位数$λ_{\rm P} = J|E|^{-1/2}G^{-1}M^{-5/2}$预测更多的星系大小比观察到的减少。使用Tully-Fisher和Faber-Jackson的星系速度和质量之间的关系，我们表明，一个简单的模型，星系速度是如何与晕最大圆速度导致宇宙恒星质量密度的增加过度预测的红移增加超过红移$z\sim1$，这意味着这样的速度质量关系必须改变红移$z>1$。通过一个现实的模型，如何观察到的星系速度与晕圆速度，我们表明，最近的光学和无线电观测的星系丰度与我们的$Λ$ CDM模拟吻合得很好。我们的光环人口统计数据基于更新版本的\rockstar \和\ctrees \代码，本文包括解释其所有输出的附录。本文是一系列相关论文的介绍，介绍了…
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo statistics of galactic halos: beyond the resolution limit
我们研究的子结构人口银河系（MW）的质量晕在$Λ$ CDM宇宙学使用一种新的程序外推subhalo数统计超出N体模拟的分辨率限制。该技术恢复的平均值和方差的晕下丰度，但不是它的空间分布。它扩展了动态范围，在此范围内可以进行精确的统计预测，相当于以50倍的分辨率进行模拟，而无需额外的计算成本。我们将这种技术应用于MW质量的晕，但它可以很容易地应用于任何质量的晕。我们发现高达$20\%$更多的子结构中MW质量晕比以前的研究中发现的。我们的分析降低了质量的MW晕需要容纳的观察，MW只有三个卫星的最大圆速度$V_{max}\ge30 km/s$在$Λ$ CDM宇宙学。具有类似于MW中的亚晕布居的概率对于维里质量为$20\%$，对于质量大于$M_{200}=2\times10^{12} M_\odot$的晕为$M_{200}=1\times10^{12} M_\odot$，几乎为零。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
