Amending the halo model to satisfy cosmological conservation laws
大尺度结构的晕模型是理论宇宙学家最有力的工具之一，它提供了对宇宙非线性结构的唯象描述。然而，众所周知，没有简单的方法在晕模型中施加守恒定律。这会严重损害对大尺度观测量的预测，例如弱透镜效应或运动学的Sunyaev-Zel'dovich效应，它们应该分别满足质量和动量守恒。例如，标准光晕模型在尺度$>20$度上通过$> 8\%$过度预测弱透镜功率谱。为了解决这个问题，我们提出了一个$Amended ~ Halo ~ Model$，明确分离线性扰动$compensated$晕配置文件。这保证遵守守恒定律，以及大尺度上的线性理论预测。然后，我们提供了一个简单的补偿晕轮廓的拟合函数，并讨论了1-halo和2-halo项的修正预测，以及其他宇宙学观测，如弱透镜功率谱。此外，我们认为，修正的晕模型提供了一个更准确的框架来捕捉宇宙结构形成过程中发生的物理效应。
2020-05-18 astro-ph.CO
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
Remapping dark matter halo catalogues between cosmological simulations
我们提出并测试了一种方法，用于修改从给定的宇宙学模拟产生的暗物质晕的目录，使其类似于具有完全不同的一组参数的模拟结果。这扩展了Angulo & White（2010）的方法，该方法从模拟中重新缩放完整的粒子分布。直接与晕目录一起工作提供了速度上的优势，并且还允许修改晕的内部结构以解释宇宙学之间的非线性差异。我们的方法可以直接用于晕目录在一个独立的方式，没有任何额外的信息的整体密度场：虽然大规模的位移场所需的方法，这可以推断出单独的晕目录。我们证明了我们的方法的概念，通过重新调整的物质只有模拟没有重子声学振荡（BAO）功能，一个更标准的LCDM模型包含一个宇宙学常数和BAO信号。结合晕占领的方法，这种方法提供了一个基础，跨越广泛的宇宙学参数的模拟星系样本的快速生成。
2014-12-01 astro-ph.CO
The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance
本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。
2024-08-08 astro-ph.CO
How Biased Are Halo Properties in Cosmological Simulations?
几十年来，宇宙学N体模拟一直是理论学家的主要工具，但这些模拟所面临的许多数值问题仍然没有得到探索。本文测量了这些大的，暗物质的模拟，影响其暗物质晕的属性的数值偏差。我们比较了许多模拟套件，以提供一些工具，模拟器和分析师，这有助于减轻这些偏见。我们总结了我们的比较与实际的“收敛极限”，可以应用到广泛的晕属性，包括传统上被忽视的测试文献的晕属性。我们还发现，不同的模拟预测的晕属性可以偏离彼此出乎意料的高分辨率。我们表明，许多晕属性强烈依赖于力软化尺度，这种依赖性导致了许多模拟之间的测量分歧。我们提供了一个经验模型来估计这样的效果的旋转曲线的晕人口的影响。这个模型可以作为未来的经验模型在其他晕属性的偏见的模板。
2020-08-19 astro-ph.CO
How well do cosmological simulations reproduce individual-halo properties?
星系形成的宇宙学模拟通常依赖于恒星形成的处方和反馈，这些处方和反馈取决于晕的性质，如晕质量、中心过密度和维里温度。在本文中，我们解决个别晕属性的收敛性，根据它们的粒子数N，特别是集中在质量的晕附近的分辨率限制的模拟。虽然它已经建立了晕质量函数采样平均下降到N~30粒子，我们表明，个别晕属性表现出显着的分散，和一些系统的偏见，作为一个接近分辨率极限。我们使用Gadget 2和Enzo程序进行了一系列的宇宙学模拟，总粒子数为N_p=64^3到N_p=1024^3，在模拟箱中保持相同的大尺度结构。我们考虑从l_{box} = 8 Mpc/h到l_{box} = 512 Mpc/h的盒子来探测不同的晕质量和形成红移。我们在不同的分辨率下交叉识别盒子中的暗物质晕，并测量它们属性的散射。单个晕质量的不确定性取决于粒子的数量（比例近似为N^{-1/3}），但密度峰值越罕见，其识别就越可靠。晕的维里半径是非常稳定的，并且对于N>30的晕可以无偏差地测量。相比之下，当N<100时，包含25%总晕质量的球体内的平均密度被严重低估（超过2倍），晕自旋被适度高估。如果在宇宙学模拟中使用次网格物理，我们建议用N>100个粒子来分辨罕见的晕（~3sigma峰值），用N>400个粒子来分辨常见的晕（~ 1 sigma峰值），以避免过多的数值噪声和结果中可能的系统偏差。
2010-01-27 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics: III. Halo catalogs, merger trees, and host-subhalo relations
实际上，任何涉及暗物质晕的研究都依赖于它们的半径、质量以及它们是否是次晕的定义。晕圈边界通常被定义为包括球形过密度对比（如R200 c，Rvir和R200 m），但不同的阈值导致半径和质量的显着差异。回溅半径最近被建议作为一个更物理动机（通常更大）的晕边界，增加了定义的范围。通常很难评估一个特定选择的影响，因为大多数光环星表只包含一个或几个定义，通常只有一组主-次光环关系。为了缓解这个问题，我们提出了14个N体模拟的LambdaCDM和自相似宇宙的晕目录和合并树。在ROCKSTAR星表的基础上，我们用SPARTA程序计算了附加的晕性质，并将它们与原始星表重新组合。新的星表包含了许多不同的球形超密度和回溅半径和质量，最重要的是，每个定义的主-次晕关系。我们还提出了一种新的合并树格式，其中数据存储为压缩的二维矩阵。我们进行基本的测试不同的定义之间的关系，并提出了一个更新的模型的回溅球的高密度连接。SPARTA代码以及我们的目录和合并树都是公开的。
2020-11-23 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Weak Lensing Peaks: Can Halo Models Accurately Predict Peak Counts?
为了从下一代大型高精度弱透镜（WL）巡天（例如Euclid，Roman，LSST）中提取完整的宇宙学信息，需要利用高阶统计量来探测大尺度结构（LSS）的小尺度非线性区域。WL峰值计数，追踪宇宙网中的超密度，是一个有前途的和简单的统计约束宇宙学参数。WL峰的物理起源以前被链接到沿视线的暗物质晕，这种峰晕连接已被用于开发各种半解析晕为基础的模型，用于预测峰值计数。在这里，我们研究了WL峰值的起源和基于光晕的WL峰值计数模型的有效性，使用一套光线跟踪N体模拟。我们比较WL峰值收敛地图从完整的模拟到那些在地图中创建的粒子与晕-后者扮演的角色，一个“完美的”晕模型。我们发现，虽然光环的贡献是能够复制峰计数定性好，光环并不能解释所有WL峰。晕特别低估了负峰，这与沿视线的大规模欠密区域的局部密度过高有关。此外，对于大于$\geq$ 100 deg $^{2}$的测量，忽略非光晕对峰计数的贡献会导致参数（$Ω_{\rm m}$、$σ_{8}$）出现显著偏差。我们的结论是，宇宙网络的其他元素，外部和远离暗物质晕，需要纳入WL峰的模型，以推断无偏见的宇宙学约束。
2022-02-28 astro-ph.CO
Reconstructing the distribution of haloes and mock galaxies below the resolution limit in cosmological simulations
我们提出了一种方法，用于填充暗物质模拟与质量低于分辨率限制晕。它是基于随机抽样的一个领域来自密度场的晕目录，使用的约束条件晕质量函数n（m| δ）。我们测试的方法的准确性，并显示其应用的背景下，建立模拟星系样本。我们发现，这种技术可以精确再现的两点统计的星系在模拟样本用这种方法构建。我们的研究结果表明，完整的信息内容的模拟可以有效地沟通，只使用一个目录的更大规模的晕。
2013-07-18 astro-ph.CO
A solution to the problems of cusps and rotation curves in dark matter halos in the cosmological standard model
我们讨论了在宇宙学标准模型中，维里化暗物质（DM）晕形成的原始密度不均匀性演变的内部结构的各个方面。主要的重点是研究中心尖点/核心和DM晕旋转曲线的配置文件，揭示理论，数值模拟和观测之间的分歧的问题。作者提出了一种描述平衡DM系统的方法，该方法可以分析地研究这些复杂的非线性结构，并将晕内的密度分布剖面与初始小尺度非均匀性场的参数和引力压缩物质的非线性弛豫特性联系起来。它表明，宇宙学的随机运动的物质“加热”的DM粒子在崩溃的晕，抑制尖状密度分布在发展中的晕，促进DM核心在星系中的形成，并提供了一个解释观测到的和模拟的星系旋转曲线之间的差异。在这种方法中得到的分析结论可以证实的N-体模型模拟，一旦提高空间分辨率实现中央晕区。
2012-09-03 astro-ph.CO
Inner structure of dark matter halos at high $z$ in cosmological models with non-power-law primordial spectra
本文研究了三个非幂律原初谱宇宙学模型中暗物质晕的密度分布，发现其仍接近Navarro-Frenk-White分布，且最内层斜率随$z$的演化可用于区分宇宙学模型。
2024-11-12 astro-ph.CO
Nonlinear Bias of Cosmological Halo Formation in the Early Universe
我们提出了估计的非线性偏差的宇宙学晕形成，跨越了广泛的范围内的晕质量从$\sim 10^{5} M_\odot$到$\sim 10^{12} M_\odot$，基于一套高分辨率的宇宙学N体模拟和理论预测。在不同的滤波尺度下，晕轮偏差用平均偏差和随机性作为局部超密度（$δ$）的函数来表示，局部超密度被实现为均匀网格中单个单元的密度。采样的过密度范围足够宽，以提供对晕形成的完全非线性偏置效应。$δ$和晕人口过密$δ_h$之间的强相关性被发现，随着相当大的随机性。我们发现，经验平均晕偏差匹配，具有良好的精度，预测的峰值背景分裂方法的基础上的偏移集形式主义，只要使用的经验，全球平均晕质量函数。因此，这种偏差形式主义是不敏感的不确定性所造成的不同晕识别方案，并可以普遍适用。我们还发现，有偏晕数的概率分布函数具有比纯泊松散粒噪声更宽的分布，这归因于亚细胞尺度晕相关。我们明确地计算这个关联函数，并表明，过密和欠密区域具有正相关性，导致随机性大于泊松散粒噪声的范围内的晕和晕崩溃时代，我们研究。
2015-04-01 astro-ph.CO
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
Scale Dependence of Halo Bispectrum from Non-Gaussian Initial Conditions in Cosmological N-body Simulations
研究了非高斯初始条件下的晕双谱。基于一组大$N$体模拟，从具有局域型非高斯性的初始密度场出发，我们发现在大尺度压缩组态附近，晕双谱对Fourier空间三角形的形状和尺度有很强的依赖性.晕圈双谱的幅度大致按$f_nl^2$缩放。三角形上的缩放结果与Jeong & Komatsu基于微扰理论的预测一致。我们系统地研究了这种依赖性与不同的红移和晕质量阈值。结果表明，在较高的红移质量晕，晕双谱的$f_nl$依赖性更强。这一特征在未来的深星系和宽星系红移巡天中可以作为暴胀情景的有用参考。
2010-07-02 astro-ph.CO
Suppression of accretion onto low-mass Population III stars
最近的理论工作表明，相当一部分的人口（流行）III星可能有足够低的质量，他们生存到今天，我们认为的作用，吸积的金属富集气体可能已经改变了他们的表面成分，从而伪装成流行II星。我们证明，如果弱，太阳风发射的低质量的Pop III星形成的银河系的暗物质晕的祖先，那么这样的恒星很可能避免显着富集通过吸积的物质从星际介质。我们发现，在早期吸积是很容易防止的，如果恒星从中央地区的晕，他们形成，无论是通过动态相互作用与更大的波普III星，或通过暴力松弛晕合并。虽然吸积仍然可能发生在通过足够密集的分子云在以后的时间，我们发现，这样的通道的概率一般很低（< 0.1），假设恒星的速度的顺序的最大圆周速度的主机晕和帐户的轨道衰变合并晕。反过来，由于吸积到速度更高的恒星上所需的气体密度更高，我们发现在z > 10时形成的Pop III恒星子集的吸积概率更低（~ 0.01），它们比在较低红移时形成的恒星更快地融入大质量晕。虽然没有先验的理由假设低质量的Pop III恒星没有类似太阳的风，但没有它们，通过吸积的表面富集可能是不可避免的。我们简要讨论了我们的研究结果对恒星考古学的影响。
2010-12-16 astro-ph.CO
Imprints of Dark Energy on Cosmic Structure Formation: III. Sparsity of Dark Matter Halo Profiles
我们使用暗能量宇宙模拟系列（DEUSS）中的一组高分辨率大体积宇宙学N体模拟研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响。我们首先集中在分析的拟合优度的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，我们发现，以不同的晕质量和红移。我们还发现，与NFW不匹配的光环比例随着宇宙学的变化而变化，从而表明具有扰动密度分布的光环的质量聚集体携带着暗能量的特征信号。为了独立于任何参数配置文件访问此信息，我们引入了一个新的可观测量：晕稀疏度$s_Δ$。这被定义为质量比$M_{200}/M_Δ$，即半径为$r_{200}$的球体内的质量与半径为$r_Δ$的球体内的质量之比，分别包围200和$Δ$乘以平均物质密度。我们发现，平均稀疏度几乎是独立的总晕质量，而它的值可以推断，以优于百分之几的比例的集成晕质量函数在超密度$Δ$和200分别。这提供了一个一致性关系，可以验证观测测量的晕稀疏。最重要的是，稀疏性随底层暗能量模型而显着变化，从而提供了另一种宇宙学探测。
2013-11-17 astro-ph.CO
Core-Halo Mass Relation in Cosmological Vector Dark Matter
Southwest University（西南大学）；King’s College London（伦敦国王学院）
该研究用三分量薛定谔-泊松模拟探究宇宙学矢量暗物质中的核晕关系，从矢量场初始条件出发，发现非线性演化及普罗卡星凝聚体，得出两者质量经验关系，还研究了物体矢量场结构，为相关未来研究提供重要输入。
2026-08-05 astro-ph.CO
Pushing down the low-mass halo concentration frontier with the Lomonosov cosmological simulations
我们介绍了罗蒙诺索夫套件的高分辨率N体宇宙学模拟，涵盖了一个完整的盒子大小为32 $h^{-1}$ Mpc与低质量分辨率粒子（$2\times10^7$ $h^{-1}\,M_\odot$）和三个放大模拟过密，欠密和平均密度区域在更高的粒子分辨率（$4\times10^4$ $h^{-1}\,M_\odot$）。这个模拟套件的主要目的是将暗物质晕的浓度-质量关系扩展到大型宇宙学模拟中通常可用的质量以下。三个不同的密度区域可在更高的分辨率提供了一个更好的了解当地环境对晕浓度的影响，已知是潜在的重要的小模拟箱和小晕群众。然而，我们发现的校正是小的相比，晕浓度的分散。我们的结论是，变焦模拟，尽管其有限的宇宙体积的代表性，可以有效地用于测量晕浓度至少在晕质量探测我们的模拟。在任何情况下，在对这种效应进行精确表征之后，我们开发了一种强大的技术，可以将变焦模拟中发现的浓度值外推到更大的体积，具有更高的准确性。总之，罗蒙诺索夫提供了一个测量晕质量范围$10^7-10^{10}$ $h^{-1}\,M_\odot$的浓度-质量关系的极好的晕统计。这项工作代表了测量晕浓度的第一个重要步骤，但在中间，尚未广泛探索晕质量尺度，下降到最小的。所有罗蒙诺索夫的数据和文件都是公开的，供社区使用。
2017-09-06 astro-ph.CO
Population III Star Formation in an X-ray background: I. Critical Halo Mass of Formation and Total Mass in Stars
宇宙中形成的第一批发光天体产生FUV和X射线波段的辐射背景，影响第三星族恒星的形成。利用宇宙流体动力学网格的放大模拟，我们探讨了莱曼-华纳（LW）和X射线辐射背景对第三星族恒星形成的临界暗物质晕质量和每个晕的恒星总质量的影响。我们发现LW辐射背景降低了H $_2$分数，延迟了星族III星的形成。另一方面，X射线辐射预期坍缩的红移，并降低了临界晕质量，除非X射线背景太强，气体加热关闭气体坍缩到晕中，并阻止恒星形成。因此，X射线背景可以使形成第三星族恒星的暗物质晕的数量增加约十倍，但每个晕中形成的恒星的总质量减少。这是因为X射线辐射增加了坍缩气体的分子分数，降低了坍缩气体的最低温度（或相当于准流体静力核心的质量），因此减缓了气体在中央原恒星上的吸积。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the road to percent accuracy III: non-linear reaction of the matter power spectrum to massive neutrinos
我们使用Cataneo等人2019年的晕模型反应框架，分析了大质量中微子对总物质功率谱引起的非线性效应。在这种方法中，晕模型被用来确定由超越和谐宇宙学的新物理引起的物质功率谱的相对变化。利用标准的晕丰度和晕质量浓度关系拟合函数，预测了大质量中微子存在时的总物质功率谱，其精度可达$k=10 \, h \, {\rm Mpc}^{-1}$ .我们发现，使用$N$体模拟细化晕属性的处方提高了恢复的准确性，优于1%。本文作为另一个演示如何晕模型反应框架，结合一套标准的$Λ$ CDM模拟，可以恢复超$Λ$ CDM物质功率谱的精确预测，以及进入非线性制度。
2019-11-20 astro-ph.CO
Testing the parametric model for self-interacting dark matter using matched halos in cosmological simulations
本研究利用宇宙学模拟中的匹配暗物质晕检验SIDM参数化模型，发现其对晕结构的预测偏差多数在10%-50%内，可有效将CDM晕映射为SIDM晕，适用于小尺度结构分析。
2025-01-17 astro-ph.CO
Cosmological shock waves: clues to the formation history of haloes
在宇宙结构的形成和演化过程中产生的冲击波编码了宇宙分层形成的关键信息。我们分析了专注于宇宙学冲击波研究的$Λ$ CDM宇宙学中的欧拉AMR氢+N体模拟。冲击捕捉算法的组合，连同使用晕发现者，使我们能够研究的形态结构的冲击模式，冲击细胞的统计特性，以及宇宙学冲击波之间的相关性出现在不同的尺度和属性的晕窝藏他们。模拟中的冲击可以分为两大类：与晕内演化事件相关的内部弱冲击和与大规模事件相关的外部强冲击。激波分布函数包含不同激波的丰度和强度的信息，它可以用双幂律拟合，在马赫数为20附近斜率出现突变。我们引入一个广义的标度关系，相关的平均马赫数的维里半径内的晕和他们的维里质量。在这个平面上，晕占据不同的领域，根据其早期的演化历史：那些与安静的演变有一个几乎恒定的马赫数独立于他们的质量，而晕经历重大合并事件，在他们的演变非常早期显示出与他们的质量线性相关。在高红移处，晕分布在这种标度关系中形成了一种L型图案，这种图案由于晕的演化而发生变化。通过对冲击波在晕周围传播速度和大小的分析，可以对晕的形成时间和主要特征提供一些线索。（节录）
2012-10-04 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
Cosmological free-free emission from dark matter halos in the $Λ$CDM model
我们研究了由暗物质晕引起的漫射背景自由-自由辐射。由于暗物质晕是电离热等离子体的宿主，它们可能是宇宙学自由-自由发射的重要来源。我们评估的全球背景强度和各向异性的自由-自由发射。我们发现，占主导地位的贡献来自暗物质晕的质量接近金斯质量，$M_{\mathrm{halo}}\sim 10^{10} M_\odot$，周围的红移$z \sim 3$。因此，自由-自由辐射的强度对形成这种小质量暗物质晕的小尺度原始曲率扰动很敏感。虽然我们得到的整体各向异性的自由-自由辐射的强度小于在高星系区观测到的自由-自由辐射的$10\%$能级，但我们发现即使在谱指数和运行的参数集中，自由-自由辐射信号也被$\sim 20 \%$修正，这与最近的Planck结果一致.因此，宇宙学自由-自由信号的测量有可能对小质量暗物质晕的丰度和曲率扰动（包括光谱指数和运行）提供更严格的约束，同时需要通过多频射电观测或与星系巡天或21厘米强度图的互相关研究来仔细去除银河系自由-自由发射。
2022-09-29 astro-ph.CO
On the starting redshift for cosmological simulations: Focusing on halo properties
本文系统地研究了在高度非线性区域中改变起始红移z_i对宇宙学模拟的影响。我们的主要焦点在于暗物质晕的（个体）属性-即质量，自旋，三轴性和浓度-我们发现即使z_i的实质性变化也只留下很小的印记，至少对于探测的质量范围M \in [10^{10}，10^{13}] Msun/h以及在红移z=0时进行研究。我们进一步比较模拟开始使用标准Zel'dovich近似运行的基础上产生的初始条件与二阶拉格朗日摄动理论。在这里，我们观察到同样的现象，即暗物质晕的研究（内部）属性的差异实际上是不可检测的。这些发现（探测质量范围）与文献中的其他工作一致。因此，我们的结论是，通常使用的技术建立宇宙学模拟导致稳定的结果，在红移z=0的质量，自旋参数，三轴度，和浓度的暗物质晕。
2009-04-01 astro-ph.CO
Scaling relations of Fuzzy Dark Matter haloes I: individual systems in their cosmological environment
暗物质模型涉及一个非常轻的玻色子粒子，通常被称为模糊暗物质（FDM），最近吸引了宇宙学界的极大兴趣，因为他们的波状现象将同时解释长期错误检测的暗物质粒子，并有助于缓解小规模的问题与标准的冷暗物质（CDM）的情况。在目前的工作中，我们发起了一系列的论文，旨在调查FDM结构的演化与我们的N-体代码AX-GADGET进行的宇宙学框架中，详细介绍了在文献中的第一次如何的孤子核心和主机晕属性之间的实际标度关系显着影响的动力学状态，形态和合并历史的个别系统。特别是，在这第一篇论文中，我们确认AX-GADGET正确再现典型FDM孤子核心的能力，我们用它来研究8个FDM晕在其宇宙学背景下的非线性演化，通过放大模拟方法。我们发现，以前的工作中确定的孤立系的标度关系一般修改晕在现实的宇宙学环境中的演变，似乎是有效的，只有作为一个限制最宽松和球对称系统。
2020-07-02 astro-ph.CO
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
Joint halo mass function for modified gravity and massive neutrinos I: simulations and cosmological forecasts
我们提出了一个晕质量函数准确的完整相关的胡-Sawicki $f(R)$参数空间的基础上球形塌缩计算和校准的一套修改后的重力$N$体模拟，包括大量的中微子。我们调查的能力，目前和即将到来的星系团观测检测偏离广义相对论，同时限制总中微子质量，包括系统的不确定性。我们的研究结果表明，大质量中微子和修正引力效应之间的简并性是目前寻找新的星系团引力物理的限制因素，但未来的调查将能够打破简并性。
2018-06-19 astro-ph.CO
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Satellite Kinematics III: Halo Masses of Central Galaxies in SDSS
我们利用卫星星系的运动学，围绕中央星系的暗物质晕的质量和中央星系的性质之间的标度关系推断。利用Sloan数字巡天的星系，研究了中心星系的晕质量-光度关系（MLR）和晕质量-恒星质量关系（MSR）。特别是，我们专注于这些标度关系的中央星系的颜色的依赖。我们发现，红色的中央星系平均占据更多的质量比蓝色的中央星系相同的光度晕。然而，在恒星质量固定的情况下，红色和蓝色中心的平均晕质量没有明显的差异，特别是对于M* $\lsim$ 10^{10.5} h^{-2} Msun。这表明恒星质量是比光度更好的晕质量指标。然而，我们发现，在固定的恒星质量的晕质量的散射是不可忽略的红色和蓝色的中心。它增加作为红色的恒星质量的函数，但显示出一个相当恒定的行为，蓝色的中心。我们比较了本文中获得的标度关系与其他独立的卫星运动学研究的结果，从SDSS星系群目录的结果，从星系星系弱透镜测量，并从subhalo丰度匹配的研究。总的来说，这些不同的技术产生的MLR和MSR相当好的协议彼此（通常在两个因素），这表明我们正在收敛于一个准确和可靠的描述星系-暗物质连接。我们简要地讨论了各种方法之间的一些剩余的差异。
2010-03-16 astro-ph.CO
Cosmological Entropy and Black Holes in Galactic Halos
在这次演讲中，我们讨论了中等质量黑洞（IMBHs）的远距离源的放大; ESTO搜索研究了事件时间$2 h \lesssim t_0 \lesssim 2 y$相应的质量范围内$10^{-6} M_{\odot} \lesssim M \lesssim 100 M_{\odot}$。我们认为，更大的质量高达$10^6 M_{\odot}$也是相当大的兴趣的论点有关的熵的宇宙。百分之一质量的暗能量可以提供总熵的百分之九十九。
2009-02-28 astro-ph.CO
The universality of the virial halo mass function and models for non-universality of other halo definitions
丰富的星系团可以限制我们宇宙中结构的几何形状和生长。然而，这个探测器可能会因为最近的非普适性声明而变得非常复杂--关于宇宙学模型和红移的非平凡依赖性。在这项工作中，我们分析的依赖性的质量函数的方式晕被确定，并建立如果这可能会导致偏离普遍性。为了探索这种依赖性，我们使用了一组不同的N体宇宙学模拟（Le SBARBINE模拟），其中最新的宇宙学参数来自普朗克合作;这第一套模拟之后是一个较低分辨率的集合，使用不同的宇宙学参数进行。我们识别暗物质晕使用球形过密度算法与不同的过密度阈值（维里，2000 rho_c，1000 rho_c，500 rho_c，200 rho_c和200 rho_b）在所有的红移。我们注意到，当用重新标度的变量nu表示时，维里晕的质量函数几乎是红移和宇宙学的普适函数，而对于我们考虑的其他超密度，情况显然不是这样。我们提供了拟合函数的晕质量函数参数作为一个函数的过密度，允许预测，在百分之几的准确性，晕质量函数的晕定义，红移和宇宙学模型的范围很广。然后，我们展示了如何偏离与其他晕定义的普遍性，可以通过结合的普遍性维里定义的密度轮廓的晕的预期形状。
2015-12-09 astro-ph.CO
The mass-concentration relationship of virialized halos and its impact on cosmological observables
在冷暗物质宇宙起源中，尖形模拟的维里化晕的一个一般性质是它们的浓度与质量成反比。这种行为也在观测中得到了证实，尽管这种所谓的质量-浓度关系的确切形式和分散性存在差异。一些对大质量晕的观测研究表明，相对于Lambda CDM的预期，它们在统计上过于集中。在这里，我们调查的影响，各种已公布的质量浓度关系，无论是从模拟和来自观测，将对其他宇宙学观测，特别是考虑到即将到来的调查。我们发现，透镜剪切的积分测量，如从晕峰计数，是非常敏感的质量和浓度之间的关系，在固定的sigma-8，和一些报告的拟合之间的差距是远远大于在sigma-8本身的不确定性的影响。我们还简要地评估了重子物理学对集群规模可观的影响，使用国家的最先进的模拟，得出的结论是，它是不太可能引起的高浓度报告的一些集群。
2011-05-16 astro-ph.CO
The Mira-Titan Universe. III. Emulation of the Halo Mass Function
我们构建了一个模拟器的晕质量函数组和集群质量尺度的一系列宇宙学，包括动态暗能量和大质量中微子的影响。该模拟器是基于最近完成的米拉-泰坦宇宙宇宙套件的宇宙学$N$ -身体模拟。主要的模拟集跨越了111个宇宙学模型，具有2.1 Gpc的盒子。我们提取晕目录的红移范围$z=[0.0, 2.0]$和质量$M_{200\mathrm{c}}\geq 10^{13}M_\odot/h$。模拟器覆盖由{ $Ω_\mathrm{m}h^2$，$Ω_\mathrm{b}h^2$，$Ω_νh^2$，$σ_8$，$h$，$n_s$，$w_0$，$w_a$ }跨越的8维超立方体;假设空间平坦。我们获得光滑的晕质量函数，通过拟合分段二阶多项式的晕目录，并采用高斯过程回归来构建仿真器，同时跟踪输入晕目录中的统计噪声和回归过程中的不确定性。对于红移$z\lesssim1$，典型的仿真器精度优于$10^{13}-10^{14} M_\odot/h$的$2\%$和$M\simeq 10^{15}M_\odot/h$的$<10\%$。为了进行比较，使用传统的通用形式的晕圈质量函数的拟合函数在$z=0$的$M\simeq 10^{14}M_\odot/h$处可以有高达30\%的偏差。我们的模拟器在\url{https://github.com/SebastianBocquet/MiraTitanHMFemulator}…
2020-08-05 astro-ph.CO
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Cosmological inference with halo clustering reconstructed from the redshift-space galaxy distribution
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）
本文研究了基于圆柱分组方法重建的暗物质团簇对宇宙学参数推断的影响，展示了EFT框架下全形状建模的有效性，证明了重建样本能提供更稳健和精确的参数约束，尤其是对fσ_8和Alcock-Paczynski参数。
2026-04-13 astro-ph.CO
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
Nonlinear Evolution of Cosmological Structures in Warm Dark Matter Models
暗能量主导的暖暗物质（WDM）模型是一种很有前途的宇宙学方案。我们在这个范例中探索大尺度结构的形成。我们以两种不同的方式做到这一点：晕模型方法和高分辨率N体模拟的合奏的帮助下。结合这些准独立的方法，导致物理理解的重要过程，形成的结构。我们详细地研究了WDM的晕质量函数、浓度和线性晕偏置。在所有的情况下，我们发现有趣的偏差相对于CDM。特别是，浓度-质量关系显示营业额组规模的暗物质晕，WDM粒子的顺序质量为~0.25千电子伏的情况下。这可以解释为小尺度上自上而下结构形成的暗示。我们实现我们的结果到晕模型，并找到更好的协议与模拟。在小尺度上，WDM晕轮模型现在表现得和CDM模型一样好。
2012-05-04 astro-ph.CO
Cosmological information content in redshift-space power spectrum of SDSS-like galaxies in the quasi-nonlinear regime up to $k=0.3\,h\,$Mpc$^{-1}$
晕在大尺度结构中的成团特性和奇特的速度携带着丰富的宇宙学信息，涉及从线性到非线性的广泛尺度。我们使用一套高分辨率的$N$体模拟的晕目录构建模拟目录的星系，类似于SDSS的明亮的早型星系在三个红移箱的范围内$0.15\le z\le 0.7$。要做到这一点，我们包括10个滋扰参数模型的变化，每个红移箱的晕星系连接;晕占领分布，和空间和速度分布的星系在主机晕。我们利用不同的模拟星表，计算了类SDSS星系红移空间功率谱的Fisher信息矩阵，这些模拟星表是由模型参数的变化产生的;宇宙学参数（$σ_8$和$Ω_{\rm m}$），晕星系连接参数，宇宙学距离（每个红移仓处的$D_{\rm A}$和$H$参数），用于对红移空间功率谱的表观几何失真（Alcock-Paczynski效应）进行建模。我们表明，结合的四极和四极功率谱的星系允许准确估计的宇宙学参数和宇宙学距离，即使在边缘化的晕星系参数，解除参数退化，否则是不可避免的，如果单独使用两个光谱。当把星系功率谱信息包括到$k=0.3\,h\,$ Mpc $^{-1}$时，我们发现与$k=0.2\,h\,$ Mpc $^{-1}$相比，（$σ_8,Ω_{\rm m},D_{\rm A}$和$H$）的宇宙学信息含量大约增加了6倍。
2020-01-06 astro-ph.CO
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 astro-ph.CO
CSST Cosmological Emulator II: Generalized Accurate Halo Mass Function Emulation
本文基于Kun模拟套件提出了一个通用框架，为多种晕质量定义构建了高精度晕质量函数模拟器，扩展了CSST Emulator，为即将到来的CSST巡天提供快速准确的理论预测工具。
2025-08-15 astro-ph.CO
The Effects of Varying Cosmological Parameters on Halo Substructure
我们研究了不同的宇宙学参数，如WMAP和普朗克任务提供的参数，如何影响暗物质晕子结构的性质和演化。我们使用了一系列平坦的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙学$N$体模拟的结构形成，每个具有不同的功率谱，但相同的初始白噪声场。我们的基准模拟是基于WMAP第七年宇宙学的参数。然后，我们系统地改变了光谱指数，$n_s$，物质密度，$Ω_M$，和归一化的功率谱，$σ_8$，为7个独特的模拟。在这些，我们研究的subhalo质量函数，质量分数，最大圆速度函数，空间分布，浓度，形成时间，吸积时间和峰值质量的变化。我们消除了subhalo属性对主机晕质量的依赖，并在许多主机上进行平均以减少方差。虽然“相同的”subhalos从相同的初始过密度峰值在较高的$σ_8, n_s$，和$Ω_m$模拟吸积较早，并最终质量较低，更接近晕中心在$z=0$，连续subhalos吸积和破坏的过程中，导致这些属性的稳态分布在所有subhalos在一个给定的主机。这种稳态机制消除了宇宙学对上面列出的所有性质的依赖性，除了次晕浓度和$V_{max}$，它们在更高的$σ_8, n_s$和$Ω_m$模拟中保持更大，以及次晕形成时间，它保持更早。我们还发现，用于计算尺度半径和晕发现者使用的数值技术可以显着影响的浓度-质量关系计算的模拟。
2014-03-26 astro-ph.CO
On the Systematic Errors of Cosmological-Scale Gravity Tests using Redshift Space Distortion: Non-linear Effects and the Halo Bias
星系红移巡天观测到的红移空间畸变（RSD）是检验宇宙学尺度引力理论的有力工具，但在未来的大规模巡天观测中必须仔细研究其系统不确定性。在这里，我们采用各种解析模型的RSD和估计的系统误差测量的结构增长率参数，$fσ_8$，引起的非线性效应和晕偏差相对于暗物质分布，使用晕目录从40个实现的$3.4 \times 10^8$共动$h^{-3}$ Mpc $^3$宇宙学N体模拟。我们考虑假设的红移调查在红移z=0.5，1.35和2，和不同的最小晕质量阈值的范围内的$5.0 \times 10^{11}$ - $2.0 \times 10^{13} h^{-1} M_\odot$。我们发现，$fσ_8$的系统误差大大降低到~ 5%的水平，当最近提出的RSD的解析公式，考虑到更高阶的密度和速度场之间的耦合，采用与尺度相关的参数偏差模型。讨论了系统误差与晕质量、红移和最大波数的关系。我们还发现，威尔逊-希尔夫蒂变换是有用的，以提高似然分析的准确性时，只有少量的模式是可用的功率谱测量。
2014-07-09 astro-ph.CO
Cosmological neutrino N-body simulations of dark matter halo
本文介绍了基于天河-2超级计算机和CUBEP$^3$M代码的TianNu宇宙学N体模拟，通过对比分析$2.537\ imes10^7$个暗晕与无中微子模拟的角动量，揭示了特定尺度下角动量模长对中微子注入的依赖性。
2023-07-27 astro-ph.CO
Diffhalos: A Generative Model of Cosmological Lightcones of Dark Matter Halos
Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）
Diffhalos是一种暗物质晕的宇宙光锥生成模型，通过抽取晕质量函数样本、利用归一化流生成质量聚集历史等方法，能准确生成相关样本，还可计算质量函数梯度，用于星系宇宙学理论预测和生成模拟星系目录。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The critical dark matter halo mass for Population III star formation: dependence on Lyman-Werner radiation, baryon-dark matter streaming velocity, and redshift
第三星族恒星的临界暗物质晕质量（$M_{\rm crit}$）可以定义为典型的最小晕质量，它包含了第一颗恒星形成所需的足够冷的致密气体。Lyman-Werner（UV）辐射的存在，可以离解分子氢，以及重子-暗物质流动速度都通过增加$M_{\rm crit}$来延迟Pop III星的形成。在这项工作中，我们约束$M_{\rm crit}$作为莱曼-维尔纳通量（包括自屏蔽），重子-暗物质流，和红移的函数使用宇宙学模拟与大样本的晕，利用自适应网格细化（AMR）代码ENZO。我们提供了一个适合的$M_{\rm crit}$作为这些量的函数，我们希望是特别有用的早期星系形成的半解析模型。此外，我们发现：（i）在没有辐射或流的情况下，测得的$M_{\rm crit}$的红移依赖性是$(1+z)^{-1.58}$，与恒定维里温度一致;（ii）增加紫外背景会增加$M_{\rm crit}$，同时使红移依赖性变陡，直至$(1+z)^{-5.7}$ ;（iii）重子-暗物质流增强了$M_{\rm crit}$，但使对红移的依赖性变平;（iv）这两种效应的结合并不是简单的倍增。
2020-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark-matter halo mergers as a fertile environment for low-mass Population III star formation
虽然第三星族恒星通常被认为是大质量的，但当气体的冷却特别增强时，可能存在通往低质量Pop III恒星的路径。一个可能的途径是在暗物质晕合并过程中增强HD冷却。合并可以导致高电离度，催化HD分子的形成，并且可以将气体冷却到宇宙微波背景（CMB）温度。在本文中，我们调查合并的质量为几个10 $^5$ M $_\odot$的迷你晕，并探讨这种情况下的可行性。我们进行了三维宇宙流体动力学计算与ENZO代码，解决了热和化学演化的气体采用天体化学包KROME。我们的研究结果表明，HD的丰度增加了两个数量级相比，没有合并的情况下，晕冷却到$\sim$ 60 K触发碎裂。根据金斯的估计，预期的恒星质量约为10 M $_\odot$。我们的研究结果表明，合并的情况下是一个潜在的途径，形成低质量的恒星。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Semi-analytic Framework of Population III and Subsequent Galaxy Formation on Cosmological N-body Simulations
该研究提出一个在暗物质晕合并树上运行的半解析框架，自洽考虑莱曼-沃纳反馈和流速度，用于模拟Pop III恒星形成，预测原子冷却晕中可形成超大质量恒星，足以解释高红移类星体。
2025-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyα Halos around [O III]-Selected Galaxies in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX），对1034个[O III]选择星系在红移1.9<z<2.35处的Lyman α（Lyα）辐射进行了扩展，得到了800 kpc的Ly α辐射。星系的位置和红移来自3D-HST巡天。在距星系中心r>40 kpc处，[O III]选择星系Lyα发射的表面亮度中值叠加轮廓与968个亮Lyα发射星系（LAEs）的一致。然而，[O III]选择星系周围内部（r<10 kpc）的表面亮度比LAEs暗十倍。我们的结果与这样的观点一致，即主导Lyα晕外部区域的光子不是在中心星系中产生的，而是起源于它们之外。
2022-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Parallel HOP: A Scalable Halo Finder for Massive Cosmological Data Sets
现代N体宇宙学模拟包含数十亿（$10^9$）的暗物质粒子。这些模拟需要数百到数千GB的内存，并在许多计算节点上使用数百到数万个处理核心。为了研究宇宙学模拟中暗物质的分布，必须使用晕发现器来识别暗物质晕，晕发现器建立模拟中每个粒子的晕成员。寻找光晕所需的资源与模拟本身的要求相似。特别地，模拟已经变得太广泛而不能使用常用的晕轮发现器，使得识别晕轮的计算要求现在必须分布在多个节点和核心上。在这里，我们提出了一个可扩展的并行晕发现方法称为并行HOP的大规模宇宙学模拟数据。基于光环查找器HOP，它利用MPI和域分解将光环查找工作负载分布在多个计算节点上，从而能够分析比严格串行或以前并行实现的HOP大得多的数据集。我们提供了这种方法的参考实现作为工具箱yt的一部分，yt是自适应网格细化（AMR）数据的分析工具包，包括补充分析模块。此外，我们还讨论了一套基准测试，证明该方法可以扩展到超过$2000^3$粒子的数百个任务和数据集。并行HOP方法和我们的实现可以很容易地应用到任何类型的N体模拟数据，因此是广泛适用的。
2010-06-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
