Modeling the clustering of dark-matter haloes in resummed perturbation theories
我们解决问题的宇宙学之间的偏差问题和星系分布，在暗物质晕作为第一步，以表征星系聚类。从高红移的线性密度场开始，我们沿着物质的质心轨迹，这些物质将在后期形成每个晕（原晕）。我们采用了流体般的描述扰动的演化在原晕分布，这是耦合到物质密度场通过重力。我们提出的密度和速度场的解析解，在重整化微扰理论的背景下。我们从线性解开始，然后计算传播子和功率谱的单圈校正。最后，我们解析地恢复传播子，并使用时间重整化群方法（Pietroni 2008）的适当扩展来恢复功率谱。对于晕质量M<10^{14} Msol/h，我们在z=0时的结果与N体模拟吻合得很好。我们的模型是能够预测的晕物质交叉光谱的精度为5%，k = 0.1小时/百万秒差距接近未来的星系红移调查的要求。
2011-03-21 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
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
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。
2009-09-18 astro-ph.CO
The contributions of matter inside and outside of haloes to the matter power spectrum
基于晕的模型已经成功地预测了物质的聚集。然而，聚类完全由晕内物质决定的假设的有效性在很大程度上仍未得到验证，并且不清楚非维里化物质是否可能对非线性聚类信号有显着贡献。在这里，我们调查的贡献晕的物质功率谱的规模和晕质量的函数相结合的宇宙学N体模拟计算不同的球形过密区域，朋友圈（FoF）组和晕外的物质功率谱的贡献。我们发现，无论最小晕质量如何，R200的球形过密度区域内的物质，平均值不能解释1<k<100 h/Mpc的所有功率。最多占功率的95%（k>20 h/Mpc）。当2<k<10 h/Mpc时，质量M200，平均<10^11 Msun/h的晕对功率谱的贡献可以忽略不计，我们的结果似乎随着晕质量的减小而收敛。当光环被认为是大小为R200，暴击的区域时，在所有尺度上未考虑的能量量都更大。也考虑到FoF组内但R200外的物质，平均值在这里探测的大多数尺度上增加了晕物质的贡献5- 15%。在M200，平均值>10^9 Msun/h的FoF群内的物质基本上占了3<k<100 h/Mpc的所有功率。因此，我们预计忽略R200以外物质贡献的晕模型，意味着高估了任何质量的晕对小尺度（k>1 h/Mpc）幂的贡献。
2015-07-01 astro-ph.CO
Universal clustering of dark matter in phase space
我们最近介绍了一种新的统计措施的暗物质在相空间中的聚类，粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）。在两篇论文系列中，我们研究了银河大小的宝瓶座晕中$P^2SAD$的结构，构建了一个物理模型来描述它，并说明了它作为预测暗物质晕纳米结构敏感信号的强大工具的潜力。在这封信中，我们报告了一个显着的普适性的集群的暗物质在相空间中测量的$P^2SAD$内的subhaloes的主机晕跨越不同的环境覆盖范围从矮大小到集群大小的晕（$10^{10}-10^{15}$ M $_\odot$）。仿真结果表明，$P^2SAD$的普适性持有超过7个数量级，在一个2D相空间，覆盖超过3个数量级的距离/速度，与一个简单的函数形式，可以描述我们的模型。证明了$P^2SAD$的普适性，我们可以精确地预测小尺度下暗物质的非线性功率谱，一直到冷暗物质粒子的退耦质量极限。作为一个应用，我们计算的subhalo助推的湮灭暗物质在很宽的范围内的主机晕质量。
2016-01-28 astro-ph.CO
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 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 Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
Halo Stochasticity from Exclusion and non-linear Clustering
正在进行的和即将到来的星系调查中的星系集群包含了丰富的宇宙学信息，但提取这些信息是一个不平凡的任务，因为星系和它们的宿主晕是物质密度场的随机示踪剂。这种随机性通常被建模为泊松散粒噪声，它是一个常数，作为波数的函数，振幅为1/n，其中n是星系的数量密度。在这里，我们使用暗物质晕在N体模拟显示从这个简单的行为和发展的模型，解释的行为的大尺度随机性的偏差的证据。首先，光晕是扩展的、非重叠的对象，即，它们的关联函数需要在小尺度上达到-1。这导致负校正的随机性相对于泊松值在低波数k，降低到零的波数大相比，逆排斥尺度。第二，晕显示出非线性增强的集群以外的排斥规模，导致一个积极的随机性校正。对于高k值，这两种效应均为零，即使k <0.1 h/Mpc，随机性尺度也具有依赖性。我们表明，在低k制度的修正是相同的欧拉和拉格朗日空间，但过渡尺度被推到较小的尺度目前观察到的晕，相对于初始条件。这些修正随晕质量和红移的变化而变化。我们还讨论了简单的应用程序，这些影响的星系样本与非零卫星分数，随机性可以再次强烈偏离基准泊松期望。总的来说，这些效应影响星系的聚集，即使在非常大的尺度上也只有百分之几的水平，如果我们想从即将到来的星系调查中提取高精度的宇宙学信息，就需要正确建模。
2013-05-13 astro-ph.CO
Detection of galaxy assembly bias
组装偏差描述了这样一个发现，即在固定的晕质量下，暗物质晕的聚集取决于晕的形成时间。在本文中，我们分析了装配偏差对星系团的影响，使用半分析模型（SAM）和观测数据。在固定的恒星质量下，SAM预测{ \it central}星系的成团取决于特定的恒星形成率（sSFR），更多的被动星系具有更高的成团幅度。我们发现类似的趋势使用SDSS组目录，并验证这些不受可能的偏见，由于组查找算法。低质量的中心星系居住在狭窄的箱晕质量，所以所观察到的趋势，较高的集群振幅的星系与较低的sSFR是不是由母晕质量的变化。我们认为，聚类依赖于sSFR代表了组装偏差的直接检测。此外，与基于暗物质晕聚类的预期相反，我们发现具有较大宿主晕质量的SAM中的低质量中心星系具有{ \it更低}的聚类幅度，而不是居住在较低质量晕中的对应部分。这是因为，在固定的恒星质量，组装偏差有一个更强的集群比依赖于母晕质量的影响。
2013-07-09 astro-ph.CO
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Angular Clustering of WISE-Selected AGN: Different Haloes for Obscured and Unobscured AGN
我们计算了从宽视场红外巡天探测器（WISE）星表中提取的170，000 AGN样本的角关联函数，选择具有红色中红外颜色（W1 - W2 > 0.8）和4.6微米通量密度（亮度大于0.14 mJy）。预计该样本在识别活动星系核时的可靠性大于90%，并且平均红移为z=1.1。总的来说，WISE-AGN的角成团与光学AGN的角成团大致相似。我们将这些天体与光度学SDSS星表交叉匹配，并将（r-W 2）> 6的遮蔽源与更蓝、未遮蔽的活动星系核区分开来。模糊的源呈现出比未模糊的源更高的聚类信号。由于遮蔽活动星系核的宿主星系形态不是典型的红序椭圆星系，在许多情况下显示磁盘，这是不太可能的，增加的集群强度的遮蔽人口是由宿主星系分离偏置驱动。通过使用相对完整的红移分布从宇宙巡天，我们发现在平均红移z=0.9的遮蔽源有一个偏差b = 2.9 \pm 0.6和托管在暗物质晕与一个典型的质量log（M/M_odot）~13.5。相比之下，在z~1.1处，未被遮蔽的活动星系核具有b = 1.6 \pm 0.6的偏差，并且存在log（M/M_odot）~12.4的晕。这些研究结果表明，模糊AGN居住密度比unobscured AGN的环境，是很难调和与最简单的AGN统一模型，其中的昏暗是完全由方向驱动。
2014-04-16 astro-ph.CO
Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies
本文研究了帕洛玛天文台宽视场红外巡天中恒星质量M*>10^10Msol的星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究了这些恒星质量选定的样本的集群作为红移和恒星质量的函数的属性，并发现，具有高恒星质量的星系有一个渐进的更高的集群强度比星系具有较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步估计这些恒星质量的选定星系的暗物质晕的平均总质量。对于我们样本中的所有星系，恒星质量与总质量的比值总是低于普适重子质量分数，恒星质量与总质量的比值与中心星系的晕质量密切相关，因此质量更大的晕以恒星的形式包含更低的质量分数。剩余的重子质量部分包含在这些晕中的卫星星系内的恒星中，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将此解释为“光环缩小”效应。
2011-02-24 astro-ph.CO
Streams and caustics: the fine-grained structure of LCDM haloes
我们提出了第一个也是迄今为止唯一的模拟遵循细粒度的相空间结构的星系晕形成的通用LCDM初始条件。我们整合的测地线偏差方程串联的N体运动方程，表明这可以产生数值收敛的结果细粒度相空间流的属性和相关的焦散线，即使在内部区域的晕。我们对这种结构的有效分辨率是许多数量级优于传统技术，即使是最大的模拟。我们将这些方法应用于六个银河系质量晕的宝瓶座项目。在距晕中心8千秒差距处，一个典型的点与大约10^14个密度范围很广的暗物质流相交;大约10^6个质量最大的暗物质流贡献了当地暗物质密度的一半。因此，暗物质粒子的速度分布应该是非常平滑的，最大质量的细粒流贡献了总信号的0.1%。自宇宙大爆炸以来，这个半径的暗物质粒子通常已经通过了200次焦散。内晕中现今焦散线的峰值密度几乎都远低于平均局部暗物质密度。因此，焦散线对预测的局部暗物质湮灭率的提高可以忽略不计（<0.1%）。有效的提升在外晕中更大，但从未超过约10%。因此，细粒流及其相关的焦散线对暗物质的可探测性没有影响，无论是直接在地球实验室中，还是通过湮灭辐射间接，除了寻找轴子的共振腔实验可能会看到最大质量的局部细粒流，因为它们在能量/动量空间中的极端局部化。（节略）
2011-02-01 astro-ph.CO
The effects of alignment and ellipticity on the clustering of galaxies
我们研究了晕椭圆率和与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo et al.（2011）在Millennium Simulations上运行的星系形成模型。我们量化的重要性，这些属性的星系分布随机卫星星系晕内的角位置，无论是相干或单独，同时保持各自的中央星系固定的距离。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。当r<1 Mpc/h时，将晕内星系的椭球分布球形化，使关联函数降低20%。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。因此，基于晕占据分布的模型（采用晕内星系分布的球形平均轮廓）将大大低估次百万秒差距尺度上的聚类。
2012-04-17 astro-ph.CO
Mass reconstruction and noise reduction with cosmic-web environments
研究星系聚集中的随机性问题，提出利用暗物质晕的宇宙网环境信息结合线性偏置，有效降低两点统计中的随机性，显著提升信号噪声比，且与暗物质晕质量信息互补。
2024-03-23 astro-ph.CO
Dark matter haloes: a multistream view
神秘的暗物质占宇宙总质量的85%。暗物质的聚集在所有观测到的结构的形成中起着主导作用，其尺度从几分之一到几百兆秒差距。半导体激光器扮演着照亮这些结构的光的角色，因此它们可以被观察到。过去几十年的观测已经揭示了这些结构的丰富几何结构，目前被称为宇宙网。晕是暗物质的最高浓度，是发光星系的宿主。目前最精确的暗物质晕模型是在宇宙学N体模拟中实现的。在N体模拟中，从粒子分布中识别晕是一个引起人们极大兴趣和努力的问题。我们提出了一个新的框架来探测潜在的暗物质晕使用独特的暗物质-多流场。多流场出现在微扰增长的非线性阶段，因为暗物质没有碰撞。计算引力坍缩中速度流的数量补充了我们对空间聚集的认识。我们假设力素化晕具有凸边界。封闭和凸区域的多流场，因此隔离施加一个积极的条件上的所有三个特征值的海森估计的平滑多流场。在高多流场分辨率和低软化长度的单尺度分析中，具有局部多流最大值的晕子结构被隔离为单独的晕站点。
2017-06-09 astro-ph.CO
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。
2024-01-22 astro-ph.CO
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 astro-ph.CO
Tidal virialization of dark matter haloes with clustering dark energy
我们扩展了佩斯等人的分析，JCAP，2019，060，通过考虑扩展球形坍缩模型中的维里化过程来聚类暗能量模型，即，解释了暗能量波动与标准方法不同的是，这里的维里化自然是通过适当地模拟潮汐相互作用引起的剪切和旋转引起的球形偏差来实现的。我们研究了七个团簇动力学暗能量模型中位力超密度$Δ_\mathrm{vir}$的时间演化，并将结果与$Λ$ CDM模型和相应的光滑暗能量模型进行了比较.考虑到所有适当的修正，我们推导出的收敛峰鲁宾天文台LSST和欧几里得弱透镜调查，Sunyaev-Zel'dovich峰的西蒙天文台一样的CMB调查，和X射线峰的eROSITA一样的调查。尽管聚集暗能量模型和光滑暗能量模型之间的$Δ_\mathrm{vir}$存在微小差异，但由于这些调查覆盖的体积很大，七个聚集暗能量模型中有五个可以从统计上与$Λ$ CDM区分开来。暗能量涨落的贡献是不可忽略的，特别是对于Chevallier-Polarski-Limber和Albrecht-Skordis模型，只要仪器配置提供高的信噪比。这些结果几乎与潮汐维里化模型无关。
2022-04-06 astro-ph.CO gr-qc
Dark Matter annihilation energy output and its effects on the high-z IGM
我们研究的情况下，DM自我湮灭，以评估其重要性作为一种能量注入机制，IGM一般，并在特定的DM晕的介质。我们认为热遗迹WIMP粒子的质量为10 GeV和1 TeV，我们详细分析了DM在$Λ$ CDM宇宙学的聚类特性，在所有层次上，从晕和它们的质量函数，subhaloes和DM密度分布在其中，考虑绝热收缩的SMBH的存在。然后，我们计算相应的能量输出，得出结论，DM湮灭不构成一个重要的反馈机制。我们还计算了DM湮灭对IGM温度和电离分数的影响，发现在z ~ 10处，假设能量吸收最大，对于1 TeV的WIMP，IGM温度可以提高到$6 \times 10^{-4}$，电离分数可以提高到10 K;对于10 GeV的WIMP，IGM温度可以提高到200 K，电离分数可以提高到$8 \times 10^{-3}$ .我们的结论是DM湮灭不能被视为一种替代的再电离方案。关于通过修改21 cm差分亮温信号（$δ$ Tb）来探测WIMP的可探测性，我们得出结论，质量为1 TeV的热遗迹WIMP不太可能单独从全球信号中被探测到，除非在30 MHz < $ν$ <35 MHz对应于40 < z < 46的频率范围内的1- 3 mK水平上。然而，10 GeV质量的WIMP可以在1- 3 mK的水平上在55 MHz < $ν$ <119 MHz的频率范围内检测到，对应于11 < z < 25，并且在1- …
2014-08-29 astro-ph.CO
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Annihilation in the Circumgalactic Medium at High Redshifts
湮灭暗物质（DM）模型为未来的DM探测提供了有希望的途径，特别是通过修改天体物理信号。然而，当在高红移模拟这种潜在信号时，需要考虑到暗物质和重子结构的出现，以及能量转移过程的复杂性。在下面的文章中，我们提出了一个详细的能量沉积代码，并使用它来检查的能量转移效率的湮灭暗物质在高红移，包括重子结构的影响。我们采用的PYTHIA代码模型neutralino-like DM候选人和他们随后的湮灭产品的质量和湮灭通道的范围。我们还比较了在红移20和40处10^5-10^7 M_sun晕的不同密度剖面和质量浓度关系。对于这些DM晕和粒子模型，我们径向依赖的电离和加热曲线，并比较沉积的能量晕的引力结合能。我们使用的“过滤”湮没光谱逃脱晕计算加热的环星系介质和显示的质量的最小的恒星形成对象的增加了2-3的因素，在红移20和4-5的红移40的一些DM模型。
2017-06-14 astro-ph.CO hep-ph
A Better Way to Define Dark Matter Haloes
暗物质晕长期以来被认为是大尺度结构形成模型的基本组成部分之一。尽管他们的重要性--或者也许正因为如此！晕轮的定义继续朝着更符合物理动机的标准发展。在这里，我们提出了一个新的定义，这是物理动机，有效地独特和无参数：“一个暗物质晕是由粒子的集合轨道在自己的自生潜力。这个定义是由这样一个事实实现的，即使每个晕圈只有$\approx 300$粒子，几乎每个晕圈附近的粒子都可以根据其动力学历史被唯一地分类为轨道或下落。为了简洁起见，我们将以这种方式选择的晕称为物理晕。我们证明：1）物理晕的质量函数为Press-Schechter函数，条件是允许崩溃临界阈值随峰高缓慢变化; 2）物理晕成簇幅度的峰-背景分裂预测与模拟数据统计一致，精度不劣于$\approx 5\%$。
2022-07-24 astro-ph.CO
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 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
Millennium Simulation Dark Matter Haloes: Multi-fractal and Lacunarity Analysis with Homogeneity Transition
我们从分形的角度研究了千禧年暗物质宇宙学模拟中暗物质在z = 0处分组的方式。从分形维数和空隙度的行为描述了千年模拟数据中均匀性交叉的确定。利用滑动窗口技术计算了分形关系的质量-半径维数、前因子F和空隙度。此外，我们确定了多重分形维数和空隙度谱，以及它们与径向距离的关系。计算结果表明，所有的分形数量的径向距离依赖性，与异质性集群的暗物质晕的深度为100 Mpc/h。千禧年模拟中的暗物质晕聚类显示出径向距离依赖性，有两个区域被明确定义。结构参数q >= 1的空隙度谱显示出相对最大值的区域，揭示了暗物质晕分布中簇和空洞的形成。多重分形维数和空隙度谱的使用，过渡到均匀性之间的深度为100 Mpc/h和120 Mpc/h的千禧年模拟暗物质晕检测。
2012-09-12 astro-ph.CO gr-qc
Clustering of Extremely Red Objects in Elais-N1 from the UKIDSS DXS with optical photometry from Pan-STARRS1 and Subaru
我们测量了33415个极红天体（ERO）在Elais-N1场中的角聚类，覆盖了5.33度$^{2}$，覆盖了$z=0.8$到$2$的红移范围。这个样本是通过合并UKIDSS深外星系巡天（DXS）与斯巴鲁和泛星PS1数据集。我们确认存在一个明确的中断的角度相关函数在$\sim 0.02^{\circ}$对应于$1 h^{-1}$ Mpc在$z\sim1$。我们发现，红色或更明亮的ERO比蓝色或暗淡的更集群。Halo Occupation Distribution（HOD）模型拟合结果表明，EROs所在的暗物质晕的平均质量大于$10^{13} h^{-1} M_{\odot}$，EROs的偏差在2.7 ~ 3.5之间。与$z\sim1.1$的ERO相比，$z\sim1.5$的ERO有更高的偏差，预计卫星星系较少。此外，ERO存在于与$10^{11.0} M_{\odot}<M_{*}<10^{11.5} M_{\odot}$星系相似的暗物质晕中。我们比较了我们的新测量和HOD适合的GALFORM半分析星系形成模型的预测。总体而言，GALFORM预测的聚类与我们的结果相匹配。然而，与我们从测量中得出的推论相比，GALFORM将ERO置于较低质量的晕中，并预测更大一部分ERO是卫星星系。这表明，气体冷却的处理可能需要在模型中进行修改。我们的分析说明了聚类分析的潜力，提供观测约束的理论模型的…
2013-11-19 astro-ph.CO
Measuring the growth of structure by matching dark matter haloes to galaxies with VIPERS and SDSS
我们测试的结构形成的历史，从红移1到今天的匹配星系从毒蛇和SDSS与暗物质晕的MultiDark SMDPL N体模拟。我们首先表明，标准的subhalo丰度匹配（SHAM）的配方实施MultiDark的特点以及在红移0的SDSS和红移1的VIPERS的星系集群。这是在高红移下对SHAM模型的一个重要验证。然后，我们重新映射的模拟时间步长，以测试替代的增长历史，并推断的增长指数$γ=0.6\pm0.3$。这一分析表明，使用N体模拟的宇宙学推断的星系调查的前向模型的力量。
2022-03-02 astro-ph.CO
Accurate and Efficient Halo-based Galaxy Clustering Modelling with Simulations
中小尺度星系团可以用来建立星系晕联系，研究星系形成和演化，并加强对宇宙学参数的约束。随着正在进行和即将进行的大型星系调查中星系团测量的精度越来越高，需要精确的模型来解释数据并提取相关信息。本文介绍了一种基于高分辨率N体模拟的方法，在投影空间和红移空间中精确有效地模拟星系两点关联函数（2PCF）。其基本思想是将模拟中的所有晕信息列表，在晕占据分布或条件光度函数的框架内计算星系2PCF。这相当于将星系填充到暗物质晕中，并使用模拟2PCF测量作为模型预测。除了精确的2PCF计算，该方法也是快速的，因此能够有效地探索参数空间。作为该方法的一个例子，我们将红移空间星系2PCF分解成不同的组件的类型的星系对的基础上，并显示在每个组件中的红移空间失真效应。的方法的推广和局限性进行了讨论。
2016-03-02 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
Caustics in growing Cold Dark Matter Haloes
我们模拟了孤立的暗物质晕从自相似和球对称的初始条件的增长。我们的N体代码集成了测地线偏差方程，以跟踪与单个模拟粒子相关的流和焦散。径向轨道的不稳定性导致我们的晕发展的长短轴比接近10比1在其内部区域。它们在时间上相似地生长，并且具有与球形相似性解决方案相似的密度分布，但是它们的详细结构非常不同。轨道的高维数导致它们的流密度和焦散密度比相似解下降得更快。这导致每个点处的流的数量相应增加。在转向半径的1%处（大致对应于太阳在银河系中的位置），我们在模拟中发现了10^6级的流，而在相似性解决方案中为10^2级。内晕中焦散的数量增加了几倍，因为一个典型的轨道有六个转折点而不是一个，但焦散密度下降了更大的系数。这减少了对湮灭辐射的焦散贡献。对于转向半径的1%和50%之间的区域，这在我们的模拟晕中占总数的4%，而在相似性解决方案中占6.5%。焦散在较小半径处的贡献小得多。这些数字假设一个100 GeV的c^-2中性伴子的速度色散为0.03 cm·s^-1，但色散降低10个数量级只会使焦散光度增加一倍。我们的结论是焦散线在晕的内部是不可观测的。只有最外面的腐蚀性物质才可能被检测到。
2009-09-04 astro-ph.CO
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Action and energy clustering of stellar streams in deforming Milky Way dark matter haloes
本研究针对银河系暗物质晕因吸积大麦哲伦云发生非绝热形变的问题，通过时变模拟分析不同恒星流的作用量与能量聚类特性，发现能量聚类对长周期近交会恒星流的势场形变敏感度更低，为银河系质量分布约束提供新方向。
2024-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of finite halo size on the clustering of neutral hydrogen
再电离后21厘米强度测绘实验的目标是暗物质晕中中性氢（HI）的谱线。根据晕模型，这些离散的晕跟踪连续的暗物质密度场到一定的尺度，这取决于晕的物理尺寸。晕圈的物理尺寸定义了一个排除区域，该区域在HI的统计特性上留下印记。我们展示了如何排除由于有限的晕大小的影响HI功率谱的效果，与由回溅半径给定的主机晕的物理边界。最重要的是，我们表明，出现在功率谱的零动量极限的白噪声样功能是完全取消时，考虑到有限的晕的大小。这种抵消作用实际上适用于所有暗物质密度场的示踪物，包括星系。此外，我们表明，排除由于有限的晕大小导致一个亚泊松噪声签名在大尺度上，从N体模拟的结果一致
2021-06-08 astro-ph.CO
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Marked clustering statistics in $f(R)$ gravity cosmologies
我们使用N体模拟分析了变色龙$f(R)$引力模型的三个变体中晕和星系的两点和标记关联函数，并与基于广义相对论（GR）的基准$Λ$ CDM模型进行了比较。使用晕占据分布处方（HOD），我们填充暗物质晕与星系，其中HOD参数已被调整，使星系数密度和实空间星系两点关联函数的修改后的重力模型中的GR匹配的$1\sim3\%$内。我们测试的想法，因为重力的行为是依赖于环境，标记的关联函数可能会显示一个可测量的模型之间的差异。为此，我们测试基于密度场和牛顿引力势的标记。我们发现，在小于$r\lesssim 20~h^{-1}$ Mpc的尺度上，在不同的模型中测量的星系标记关联函数显示出显着的差异。通过模拟来识别合适的标记，这种方法可以用作宇宙加速膨胀的新探测器。
2018-11-22 astro-ph.CO
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the consistency of three-point halo clustering in Fourier and configuration space
我们比较减少三点相关性$Q$的物质，晕（作为代理星系）和它们的交叉相关性，测量在一个总的模拟体积的$\sim100 \ (h^{-1} \text{Gpc})^{3}$，从领先的顺序微扰理论的预测在配置空间的大范围内的尺度。对晕的预测是基于非局部偏置模型，采用线性（$b_1$）和非线性（$c_2$，$g_2$）偏置参数，这已被约束以前从傅立叶空间中的双谱。我们还研究了其他两个偏置模型的预测，一个是局部模型（$g_2=0$），另一个是由$b_1$通过近似的普适关系确定的$c_2$和$g_2$模型。总的来说，当$Q$是为具有$(r_1r_2r_3)^{1/3} \gtrsim 60 h^{-1}\text{Mpc}$的三角形推导时，测量和预测是一致的，其中$r_{1-3}$是三角形腿的大小。基于线性功率谱对$Q_{matter}$的预测显示出与BAO尺度下的测量值的显著偏差（考虑到我们的小测量误差），当添加阻尼项或使用非线性功率谱时，如预期的那样，该偏差显著减小。当考虑非局部贡献时，对$Q_{halo}$的预测与大尺度下的测量结果最吻合。普遍的偏差模型适用于晕，因此也可能是有用的收紧约束$b_1$从$Q$星系调查。这样的约束是独立的物质密度波动（$σ_8$）的振幅，因此打破了$b_1$和$σ_8$之间的简并，目前在星系两点相关。
2018-02-04 astro-ph.CO
The Abundance and Structure of Subhaloes near the Free Streaming Scale and Their Impact on Indirect Dark Matter Searches
暗物质粒子的自由流动运动在物质功率谱中留下了一个截止点，并设定了最小暗物质晕的尺度。最近的宇宙学$N$体模拟表明，在自由流尺度附近的晕中，中心密度尖点比更大质量的晕中要陡得多。在这里，我们研究的丰度和结构的subhaloes附近的自由流标度在非常高的红移使用一套前所未有的大宇宙学$N$体模拟，在很宽的范围内的主机晕质量。的subhalo丰度被抑制强烈低于自由流动的规模，但subhalo质量函数之间的比率，在截止和没有截止模拟是很好地拟合由一个单一的校正函数，无论主机晕质量和红移。在subhaloes，中央的斜坡是相当浅，比在现场晕，但是，仍然比NFW的配置文件陡峭。与此相反，在晕下的浓度明显大于晕，并取决于晕下的质量。我们比较了两种方法外推的质量浓度关系的晕和subhaloes z=0，并提供了一个新的简单的拟合函数subhaloes，一套大的宇宙学$N$体模拟的基础上。最后，我们估计湮没助推因子的牛奶路大小的晕是1.8和6.2之间。
2020-01-09 astro-ph.CO
The Total Mass of Dark Matter Haloes
宇宙学模拟中常用的简单传统的暗物质晕质量定义（“维里”质量，FoF质量，$M_{50,100,200,...}$）只捕获了部分坍缩物质，因此与结构形成的分析处理中使用的晕质量概念不一致。模拟表明，典型的暗物质粒子轨道延伸到其转向半径的90%左右，这导致在第一轨道和第二轨道上的远心通道超出当前的“维里”半径。在这里，我们描述了如何形成的历史晕可以用来识别那些粒子参加了晕崩溃，但错过了传统的组查找器，因为他们的远程目前的位置。这些粒子被添加到已经由FoF识别的晕的部分。暗晕的校正质量显着更高（中位数质量增加25%），有一个相当大的转变的光环质量函数向新闻和Schechter形式。我们的结论是，有意义的定量比较（半）分析预测晕属性（如质量函数，质量吸积率，合并率，空间集群等）。并且模拟结果将需要在两种方法中使用相同的晕圈定义。
2011-02-28 astro-ph.CO
Clustering and redshift-space distortions in interacting dark energy cosmologies
我们在耦合暗能量（cDE）宇宙学的框架下研究宇宙大尺度结构（LSS）的空间性质。使用公共晕目录从CoDECS模拟-最大的一套N体实验，迄今为止这样的宇宙学场景-我们估计冷暗物质（CDM）晕的聚类和偏置函数，无论是在真实的和红移空间。此外，我们调查的暗能量（DE）耦合的几何和动力学红移空间扭曲的影响，量化的差异相对于协调LambdaCDM模型。在z~0处，即使为了与最新的宇宙微波背景（CMB）数据相一致而对cDE模型进行了散射归一化处理，其CDM晕的空间性质也与LambdaCDM非常相似。在较高的红移，我们发现，DE耦合产生了显着的规模依赖的抑制晕集群和偏置功能。这种效应强烈依赖于耦合强度，在尺度r<5-10 Mpc/h时不退化为σ 8。此外，我们发现，耦合DE强烈影响的线性失真参数，β，和成对的奇特的速度色散，sigma 12。虽然在这项工作中考虑的模型被认为是所有与目前可用的观测数据一致，下一代的星系调查将能够把强大的约束DE和CDM利用红移空间聚类各向异性的形状之间的耦合水平。
2012-02-21 astro-ph.CO
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
Self-interacting asymmetric dark matter coupled to a light massive dark photon
暗物质（DM）与相当大的自相互作用介导的一个轻的物种提供了一个令人信服的解释所观察到的银河系的子结构，此外，DM和轻粒子之间的直接耦合有助于DM湮灭在早期宇宙。如果DM丰度是由于暗粒子-反粒子的不对称性，则DM湮灭截面可以任意大，并且DM与轻物质的耦合可以是显著的。我们考虑的情况下，非对称DM通过光（但不一定是无质量）阿贝尔规范矢量玻色子，暗光子相互作用。在无质量暗光子极限下，规范不变性要求DM是多组分的，由不同种类的正负暗离子组成，它们部分地结合在中性暗原子中。我们认为，一个类似的结论适用于光暗光子，特别是，我们建立的DM的多组分和原子的字符持续在大部分的参数空间中，暗光子是足够轻的调解相当大的DM自相互作用。我们讨论了在这种情况下的宇宙学事件序列，包括暗不对称的产生，冻结的湮灭，暗复合和相变，使质量的暗光子。我们估计DM晕的自相互作用的效果，考虑到这一宇宙学的历史。我们放置的基础上观察到的椭圆形的大晕的约束，并确定DM自散射的制度，可以影响较小的晕的动态，使理论与观测更好地吻合。此外，我们估计宇宙学丰度的暗光子在各种制度，并得出相关的界限。
2014-07-17 astro-ph.CO hep-ph
Extending the halo mass resolution of $N$-body simulations
我们提出了一个方案，以扩大晕质量分辨率的N体模拟的层次聚类的暗物质。该方法使用模拟的密度场来预测不同区域中预期的亚分辨率暗物质晕的数量。该技术需要作为输入的一个给定的质量和它们的平均聚类，通过线性和高阶偏置因子表示的晕的丰度。这些量可以通过分析计算，或者更准确地说，可以从这里所做的更高分辨率的模拟中得出。我们的方法可以恢复的丰度和集群在真实和红移空间的质量低于$\sim 7.5 \times 10^{13}h^{-1}M_{\odot}$在$z=0$优于10%的晕。我们证明了它的技术，通过将其应用到50个低分辨率，大容量的$N$体模拟的合奏计算的关联函数和协方差矩阵的明亮的红色星系（LRGs）。原始模拟的有限分辨率导致它们只能解决三分之二的LRG群体。我们扩展的分辨率的模拟晕质量的一个因素为30，以恢复所有的LRG。利用现有的模拟，有可能生成一个与使用20万亿个粒子的$N$体模拟相当的晕目录;这种大小的直接模拟可能在许多年内都无法实现。使用我们的方法，现在是可行的，以建立大量的高分辨率大体积模拟星系目录计算协方差矩阵分析即将到来的星系调查，旨在探测暗能量所需的。
2013-10-14 astro-ph.CO
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering and halo occupation distribution of Lyman-break galaxies at $z\sim4$
我们研究了在$z\sim4$上的Lyman break星系（LBG）的成团。使用层次星系形成模型GALFORM，我们预测，第一次使用半解析模型与活动星系核（AGN）的反馈，角关联函数（ACF）的LBG和发现协议内$3\,σ$与新的测量ACF的调查，包括哈勃极深场（XDF）和CANDELS领域。我们的模拟证实了使用独立模型得出的结论，即虽然预测的ACF再现了随光度增加的聚类趋势，但依赖性不如观察到的那么强。我们发现，在$z\sim 4$的XDF场中心LBG的检测限主要驻留在质量$\sim 10^{11}-10^{12}h^{-1}M_{\rm \odot}$的晕和卫星驻留在更大的质量$\sim 10^{12}-10^{13}h^{-1}M_{\rm \odot}$的晕。该模型预测在$z\sim4$的明亮的卫星LBG比推断出的ACF在小尺度上的测量。通过分析模型预测的晕占据分布（HOD），我们发现活动星系核反馈影响大质量晕中中心LBG的HOD的证据。这是一个新的高红移测试这一重要的反馈机制。我们调查测光误差的影响，在ACF预测的意见。我们发现，在星系光度的观测不确定性降低了集群的振幅，这种效果增加对微弱的星系，特别是在小尺度上。为了将模型的性质与观测到的LBG进行比较，必须考虑这种不确定性。
2016-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Dark Matter Annihilation in Clusters of Galaxies from Diffuse Radio Emission
暗物质的湮灭可以导致产生稳定的标准模型粒子，包括电子和正电子，在磁场存在的情况下，通过同步辐射损失能量，可观察到无线电发射。星系团是寻找或限制暗物质湮灭速率的绝佳目标，因为它们都是大质量的，而且暗物质占主导地位。在这项研究中，我们将限制暗物质湮灭在附近的集群使用上的扩散无线电发射，低水平的观测到的扩散发射，或无线电迷你晕的检测上限的样本。我们发现，最强的限制上的湮灭截面是更好的限制来自非检测集群在伽玛射线波段的一个因素约为3或更多时，相同的湮灭通道和亚结构模型，但不同的最佳情况下的集群，进行比较。对截面的限制取决于假定的子结构数量，与光滑NFW剖面相比，对于越来越乐观的子结构模型，变化多达2个数量级。在我们最乐观的情况下，使用凤凰计划（Gao et al. 2012 b）的结果，我们发现对于bbar湮灭通道，对于质量高达400 GeV的暗物质，导出的极限达到了3 × 10 ^-26 cm ^3 s^-1的热遗迹截面以下。我们讨论的不确定性，由于有限的数据上的磁场结构的个别集群。我们还报告了在M49和NGC 4636星系群中心30-40千秒差距区域发现的弥散射电辐射。
2012-10-02 astro-ph.CO
Recovering the characteristic halo mass of rare populations from clustering: a benchmark using the Millennium Simulation
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics (CDM)（暗物质粒子物理卓越研究中心）
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。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the anisotropic density distribution on large scales
出于最近检测到的增强聚类信号沿主轴的晕在N体模拟，我们推导出一个公式的各向异性密度分布在大尺度上的晕和空隙。我们的模型，假设线性理论和非线性结构的形成和方向密切相关的拉格朗日剪切，是在良好的协议与测量。我们还表明，所测得的振幅是不一致的模型中的对齐产生的初始惯性，而不是剪切张量。
2012-12-13 astro-ph.CO
