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
On Physical Scales of Dark Matter Halos
通常的做法是将暗物质晕的形式尺寸和质量尺度描述为相对于不断变化的密度阈值的球形超密度。在这里，我们批判性地研究了几个这样的常用定义的演化效果，并将它们与固定物理尺度内的晕演化以及暗物质晕的其他固有物理性质的演化进行比较。结果表明，在一般情况下，传统的方式来表征的大小和质量的晕显着高估的进化程度，在过去的10 Gyr，特别是低质量的晕。这种伪进化导致了增长的幻觉，即使在固定的物理尺度内没有重大变化。这种正式的大小定义也作为代理的virialized区域的晕在文献中。一般来说，这些球形的超密度尺度与维里化区域并不一致。一个物理上更精确的命名是简单地用它们的定义来描述它们，而不是把这种形式上的大小和质量定义称为“维里”。在一般情况下，我们发现的暗物质晕在宇宙结构形成模拟和伪进化的正式维里量的基础物理结构的演变之间的差异。我们的问题的重要性，目前普遍使用的描述，模型和关系，涉及暗物质结构的性质的正式维里量的作用。基于伪演化形式维里量的概念和关系不能正确反映暗物质晕的实际演化，并导致我们宇宙物理演化的不准确图像。
2014-08-19 astro-ph.CO
A Redefinition of the Halo Boundary Leads to a Simple yet Accurate Halo Model of Large Scale Structure
我们提出了一个模型的晕-质量关联函数，明确纳入晕排斥。我们假设晕跟踪质量的方式，可以使用一个单一的尺度独立的偏置参数来描述。然而，我们的模型表现出规模依赖性偏置由于晕排斥的影响，使用"软“（即不是无限尖锐）晕边界，和差异的一个晕项贡献$ξ_{\rm hm}$和$ξ_{\rm mm}$。这些功能自然导致我们重新定义的晕边界，位于“通过眼睛”的过渡半径从一个-晕到两个-晕项的晕-质量关联函数。当采用我们提出的定义时，我们的模型成功地描述了晕-质量关联函数与$\approx 2\%$残差的径向范围$0.1\ h^{-1}{\rm Mpc} < r < 80\ h^{-1}{\rm Mpc}$，并为晕质量的范围$10^{13}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot} < M < 10^{15}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot}$。我们提出的晕边界是由一个大致恒定的乘法因子的回溅半径。以87百分位数为参考，我们发现$r_{\rm t}/R_{\rm sp} \approx 1.3$。令人惊讶的是，我们提出的定义结果晕丰度，以及描述的压力-Schechter质量函数与$δ_{\rm sc}=1.449\pm 0.004$。通过$\approx 10\%-15\%$使聚类偏差参数偏离标准背景分割预测。该一致性水平与使用更标准的晕轮定义所实现的一致性水平相当。
2020-06-23 astro-ph.CO
On the first crossing distributions in fractional Brownian motion and the mass function of dark matter haloes
本文构造了分数阶布朗运动在常势垒情况下首穿分布的积分方程，并给出了精确的解析解。此外，我们提出了第一个交叉分布来自模拟路径从分数布朗运动。我们比较的解析解的结果与模拟和一些近似的解决方案，已在文献中使用。最后，我们提出了多重性功能的暗物质结构，从我们的分析方法，我们比较与N体模拟。我们表明，解析解的结果是在良好的协议与路径模拟，但显着不同的近似解。此外，从分数布朗运动得到的多重性函数与N体模拟得到的多重性函数的拟合较差。我们还提出了与文献中存在的其他模型的比较，我们讨论了不同的方法来提高分析结果和N体模拟之间的协议。
2017-02-21 astro-ph.CO
The multiplicity and anisotropy of galactic satellite accretion
我们研究的发病率组和附属矮星系吸积到银河系（MW）质量晕使用两种类型的流体动力学模拟：鹰，它解决了一个大的宇宙体积，和AURIGA套件，这是非常高的分辨率放大模拟个别MW大小的晕。当今11颗最大质量的卫星主要（75%）是在单个事件中吸积的，14%是成对的，6%是三胞胎，不太可能有更高的群多重性。在较暗的卫星中，群体吸积变得更为常见，前50颗卫星中有60%是单独吸积的，12%是成对吸积的，28%是较丰富的群体。一个恒星质量与大麦云（LMC）相似的星系群平均会有15个成员的恒星质量大于$10^4{~\rm M_\odot}$。前11颗卫星中有一半是沿着两个最丰富的细丝吸积的。矮星系的吸积是高度各向异性的，优先发生在垂直于晕短轴的方向，在这个平面内，优先沿着晕长轴。卫星进入点倾向于与现在的中央星系盘和卫星平面对齐，但程度低于晕的形状。成组或沿着最丰富的暗条增生的矮星，其进入点与主晕的对齐程度甚至比整个卫星群更大。我们还发现，大多数卫星作为一个单一的群体或沿着一个单一的灯丝吸积是不太可能解释卫星MW盘。
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A non-parametric approach to the relation between the halo mass function and internal dark matter structure of haloes
本研究提出一种非参数形式体系，通过暗晕稀疏度分布实现不同过密度定义下暗晕质量函数的精确映射，复现Uchuu模拟结果并可关联暗晕密度轮廓，为星系团稀疏度测量约束宇宙学提供新途径。
2023-05-10 astro-ph.CO
Universal at last? The splashback mass function of dark matter halos
暗物质晕的质量函数是结构形成的最基本的统计量之一。许多理论模型（如Press-Schechter理论）都是基于这样的概念，即当用适当的变量表示时，它可以是普适的，即独立于红移和宇宙学。然而，模拟表现出持久的非普遍性的维里质量和其他常用的球形过密度定义的质量函数。我们系统地研究了广泛的质量定义的质量函数的普遍性，包括最近提出的回溅质量，Msp的第一次。我们确认，在LambdaCDM宇宙学，所有的质量定义表现出不同程度的非普遍性，增加峰值高度和达到20%和500%之间的最高质量，我们可以测试。Mvir、M200 m和Msp表现出类似的非普适性水平。然而，有两种情况下，回溅质量函数明显更普遍。首先，它们在z<2时是10%的普适性，而球形过密度定义由于暗能量而经历了演变。第二，当额外考虑具有极端功率谱的自相似宇宙学时，回溅质量函数是非常普遍的（在40%和60%之间），而它们的球形过密度对应物达到180%和450%之间的非普遍性。这些结果有力地支持了这样一种观点，即回溅半径是晕边界的物理定义。我们提出了一个简单的，通用的拟合公式的回溅质量函数，准确地再现我们的模拟数据。
2020-11-23 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
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
Dark Matter Halo Mass Profiles
我提供了关于NFW、Einasto、Sersic和其他质量分布的注释，这些质量分布提供了与模拟暗物质晕的良好拟合（S3）。我总结了各种已发表的c（M）关系：晕浓度作为质量（S1）的函数。讨论了维里半径的定义，并给出了在晕圈过密度（S2）的各种定义值之间转换c_vir、M_vir和r_vir的关系。
2010-05-03 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
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
Halo Exclusion Criteria Impacts Halo Statistics
每一个光环寻找算法都必须做出一个关键但相对任意的选择：它必须决定哪些结构是父光环，哪些结构是更大光环的子光环。我们将此选择称为${\it percolation}$。我们证明了渗流的选择会影响所得到的晕目录的统计特性。具体来说，我们修改的晕发现算法${\tt ROCKSTAR}$构建四个不同的晕目录从相同的模拟数据，每个具有相同的质量定义，但不同的选择的渗滤。由此产生的晕表现出显着的差异，晕丰度和聚类特性。对于质量为$10^{13}\ h^{-1}\ {\rm M_{\odot}}$的晕，晕质量函数的差异达到了$10\%$，大于当前星系团丰度实验（如暗能量调查）所需的百分之几的精度。在大规模的聚类偏差中观察到相当的差异，而在晕-物质关联函数中的差异在跨线性尺度上达到$40\%$。这些影响可以在与当前最先进的实验的统计精度相当的水平上对集群质量的弱透镜估计产生偏差。
2019-03-05 astro-ph.CO
Invisible Major Mergers: Why the Definition of a Galaxy Merger Ratio Matters
暗物质晕质量、星系恒星质量和星系冷气体质量之间的映射关系不是简单的线性关系，而是受到一系列广泛的星系形成过程的影响。我们实现观测归一化的暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量之间的关系，探索这些映射，特别强调一个主要的星系合并的不同定义之间的相关性。我们总是用质量比m/M>0.3来定义一次大合并，但允许用以下三种方式来定义用来计算这个比值的质量：暗物质晕质量、星系恒星质量或星系重子质量（恒星和冷气体）。我们发现，合并比例分配给任何特定的合并事件强烈依赖于这些质量被使用，不同的质量比定义之间的映射显示出强烈的演化与晕质量和红移。例如，在小星系（M_DM <10 ^11 Msun）中，主要的暗物质合并（>0.3）通常对应于非常小的恒星合并（<1/20）。这些合并包含大量的暗物质，即使没有可观测到的明亮伴星，也会对主星系造成可观测的形态破坏。在大质量星系中，则有相反的效应，明亮的伴星系只对应于较小的暗物质合并。我们强调，在比较基于不同质量比定义的合并时必须非常小心。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
An accurate physical model for halo concentrations
晕质量M和浓度c之间的关系是我们理解暗物质晕结构的关键组成部分。虽然已经提出了许多这种关系的模型，但几乎没有一个试图从分析上推导出这种关系的演变。我们建立在以前的努力，作为一个函数的物理参数，如峰高，$ν$，和有效的功率谱斜率，$n_{\rm eff}$，捕获的依赖$c$晕质量，红移和宇宙学的c-M关系模型。我们提出了三个主要的改进，比以前的模型。首先，我们推导出在伪进化假设下有效的c-M关系的解析表达式，即，假设晕的密度分布在物理坐标中是静态的，而它们的边界的定义是演变的。我们发现，这种分析在描述c-M关系的低质量端的演化方面是非常成功的。其次，我们采用了一个新的物理变量，有效指数的线性增长，$α_{\rm eff}$，参数化偏离爱因斯坦-德西特膨胀的历史。第三，我们结合了更新的定义$n_{\rm eff}$与额外的依赖$α_{\rm eff}$，并提出了一个唯象扩展我们的分析框架，包括所有晕群众。这种半分析模型匹配模拟浓度在无标度模型和LambdaCDM到5%的准确度，很少有例外，并显着不同于所有以前提出的模型。我们提出了一个公开可用的代码来计算我们的模型在Python工具包Colossus中的预测，包括Diemer和Kravtsov模型的更新参数。
2019-01-30 astro-ph.CO
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of assembly bias - I. Clues from a LCDM cosmology
我们提出了一个新的代理的过密度峰值高度的大规模集群的晕的一个给定的质量不随大会的历史显着变化。峰高通常用维里质量来表示，但也可以用不同半径的球体内部的质量来近似，在某些情况下，球体内部的质量可以大于维里半径，因此包括单个宿主晕外部的质量。球半径被定义为r = $a$ delta_t + $b$ log_10（M_vir/M_nl），其中delta_t是相对于由维里质量M_vir的晕所承载的星系的典型年龄的年龄，M_nl是非线性质量，$a$ = 0.2和$b$ =-0.02是被调整以追踪组装偏差效应的自由参数。注意，$r$取决于晕圈质量和年龄。在这种新方法中，一些最初被认为是低质量峰的物体属于具有较高过密度的区域。在大尺度上，即在两个晕制度，该模型正确地恢复简单的处方，其中的偏差响应于单独的质量峰的高度，在通常的定义（维里质量），显示出强烈的依赖于额外的晕属性，如形成时间。单晕项对年龄的依赖性也显著降低。根据这个新定义，其"峰高"发生变化的星系群主要由老的恒星星族组成，并且优先由位于更大质量物体附近的低质量晕所承载。后者是在最近的结果表明，旧的，低质量的晕将遭受截断质量吸积附近较大的晕或仅仅是由于其周围的高密度，从而显示出组装偏置效应。质量的变化足够小，使得Sheth等人（2001）的质量函数仍然很好地拟合新质量的分布。
2010-11-05 astro-ph.CO
The definition of environment and its relation to the quenching of galaxies at z=1-2 in a hierarchical Universe
一个良好的校准方法来描述在所有红移星系的环境是必不可少的结构形成的研究。这样的校准应该包括与晕质量的良好理解的相关性，以及识别支配其势阱（中心）的星系及其卫星的可能性。专注于z = 1和2，我们提出了一种环境校准的方法，可应用于下一代的低到中等分辨率的光谱调查。利用最新的星系形成的半解析模型，我们测量了不同尺度下固定孔径中星系的局域密度。有一个明确的相关性的密度与晕质量的卫星星系，而一个显着的人口低质量的中心被发现在高密度的大规模晕附近。在这种情况下，密度只是追踪光圈内最大质量晕的质量。为了确定中央和卫星星系，我们应用一个观测动机恒星质量排名方法，这是非常纯粹和完整的，特别是在更大的质量晕，这样的分工是最有意义的。最后，我们研究了一个测试案例的恢复环境的趋势：被动部分的星系和恒星和晕质量的中心和卫星的依赖。通过仔细的校准，观测定义的量可以很好地恢复模型中的已知趋势。这个结果即使在红移精度降低的情况下也成立，只要样品足够深以保持宽的密度动态范围。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational-Wave Image Multiplicity as a Topological Probe of Dark-Matter Core Collapse
School of Physics and Optoelectronic Engineering, Yangtze University（长江大学物理与光电工程学院）；School of Physics and Technology, Wuhan University（武汉大学物理科学与技术学院）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Department of Basic Courses, Beijing University of Agriculture（北京农学院基础课部）
本文提出利用引力波图像多重性作为暗物质核心坍缩的离散拓扑探针，预测致密残骸存活时五年内可探测到约2个三像系统，而标准CDM仅0.36个，为罕见事件测试。
2026-09-15 astro-ph.CO
Population III Stars and Remnants in High Redshift Galaxies
最近对星族III恒星形成的模拟表明，除了具有数十个太阳质量的特征质量外，还有一些分数形式的双星系统。无金属恒星的死亡导致了宇宙最初的化学富集和第一个恒星质量黑洞的产生。在这里，我们提出了一个宇宙学自适应网格细化模拟的过密区域，形成了一些10^9兆太阳暗物质晕和超过13,000个第三星族恒星的红移15。我们发现，大多数晕在达到Mvir ~ 10^7 Msun之前不会形成第三星族恒星，因为这个有偏差的区域很快就从第三星族和星系中富集出来，这也产生了高水平的紫外线辐射，抑制了H2的形成。尽管如此，第三星族恒星仍在继续形成，尽管是以质量更大的晕形成，其速率约为10^{-4} Msun/年^{-1} Mpc^{-3}，红移为15。质量最大的无星晕的质量为7 x 10^7 Msun，它可以通过直接气体坍缩形成大质量黑洞。我们发现，星族III遗迹的多样性随着晕质量超过10^8 Msun而增加，最终平均有50个遗迹位于10^9 Msun晕中。这意味着高质量的X射线双星和中等质量的黑洞，起源于无金属的恒星可能是丰富的高红移星系。
2013-06-27 astro-ph.CO
Halo assembly bias from a deep learning model of halo formation
本文提出用卷积神经网络从初始条件预测暗晕质量与聚集度，并作为代理模型推导暗晕偏袒参数，成功恢复线性、二阶及原初非高斯性偏袒的已知趋势，揭示了聚集度对组装偏袒的差异化影响。
2023-04-19 astro-ph.CO
The splashback radius as a physical halo boundary and the growth of halo mass
冷暗物质晕的边界通常被定义为包含相对于参考（平均或临界）密度的密度对比$Δ$。我们认为，一个更物理的边界晕是半径吸积物质到达其第一个轨道远心后转向。这个回溅半径，$R_{sp}$，表现为在晕外围的密度急剧下降，在一个位置，取决于质量吸积率。我们目前的校准$R_{sp}$和封闭的质量，$M_{sp}$，作为吸积率的函数，或者峰高。我们发现$R_{sp}$在快速吸积晕的$\approx0.8-1R_{200m}$和缓慢吸积晕的$\approx1.5R_{200m}$之间变化。因此，晕圈的范围及其相关的环境影响可以远远超出传统定义的“维里”半径。我们发现，$M_{sp}$和$R_{sp}$发展相对较强的其他常用的定义相比。特别是，即使对于$z=0$中最小的矮型晕，$M_{sp}$也会发生显著的演化。我们还对比$M_{sp}$与质量封闭在四个规模半径的晕密度分布，$M_{<4rs}$，其特点是内晕。在晕组装的早期阶段，$M_{sp}$和$M_{<4rs}$演化相似，但在晚期阶段，$M_{<4rs}$停止增加，而$M_{sp}$继续显著增长。这说明，低$z$的晕可以有“安静”的内部，同时继续在其外围增加质量。我们讨论了潜在的观测估计的回溅半径，并表明它可能已经被发现在星系团。
2015-04-21 astro-ph.CO
The accretion history of dark matter halos II: The connections with the mass power spectrum and the density profile
我们利用一系列的宇宙学模拟来探索暗物质晕的结构和质量吸积历史之间的关系。我们确认，形成时间，定义为当维里质量的主要祖等于规模半径内的质量封闭的时间，强烈相关的浓度。我们提供了一个半解析模型晕质量的历史，结合分析关系，适合模拟。该模型具有函数形式$M(z) = M_{0}(1+z)^αe^{βz}$，其中参数$α$和$β$与浓度直接相关。然后，我们将这个晕质量历史模型与$α$，$β$和Correa等人（2014）推导的线性功率谱之间的解析关系结合起来，以建立晕浓度和初始密度扰动场之间的物理联系。最后，我们提供了晕质量历史的拟合公式以及数值程序，我们推导出吸积率作为晕质量的函数，并演示了晕质量历史如何取决于宇宙学和所采用的晕质量定义。
2015-08-03 astro-ph.CO
Evolution mapping III: A new recipe for the halo mass function
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET-UNC)（理论与实验天文学研究所（阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学））；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）；Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）
本文提出了一种基于演化映射框架的halo质量函数新配方，通过参数化结构形成历史和线性功率谱形状，实现了高精度建模，适用于不同宇宙学模型和红移范围。
2025-11-20 astro-ph.CO
The Three Causes of Low-Mass Assembly Bias
我们提出了一个详细的分析的物理过程，导致晕组装偏差-晕集群的依赖代理晕形成时间。我们专注于组装偏差的起源在质量范围内对应的主机的典型星系和使用晕浓度作为我们的主要代理晕形成时间。我们还重复了我们的主要分析范围广泛的晕群众和替代形成时间的定义。我们表明，回溅subhaloes负责三分之二的组件偏置信号，但不占整个效果。后回溅subhaloes已被删除，我们发现，剩余的组件偏置信号是由于一个相对较小的分数（$\lesssim 10\%$）在密集地区的晕。我们测试了一些额外的物理过程被认为有助于组装偏差，并证明了两个关键过程是大规模的潮汐场和高速度的环境物质片和细丝的质量增长放缓。我们还排除了其他几个提出的物理原因晕组装偏见。基于我们的研究结果，我们认为，有三个过程，有助于组装偏差的低质量晕：大规模的潮汐场，重力加热由于大尺度结构的崩溃，和位于维里半径以外的回溅subhaloes。
2019-01-31 astro-ph.CO
A Comparative Study of Halo Mass Estimates from Group Catalogs and Lensing Signals
本文比较redMaPPer、Yang21和Zou21三个星系群目录与引力透镜得到的晕质量，评估不同质量估计方法的一致性、偏差及红移和中心定义的影响。
2025-07-27 astro-ph.CO
The pseudo-evolution of halo mass
暗物质晕通常被定义为相对于参考密度（如宇宙的临界密度或平均物质密度）的物质的球形过密度。这样的定义可以导致一个虚假的伪演化晕质量仅仅是由于红移的参考密度的演变，即使其物理密度分布保持不变，随着时间的推移。我们估计的量，这样的伪演化的质量z=1至0之间的晕在一个大型N体模拟，并表明，它几乎占了整个质量演化的大多数晕M200约1 E12太阳质量，可以是一个显着的部分，即使是集群大小的晕的表观质量增长。我们估计的伪进化假设晕密度分布在物理坐标保持静态的幅度，并表明，这个简单的模型预测的伪进化的晕在数值模拟中确定的良好的精度，虽然与显着的分散。我们讨论了伪演化的晕质量函数的演化的影响，并表明，非演化的低质量端的晕质量函数是伪演化和小晕吸收到较大的主机之间的偶然取消的结果。我们还表明，在模拟中观察到的浓度-质量关系的低质量端的演化几乎完全是由于质量的伪演化。最后，我们讨论了我们的研究结果的解释星系和星系团和它们的晕质量的可观测的属性之间的各种标度关系的演变的影响。
2013-03-11 astro-ph.CO
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 astro-ph.CO
Cosmology with Galaxy Clusters: Systematic Effects in the Halo Mass Function
我们调查潜在的系统性影响，在约束的原始波动σ_8所产生的晕质量函数的选择，在当前和即将到来的星系团调查的似然分析的振幅。我们研究了Tinker等人（T08）广泛使用的N体模拟拟合，作为替代，最近提出的分析模型的偏移集峰（ESP）。我们首先通过对ESP质量函数进行抽样以生成模拟星表，并使用T08拟合对它们进行分析来评估这些规定在约束σ_8时的相对偏差，以选择不同的巡天选择阈值，质量定义和统计先验。为了评估每个处方中的绝对偏差水平，然后我们重复分析N体模拟中的暗物质晕目录，该模拟旨在模拟普朗克SZ星系团当前数据发布中的质量分布。该N体分析表明，使用T08拟合而不考虑在质量定义之间转换时引入的分散（或者，由拟合参数上的误差引起的分散），对于当前数据，可以系统地高估σ_8的值多达2σ，而考虑这种分散的分析在σ_8中应该接近无偏。随着在即将到来的数据发布中预期的对象数量的增加，无论考虑散射，T08拟合都可能将σ_8的值高估约1.5σ。ESP质量函数会导致系统性更有偏见但可比较的结果。ESP模型的一个优点是它对质量函数中弱非普适性的自然预测，该质量函数密切跟踪模拟中测量的质量函数，并由T08拟合描述。我们建议，现在可以谨慎地构建新的基于ESP的无偏拟合函数，用于不久的将来的更大的数据集。
2014-06-30 astro-ph.CO
Reaching for the Edge II: Stellar Halos out to Large Radii as a Tracer of Dark Matter Halo Mass
University of Maryland（马里兰大学）；Tsinghua University（清华大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Santa Cruz Institute for Particle Physics（圣克鲁兹粒子物理研究所）
针对最亮星系团星系恒星晕外围质量最优径向定义不明确的问题，本研究通过类HSC模拟观测管线分析IllustrisTNG模拟数据，确定了最优环带半径范围，提出了晕质量相关的Sérsic拟合函数，可支撑未来巡天通过深度成像推断暗物质晕质量。
2025-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of dark matter halos: evidence for significant smooth accretion
我们研究的增长暗物质晕的和谐LCDM宇宙学使用几个N体模拟大宇宙体积。我们从Millennium和Millennium-II模拟中构建了合并树，覆盖晕质量范围为10^9-10^15 Msun，合并质量比范围为1-10^5。我们的算法需要特别照顾晕分裂，并确保每个合并晕增长的质量贡献只计算一次。通过这种方式，综合合并率收敛，我们可以一致地确定不同质量比的合并对晕增长的贡献。我们发现，所有解析的合并，直到质量比为10^5，只贡献了总晕质量增长的~60%，而主要的合并是次主导的，例如质量比小于3：1（10：1）的合并只贡献了~20%（~30%）。这一点通过对另外两个模拟箱的分析得到了验证，在那里我们在整个宇宙时间内单独跟踪所有粒子。我们的结果也是强大的，对使用几个晕定义。假设在大质量比的合并率的幂律行为可以外推到任意大的质量比，它被发现，独立的晕质量，约40%的质量晕来自真正的光滑吸积的暗物质，从来没有被束缚在较小的晕。我们讨论了我们的研究结果对星系形成的可能影响。假设原始的星系际介质被紫外光子加热并光致电离，这是一个标准的假设，其中的一个推论是，所有的晕都是在T>~10^4K的光滑“冷”气体中吸积了>40%的重子，而不是像恒星那样温暖、富集或clusified的气体。
2010-06-09 astro-ph.CO
Exploring the liminality: properties of haloes and subhaloes in borderline $f(R)$ gravity
我们调查的$f(R)$重力模型与$|f_{R0}|=10^{-6}$暗物质晕和subhaloes的属性，使用一个非常高分辨率的N体模拟。该模型是一个边界线之间的宇宙学有趣，但仍然符合目前的数据。我们发现，在这个模型中的晕质量函数有一个最大的20%的增强相比，$Λ$ CDM预测之间的$z=1$和$z=0$。由于在稠密环境中屏蔽标准重力偏差的变色龙机制，在这个$f(R)$模型中比$10^{13}h^{-1}M_\odot$更大质量的晕与$Λ$ CDM中类似质量的晕具有非常相似的性质，而质量较小的晕，如银河系的晕，由于其较弱的屏蔽，可以具有更陡峭的内部密度分布和更高的速度色散。在这个模型中，由于总引力势的加深，低质量晕的晕浓度显著增强。与天真的期望相反，在这个模型中，低质量晕的晕形成时间$z_f$要晚一些，这是因为这些晕在后期比$Λ$ CDM中的对应物生长得更快，以及$z_f$的定义。亚晕，特别是那些质量小于$10^{11}h^{-1}M_\odot$的亚晕，在这个$f(R)$模型中，对于质量小于$10^{13}h^{-1}M_\odot$的主晕，其丰度要大得多。我们讨论了银河系卫星丰度问题的影响，这些结果。虽然在这个边界$f(R)$模型的整体晕和subhalo属性接近他们的$Λ$ CDM预测，我们的研究结果表明，本地集团和天体物理系统的研究，高分辨率模拟的帮助下，可以是有价值的进一步测…
2015-07-09 astro-ph.CO
Mass function and bias of dark matter halos for non-Gaussian initial conditions
我们重新推导的质量函数和非高斯初始条件下的暗物质晕的偏见。我们使用最速下降法指出，精确的结果，可以得到高质量的晕质量函数和两点相关的大质量晕的尾巴。专注于本地类型的原始非高斯性，我们检查，这些结果与数值模拟。晕质量函数的高质量截断形式与Press-Schechter形式相同，但具有依赖于晕定义的线性阈值$δ_L$。我们表明，一个简单的公式，它服从这个高质量的渐近，并使用高斯初始条件下获得的拟合，匹配数值模拟，同时保持归一化为统一的质量函数。其次，通过在Kaiser（1984）的精神下推导实空间晕两点关联并进行傅里叶变换，我们获得了与模拟很好的一致性，用于校正由于原始非高斯性引起的晕偏差。因此，如果使用正确的线性阈值$δ_L$并注意晕轮位移，则晕轮质量函数和偏置都不需要自组织参数$q$。非线性实空间表达式可用于检查“线性化”偏差是否为有效近似。此外，它清楚地显示了如何在$\sim 100 h^{-1}$ Mpc的重子声学振荡放大的大质量晕的偏见和修改的原始非高斯性。在较小的尺度上，对实空间偏差的校正大致按$\fNL \, b_M(\fNL=0) \, x^2$缩放。低$k$行为的晕偏差并不意味着发散的实空间相关性，因此不需要引入依赖于调查规模的反项。
2011-02-09 astro-ph.CO
Universality of the halo mass function in modified gravity cosmologies
我们使用一套大型的$N$ -体模拟--ELEPHANT套件研究了改进重力模型中的晕质量函数。我们考虑两个流行的超越广义相对论的场景：胡-萨维奇变色龙$f(R)$模型和Dvali-Gabadadze-Porrati膜世界（nDGP）的正常分支。我们发现，在MG，分析配方的基础上的新闻-Schechter框架提供了一个非常不准确的描述HMF。然而，我们发现，一旦HMF表示的无量纲的多重性函数，它近似地假设一个红移无关的所有模型的普适字符。利用这一属性，我们提出了通用的适合MG HMF的分数偏离$\mathrm{Λ\text{CDM}}$的情况下。我们发现两个封闭的公式，一个为$f(R)$，另一个为NDGP，提供了一个可靠的描述HMF的模拟所涵盖的质量范围。相对于$N$ -主体数据，这些数据精确到百分之几。我们测试外推潜力，我们适合对不同的宇宙学背景和质量分辨率的单独模拟，并找到非常好的精度，在$\sim 10\%$。我们的分析中一个特别有趣的发现是HMF偏差的高斯样形状，似乎在整个$f(R)$家族中普遍出现，在每个$f(R)$变体的质量方差尺度特征处达到峰值。我们将这种行为归因于环境依赖的变色龙筛选模型的特定物理学。
2022-03-18 astro-ph.CO
The measurement of the splashback radius of dark matter halo
本文利用DECaLS DR8剪切星表，在迄今最大的质量与红移范围内测量暗物质晕溅回半径，揭示其随质量和峰值高度的演化规律，并发现大多数晕吸积率较低。
2024-06-10 astro-ph.CO
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a general parametrization of the warm dark matter halo mass function
对恒星流中的通量异常统计和扰动的研究有可能限制包括无菌中微子在内的暖暗物质（WDM）模型。产生这些约束需要一个参数化的WDM质量函数相对于冷暗物质（CDM）的等价物。我们使用五个WDM模型的半模质量，$M_\mathrm{hm}=[1.3,35]\times10^{8}$ ~ $M_{\odot}$，分布在本地群，透镜椭圆和$z=2$宇宙的模拟，产生这样的参数化：我们适合的WDM到CDM晕质量函数比，$n_\mathrm{WDM}(M_{X})/n_\mathrm{CDM}(M_{X})$，（$1+(αM_\mathrm{hm}/M_{X})^β)^γ$的函数形式的参数。对于中心晕的$M_{X}\equiv$维里质量，我们得到了$α=2.3$、$β=0.8$和$γ=-1.0$，并且这种拟合比扩展的Press-Schechter形式主义预测的更陡。对于亚晕的$M_{X}\equiv$质量，我们得到了$α=4.2$、$β=2.5$和$γ=-0.2$ ;在两种质量定义中，离散度为$\sim20$ ~ %。第二种拟合通常低估了$z=2$ WDM亚晕在百分之几十水平上的相对丰度。我们警告说，强大的约束将需要定制的模拟和晕质量的仔细定义，特别是质量$<10^{8}M_{\odot}$的subhalos。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Constraining the Galaxy-Halo Connection with Optimal Statistics
应用晕模型来分析星系的小尺度成团是描述星系与其宿主晕之间联系的一种行之有效的方法。这样的工作往往受到系统误差的困扰，或者局限于可以分析预测的聚类统计。在这项工作中，我们采用了基于模拟的数值模拟程序来研究SDSS DR 7星系的聚类。我们采用标准的晕占据分布（HOD）模型的暗物质只有模拟与LCDM宇宙学。为了约束理论模型，我们利用星系数密度和选定的尺度的投影关联函数，红移空间关联函数，群多重性函数，平均群速度色散，标记关联函数，和计数在细胞统计的组合。我们设计了一个算法来选择一个最佳的测量组合，产生严格和准确的约束我们的模型参数。与以前的工作相比，使用较少的聚类统计，我们发现显着改善的约束条件，我们的晕模型的所有参数为两个不同的亮度阈值星系样本。最有趣的是，我们获得了前所未有的高精度的限制，在星系光度和晕质量之间的关系的散射。然而，我们的最佳拟合模型对两个样本都产生了显著的张力（>4 sigma），这表明需要向标准HOD模型添加二阶特征。为了保证这些结果的鲁棒性，我们进行了广泛的分析，在我们的建模过程中的系统和统计误差，包括第一次的一类研究，我们的约束条件的变化的晕质量函数由于重子物理的敏感性。
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiplicity functions of quasars: Predictions from the MassiveBlackII simulation
我们研究了多个活动星系核系统（三重和四重，特别是）的\texttt{MassiveBlackII}模拟的红移范围内的$0.06\lesssim z \lesssim 4$。我们在不同的尺度（由成员活动星系核之间的最大距离定义）下识别活动星系核系统（具有热光度$L_{\mathrm{bol}}>10^{42}~\mathrm{ergs/sec}$），以确定活动星系核的多重性函数。这被定义为每单位\textit{richness} $R$的活动星系核系统的体积/表面密度，即一个系统中活动星系核的数量。我们发现，引力约束的多个活动星系核系统倾向于填充尺度的$\lesssim0.7~\mathrm{cMpc}/h$，这对应于角分离的$\lesssim100~\mathrm{arcsec}$和视线速度差$\lesssim200~\mathrm{km/sec}$。模拟包含$\sim 10$和$\sim100$三重/四重每$\mathrm{deg}^2$高达深度DESI（$g\lesssim24$）和LSST（$g\lesssim26$）成像分别;至少$20\%$这些应该是可检测的光谱调查。模拟的类星体（$L_{\mathrm{bol}}>10^{44}~\mathrm{ergs/sec}$）三重态和四重态主要存在于$1.5\lesssim z \lesssim 3$。它们的成员具有黑洞质量$1…
2020-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of subhalo abundance matching on galaxy photometry and selection criteria
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种将星系质量或光度分配给N体模拟中产生的晕的流行技术。该方法通过匹配星系和晕属性的累积数函数来工作，因此对这些属性的精确定义和用于定义样本的选择标准都很敏感。进一步的依赖性如下时，SHAM参数校准星系聚类，这是众所周知的强烈依赖于星系的选择方式。在本文中，我们介绍了一个新的参数化的SHAM和推导出最适合的SHAM参数作为一个函数的各种属性的选择的星系样本和光度定义，包括Sérsic与彼得罗斯星等，恒星质量与r-波段的星等和光学（SDSS）与HI（ALOFA）的选择。在每种情况下，我们计算模型的拟合优度，以测量投影的两点星系关联函数。在光学选择的样本中，我们发现强有力的证据表明，在星系晕连接的散射增加对暗淡的结束，AM表现更好的光度比恒星质量。光学和HI选择星系的SHAM参数是相互排斥的，后者表明了光环质量之外的属性的重要性。我们提供最适合的参数作为我们的每个输入选择的函数的SHAM星系晕连接，扩展域的有效性模型，同时减少潜在的系统误差在其使用。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tight Empirical Relation between Dark Matter Halo Mass and Flat Rotation Velocity for Late-Type Galaxies
我们提出了一个新的经验关系星系暗物质晕质量（${\rm M_{halo}}$）和速度沿平坦部分的旋转曲线（${\rm V_{flat}}$），来自120晚型星系的数据库。在这个关系中的正交散射是可比的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中观察到的散射，表明在$r\ll R_{\rm vir}$总晕质量和星系运动学之间的紧密耦合。小的垂直散射的关系，使它成为一个非常有竞争力的估计总晕质量。我们证明，这一结论适用于不同的先验$M_*/L_{[3.6μ]}$，给一个紧密的BTFR，但要求晕密度分布如下DC 14，而不是NFW。我们提供了额外的关系${\rm M_{halo}}$和其他速度定义在较小的星系半径（即${\rm V_{2.2}}$，${\rm V_{eff}}$，和${\rm V_{max}}$），这可能是有用的估计晕质量从运动学调查，提供一种替代丰度匹配。此外，我们约束的径向加速关系的暗物质模拟，也发现它的散射是小的，表明重子和暗物质之间的精细平衡，在他们的贡献星系运动学。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0, I: The Quenching of Star Formation
我们测试是否晕年龄和星系年龄相关的固定晕和星系质量。暗物质晕的形成历史和年龄与它们的大尺度密度$ρ$相关，这种效应被称为组装偏差。我们测试这种相关性是否延伸到星系通过测量星系恒星年龄对$ρ$的依赖性。为了澄清理论和观测之间的比较，并消除强烈的环境对卫星的影响，我们使用星系群目录，以确定中央星系和测量其淬火分数，$f_Q$，作为大尺度环境的函数。将光环年龄与中央星系年龄匹配的模型预测$f_Q$和$ρ$之间存在强正相关性。然而，我们表明，这种影响的幅度取决于晕年龄的定义：大会的偏见显着减少时，删除回溅晕的影响-这些晕是中央，但通过了一个更大的晕或经历了强烈的潮汐遭遇。使用峰值时的光环质量而不是当前质量定义年龄可以消除这些影响。在SDSS数据中，在M $_{\rm gal}\gtrsim 10^{10.0}$ M_sol/h $^2$下，从低密度到高密度，$f_Q$中存在$\sim 5\%$增加，这与使用峰值晕质量对暗物质晕的预测一致。在较低的恒星质量下，$f_Q$和$ρ$之间几乎没有相关性。对于这些星系，年龄匹配与我们测试的大范围晕形成指标的数据不一致。这意味着，晕形成的历史有一个小的，但统计上显着的影响淬火的恒星形成在高质量，而淬火过程中低质量的中央星系是不相关的晕形成的历史。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
SOAP: A Python Package for Calculating the Properties of Galaxies and Halos Formed in Cosmological Simulations
本研究推出Python包SOAP，可基于子晕查找器后处理的SWIFT模拟，通过mpi4py并行计算暗晕与星系性质，支持多种暗晕定义与两类模拟，输出兼容swiftsimio的HDF5星表。
2025-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Bracketing the soliton-halo relation of ultralight dark matter
本研究通过数值模拟检验了超轻暗物质中孤子质量与星系晕性质的关系，发现Schive等人的关系给出了孤子质量的下界，而Mocz等人的关系给出了上界。
2025-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relationship between 2D and 3D Galaxy Stellar Mass and Correlations with Halo Mass
本文利用模拟星系样本比较二维与三维外围恒星质量作为暗晕质量代理的性能，发现二者表现相近且二维选择无投影偏差，验证了外围恒星质量用于星系团识别的可靠性。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
