A look to the inside of haloes: a characterisation of the halo shape as a function of overdensity in the Planck cosmology
在本文中，我们研究了从一组宇宙学N体模拟中提取的大范围质量的暗物质晕的三轴性质。我们测量的形状在不同的距离晕中心（其特征在于不同的过密度阈值），在三维和二维。我们讨论了如何晕三轴度增加的质量，红移和距离晕中心。我们还研究了不同的椭球体的方向是如何相互对齐的，以及不同维里配置的晕的内部形状的梯度是什么。我们的研究结果强调，内部的晕保留暴力的形成过程的记忆，保持主轴朝向的优先方向的下落的材料，而外部变得更圆，由于连续的各向同性合并事件。这种效应在最近形成的高质量晕中非常明显，而在低质量晕中则更加模糊。我们提出了简单的分布，可用于各种质量重建算法的先验，在不同的波长下工作，以恢复一个更复杂和现实的暗物质分布的孤立和放松的系统。
2016-11-25 astro-ph.CO
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
Unifying cluster and galaxy cosmology analyses using the galaxy-halo connection
Southern Methodist University（南方卫理公会大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Leiden University（莱顿大学）
本文提出一种基于模拟的统一框架，利用星系-暗物质晕关联来统一建模星系和星系团的统计量，从而提高宇宙学参数的约束精度。
2026-01-22 astro-ph.CO
Halo spin and orientation in Interacting Dark Matter Dark Energy Cosmology
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
本文利用ME-GADGET开展N体模拟，研究两类IDE模型中暗晕自旋与取向的潮汐场对齐特性，给出对应拟合函数，为后续相关观测建模提供支撑。
2025-11-19 astro-ph.CO
The Impact of Theoretical Uncertainties in the Halo Mass Function and Halo Bias on Precision Cosmology
我们研究了暗物质晕质量函数和暗物质晕偏差的理论不确定性对即将来临的星系团调查中暗能量约束的影响。我们发现，光学集群调查一样的暗能量调查，所需的准确度上的预测晕质量函数，使其成为一个微不足道的误差源暗能量参数是~ 1%。对预测的晕偏差的类似要求不那么严格（~ 5%），特别是如果可观测质量分布可以通过其他方法很好地约束。这些要求取决于勘测区域，但对勘测深度相对不敏感。最严格的要求可能来自于对相当大一部分天空的调查，目的是观察相对较低质量的星团，Mth ~ 10^13.7 Msun/h;对于这样的调查，质量函数和晕偏差必须分别预测到~ 0.5%和~ 1%的精度。这些精度代表了对校准更精确的晕质量和偏置函数的实际需要的限制。我们发现，改善预测的质量函数在低红移和低质量制度是最有效的方式来改善暗能量的约束。
2010-04-01 astro-ph.CO
Lagrangian Statistics of Dark Halos in a LCDM Cosmology
给出了拉格朗日空间中暗物质晕的新的统计性质。通过对一系列N体模拟中形成束缚晕的暗物质粒子的追踪，定量测量了束缚晕惯性张量与局域潮汐张量的相关性，并研究了相关强度与束缚晕球度、局域密度和滤波尺度的关系.结果表明，大多数的原晕表现出强相关的两个张量提供的潮汐场是平滑的原晕的质量尺度。相关强度被发现增加原晕的球度增加，原晕的质量增加，并作为本地密度变得接近临界值，delta_{ec}。研究还发现，在欧拉空间中，两个张量之间的相关性非常弱的特殊原晕往往会获得更高的比角动量，这与线性潮汐力矩理论是一致的。根据我们的研究结果，这是有趣的推测，低表面亮度星系在目前的时代对应于特殊的原晕具有极端的低球度的惯性张量与本地潮汐张量弱相关的假设。
2009-10-25 astro-ph.CO
The cosmology dependence of the concentration-mass-redshift relation
暗物质晕的浓度提供了关于其内部结构以及它如何依赖于质量和红移的关键信息-所谓的浓度-质量-红移关系，表示为$c(M,z)$。我们在这里提出了一个广泛的研究的宇宙学依赖的$c(M,z)$是基于一套72重力，全N体模拟，其中以下宇宙学参数是不同的：$σ_{8}$，$Ω_{\mathrm{M}}$，$Ω_{\mathrm{b}}$，$n_{\mathrm{s}}$，$h$，$M_ν$，$w_{0}$和$w_{\mathrm{a}}$。我们的特点，这些参数对浓度的影响，不同的晕质量和红移。与之前的工作一致，对于研究的所有宇宙学，我们发现暗物质晕在其尺度半径内的特征密度$r_{-2}$与适当定义的宇宙临界密度之间存在密切相关性形成时间。这一发现，结合漂移集模型的晕形成的历史，使我们能够准确地预测暗物质晕的浓度作为质量，红移和宇宙学的函数。我们使用我们的模拟来测试一些已发表的模型预测晕浓度的可靠性，并强调当他们成功或失败，重现宇宙学的$c(M,z)$关系。
2022-07-27 astro-ph.CO
Full-shape cosmology analysis of SDSS-III BOSS galaxy power spectrum using emulator-based halo model: a $5\%$ determination of $σ_8$
对SDSS-Ⅲ BOSS DR 12星系表中的4个星系样本在$0.2 < z < 0.75$上进行了红移空间功率谱的全形宇宙学分析。对于理论模板，我们使用一个仿真器，这是建立在一个合奏集的$N$体模拟，这使得快速和准确的计算红移空间的功率谱晕。结合晕占据分布来模拟晕-星系的联系，我们可以在平坦的$Λ$ CDM宇宙学中计算类BOSS星系的红移空间功率谱。在我们的宇宙学推断中，我们使用功率谱图，四极和十六极，并包括7个讨厌的参数来模拟每个星系样本的晕星系连接的不确定性，但不使用任何信息的丰富的星系。我们证明了我们的分析管道使用模拟目录的BOSS-类星系，使用不同的配方的晕星系连接，包括组装偏置效应产生的验证。假设弱先验宇宙学参数，除了$Ω_{\rm b}h^2$和$n_{\rm s}$，我们表明，我们的模型很好地再现了BOSS功率谱。包括功率谱信息的$k_{\rm max}=0.25\,h{\rm Mpc}^{-1}$，我们发现$Ω_\mathrm{m}=0.301^{+0.012}_{-0.011}$，$H_0=68.2 \pm 1.4~\mathrm{km\,s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$，和$σ_8=0.786^{+0.036}_{-0.037}$，为模式和68\%的可信区间，边缘化后的滋扰参数。我们发现，由于散粒噪声的支配和边缘化的晕星系连接参数的最大波长$…
2022-03-11 astro-ph.CO
What is the Halo Mass Function in a Fuzzy Dark Matter Cosmology?
模糊暗物质（FDM）或波动暗物质是一种替代理论，旨在解决标准冷暗物质提议所面临的宇宙主要物质组成部分的小尺度问题。它由质量为$\sim 10^{-22}$ eV的超轻轴子组成，通常具有几kpc的德布罗意波长，减轻了标准$Λ$ CDM范式所面临的一些明显的小尺度差异。在本文中，我们计算的模糊暗物质的晕质量函数使用sharp-k窗口函数，并将其与一个使用数值模拟计算，发现峰值质量约为$10^{10} {M_{\odot}}$的粒子质量为$2\times 10^{-22}$ eV。利用CLASH巡天观测到的高红移（$z\sim 10$）透镜星系，我们还将FDM粒子的质量限定为$\gtrapprox 2\times10^{-22}$ eV。
2021-12-06 astro-ph.CO
Properties beyond mass for unresolved haloes across redshift and cosmology using correlations with local halo environment
暗物质晕的结构和动力学性质，虽然在理解大尺度结构形成的重要组成部分，需要更保守的粒子分辨率比单独晕质量所需的模拟。这减少了模拟的参数空间，对于下一代大型巡天所需的高红移和大体积模拟更为严重。在这里，我们将红移和宇宙学的依赖到一个算法，分配准确的晕属性，如浓度，自旋，速度和空间分布的次分辨率晕在模拟。通过专注于获得与晕质量和在$4 \times$晕半径处测量的局部潮汐各向异性$α$的正确相关性，我们的方法还将恢复这些小尺度结构特性与大尺度环境的相关性，即，所有尺度下的晕圈组件偏差均大于$5 \times$晕圈半径。我们发现晕的性质分布是普遍的红移和宇宙学。通过将该算法应用于大体积模拟$(600 h^{-1}{\rm Mpc})$，我们可以访问$30-500$粒子晕，从而在$z=2-4$上获得一个数量级的晕质量和两到三个数量级的数密度。这种技术降低了估计协方差矩阵、弱透镜研究或任何具有较小质量晕的大规模聚类分析所需的模拟成本。
2022-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of the calibration of the Halo Mass Function on galaxy cluster number count cosmology
晕质量函数（HMF）是星系团星表宇宙学分析中的一个关键要素。我们量化的HMF参数的不确定性对宇宙学约束的影响，从集群目录类似的普朗克，那些预期从欧几里得，罗马和鲁宾调查，并从一个假设的更大的未来调查。我们分析模拟目录在每种情况下，逐步松动先验的HMF参数，以评估宇宙学约束的退化。虽然目前HMF参数的不确定性并没有实质性影响普朗克类调查，我们发现，它们可以显着降低宇宙学约束的欧几里得类调查。因此，目前HMF的精度将不足以用于欧几里得（或罗马或鲁宾）和可能的更大的调查。未来的实验将不得不适当地考虑HMF参数的不确定性，并且有必要提高HMF拟合的精度，以避免削弱对宇宙学参数的约束。
2021-01-08 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
Abundance of peaks and dips in three-dimensional mass and halo density fields: a test for cosmology
利用宇宙学N体模拟，我们研究了在$10-100$ s Mpcs尺度上晕和暗物质（DM）的平滑分布中发现的局部极大值（峰）和极小值（谷）的丰度。模拟包括高斯和本地型$f_{\rm NL}$非高斯初始条件。在文献中推导出的表达式的丰度（不考虑高度）的峰值高斯字段是令人惊讶的准确的演变晕和DM密度场的所有初始条件考虑。此外，高度分布是非常好的拟线性尺度上的对数正态拟合。丰度作为尺度的函数依赖于宇宙学参数（$H_0$和背景物质密度）通过功率谱的形状，但它是不敏感的集群振幅。此外，平滑晕轮分布中的丰度在非高斯中与高斯模拟基本上不同。在非高斯模型中，这种效应的解释是直接的晕偏差的尺度依赖性。从三维大星系红移巡天中提取的丰富的极值可能是宇宙学参数和初始非高斯性的竞争性探针。它打破了$f_{\rm NL}$和集群振幅之间的简并性，使其与星系团的计数和弱透镜图中的峰值互补。
2018-04-19 astro-ph.CO
Beyond the standard $Λ$CDM cosmology: the observed structure of DM halos and the shape of the power spectrum
观测天文学的最新进展允许研究各种暗物质（DM）占主导地位的对象，从矮球状（dSph）星系到跨越$10^{6} M_{\odot}$到$10^{15} M_{\odot}$质量范围的星系团。为了分析这个潜水员收集的对象的数据，我们使用了一个简单的玩具模型的球形DM晕形成，最初提出的皮布尔斯。这个模型引入了晕形成的历元或红移的概念。利用这一概念，我们分析了选定的样品DM占主导地位的对象，我们发现的经验之间的相关性维里质量，$M_{vir}$，晕和基本参数的核心，即平均DM密度，压力和熵。这些相关性是所有这些物体相似进化的自然结果。它主要是由引力相互作用驱动的，这意味着晕的形成过程和内部结构具有高度的自相似性。我们证实了CDM-样的形状的小规模和大规模的功率谱。然而，我们的重建所观察到的对象的演化历史不同于期望的标准$Λ$ CDM宇宙学，需要一个多组分的DM或一个更复杂的原始功率谱的密度扰动与显着过剩的权力在星系团的尺度和更大。我们证明了一个模型与适当的组合的重DM粒子（CDM）和DM粒子与大阻尼尺度（HDM）可以提供一个成功的描述的观测数据在广泛的质量。
2017-03-27 astro-ph.CO
Cosmology with velocity dispersion counts: an alternative to measuring cluster halo masses
星系团计数的演化是对宇宙学若干基本参数的有力探索。最近的一些研究使用这个探测器声称与普朗克原始CMB数据分析所偏好的宇宙学的张力，在这个意义上，观察到的星系团比基于原始CMB宇宙学的预测要少。这个问题的一个可能的解决方案是集群研究中绝对晕质量校准中的系统误差，这需要将标准理论预测（晕质量函数）转换为作为可观测值的函数的计数（例如，X射线光度，Sunyaev-Zel'dovich通量，光学丰富度）。在这里，我们提出了一种替代策略，这是直接比较预测和观察到的集群计数作为一个函数的一维速度色散的星系团。我们认为，集团/集群的速度分散理论上可以预测的强大的质量，但与质量，它也可以直接观察到，从而规避了主要的系统偏差，在传统的集群计数研究。借助BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件，我们证明了速度色散计数的潜力，即使是类似的$Λ$ CDM模型的歧视。这些预测可以与现有的红移调查结果进行比较，如高度完整的星系和质量组装（GAMA）调查，以及即将进行的宽视场光谱调查，如广域Vista河外调查（WAVES）和暗能量调查仪器（DESI）。
2016-07-28 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
Farpoint: A High-Resolution Cosmology Simulation at the Gigaparsec Scale
在本文中，我们介绍了远点模拟，硬件/混合加速宇宙学代码（HACC）的重力模拟家庭的最新成员。该区域覆盖体积为（1000 $h^{-1}$ Mpc）的$^3$，并演化出接近两万亿个粒子，对应于质量分辨率为$m_p\sim 4.6\cdot 10^7 h^{-1}$ M $_\odot$。这些规格使全面调查的星系晕连接，捕捉晕小质量。此外，大容量解决尺度典型的现代调查与高质量晕的良好统计覆盖。模拟是在GPU加速系统Summit上进行的，Summit是目前最快的超级计算机之一。我们提供了关于Farpoint运行的细节，并给出了一组初始结果。高质量分辨率有助于精确测量重要的全球统计数据，如晕浓度-质量关系和小尺度的关联函数。模拟数据产品的选定子集通过HACC模拟数据门户公开提供。
2022-02-28 astro-ph.CO
Probing Cosmology with Dark Matter Halo Sparsity Using X-ray Cluster Mass Measurements
提出了一种新的星系团宇宙学探测方法--晕稀疏度。这一特性的晕在两个不同的半径测量的晕质量的比例，并携带编码在晕质量配置文件的宇宙学信息。在Balmes等人（2014）工作的基础上，我们使用来自具有$4096^3$粒子的（$2.6$ Gpc/h）$^3$体积的数值N体模拟的晕目录来测试稀疏性的性质。我们表明，在一个给定的红移的平均稀疏度可以预测的晕质量函数的先验知识。这提供了一个定量的框架来推断宇宙学参数的限制，使用测量星系团的稀疏性。我们通过对没有系统分类的合成数据集进行似然分析来证明这一点，从中我们可以恢复输入的基准宇宙学。我们还进行了初步的分析，潜在的系统误差，并提供了重子效应对稀疏性测量的影响的估计。我们评估了104个集群的样本从X射线观测的流体静力学质量的稀疏性，并推导出宇宙物质密度$Ω_m$和密度波动的归一化幅度在$8$ Mpc h $^{-1}$规模，$σ_8$的约束。假设没有系统分类，我们发现$Ω_m=0.42\pm 0.17$和$σ_8=0.80\pm 0.31$在$1σ$，对应于$S_8\equiv σ_8\sqrt{Ω_m}=0.48\pm 0.11$。未来的聚类调查可能会提供精确测量稀疏性的机会。一个几百个质量估计误差在百分之几水平的星系团的样本可以提供有竞争力的宇宙学参数约束，与从其他宇宙探测器推断的宇宙学参数约束互补。
2018-06-12 astro-ph.CO
Minimum star-forming halo mass in axion cosmology
阐明暗物质的粒子物理本质是现代科学的重大挑战之一。目前在实验室中缺乏任何直接的DM探测，这就增加了对天体物理约束的需求，将搜索范围扩展到DM模型，超越了流行的弱相互作用大质量粒子（WIMP）场景。在这里，我们应用经典的Rees-Ostriker-Silk冷却标准的星系形成模型与超轻轴子DM，也被称为模糊暗物质（FDM）。由此产生的约束条件提供了一个启发式的框架，为即将到来的观察，我们的近似分析激励未来的FDM结构形成的自洽模拟的需要。我们使用观测约束DM主机的超暗矮（UFD）星系的本地组，连同红移约束的发生从最近的EDGES 21厘米宇宙学测量的原始恒星形成，来说明这种方法。我们发现，现有的限制是直接调和与标准$Λ$ CDM，但不利于FDM轴子质量低于$\sim 10^{-21}\,{\rm eV}/c^2$。利用DM粒子物理的天体物理探测器的未来潜力是引人注目的。
2018-09-05 astro-ph.CO
COLOSSUS: A python toolkit for cosmology, large-scale structure, and dark matter halos
本文介绍了Colossus，一个公共的，开源的Python软件包，用于宇宙学相关的计算，宇宙中物质的大尺度结构（LSS），以及暗物质晕的性质。该代码被设计为快速和易于使用，具有一致的，文档齐全的用户界面。宇宙学模块实现了弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克宇宙学，包括曲率，相对论物种，和不同的暗能量状态方程，并提供快速计算的线性物质功率谱，方差，和关联函数。LSS模块关注高斯随机场中的峰值和统计意义上的晕的性质，包括它们的峰值高度、峰值曲率、晕偏置和质量函数。光晕模块处理球形过密度半径和质量、密度分布、浓度和回溅半径。为了便于快速探索这些量，Colossus从文献中实现了40多种不同的拟合函数。我将详细讨论核心例程，并特别强调它们的准确性。Colossus可以在bitbucket.org/bdiemer/colossus上找到。
2018-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Luminosity distance in Swiss cheese cosmology with randomized voids and galaxy halos
研究了星系晕和大尺度空洞产生的引力透镜引起的光度距离涨落。空隙通过由\LambdaCDM Friedman-Robertson-Walker背景组成的“瑞士奶酪”模型来表示，其中去除了许多随机分布的共动半径为35 Mpc的球形区域。然后将一部分去除的质量以随机定位的晕的形式放置在球体的壳上，用Navarro-Frenk-White轮廓建模。其余的质量被放置在球体的内部，或者是平滑分布，或者是随机分布的晕圈。我们使用Holz & Wald（1998）方法的一个变体计算了星等位移的分布，其中包括透镜剪切的影响。在我们考虑的两个模型中，这个分布的标准差是0.065和0.072星等，平均值是-0.0010和-0.0013星等，对于半径为35 Mpc的空洞，红移为1.5的源，空洞的选择使得90%的质量在今天的壳层上。由于空隙和晕圈的标准偏差是一个因素~ 3大，由于35 Mpc的空隙单独与1 Mpc的壳厚，我们在我们以前的工作中研究。近似地说，分布的方差只取决于平均柱深和晕的浓度，以及晕形式的质量密度的分数（与平滑分布相反）：它与晕在空间中的分布方式无关。我们推导出一个近似的解析公式的方差，同意我们的数值结果，以\lesssim 20%的z \simeq 1.5。
2012-07-16 astro-ph.CO
On constraining Cosmology and the Halo Mass Function with Weak Gravitational Lensing
针对弱引力透镜与普朗克卫星的$S_8$测量差异，本研究通过让暗晕质量函数自由变化，发现其参数放宽后可消除二者的宇宙学张力，且第四阶段巡天将能高精度测量该参数。
2023-08-24 astro-ph.CO
Multiprobe cosmology forecasts from halo-occupation-distribution-based forward modeling of galaxy and void statistics
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics, University of Arizona（亚利桑那大学物理系）；Aix-Marseille Université, CNRS/IN2P3, CPPM（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心/法国国家核子和粒子物理研究所，粒子与宇宙学中心）；Department of Astrophysical Sciences, Peyton Hall, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität（慕尼黑大学天文台，慕尼黑大学物理学院）
本研究结合宇宙空洞与星系的多类统计量，通过含装配偏置的HOD正向建模，预测DESI第5年数据可实现高精度宇宙学参数约束，打破星系-暗晕关联与宇宙学的参数简并。
2026-08-13 astro-ph.CO
Halo Occupation Distributions of Moderate X-ray AGNs through Major and Minor Mergers in a $Λ$-CDM Cosmology
受Allevato et al.（2012）在COSMOS领域中最近推断的X射线选定活动星系核晕占据分布（HOD）形式的启发，我们使用一个基于$Λ$ -CDM宇宙学中暗物质晕（DMH）之间合并活动的简单模型，研究了中等亮度X射线活动星系核（mXAGN）的HOD性质。在上述情况下，在$z=0.5$模拟的mXAGN的HOD和数密度与Allevato等人（2012）的结果进行比较。我们发现，模拟的HOD的主要和次要合并，和观察到的mXAGN是一致的。我们的主要结果是，未成年人合并，相反，人们可能会期望，可以发挥重要作用的活动mAGN。
2015-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Approximate methods for the generation of dark matter halo catalogs in the age of precision cosmology
精确宇宙学最近引发了对大尺度物质聚集近似方法的新关注，其基础可以追溯到60年代末到90年代初。事实上，虽然在测量集群的精度达到百分之几的前景构成了挑战，即使是完整的N体模拟，一个准确的估计的协方差矩阵的集群统计，更不用说采样的参数空间，需要使用大量的（数百在最有利的情况下）模拟（模拟）星系目录。结合几个N体模拟与大量的近似方法执行的实现给出了最有前途的方法来解决这些问题与合理的资源量。在本文中，我回顾这个话题，从基础的方法，然后通过开拓性的努力，90年代，最后提出了最新的扩展和一些代码，现在正在使用的当代调查和彻底测试，以评估其性能的背景下，未来的调查。
2016-10-07 astro-ph.CO
Cosmology from Point Clouds with Dark Matter Halos from the Quijote Simulations
本研究提出一种具有E(3)不变性的新型深度学习架构，可直接从Quijote模拟的暗物质晕点云星表进行无似然宇宙学参数推断，无需构建图，能处理大量点云数据，并分析了该方法的优劣与改进方向。
2025-05-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitationally Consistent Halo Catalogs and Merger Trees for Precision Cosmology
我们提出了一种新的算法，用于生成合并树和晕目录，明确确保跨时间步的晕属性（质量，位置和速度）的一致性。我们的算法已经证明了能够提高合并树和晕目录的完整性（通过检测和插入，否则丢失晕）和纯度（通过检测和删除虚假对象）。此外，我们的方法是能够鲁棒性测量的自一致性晕发现者，它是第一个直接测量的不确定性晕的位置，晕的速度，和晕质量函数为一个给定的晕发现者的基础上一致性快照在宇宙学模拟。我们使用该算法生成合并树两个大型模拟（Bolshoi和Consuelo）和评估两个光环发现者（ROCKSTAR和BDM）。我们发现，无论是ROCKSTAR和BDM晕发现者跟踪晕非常好，在这两个，没有物理上一致的祖先晕的数量是在1-2%的水平在所有晕群众。我们的代码可在http://code.google.com/p/consistent-trees上公开获取。我们的目录树和目录可在http://hipacc.ucsc.edu/Bolshoi/上公开获取。
2013-01-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
The impact of systematic uncertainties in N-body simulations on the precision cosmology from galaxy clustering: a halo model approach
暗物质N体模拟提供了一个强有力的工具来模拟星系的聚集，并帮助解释星系红移调查的结果。然而，从N体模拟预测的星系性质并不一定代表观测到的星系种群;例如，理论上的不确定性来自N体模拟中重子的缺失。在这项工作中，我们评估如何在N体模拟的不确定性影响宇宙学参数推断星系红移调查。应用晕模型框架，我们发现星系在模拟红移空间畸变时的速度偏差可能是系统偏差的主要来源。对于像BigBOSS这样的深度、广度调查，目前速度偏差的10%不确定性将k_max限制在0.14 h/Mpc。与此相反，我们发现，相关的密度分布和星系占领统计的不确定性导致相对不显著的系统偏差。因此，从观测和模拟中准确校准速度偏差的能力可能会为可用于从星系团推断宇宙学信息的最小长度尺度设定最终限制。
2013-07-27 astro-ph.CO
Differentiable Halo Mass Prediction and the Cosmology-Dependence of Halo Mass Functions
University of Vienna（维也纳大学）
本文提出可微分场级NN模型，通过3D U-Net从线性密度场直接映射到原初晕区域与质量区间，实现暗物质晕质量预测，其精度可与现有模型媲美，还可用于研究HMF的宇宙学依赖及外推模型。
2026-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
How much do we know the halo mass function? Predictions beyond resolution
本文利用hmf程序包研究了从星系团到GeV尺度暗物质粒子质量的暗物质晕质量函数，发现不同拟合函数在跨越约80个数量级的质量范围内高度一致，并揭示了星系群对总物质质量贡献最大的峰值，同时探讨了宇宙学参数对晕函数的影响及其打破参数简并的潜力。
2024-06-06 astro-ph.CO
Practical Cosmology with Lenses
亚毫米望远镜的观测揭示了大量的引力透镜高红移源。我描述了如何，在实践中，这些透镜系统可以同时用于估计宇宙学参数的值，测试模型的暗物质晕的分布的演变和调查的源人口的属性。即使是赫什塞尔空间天文台发现的现有透镜样本，也足以正式排除暗物质晕演化的标准模型，可能的解释是重子物理学和下落重子对晕中心暗物质密度分布的扰动的结合。独立于晕的演化，对100个透镜系统的样本的观测足以以5%的精度估计Omega_Lambda，而对1000个透镜的观测足以估计暗能量状态方程中的参数w，其精度与普朗克对宇宙微波背景的观测结果相似。虽然透镜的亚毫米级源的比例弱依赖于模型中使用的特定晕质量函数，但它非常强烈地依赖于源群的亚毫米级光度函数的演变。因此，测量的透镜分数可以用来研究星系演化的方式是独立的属性的干预晕。
2014-11-04 astro-ph.CO
Cosmology and Cluster Halo Scaling Relations
我们探讨了暗物质和暗能量对星系团动力学标度性质的影响。研究了$N$-体模拟中团簇大小晕的质量、半径和速度色散之间的Faber-Jackson（FJ）、Kormendy和基平面（FP）关系.模拟涵盖了广泛的宇宙学参数，代表了开放，平坦和封闭的宇宙。独立的宇宙学，我们发现，模拟集群接近一个完美的维里态，并确实定义了一个基本平面。FJ、Kormendy和FP关系的拟合参数未显示出对$Ω_m$和/或$Ω_Λ$的任何显著依赖性。一个突出的效果是$Ω_{m}$对基面厚度的影响。随着模型的时间演化，我们发现在高$Ω_m$宇宙中FJ和Kormendy参数略有变化，FP拟合参数略有减小。我们还看到FP厚度的初始增加，随后收敛到几乎恒定的值。对于较高的$Ω_m$值，收敛时期较晚，而在低$Ω_m$ $Λ$模型中厚度保持恒定。我们还发现，在标准CDM（SCDM）宇宙学的FP厚度的持续增加。没有证据表明，这些差异是由于不同的功率谱斜率在集群规模。从FP的观点来看，悄悄地增加质量的星系团和经历大规模合并的星系团之间几乎没有什么区别。强合并的主要效应是显著改变半质量半径$r_{half}$与调和平均半径$r_h$的比值。
2009-06-01 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: characteristics of galaxies and haloes
我们讨论的宇宙学流体动力学模拟的星系形成与新的移动网格代码AREPO，这承诺更高的精度相比，传统的SPH技术，已被广泛用于这个问题。我们使用一套相同的物理在相应的模拟进行了测试良好的SPH代码GADGET，也采用相同的高分辨率重力求解器。因此，我们能够比较两个模拟集上的对象，对象的基础上，使我们能够干净地隔离不同的流体动力学方法对星系和晕属性的影响。在随附的论文中，我们重点分析了模拟代码预测的全局重子统计数据（Vogelsberger等人，2011）以及强调流体动力学方案之间差异的补充理想化模拟（Sijacki等人，2011）。在这里，我们研究它们对模拟星系及其周围晕的重子性质的影响。我们发现，AREPO导致显着更高的恒星形成率的星系在大规模的晕和更广泛的气体盘在星系中，这也具有更薄，更光滑的形态比他们的GADGET同行。因此，在AREPO中形成的星系比它们的SPH对应星系具有更大的尺寸和更高的比角动量。AREPO中更有效的冷却流在晕中心产生更高的密度和更低的熵（在晕外围则相反），导致大质量星系的恒星形成率更高。虽然这两个代码同意接受的准确度上的一些重子性质的宇宙结构，我们的研究结果清楚地表明，星系形成模拟大大受益于使用更准确的流体力学技术，如AREPO。
2012-07-23 astro-ph.CO
Gas density profile in dark matter halo in chameleon cosmology
我们研究了变色龙力影响下的暗物质晕中的气体密度、温度和压力分布。我们解决流体静力平衡方程的气体耦合的变色龙场的分析方式，使用近似解的变色龙场方程的源项，广义Navarro-Frenk-White的普遍密度分布。我们发现气体分布变得紧凑，因为由于额外的变色龙力而需要更大的压力梯度。面对的理论预测与数据的水螅A集群根据朱雀X射线观测的维里半径的温度分布，我们证明了一个有用的约束模型参数可以得到依赖于的值的耦合常数。例如，在$β=1$情况下，得到了变色龙场背景值的上界$ϕ_\infty<10^{-4}\mpl$，其中$β$是变色龙场与物质之间的耦合常数，$\mpl$是普朗克质量.然而，目前的数据的误差是不是那么小，我们得到了一个有用的约束的情况下，$β=1/\sqrt{6}$，这对应于一个$f(R)$模型。
2012-12-10 astro-ph.CO
Probing cosmology with weak lensing selected clusters I: Halo approach and all-sky simulations
我们利用分析模型和大型数值模拟，探索各种统计的集群选择与宇宙剪切测量。我们首先发展了一个晕模型来预测弱透镜选择星系团的丰度和成簇性。观测效应，如星系形状噪声包括在我们的模型。然后，我们生成现实的模拟弱透镜目录来测试我们的分析模型的准确性。为此，我们执行全天空光线跟踪模拟，使我们能够有一个大的连续区域的多个实现。我们使用明亮恒星的实际位置对天空中的遮蔽区域进行建模，并生成200个模拟弱透镜目录，天空覆盖范围约为1000平方度。我们表明，我们的理论模型同意以及从模拟目录直接计算的统计和它们的协方差的系综平均。在典型的选择阈值下，忽略形状噪声校正导致高估了具有约10%的水平的弱透镜选择的集群的聚类，并且形状噪声校正将集群丰度提高了几倍。我们使用晕圈模型计算互协方差，并考虑到由于掩模而有效减少的调查区域。宇宙切变自功率谱的协方差受来自天空遮蔽的模式耦合效应的影响。我们的模型和结果可以很容易地用于宇宙学分析与正在进行的和未来的弱透镜调查。
2015-09-04 astro-ph.CO
Halo mass function in scale invariant models
本文通过纯暗物质N体模拟研究了晕质量函数对功率谱的依赖性，发现其存在明显非普适性，并基于幂律模型参数给出了对LCDM宇宙学质量函数的更优拟合，表明需改进解析理论。
2023-04-03 astro-ph.CO
The halo model in a massive neutrino cosmology
我们提供了大量的中微子宇宙学的背景下的晕模型的定量分析。我们讨论了所有必要的成分建模的非线性物质和冷暗物质的功率谱，并与N体模拟的结果，将大量的中微子进行比较。我们的中微子晕模型能够以$\sim 20\%$的精度捕捉到物质团簇的非线性行为，直到$k=10~h/$ Mpc的非常非线性尺度（这将受到重子物理的影响）。最大的差异出现在$k=0.5-1~h/$ Mpc的范围内，其中1-halo和2-halo项是可比的，并且也存在于无质量中微子宇宙学中。然而，在$k<0.2~h/$ Mpc尺度下，当中微子总质量为$<0.3$ eV时，我们的中微子晕模型在8%水平上与N体模拟结果一致.我们还将中微子非线性密度场模型化为线性和成簇分量之和，并预测了中微子功率谱和冷暗物质-中微子互功率谱，最高可达$k=1~h/$ Mpc，精度为$\sim$ 30%.对于质量低于0.15 eV的中微子晕模型捕获的中微子诱导的抑制，铸造的质量和无质量的情况下，与N体/中微子模拟的结果之间的物质功率比的2%的协议。最后，我们提供了一个简单的应用程序的晕模型：计算星系的集群，在无质量和大质量中微子宇宙学，使用一个简单的晕占领分布方案和我们的晕模型扩展。
2015-01-20 astro-ph.CO hep-ph
Cluster Cosmology Redux: A Compact Model of the Halo Mass Function
本研究提出含8个参数的双二次暗晕质量函数紧致模型，验证其与N体模拟结果吻合良好，结合质量-可观测量关系得到星系团样本统计量的解析形式，预测未来巡天可实现参数的百分比级约束。
2023-08-28 astro-ph.CO
Mass function of haloes: scale invariant models
Press-Schechter理论给出了暗物质晕质量函数的一个简单的近似函数形式。Sheth和Tormen（ST）改进了该质量函数，以改进N体模拟结果的分析拟合。这些形式的晕质量函数是通用的（独立于宇宙学和功率谱）时，在适当的变量缩放。使用LCDM N体模拟的大型套件，过去几年的研究表明，这种普遍性只是近似的。我们探讨是否有些偏离普适性可以归因于功率谱计算质量函数在N体模拟的各种无标度模型在爱因斯坦-德西特宇宙学。这种宇宙学的选择并没有在问题中引入任何尺度。这些模型具有自相似的优点，因此在运行这些模拟时可以进行严格的检查。这组数值实验的目的是隔离任何功率谱依赖偏离普遍性的质量函数。我们明确地表明，最佳拟合ST参数有一个明确的依赖于功率谱。我们的研究结果还表明，一个改进的分析理论，更多的参数是必要的，以提供更好的拟合质量函数。
2010-01-21 astro-ph.CO
On the universality of the halo mass function beyond $Λ$CDM cosmology
本研究利用高分辨率$N$-body模拟，在$w$CDM及修改原初物理的模型下验证了friends-of-friends halo在peak height表示下的丰度普适性，发现在特定参数范围内偏离基准轨迹不超过5%。
2025-07-01 astro-ph.CO
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
How accurate is it to update the cosmology of your halo catalogues?
我们测试并展示了Angulo & White（2010）的完全重标度方法在使用半解析星系属性进行宇宙学参数搜索的数值模拟中改变晕目录的宇宙学的应用。我们表明，该方法的简化形式可以应用于小型模拟箱侧~50/h Mpc。我们进行统计测试的准确性重新缩放的个人晕的属性，也重新缩放的人口作为一个整体。我们发现，个人的位置和速度恢复几乎没有可检测的偏差。恢复晕质量的分散似乎不依赖于模拟的分辨率。无论晕的质量，个人的吸积历史，自旋参数的演变和质量分数的子结构恢复良好。对于sigma_8或Omega_m的负（正）变化，重新标度的晕的质量可以被低估（高估），在某种程度上不依赖于晕的质量。晕的丰度和关联函数的统计数据也显示，当远离基础模拟时，偏差小于10%，偏差高达WMAP 7宇宙学参数不确定性的2倍。合并树的性质与最终的星系人口晕也显示出小的偏差;自上次重大合并以来的时间，组装时间尺度，以及与恒星年龄相关的时间尺度显示出相关的偏差，这表明星系的光谱形状只会受到全球年龄变化的影响~150百万年。我们显示了一些这些偏见的不同分离的宇宙学参数相对于所需的宇宙学，使这些可以用来估计预期的准确性所产生的晕人口。我们还提出了一种构建模拟网格的方法，以在Omega_m与sigma_8参数空间中提供稳定的准确性。
2011-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the large scale volume weighted halo velocity bias in simulations
奇特速度宇宙学中一个深刻的假设是足够大尺度下的$b_v=1$，其中$b_v$是相对于物质速度场的体积加权晕（星系）速度偏差。然而，这一基本假设尚未得到有力的验证，在数值模拟。此外，它受到结构形成理论的挑战（BBKS，1986年，ApJ; Desjacques和Sheth，2010年，PRD），该理论预测存在速度偏差（至少对于原晕），因为晕存在于特殊区域（局部密度峰值）。从N体模拟测量体积加权速度的主要障碍是非物理采样伪影。它纠缠在测量的速度统计，并成为稀疏人口的显着。随着最近对采样伪影的理解的提高（Zhang，Zheng and Jing，2015，PRD; Zheng，Zhang and Jing，2015，PRD），我们第一次能够{ \it适当地校正该采样伪影，然后稳健地测量体积加权晕速度偏差}。(1)我们验证$b_v=1$在$k\lesssim 0.1h/$ Mpc和$z=0$ - $10^{13} h^{-1} M_\odot$晕的$2\%$模型不确定性，因此，巩固了特殊的速度宇宙学的基础。(2)我们还发现在$k\gtrsim 0.1h/$ Mpc处存在统计学显著的$b_v\neq 1$体征。不幸的是，这是真实的还是由残留采样伪影引起的，需要进一步调查。尽管如此，基于$k\gtrsim 0.1h/$ Mpc速度数据的宇宙学应小心这种潜在的速度偏差。
2015-06-06 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models I: Halo properties and the cosmic web
我们提出了一系列的绝热流体动力学模拟的几个quintessence模型（包括一个自由和相互作用的标量场）的结果相比，一个标准的\LCDM \宇宙学。对于每一个，我们使用$2\times1024^3$粒子在一个$250$ \hMpc \周期盒假设WMAP 7宇宙学。在这项工作中，我们专注于$z=0$宇宙网络中的晕的属性。根据速度剪切张量的特征值，该网络被分为\emph{voids}，\emph{sheets}，\emph{filaments}和\emph{knots}，这是一个很好的代理底层的过密度分布。我们发现，根据其周围环境分类的对象的属性显示了对基本宇宙学的实质性依赖;例如，当考虑完整的晕圈样本时，虽然$V_{\rm max}$显示不同模型之间的平均偏差为$\approx5$ %，但是比较根据其环境分类的对象，偏差的大小可以大到$20$的百分之。我们还发现，晕自旋参数正相关的耦合，而晕浓度表现出相反的行为。此外，在研究不同环境下的浓度-质量关系时，我们发现在所有的宇宙学中，低密度区域具有较大的归一化和较浅的斜率。虽然发现这种行为是所有模型的特征，但最佳拟合关系的差异在（耦合）暗能量中得到增强，从而为这类模型提供了更清晰的预测。
2014-01-20 astro-ph.CO
nIFTy Cosmology: Galaxy/halo mock catalogue comparison project on clustering statistics
本文对快速生成模拟晕或星系表的主要方法进行了比较。对两点和三点聚类统计量进行了比较。参考星表来自BigMultiDark N-body模拟。朋友的朋友（仅包括不同的晕）和球形过密度（包括不同的晕和亚晕）目录都被用于大体积星系调查的典型数密度。我们证明了一个适当的偏置模型是必不可少的再现功率谱在准线性，甚至更小的尺度。关于各种聚类统计的方法的基础上扰动理论和一个现实的偏置模型导致非常好的协议与N体模拟。然而，对于关联函数的四极矩或功率谱，只有基于半N体模拟的方法才能在小尺度下达到高精度（1%水平），即，r<25 Mpc/h或k>0.15 h/Mpc。完整的N体解决方案对于编制参考目录仍然是必不可少的。尽管如此，我们已经证明，更有效的近似求解器可以达到百分之几的精度在聚类统计的尺度感兴趣的大尺度结构分析校准后，与一些参考N体计算。这使得它们在协方差研究中的大规模生产、大参数空间的扫描和数据分析技术中的不确定性的估计（如重子声学振荡重建、红移失真测量等）中非常有用。
2015-06-16 astro-ph.CO
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Learning Cosmology from Nearest Neighbour Statistics
University of Groningen（格罗宁根大学）；Indian Institute of Science Education and Research, Pune（印度科学教育研究所浦那分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
本文提出基于最近邻统计的混合神经网络，用于从暗物质团目录中提取宇宙学参数，实现高精度约束并提升计算效率。
2026-06-27 astro-ph.CO
On the cosmology dependence of the cluster weak-lensing mass bias
LMU Munich（慕尼黑大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利天文学研究所的里雅斯特天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）
通过模拟不同宇宙学参数下的弱透镜剪切图，研究星系团弱透镜质量偏差对宇宙学的依赖性，发现固定浓度模型导致偏差变化，而宇宙学依赖的浓度模型可吸收该变化。
2026-06-11 astro-ph.CO
The influence of primordial magnetic fields on the spherical collapse model in cosmology
尽管大尺度磁场存在的观测证据越来越多，但它们的起源和演化仍不完全清楚。如果磁场是原始起源的，它们会导致次级物质密度扰动的产生，并且先前的研究表明这种密度扰动会增加暗物质晕的数量。我们扩展了传统的球形坍缩模型，包括洛伦兹力，这在以前的分析中没有实现，研究的原始磁场产生的密度扰动的演变。对于仅由引力演化的扰动，表征晕质量函数的临界过密度$δ_{\rm c}$比传统的$δ_{\rm c}\simeq 1.69$大$δ_{\rm c}\simeq 1.78$.我们的模型和完全物质主导的宇宙学模型之间的$δ_{\rm c}$的差异在低红移处很小，因此，只有质量函数的高质量尾部受到磁场的影响。另一方面，在高红移时，$δ_{\rm c}$的差异变得足够大，从而在很宽的质量尺度范围内抑制晕的丰度。晕圈丰度例如以与$z=9$处的$\sim10^5$一样大的因子降低。
2014-02-11 astro-ph.CO
Towards precision cosmology with Voids x CMB correlations (I): Roman-Agora mock catalogs and pipeline validation
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；MTA–CSFK Lendület “Momentum” Large-Scale Structure (LSS) Research Group（马塔-匈牙利科学院技术研究中心“动量”大尺度结构研究组）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新地球与天文学研究中心）；CPPM, Aix-Marseille Université, CNRS/IN2P3（马赛物理中心，艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心/法国国家核与粒子物理研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文提出了一种基于空洞统计和CMB交叉相关分析的多用途模拟目录，通过模拟罗马空间望远镜调查的主要特征，验证了模拟目录的准确性，并展示了通过空洞统计提高模拟精度的重要性。
2026-05-21 astro-ph.CO
Proca-stinated Cosmology II: Matter, Halo, and Lensing Statistics in the vector Galileon
广义普罗卡（GP）理论是一个修正的引力模型，其中宇宙膨胀率的加速可以用宇宙学矢量场的自相互作用来解释。在本文中，我们研究了一个特殊的子类的GP理论，高达三阶拉格朗日，被称为立方矢量伽利略（cvG）模型。该模型在许多方面类似于立方标量Galileon（csG），包括第五种力和Vainshtein筛选机制，但具有额外的灵活性，即第五种力的强度取决于一个额外的参数-在csG模型的零和全强度之间插值-而背景膨胀历史与该参数无关。它提供了一个有趣的替代LambdaCDM在解释宇宙加速，以及解决之间的紧张关系的早期和晚期测量的哈勃常数H_0。为了确定最好的方法来测试这个模型，在本文中，我们进行了全面的研究，这个模型的现象在非线性制度的大尺度结构形成，使用一套N体模拟运行与修改后的重力代码ECOSMOG。通过考察暗物质场、暗物质晕和弱透镜映射的13个统计量，我们发现该模型中的第五种力在后期对大尺度速度场和透镜势有特别显著的影响，这表明红移空间畸变和弱透镜对它有很强的约束作用。
2020-11-03 astro-ph.CO
The halo model for cosmology: a pedagogical review
本文是宇宙学暗晕模型的教学性综述，介绍其理论基础、经模拟校准的核心要素、多场景应用及配套开源软件pyhalomodel，助力未来多示踪物大尺度结构观测的连贯分析。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the impact of baryons on the halo mass function, bias, and cluster cosmology
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INFN – Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut fur Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Núcleo de Astrofísica e Cosmologia & Departamento de Física, Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学天体物理学与宇宙学中心及物理系）；Instituto de Física, Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学物理研究所）
本文研究了守恒物质对星系团的影响及其对团簇宇宙学应用的影响，利用磁力模拟套件展示守恒物质对暗物质质量函数的间接影响，并指出忽略守恒效应会改变高灵敏度观测的宇宙学参数推断。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
