The Immitigable Nature of Assembly Bias: The Impact of Halo Definition on Assembly Bias
暗物质晕成簇不仅取决于晕质量，还取决于其他性质，如浓度和形状。这种现象被广泛地称为装配偏差。我们探讨了组装偏差对晕定义的依赖性，参数化的球形过密度参数，$Δ$。我们总结了浓度，形状和自旋依赖的晕集群作为晕质量和晕定义的函数的强度。浓度依赖性聚类强烈依赖于所有$Δ$的质量。对于常规晕定义（$Δ\sim 200\mathrm{m}-600\mathrm{m}$），低质量下的浓度依赖性聚类由通过与相邻晕相互作用而改变的晕群驱动。通过使用$Δ\sim 20\mathrm{m}-40\mathrm{m}$对使用$M_{200\mathrm{m}} \lesssim 10^{12}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$的晕进行质量相关晕定义，可以大大减少浓度相关的聚类。较小的$Δ$意味着较大的半径，并通过将改变的所谓后溅晕归入现在较大的宿主晕来减轻低质量下的组装偏差。在更高质量（$M_{200\mathrm{m}} \gtrsim 10^{13}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$）时，需要更大的超密度$Δ\gtrsim 600\mathrm{m}$。形状和自旋相关的集群是显着的所有晕的定义，我们探索和表现出相对较弱的质量依赖。一般来说，组装偏差的强度和感觉都取决于晕圈定义，即使在常见的定义中也会有很大的变化。我们确定没有光环的定义，减轻组装偏见的所有表现…
2017-09-16 astro-ph.CO
Scaling of the 1-halo terms with bias
在晕模型中，星系是由暗物质晕承载的，而晕本身是潜在物质分布的有偏示踪剂。星系关联函数的测量包括来自不同晕中星系和来自同一晕中星系的贡献（所谓的1-晕项）。我们发现，对于高度偏置示踪剂，1-晕项的功率谱服从一个陡峭的标度关系的偏见。我们还表明，1-halo项的三谱有一个陡峭的缩放与偏见。这些标度关系的陡度是这样的，1-晕项可以成为关键的贡献的$n$点关联函数，即使在大尺度。我们解释这些结果，通过分析参数和半解析计算的统计性质的晕。
2015-11-04 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
Some assembly required: assembly bias in massive dark matter halos
我们研究团簇大小的晕组装偏差。以前的工作几乎没有发现证据之间的相关性大规模的偏见和晕质量组装的历史模拟集群大小的晕，相反，显着的相关性之间的偏差和浓度晕这种质量。这种行为上的差异是令人惊讶的，因为浓度和组装历史都与坍塌形成晕的线性密度峰的相同性质密切相关。使用公开的模拟，我们表明，显着的装配偏差确实是发现在最大规模的晕与$M\sim 10^{15}M_\odot$，使用基本上任何定义的晕年龄。对于较低的晕质量$M\sim 10^{14}M_\odot$，未发现偏倚与常用的年龄指标$a_{0.5}$（半质量时间）之间存在相关性。我们表明，这仅仅是一个意外，并存在显着的组装偏见的其他定义的晕年龄，包括那些基于时间时，晕祖细胞获得的最终质量的某些分数$f$在$z=0$。对于具有$M_{\rm vir}\sim 10^{14}M_\odot$的晕，装配偏差的意义在$f=0.5$改变符号。我们探讨了这种行为的起源，并认为它的出现，因为标准定义的晕质量晕发现者不对应的崩溃，维里化的质量，出现在用于预测大规模集群的球形崩溃模型。由于偏差强烈依赖于晕圈质量，因此质量定义中的这些错误可能伪装成甚至掩盖实际存在的组件偏差。使用回溅的更多物理驱动的光晕定义应该没有标准光晕查找器的这个特定缺陷。
2018-04-11 astro-ph.CO
Dependence of Halo Bias and Kinematics on Assembly Variables
利用在大型$N$体模拟中发现的暗物质晕，我们研究了晕组装偏差，晕形成时间，峰值最大圆周速度，浓度和自旋作为组装变量。而不是在固定的质量分组晕到每个组件变量的不同的halles，我们提出的联合依赖晕偏差的{ \it值}晕质量和每个组件变量。在晕质量和一个装配变量的平面中，联合依赖性可以在很大程度上描述为从全局最小值向外增加的晕偏置。我们发现它不太可能有一个组合的晕变量吸收所有的组装偏差的影响。然后，我们提出了联合依赖的晕偏置两个组件变量在固定的晕质量。晕偏差的梯度不一定遵循两个集合变量的相关方向，它随晕质量而变化。因此，一般来说，对于两个相关的组装变量，在预测晕组装偏差趋势时，一个不能用作另一个的替代。最后，晕组装被发现影响晕的运动学。较早形成的低质量晕比大质量晕有更高的速度弥散。在一般情况下，晕组装导致晕偏差和晕成对速度分布之间的相关性，更强烈的集群晕具有较高的成对速度和速度分散。然而，相关性并不紧密，在固定的晕偏置晕的运动学仍然依赖于晕质量和组装变量。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo bias inside cosmic voids
在许多宇宙学分析中，暗物质晕和星系的偏差是一个至关重要的量。在这项工作中，我们使用大型宇宙学模拟来探索宇宙空洞内的晕质量函数和晕偏差。对于第一次到目前为止，我们表明，它们是规模依赖于沿空隙轮廓，并提供了一个预测的理论模型的晕质量函数和晕偏见内空隙，恢复为后者和1%的精度对模拟数据。这些发现可能有助于阐明空洞内晕形成的动力学，并改善对正在进行和即将进行的星系调查中的几个空洞统计数据的分析。
2022-10-24 astro-ph.CO
Mass-Dependent Baryon Acoustic Oscillation Signal and Halo Bias
利用N体模拟方法刻画了晕两点统计中的重子声学振荡（BAO）特征。我们发现，非线性阻尼的BAO信号是不太严重的晕在我们调查的质量范围比暗物质。阻尼的大小与晕圈质量的关系不大。的关联函数显示的质量依赖下降的晕集群偏差低于约90 Mpc/h，这与BAO槽的规模相一致。对于质量M>10^{14} Msun/h的晕，偏差下降4%，对于质量M>10^{13} Msun/h的晕，偏差下降约2%。相比之下，没有BAO的模拟中的晕偏差在90 Mpc/h左右变化更平稳。在傅立叶空间中，M>10^{14} Msun/h晕的偏差从波数k = 0.012 h/Mpc到0.2 h/Mpc平滑下降11%，而M>10^{13} Msun/h晕的偏差在相同范围内下降不到4%。通过比较在其他方面相同的模拟，一个和其他没有BAO对晕偏差，我们也观察到调制的晕偏差。这些结果表明，在大尺度上的质量依赖的BAO信号和尺度依赖的偏差的精确校准将需要解释在未来的两点统计的星系团或大质量星系的精确测量。
2013-04-11 astro-ph.CO
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Non-Gaussian halo assembly bias
大尺度暗物质晕偏置对（局部）非高斯性参数f_NL的强烈依赖性，为用大尺度结构调查约束原始非高斯性提供了一条有前途的途径。在本文中，我们提出了第一次检测的依赖性的非高斯晕偏置晕形成的历史，使用N体模拟。我们还提出了一个扩展的Press-Schechter形式主义的基础上的预期信号的解析推导。与我们的分析预测非常一致，我们发现，晕形成的历史依赖的贡献的非高斯晕偏置（我们称之为非高斯晕组装偏置）可以分解的形式近似独立的红移和晕质量。由于晕形成历史，对非高斯晕偏置的校正可以高达100%，对于最近形成的晕抑制信号，对于旧晕增强信号。如果观测选择效应只选择最近形成的晕圈，那么这在原则上对现实的星系巡天来说可能是个问题。目前的半解析星系形成模型，例如，意味着在预期的信号增强~23%和~48%的星系在z=1选定的恒星质量和恒星形成率，分别。
2010-12-13 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
Assembly bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
Mapping the galaxy-halo connection to the galaxy bias: implication to the HOD-informed prior
本研究探讨了不同HOD模型对星系偏置参数先验的影响，发现包含暗晕浓度相关的组装偏置会显著改变二次偏置参数分布，强调考虑组装偏置对提升宇宙学分析稳健性的重要性。
2024-10-11 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
Squeezing the halo bispectrum: a test of bias models
本文研究了在局域型原初非高斯性存在下的晕物质交叉双谱。我们将自己限制在压缩极限，计算是简单的，并在N体模拟的初始条件下进行测量，以减轻非线性引力演化引起的污染。有趣的是，即使在这个简单的限制，晕物质交叉双谱也不是微不足道的，因为它对二阶和三阶晕偏置的尺度依赖性非常敏感。因此，它可用于测试偏置处方。我们考虑三种不同的处方晕聚类：偏移集峰值（ESP），局部偏差和模型中的晕偏置参数是明确地来自一个峰背景分裂。在所有情况下，模型参数完全受交叉双谱以外的统计量约束。我们测量了不同晕质量和坍缩红移的一个晕涨落场和两个质量超密度场的交叉双谱。我们发现，ESP是在相当好的协议与数值数据，而其他替代品，我们认为在各种情况下失败。这表明，晕偏置的尺度依赖性也是晕双谱压缩极限的关键因素。
2016-10-07 astro-ph.CO
The multi-dimensional halo assembly bias can be preserved when enhancing halo properties with HALOSCOPE
HALOSCOPE通过机器学习保留多维光晕组装偏差，增强未解析光晕属性，将模型星系成团精度提升3倍。
2025-05-26 astro-ph.CO
Including beyond-linear halo bias in halo models
我们推导出一个简单的处方，包括超越线性晕偏差内的标准，分析晕模型功率谱计算。这导致一个校正项被添加到通常的双晕项。我们使用$N$ -体模拟的数据来测量这种校正，并证明它可以在尺度$k\sim0.7\,h Mpc^{-1}$上通过$\sim2$的因子在两个光环项中提升功率，提升的确切幅度由两点函数中的特定场对确定。这如何转化为全功率谱取决于单晕项的相对强度，这可以在更大或更小的程度上掩盖这种校正的重要性，同样取决于场。一般来说，我们发现，我们的修正是更重要的信号，产生的质量较低的晕。当将我们的计算与模拟数据进行比较时，我们发现，通常困扰光环模型计算的两个光环项和一个光环项之间的过渡区域中的功率预测不足，在包括完全非线性光环偏差时几乎完全消除。我们改进的结果的自动和交叉光谱的星系，晕和物质。在物质-物质或物质-晕能量的特定情况下，我们注意到，很大一部分的改善来自低质量和高质量晕之间的非线性偏置。我们设想我们的模型是有用的互相关信号的分析建模。我们的非线性偏置光环模型代码可在https://github.com/alexander-mead/BNL上获得
2021-03-24 astro-ph.CO
Velocity bias in the distribution of dark matter halos
晕和暗物质共同演化的标准形式主义预测，任何初始的晕速度偏差都会迅速衰减到零。我们认为，当目的是计算功率谱等统计数据时，必须修改用于偏置示踪剂的动量守恒方程中的耦合。我们的新配方预测的恒定性在时间上的任何统计晕速度偏差存在于初始条件下，与峰值理论。我们通过研究N体模拟中保守晕群的演化来测试这一预测。我们建立了初始模拟晕密度和速度统计显示出明显的峰值模型的功能，因此，偏离简单的局部拉格朗日偏差。我们证明，第一次，他们的速度的时间演化是在紧张的快速衰减预期的标准方法。
2016-01-05 astro-ph.CO
The Large Scale Bias of Dark Matter Halos: Numerical Calibration and Model Tests
我们测量的暗物质晕在一个大的无碰撞宇宙学模拟的扁平LCDM宇宙学的集群。使用球形过密度算法来识别晕，该算法找到密度场中孤立峰周围的质量，使得平均密度是Delta乘以背景。我们校准拟合函数的大规模的偏见，适应任何值的德尔塔，我们检查。我们发现我们的最佳拟合偏差关系的分散度约为6%。我们的拟合函数耦合到Tinker等的晕质量函数。（2008），使得所有暗物质的偏差被归一化为1。我们证明了大质量稀有晕的偏差高于Sheth，Mo，& Tormen（2001）修正的椭球坍缩模型的预测值，并接近球形坍缩模型对最稀有晕的预测值。基于以0.2的连接长度识别的朋友的朋友晕的晕偏置结果系统地低于具有典型Delta=200的超密度的晕约10%。在对比我们以前的结果的质量函数，我们发现，普遍偏置函数的发展非常弱的红移，如果在所有。我们使用我们的数值结果，无论是质量函数和偏差的关系，测试晕偏差的峰值背景分裂模型。我们发现，峰值背景分裂实现了合理的协议与数值结果，但~20%的残留物仍然存在，无论是在高质量和低质量。
2010-04-16 astro-ph.CO
Beyond LIMD bias: a measurement of the complete set of third-order halo bias parameters
我们提出了直接测量的立方偏置参数的暗物质晕晕的晕物质的三光谱。我们有效地测量此统计量的交叉相关的晕场测量在N体模拟与特定的三阶非局部变换的初始密度场在同一模拟。与最近的Abidi & Baldauf（2018）一起，这些是迄今为止首次使用四点函数测量晕偏。我们还获得了二次偏置参数的约束。对于所有涉及潮汐场$\mathcal{K}_{ij}$的个体三次参数，我们发现与拉格朗日局部物质密度分析的预测具有广泛的一致性，其中一些迹象表明正拉格朗日系数$b_{\rm td}^L$乘以$\mathcal{K}_{ij}$的时间导数。对于二次潮汐偏差（$b_{K^2}$），我们得到一个显着的负拉格朗日潮汐偏差的检测。
2018-09-10 astro-ph.CO
Secondary halo bias through cosmic time I: Scaling relations and the connection with the cosmic web
本研究利用UNIT模拟测量次级晕偏置信号，发现其源于非局域环境属性，潮汐场和局部马赫数信号最显著，并提出个体偏置赋值用于生成模拟目录和分析大型星系数据。
2024-02-10 astro-ph.CO
Large-scale assembly bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量组装偏置的暗物质晕，即晕偏置的质量以外的其他属性的依赖性，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将一个无限波长的物质过密度的背景密度。该方法测量了大尺度极限下的LIMD（局部物质密度）偏差参数$b_n$。我们重点研究了前两个欧拉偏差$b^E_1$和$b^E_2$对晕的四个性质的依赖性：浓度、自旋、质量吸积率和椭圆率。我们定量比较我们的结果与以前的作品中，组装偏差测量相当小的规模。尽管存在这种差异，我们的研究结果与以前的结果吻合得很好。我们还期待在两个晕属性的联合依赖性的偏见，除了质量。最后，使用偏移集峰值模型，我们试图摆脱新的见解如何组装偏差出现在这个分析模型。
2017-04-03 astro-ph.CO
Beyond Linear Bias Expansions for AbacusSummit Halos at z = 8
Harvard University（哈佛大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究高红移晕的大尺度聚类非高斯性，探讨标准偏置展开中哪些项对理解高偏置群体至关重要。发现仅用线性和二次偏置参数即可建模，且在假设高斯物质场下表现良好。
2026-03-18 astro-ph.CO
Reversing Arrested Development: A New Method to Address Halo Assembly Bias
针对暗物质晕装配偏置的“发育停滞”成因假说，提出通过拟合晕早期吸积历史并外推来校正该效应的新方法，经N体模拟验证可使小质量晕的装配偏置信号强度减半，佐证了假说并提供了有效缓解方案。
2024-10-08 astro-ph.CO
Assembly bias in quadratic bias parameters of dark matter halos from forward modeling
我们使用的前向建模方法，星系聚类的可能性从大尺度结构的有效场理论相结合，以衡量组装偏差，即晕偏差的依赖性的性质以外的总质量，在线性（$b_1$）和二阶偏置参数（$b_2$和$b_{K^2}$）的暗物质晕在$N$体模拟。这是第一次测量潮汐偏差参数$b_{K^2}$中的组装偏差。我们专注于三个标准的晕属性：浓度$c$，自旋$λ$和球形度$s$，我们发现一个组装偏置信号在$b_{K^2}$，这是相反的$b_1$。具体而言，在固定质量下，在$b_1$中得到更多（更少）正偏置的晕，在$b_{K^2}$中得到更少（更多）负偏置。我们还研究了装配偏差对$b_2(b_1)$和$b_{K^2}(b_1)$关系的影响，发现虽然$b_2(b_1)$关系保持大致不变，但装配偏差强烈影响了$b_{K^2}(b_1)$关系。这种影响可能也延伸到星系的对应关系，这促使未来的研究设计更好的先验$b_{K^2}(b_1)$用于宇宙学约束星系聚类数据。
2021-11-08 astro-ph.CO
Cosmology with massive neutrinos II: on the universality of the halo mass function and bias
我们使用了一个大套件的N体模拟研究偏离普遍性的晕丰度和集群的宇宙学与非零中微子质量。为此，我们研究了晕质量函数和晕偏置因子如何依赖于标度变量$σ^2(M,z)$，初始物质涨落场的方差，而不是晕质量$M$和红移$z$本身。我们表明，使用冷暗物质的方差，而不是总质量场，即，$σ^2_{cdm}(M,z)$而不是$σ^2_{m}(M,z)$，产生更通用的结果。对晕偏差的分析得出了类似的结论：当大尺度晕偏差相对于冷暗物质功率谱被定义时，结果既更具有普遍性，又不那么依赖于尺度或$k$。这些结果在本系列的论文I和III中得到了广泛的应用。
2013-11-05 astro-ph.CO
Revealing the cosmic web dependent halo bias
光环偏差是光环模型的关键成分之一。在给定的红移下，它只依赖于晕的质量。在这项研究中，四种类型的宇宙网络环境：集群，丝，片和空隙内定义的最先进的高分辨率$N$体模拟。在这些环境中，我们使用晕-暗物质互相关和晕-晕自动关联函数来探测晕的聚类特性。在我们描述的四种不同的宇宙网环境中，晕轮偏差的性质有很大的不同。相对于总体而言，簇中的晕在{ $10^{11.0}\sim 10^{13.5}h^{-1}\rm M_\odot$ }质量范围内具有显著较低的偏差。然而，在其他环境中，质量为{ $\sim 10^{12.0}h^{-1}\rm M_\odot$ }的晕圈在空隙中显示出高达10倍的极大增强的偏差。这种强烈的晕偏向宇宙网环境依赖性可能在未来的宇宙学和星系形成研究中发挥重要作用。在这个宇宙网络的框架内，年龄依赖性的晕偏差被发现是唯一显着的集群和细丝相对较小的晕$\la 10^{12.5}\msunh$。
2017-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Non-Separable Halo Bias from High-Redshift Galaxy Clustering
CUSAT（喀拉拉大学）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Italian Space Agency (ASI)（意大利航天局）；Università di Roma "La Sapienza"（罗马大学）
高红移下halo偏置的非可分离性在准线性尺度上显著，影响halo交叉相关性，提示需改进星系-halo联系模型。
2026-01-30 astro-ph.CO
Halo Sampling, Local Bias and Loop Corrections
我们发展了一种新的局部偏差检验方法，通过对暗物质晕分布进行采样来构造一个局部偏差晕密度场。我们的测试不同于传统的测试，因为它保留了完整的分散在偏置关系，它不依赖于微扰理论。提出了用平滑尺度R得到的偏差参数只能用于计算k ~ 1/R尺度下的晕功率谱。我们的计算可以自动包括偏置参数的运行，并在低k时给出极小的环路修正。我们的建议的结果在更好的协议的采样和微扰理论的结果与模拟。特别是，与文献中局部偏差的标准解释不同，我们对局部偏差的处理在低k极限下不会产生恒定的功率。我们寻找额外的噪音在泊松校正晕功率谱在波数低于其周转，并没有发现显着的正噪声的证据（如预测的标准解释），而我们发现的证据来自晕排斥非常巨大的晕负噪声。使用微扰理论和我们的非微扰采样技术，我们还表明，最近在模拟中发现的非局部偏置效应的影响功率谱只有在几个百分点的水平在弱非线性政权。
2012-10-05 astro-ph.CO
Halo bias in mixed dark matter cosmologies
冷暗物质晕的大尺度分布通常被认为是物质大尺度分布的轨迹。在具有多种物质涨落的宇宙中，例如大质量中微子，晕场与物质涨落之间的关系可能更加复杂。我们开发了一种方法，用于计算的偏差因子相关的波动在晕数密度的质量密度的波动中的存在下的多个波动的组件的能量密度。在大质量中微子的存在下，我们发现一个小的，但明显的特点，在晕偏置附近的中微子自由流标度。中微子的特征是一个小的阶跃，其振幅随着晕质量和中微子质量密度的增加而增加。尺度依赖的晕偏置减少了对小尺度晕功率谱的抑制，因此应该减弱星系自功率谱和关联函数对中微子质量的约束。另一方面，偏置的特征本身就是一个可以独立研究的大质量中微子的新特征。
2014-10-31 astro-ph.CO
Halo assembly bias and the tidal anisotropy of the local halo environment
我们研究的作用，当地的潮汐环境在确定暗物质晕的组装偏差。以前的结果表明，晕环境的各向异性（即，它是否位于灯丝或更各向同性的区域）可以在确定晕的最终质量和年龄方面发挥重要作用。我们统计隔离这种影响使用的大规模和小规模的环境之间的相关性，在$z=0$与质量之间的$10^{11.6}\lesssim (m/h^{-1}M_{\odot})\lesssim10^{14.9}$模拟晕。我们探测大规模的环境中使用一种新的晕晕线性偏差估计。对于小规模的环境中，我们确定了一个变量$α_R$，它捕获的$\textit{tidal anisotropy}$在半径$R=4R_{\textrm{200b}}$周围的晕区域，并在固定的质量与晕偏置强烈相关。用$α_R$分离晕揭示了两个不同的种群。在高度各向同性的局部环境（$α_R\lesssim0.2$）中的晕的行为与结构形成的最简单的球形平均分析模型的预期一致，显示出在$\textit{all}$质量下它们的浓度与大尺度偏差之间的$\textit{negative}$相关性。相比之下，在各向异性的，类似磁场的环境（$α_R\gtrsim0.5$）中的晕往往显示出$\textit{positive}$之间的相关性偏差和浓度在任何质量。我们的多尺度分析清楚地展示了整个光环质量的总体装配偏差趋势如何作为这些不同光环种群的平均值出现，并为构建正确结合装配偏差的分析…
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying and controlling biases in dark matter halo concentration estimates
我们使用自助法来估计N体暗物质晕的浓度估计作为粒子数的函数的偏差。我们发现，算法的基础上的最大径向速度和径向粒子分箱往往高估浓度的15%-20%的晕采样200个粒子和7% - 10%的晕采样500个粒子。为了控制这种偏差在低粒子数，我们提出了一种新的算法，估计晕浓度的基础上的综合质量档案。该方法使用完整的粒子信息，没有任何装箱，使其可靠的情况下，低数值分辨率成为其他方法的限制。对于200-500个粒子的晕圈采样，该方法将偏差降低到小于3%。速度和密度方法必须使用至少4000个粒子的光晕，以保持偏差降低到相同的低水平。我们还表明，一旦考虑到不同浓度测量的偏差，质量浓度关系可能比预期的要浅。这些结果表明，自举和基于积分质量剖面的浓度估计是探测暗物质晕内部结构的有效工具。
2016-09-26 astro-ph.CO
Galaxy Assembly Bias: A Significant Source of Systematic Error in the Galaxy-Halo Relationship
使用星系聚集来约束星系-晕关系的方法（例如晕占据分布（HOD）和/或条件光度函数（CLF））的常见做法是假设仅晕质量就足以确定晕的常驻星系种群。然而，冷暗物质晕的聚集强度除了质量外还取决于晕的性质，例如形成时间，这种效应被称为组装偏差。如果星系的特征与这些辅助晕的任何属性，HOD/CLF方法的基本假设是违反的。我们估计潜在的装配偏差，以诱导系统误差推断晕占领统计。我们使用晕丰度匹配和年龄匹配来构建表现出组装偏差的基准模拟星系目录，以及具有相同HOD但消除组装偏差的额外模拟目录。我们适合一个参数化的HOD的投影两点集群的模拟星系在每个目录中评估的系统误差引起的合理水平的组装偏差。在没有装配偏差的情况下，推断的HOD通常很好地描述了真实的潜在HOD，验证了基本方法。然而，在具有装配偏差的所有情况下，推断的HOD具有统计上显著的系统误差。在大多数情况下，这些系统误差不能使用空隙统计作为辅助观测量来识别。我们的结论是，从星系团推断的星系晕关系应受到一个不可忽略的系统误差引起的组装偏差。我们的工作表明，努力建模和/或约束装配偏差应该是高度优先，因为它是一个威胁源的系统误差在星系演化研究以及精密宇宙学计划。
2015-02-10 astro-ph.CO
Lagrangian Bias as a Gaussian Random Field
Indian Institute of Science Education and Research, Pune（印度科学教育研究所浦那分校）
本文提出拉格朗日偏置作为高斯随机场的属性，揭示了暗物质晕偏置源于几何选择而非坍缩，并展示了该框架能预测晕偏置关系。
2026-03-31 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
Introducing Decorated HODs: modeling assembly bias in the galaxy-halo connection
星系和暗物质晕之间的联系通常是通过使用概率模型（如晕占据分布（HOD））的数据来推断的。传统的HOD公式假设只有晕质量控制星系晕连接。违反这一假设，被称为星系组装偏差，威胁到HOD计划。我们介绍装饰HOD，一类新的，灵活的模型，旨在考虑装配偏差。修饰HOD最小限度地扩展了参数空间，并最大限度地提高了传统HOD参数和新HOD参数之间的独立性。我们使用装饰HOD量化的聚集和透镜统计的组装偏差的影响。对于SDSS样的样品，星系集群的装配偏差的影响可以大到两个因素的r ~ 200千秒差距尺度和~15%的线性制度。组装偏差可以增强或减弱大尺度上的聚类，但通常会增加尺度r <~ 1 Mpc的聚类。我们使用Halotools进行了计算，Halotools是一个开源的、社区驱动的Python软件包，用于研究星系-晕的联系（http：halotools.readthedocs.org）。最后，我们描述了使用装饰HOD处理组装偏差，否则传统的似然分析。
2015-12-09 astro-ph.CO
The dependence of halo bias on age, concentration and spin
晕偏置是联系物质分布和暗物质晕的主要纽带。在其最简单的形式，晕偏差是由晕质量，但也有已知的其他晕属性的准确建模星系集群的后果的额外依赖。在这里，我们提出了最精确的测量晕年龄，浓度和自旋的这些二次偏置的依赖关系，晕质量范围从10 $^{10.7}$到10 $^{14.7}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。在高质量端，我们没有发现强有力的证据表明，组装偏见的质量以上M $_{vir}$ $\sim10^{14}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。二次偏置存在，然而，晕浓度和自旋，集群大小的晕，与以前的研究结果一致。对于晕自旋，我们报告，第一次，两种不同的制度：以上M $_{vir}\sim$ 10 $^{11.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$，晕具有较大的自旋值有较大的偏差，在固定的质量，效果几乎达到一个因素2。低于这一特征质量时，这一趋势发生逆转。除了这些结果，我们测试，第一次，多示踪剂方法的性能，用于确定不同子集的晕之间的相对偏差。我们表明，这种方法显着增加了二次偏置测量的信噪比相比，传统的方法。这一分析作为后续应用我们的多示踪剂方法的实际数据的基础。
2018-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly bias from Separate Universe simulations
我们提出了一种使用分离宇宙技术的晕组装偏差的校准。具体来说，我们测量的响应晕丰度在固定的质量和浓度的存在下，一个无限波长的初始扰动。我们开发了一个分析框架，用于描述这种峰值背景分裂晕偏置的浓度依赖性-组装偏置的措施-依赖于固定晕质量的晕浓度的近对数正态分布。这种分析框架和分离宇宙技术的结合使我们能够实现非常高的精度校准的线性组件偏差$b_1$，并定性地再现已知的趋势，如单调减少（增加）的$b_1$与晕浓度在大（小）群众。同样的框架扩展到浓度依赖的高阶偏置参数$b_n$，我们提出了第一次校准组装偏置$b_2$。我们的校准是直接适用于分析晕模型计算，力求稳健地检测观测样本中的星系组装偏差。我们检测到一个非普遍性的$b_1 - b_2$的关系所产生的装配偏差，并建议同时测量这些偏差参数可以用来检测组装偏差的签名，以及减轻其在宇宙学分析的影响。
2017-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass functions and bias of dark matter halos
我们重新研究的质量函数和暗物质晕的偏见。针对稀有质量晕的极限，指出对于晕质量函数的大质量尾，可以得到精确的解析结果。这是最容易从最陡下降的方法，成为渐近精确的罕见事件。我们也重新审视了传统的大规模晕的偏差，与原始密度场中的过密区域。我们检查，理论上的大质量截止同意在数值模拟中测得的质量函数。对于由非线性阈值$δ=200$定义的光晕，这对应于使用线性阈值$δ_L\simeq 1.59$而不是传统值$\simeq 1.686$。我们还提供了一个拟合公式，匹配模拟在所有的质量尺度，并遵守确切的大质量的尾巴。其次，我们注意到拉格朗日-欧拉映射（即与晕运动相关的修正），改进了质量晕偏差的标准解析公式。我们检查，我们的预测，其中不包含自由参数，同意相当好的数值模拟。特别是，它恢复了陡峭的依赖规模的偏见，观察到在较高的红移，出版的拟合公式没有捕捉。这种行为主要是由非线性偏置引起的。
2010-01-19 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
Separate Universe Consistency Relation and Calibration of Halo Bias
线性晕偏是暗物质晕数密度对暗物质密度长波长波动的响应。利用不同宇宙模拟之间的丰度匹配，将后者吸收到背景的变化中，我们测试了单点函数，晕质量函数和两点函数，长波长极限中晕物质互相关性变化之间的一致性关系。我们发现，在$1-2\%$水平上，两者之间的平均光环偏差在$1 \lesssim \bar b_1 \lesssim 4$之间具有极好的一致性，并且在$4-5\%$水平上与$\bar b_1 \approx 8$之间没有统计学显著性偏差。假设普遍的质量函数在10%或更高的水平上是显著不同的和不准确的，则推断出晕轮偏差。分离论域技术为$Λ$ CDM模型中甚至高偏差的稀有晕提供了一种有效校准线性晕偏差的方法。对相容性关系的观测破坏将表明新的物理学，例如~在暗物质，暗能量或原始非高斯区。
2016-02-08 astro-ph.CO
A fully Lagrangian, non-parametric bias model for dark-matter halos
我们提出了一个非参数拉格朗日偏置模型，并在$z=0.5$的AbacusSummit模拟中使用质量加权晕场在场水平上拟合晕和质量密度的比率。不同于微扰晕偏置模型广泛用于解释所观察到的大尺度结构跟踪星系，我们发现一个非负的晕质量比，在初始拉格朗日空间的线性过密度$δ_1$单调增加。然而，偏置扩展不保证晕圈计数的非负性，并且可能在负的过密度下给出上升的晕圈数计数。晕-质量比的形状不太可能用$δ_1$和其他量的多项式来描述。特别是对于具有$6\times10^{12}\ h^{-1}\ M_\odot$的大质量光环，光环与质量比在$δ_1>0$开始飙升，这与偏差扩展的预测有很大不同。我们发现，对于晕质量，我们认为（$M>3\times10^{11}\ h^{-1}\ M_\odot$）作为$δ_1$和它的局部导数$\nabla^2δ_1$的函数的非参数晕质量比可以恢复晕功率谱到子百分比水平的波数$k=0.01-0.1\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$给定一个适当的平滑尺度过滤初始密度场，即使我们不直接拟合的功率谱。然而，有轻微的依赖性的恢复晕功率谱的平滑尺度和其他输入参数。在$k<0.01\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$和大规模晕与$M>6\times10^{12}\ h^{-1}\ M_\odot$，我们的非参数模型导致几个百分点的高估晕功率谱，表明需要更大或多个平滑尺度。…
2022-01-17 astro-ph.CO
Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Halo statistics in non-Gaussian cosmologies: the collapsed fraction, conditional mass function, and halo bias from the path-integral excursion set method
在结构形成的初始条件下表征原始非高斯性（PNG）的水平是测试暴胀和区分不同场景的最有前途的方法之一。PNG在星系和类星体的大规模聚集上的尺度依赖性印记已经被用来对我们观测到的宇宙中PNG的水平进行重大限制。这样的测量依赖于一个精确和可靠的理论，即PNG如何影响星系晕相对于底层物质密度场的偏差。我们改进了以前的工作，采用更一般的分析方法-的路径积分扩展的偏移集形式主义-这是能够占非马尔可夫造成的PNG在随机行走模型，用于识别晕在初始密度场。这种非Markovianity编码信息的环境对晕形成的影响，到目前为止还没有考虑到在分析偏差计算。我们计算的规模依赖和独立的更正晕偏差，一路上提出了一个表达式的条件塌缩分数的第一次，和一个新的表达式的条件晕质量函数。在我们的微扰计算中，我们恢复了Desjacques等人的晕偏结果。（2011），包括其中报告的新的尺度相关校正。然而，我们发现，非马尔可夫动力学从PNG可以导致显着的差异晕偏差时，下一个领先的顺序条款。我们在这里量化这些差异。[删节]
2012-10-22 astro-ph.CO
The Scale-Dependence of Halo Assembly Bias
暗物质晕的两点聚集除了受质量的影响外，还受晕特性的影响，这种现象被称为晕组装偏差。利用引力势阱的深度$V_{\rm max}$作为次级晕的性质，本文首次研究了尺度依赖的组装偏置。在大规模的线性政权，$r\geq10h^{-1}{\rm Mpc},$我们的研究结果是在与以前的结果保持一致。特别是，在低质量端（$M_{\rm vir}<M_{\rm coll}\approx10^{12.5}{\rm M}_{\odot}$），具有高$V_{\rm max}$的晕相对于具有相同质量的低$V_{\rm max}$的晕显示出更强的大规模聚集，这种趋势减弱并逆转$M_{\rm vir}\geq M_{\rm coll}.$在非线性状态下，低质量晕中的组装偏差在$500h^{-1}{\rm kpc}-5h^{-1}{\rm Mpc},$处表现出明显的尺度依赖性“凸点”。这一特征减弱，并最终消失的晕更高的质量。我们表明，这种尺度依赖的签名可以主要归因于一个特殊的亚群喷射晕，定义为当今的主机晕，以前的成员在过去的历史中的某个时候，一个更高质量的晕。我们的研究结果的一个推论是，星系集群规模的$r\sim1-2h^{-1}{\rm Mpc}$可以影响到$\sim15\%$的晕模型中使用的晕属性的选择，即使是恒星质量有限的样品。
2015-09-21 astro-ph.CO
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
Dependence of halo bias on mass and environment
最简单的晕偏性分析假设晕质量单独决定晕聚集。然而，如果大尺度环境是固定的，那么晕聚类几乎完全由环境决定，并且几乎完全与晕质量无关。我们展示原因。我们的分析是有用的研究，使用的环境依赖性集群约束宇宙学和星系形成模型。它还显示了为什么星系属性和环境之间的许多相关性仅仅是晕和它们的环境之间的潜在相关性的结果，并提供了一个量化这种遗传相关性的框架。
2017-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The manifestation of secondary halo bias on the galaxy population from IllustrisTNG300
我们使用改进的IllustrisTNG 300磁流体动力学宇宙学模拟重新审视次级晕偏差对中央星系群聚集的影响。与205 $h^{-1}$兆秒差距的边长和显着改进的子网格模型相对于以前的Illustris盒，IllustrisTNG 300允许我们探索的依赖性星系集群在一个大的宇宙学体积和宽晕质量范围。我们表明，在高统计显著性，晕组装偏置信号（即，晕偏差对晕形成红移的次要依赖性）在中央星系群体的聚类上表现出来，当这是由恒星质量，颜色，特定的恒星形成速率和表面密度分裂时。一个显着的检测也获得了星系的大小：在固定的晕质量，较大的中央星系更紧密地聚集在质量M $_{\rm vir} \lesssim 10^{12.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$的晕比较小的中央星系。然而，这种效果似乎是不相关的晕形成时间，不像其他的二级依赖分析。我们还探讨了晕自旋偏置信号的传输，即，晕偏置对晕旋的二次依赖性。虽然星系的自旋保留了很少的信息，总自旋的晕，相关性足以产生一个显着的星系自旋偏置信号。我们讨论了可能的方法来探测自旋偏置效应的观察。
2020-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaluating the origins of the secondary bias based on the correlation of halo properties with the linear density field
利用两组大规模$N$ -体模拟，研究了在给定晕质量下，晕的聚集时间（$z_{\rm f}$）、浓度（$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$）和自旋（$λ$）与大尺度演化密度场的相关性，即二次偏置的来源.我们发现，二次偏差是晕性质的相关性的二次效应与线密度估计在相同的同动尺度。使用不同尺度上的线性密度，我们发现两种类型的相关性。内相关性反映了晕性质与晕拉格朗日半径$R_{\rm L}$内的平均线性超密度$δ_{\rm L}$的相关性，对于$z_{\rm f}$和$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$均为正相关，而对于$λ$为负相关。外部相关性描述了给定$δ_{\rm L}$的$R>R_{\rm L}$处晕属性与线性超密度的相关性，显示出与内部相关性相反的趋势。外部和内部的相关性只依赖于微弱的晕质量，表明不同质量的晕的起源相似。我们的研究结果提供了一个透明的角度来看，次要偏见的起源。二次偏置主要是由内外相关的竞争以及不同尺度上线性密度场的相关性共同作用的结果。这两种类型的相关性相结合，可以建立复杂的晕质量依赖的二次偏置中观察到的模拟。
2021-09-27 astro-ph.CO
Halo Profile Evolution and Velocity Bias
我们提出了一个简单的模型，阐明了晕速度偏差的产生。在模拟晕密度场的演化过程中，常采用流体方程近似。在这种方法中，光晕通常被认为是点粒子，即使在现实中它们是有限大小的物体。在本文中，我们推广的流体方程近似晕包括有限程度的晕考虑到晕的轮廓。我们计算了晕密度场和速度场的二阶摄动，发现轮廓修正引起了傅立叶空间中的$k^2$修正项。这些修正对速度比对密度更重要。特别地，轮廓校正在速度偏差中产生$k^2$校正项，并且校正项在长期极限中不衰减，但它不是恒定的。我们使用球形塌陷模型模拟晕轮廓演化。我们还用数值方法测量了不同红移下原晕轮廓的演化。我们发现，球形塌陷模型给出了一个合理的描述的数值剖面演化。在晕轮理论中，常采用静态晕轮剖面来模拟晕轮，如偏移集理论。我们的工作突出了在计算中包括轮廓演变的重要性。
2015-07-16 astro-ph.CO
Assembly bias and the dynamical structure of dark matter halos
基于千年模拟，我们检查组装偏差的晕属性：形状，三轴度，浓度，自旋，速度椭球的形状和速度各向异性。为了保持一致性，我们使用同一组粒子来确定所有这些性质，也就是说，所有引力自约束粒子都属于给定的朋友的朋友晕的最大质量子结构。我们确认，近球形和高自旋晕显示增强集群。对于强非球面和低自旋晕，情况正好相反。此外，低于典型的塌陷质量，M*，更集中的晕显示更强的集群，而不太集中的晕是不太集群，这是相反的质量以上M*。在前人工作的基础上，我们发现：（1）扁圆晕比长轴晕更强地聚集在一起;（2）尽管信号更强，但聚集对速度椭球形状的依赖性与实空间形状的依赖性一致;（3）速度各向异性弱的晕更容易聚集在一起，而径向各向异性的晕更容易聚集在一起;（4）对于所有高度聚集的子集，我们发现系统地径向偏移较小的速度各向异性剖面。这些结果表明，晕的速度结构与环境密切相关。
2009-11-18 astro-ph.CO
