Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Predicting halo occupation and galaxy assembly bias with machine learning
理解晕质量以外的晕属性对星系团的影响（即星系组装偏差）仍然是当代星系团模型的一个挑战。我们探索使用机器学习来预测晕职业和恢复星系聚类和组装偏差的半解析星系形成模型。对于恒星质量选定的样本，我们训练随机森林算法的中央和卫星星系的数量在每个暗物质晕。与预测的职业，我们创建模拟星系目录和测量的集群和组装偏差。使用一系列的晕和环境属性，我们发现，机器学习预测的占用变化与次级属性，星系聚类和组装偏差都与我们的目标星系形成模型非常一致。内晕性质对中心星系的预测至关重要，而环境对卫星星系的预测起着关键作用。我们的机器学习模型都以可用的格式提供。我们证明，机器学习是一个强大的工具，模拟星系晕连接，并可用于创建逼真的模拟星系目录，准确地恢复预期的占用变化，星系聚类和星系组装偏差，必要的宇宙学分析即将到来的调查。
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering I. Halo Mass Function
我们提出了一个新的理论的层次聚类的暗物质（DM）晕的基础上随机微分方程，这构成了一个变化的角度相对于现有的框架（例如，偏移集方法）;这项工作特别关注晕圈质量函数。首先，我们提出了一个随机微分方程，该方程描述了DM晕质量增长的波动，该波动由依赖于球形坍缩阈值和DM扰动功率谱的乘性白（高斯）噪声驱动。我们证明，这样的噪声产生的晕人口向更大的群众，定量呈现标准的层次聚类的平均漂移。然后，我们解决了福克-普朗克方程的随机动力学，并获得压力和Schechter质量函数作为（稳态）的解决方案。此外，推广我们的治疗质量相关的崩溃阈值，我们得到了一个精确的解析解，能够拟合非常好的N-体质量函数在很宽的范围内的质量和红移。总而言之，这里提出的理论提供的新视角可以有助于更好地理解导致DM晕在宇宙时代形成，演化和统计的引力动力学。
2020-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A halo model for cosmological neutral hydrogen: abundances and clustering
我们扩展了以前的分析结果对约束的丰度和集群后再电离（$z \sim 0-5$）中性氢（HI）系统使用晕模型框架。我们的工作与一个全面的HI数据集，包括小规模的集群，柱密度和质量函数的HI星系在低红移，强度映射测量在中等红移和紫外/光学观测的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统在较高的红移。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来约束最佳拟合模型的参数，无论是HI晕质量关系和HI径向密度分布。我们发现，径向指数轮廓的结果在一个很好的适合低红移HI的观测，包括集群和列密度分布。的配置文件的形式也被发现，以匹配高红移DLA的意见，结合使用时，与一个三参数HI晕质量关系和红移演化的HI浓度。晕模型的预测与观测到的低红移星系的HI面密度分布，以及高红移DLAs的碰撞参量和覆盖分数观测的一般趋势吻合得很好。我们提供了方便的表格，总结了最佳拟合晕轮模型预测。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the HI-Halo Mass Relation From Galaxy Clustering
我们研究的依赖性的星系团的原子气体质量使用的样本$\sim$ 16,000星系的红移范围内的$0.0025<z<0.05$和HI质量的$M_{\rm HI}>10^8M_{\odot}$，从70%的完整样本的阿雷西博遗产快速ALFA调查。我们构建子样本的星系与$M_{\rm HI}$以上不同的阈值，并进行体积有限的聚类测量方面的三个统计量：投影两点关联函数，投影交叉关联函数相对于一个参考样本选择从斯隆数字巡天，和红移空间矩。与以前的研究相比，发现没有/弱HI质量依赖性，我们发现在高于几个Mpc的尺度上的聚类幅度和偏倚因子都随着HI质量阈值高于$10^9M_{\odot}$的子样本的HI质量的增加而显著增加。对于HI质量阈值低于$10^9M_{\odot}$，而测量有很大的不确定性所造成的有限的调查量和样本大小，推断的星系偏差因子系统低于最小的晕偏差因子从质量选择的晕样本。简单的晕模型，其中星系的内容只确定晕质量，有困难的解释集群测量的HI选择的样本。我们扩展了简单的模型，包括晕形成时间作为一个额外的参数。一个模型，把HI丰富的星系到晕，形成晚，可以重现集群测量合理。我们提出了我们的最佳拟合模型的HI质量与晕质量和形成时间的相关性，以及晕占据分布和HI质量函数的中央和卫星星系的影响。这些结果进行了比较，从半解析星系形成模型和流体动力学星系形成模拟的预测。
2017-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Analytical halo model of galactic conformity
我们提出了一个完全分析的晕模型的颜色依赖的集群，采用了银河系的一致性的影响晕占领分布（HOD）的框架。该模型，根据我们以前的数值工作，描述一致性通过一个星系的颜色和其母晕的浓度之间的相关性，导致中央和卫星星系的颜色之间的相关性在固定的晕质量。的相关性的强度是由一个可调的“组淬火效率”，该模型可以单独描述星系的颜色（1-晕一致性）和大规模的组装偏差（2-晕一致性）引起的相关性组级之间的相关性。我们验证了我们的分析结果，使用模拟星系目录中的聚类测量，发现该模型是准确的，在10- 20%的水平为广泛的光度和长度尺度。我们应用的形式主义来解释的颜色依赖的星系团在斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现良好的整体协议之间的数据和模型，具有1-halo一致性的水平与以前的结果一致的基础上SDSS组目录，虽然聚类数据需要的卫星比建议的组目录更红。然而，在我们的建模的不确定性，我们没有找到强有力的证据2晕一致性驱动的组装偏差SDSS聚类。
2017-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Modeling the clustering and halo occupation distribution of BOSS-CMASS galaxies in the Final Data Release
本文研究了来自最终SDSS-III数据发布的红移范围为0.43 < z < 0.7的BOSS CMASS星系的成团和晕占据分布。我们比较了BOSS的结果与预测的晕晕匹配（HAM）聚类模型，分配星系的暗物质晕从大BigMultiDark $N$体模拟的一个单位$Λ$ CDM普朗克宇宙学。我们比较了观测数据与模拟的光锥构造从20个后续输出的模拟。观测效果，如不完整性，几何形状，否决面具和纤维碰撞包括在模型中，它再现1- $σ$误差内的2点关联函数在所有相关的尺度观察到的振幅：从最小的尺度，0.5 $h^{-1}$兆秒差距，到尺度超过重子声学振荡功能。该模型也非常符合BOSS星系功率谱（高达$k\sim1$ $h$ Mpc $^{-1}$），和三点关联函数。关联函数的四极矩与观测值呈现出一定的张力。我们讨论了可能的原因，可以解释这种分歧，包括目标选择的影响。总的来说，标准HAM模型非常好地描述了CMASS样本的聚类统计。我们比较了恒星晕质量关系的CMASS样品测量使用弱透镜在CFHT条纹82调查与我们的集群模型的预测，并找到一个很好的协议内1- $σ$。BigMD-BOSS光锥包括BOSS星系的属性和晕属性。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Halo Model Extensions and Lingering Tension
本文使用全数值模型研究小尺度星系成团，通过引入组装偏差、速度偏差和重子物理修正扩展标准HOD模型，发现低光度星系存在组装和速度偏差且拟合无张力，而高光度星系无此偏差但与SDSS测量存在显著张力，暗示宇宙学模型可能存在问题。
2023-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Testing the Accuracy of Halo Occupation Distribution Modelling using Hydrodynamic Simulations
晕模型提供了一个简单和计算成本低廉的方法来研究星系和它们的暗物质晕之间的联系。然而，这些模型依赖于重子的作用可以很容易地在建模过程中参数化的假设。我们的目的是研究晕占据分布（HOD）建模的能力，再现在两个不同的流体动力学模拟，Illustris和EAGLE中发现的星系团。对于每个模拟，我们测量几个星系聚类统计两个不同的光度阈值样本。然后，我们应用一个简单的五参数HOD，这是适合每个模拟单独，相应的暗物质只有模拟，并测量相同的聚类统计。我们发现，晕质量函数被转移到较低的质量在流体动力学模拟，导致在一个星系数密度过高时，HOD被施加到暗物质唯一的模拟。然而，重子改变质量函数的确切方式在两个模拟中是显著不同的。在每次模拟中对晕质量函数进行校正后，HOD能够准确地再现高光度星系样本的所有聚类统计数据。对于低光度的样本，我们发现的证据，除了纠正晕质量函数，包括空间，速度和组装偏差参数的HOD是必要的，以准确地再现聚类统计。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global analysis of luminosity- and colour-dependent galaxy clustering in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个晕占领分布（HOD）分析的光度和颜色依赖的星系集群在斯隆数字巡天。我们的技术的一个新颖之处在于，它使用了在亮度箱中的聚类测量的组合来执行全局似然分析，同时约束HOD参数的亮度阈值的范围。我们提出了简单，光滑的拟合函数，准确地描述了最佳拟合HOD参数的光度依赖性。为了最大限度地减少系统光环建模效应，我们使用直接测量并从一套$N$体模拟中制表的理论光环2点关联函数，该模拟涵盖光环质量和空间分离的足够大的动态范围。因此，我们的建模正确地占非线性和规模依赖的晕偏差，以及任何偏离晕配置文件的普遍性，我们还占晕排斥使用硬球近似。使用颜色相关的聚类信息，我们约束的卫星星系红色分数在一个模型独立的方式，不依赖于任何组查找算法。我们发现，由此产生的卫星红部分的光度依赖性显着浅于相应的测量星系群目录，我们提供了一个简单的拟合函数来描述这种依赖性。我们的拟合功能是很容易使用的低红移模拟星系目录中产生，我们讨论了一些潜在的有趣的应用，以及我们的技术可能的扩展。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity-Dependent Assembly Bias of Central Galaxies from Weak Lensing and Clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI), Nagoya University（名古屋大学小林-益川粒子宇宙起源研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学理化学研究所 Kavli 宇宙粒子物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过观测最亮团成员星系的亮度，发现其聚类程度与暗物质晕形成历史相关，证实了组装偏差的存在。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Out of sight, out of mind? The impact of correlated clustering in substructure lensing
揭示暗物质结构在质量尺度上的存在的一个有希望的途径是通过它们对强引力透镜的影响。我们研究的作用，本地，镜头接近集群在提高透镜的概率相对于子结构和非集群的视线（LOS）晕的贡献。使用两个宇宙学模拟，可以解决晕质量的$M_{\rm halo} \simeq 10^{9}\ M_{\odot}$（在一个模拟框的长度$L_{\rm box}{\sim}100\,{\rm Mpc}$）和$10^{7}\ M_{\odot}$（$L_{\rm box}\sim20\,{\rm Mpc}$），我们表明，在透镜主机附近的集群产生一个明显的增强相对于一个假设的非集群晕，持续到$> 20\,R_{\rm vir}$。这种增强超过了使用双晕项来解释聚类的估计，特别是在$2-5\,R_{\rm vir}$内。我们提供了一个分析表达式，这种过剩，集群的贡献。我们发现，本地集群提升预期的$10^9 \ M_\odot$扰动晕${\sim}35\%$相比，单独的子结构，结果将显着提高预期的信号低红移（$z_l \simeq 0.2$）镜头，其中子结构贡献大幅相比LOS晕。我们还发现透镜相对于视线的取向（例如，视线是否通过透镜的长轴）也可以对透镜信号产生显著影响，与随机取向相比，将计数增加额外的$\sim 50\%$。如果发现的透镜偏向于沿着其主轴定向，这可能是重要的。
2021-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Subaru HSC Galaxy Clustering with Photometric Redshift I: Dark Halo Masses Versus Baryonic Properties of Galaxies at 0.3<z<1.4
我们提出了低$z$ $(z\leq1.4)$星系的聚类特性选择的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划宽层$145$度$^{2}$。宽视场和多波长观测产生了具有光度红移和物理性质的位于$0.3\leq z\leq1.4$的$5,064,770$星系。这使得角关联函数的精确测量和随后的晕占据分布（HOD）分析允许重子属性和暗晕属性之间的联系。在$z\lesssim1$中质量较小的卫星星系所占的比例在$\sim20\%$中几乎是恒定的，但在$M_{\star} \sim 10^{10.4}h^{-2}M_{\odot}$之外则逐渐减小。然而，在$z>1$卫星星系的丰度是相当小的，即使是质量较小的星系，由于在高$z$的大质量中心的稀有性。这种减少的趋势与$z>3$的莱曼破裂星系的小卫星部分有关。在$0.3\leq z\leq1.4$的恒星晕质量比几乎是一致的，使用最新的经验模型获得的预测，但是，我们确定小的过剩，从理论模型在大规模的结束。枢轴晕质量被发现是不变的，在$10^{11.9-12.1}h^{-1}M_{\odot}$在$0.3\leq z\leq1.4$，我们系统地表明，$10^{12}h^{-1}M_{\odot}$是一个通用的枢轴晕质量$z\sim5$是来自只使用聚类/HOD分析。然而，具有峰值瞬时重子转换效率的晕质量比枢轴晕质量小得多，无论红移如何，最有效的恒星质量组装…
2019-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling galaxy clustering: halo occupation distribution versus subhalo matching
利用晕占据分布（HOD）模型和次晕丰度匹配（SHAM）模型及其扩展，对Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本进行了光度依赖的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）的模拟。所有的模型都建立在相同的高分辨率$N$ -身体模拟。我们发现，HOD模型一般提供了最好的性能，在投影和红移空间中再现的聚类测量。对于中心星系和卫星星系（或不同的晕和亚晕）具有相同晕-星系关系的SHAM模型，当包括散射体时，在$2$ -- $3$周围具有最佳拟合的$χ^2/\rm{dof}$。因此，我们扩展SHAM模型的subhalo集群和丰度匹配（SCAM），允许中央和卫星星系有不同的星系晕的关系。我们推断相应的晕/subhalo参数，通过联合拟合星系2 PCF和丰度，并考虑subhaloes选择基于三个属性，在吸积时的质量$M_{\rm acc}$，在吸积时的最大圆速度$V_{\rm acc}$，和峰值最大圆速度$V_{\rm peak}$在subhaloes的历史。这三种次晕模型对于明亮的星系样本（光度高于$L_*$）都适用。对于低光度样品，$V_{\rm acc}$模型在再现数据方面表现突出，$V_{\rm peak}$模型稍差，而$M_{\rm acc}$模型无法拟合数据。我们讨论了建模结果的影响。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AIDA-TNG project. Abundance, radial distribution, and clustering properties of halos in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
AIDA-TNG项目研究了替代暗物质模型对暗物质晕丰度、径向分布和聚类特性的影响，发现需广义Navarro-Frenk-White模型描述子晕分布，且温暖暗物质模型呈现更陡的卫星分布。
2026-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The AGN-galaxy-halo connection: The distribution of AGN host halo masses to z=2.5
根据对观测到的活动星系核（AGN）样本的聚类测量，广泛报道活动星系核在大部分宇宙时间内都存在于类似质量的宿主暗物质晕中，log $M/M_\odot$ ~12.5-13.0，z~2.5。我们发现，这部分是由于AGN的分数在星系中的恒星质量的增加而上升，结合AGN观测选择效应，加剧了这一趋势。在这里，我们使用活动星系核特定的吸积率分布函数作为恒星质量和红移的函数，分别为恒星形成和静止星系，结合最新的星系晕连接模型，以确定母和子晕质量分布函数的活动星系核的各种观测限制。我们发现，虽然活动星系核的中间（子）晕质量，$\approx10^{12}M_\odot$，是相当恒定的光度，比吸积率，和红移，完整的晕质量分布函数是广泛的，跨越几个数量级。我们发现，广泛使用的方法来推断一个典型的暗物质晕质量的基础上观察到的活动星系核聚类幅度可能会导致偏见，系统高主机晕质量。虽然活动星系核卫星的比例上升与母晕质量的增加，我们发现，中央星系往往不是活动星系核。我们的研究结果阐明了整个宇宙时间的活动星系核宿主晕的明显均匀性的物理原因，并强调了解释观测活动星系核聚类结果时考虑活动星系核选择偏差的重要性。我们进一步表明，活动星系核集群是最容易解释的相对偏差星系样本，而不是从绝对偏差测量。
2021-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Stellar-to-Halo Mass Ratio at z=0-7 Identified by Clustering Analysis with the Hubble Legacy Imaging and Early Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey Data
我们目前的聚类分析结果，从10,381莱曼break星系（LBG）在z~ 4-7，确定在哈勃遗产的深度成像和新的免费大面积斯巴鲁/超级Suprime-Cam数据。我们测量了这些LBG在z~4、5、6和7处的角关联函数（ACF），并使用晕占据分布（HOD）模型对这些测量值进行拟合，该模型提供了晕质量的估计值M_h~（1-20）x10^11 Msun。我们的M_h估计与以前在UV星等-M_h平面上的聚类研究结果一致，并允许我们计算LBG的星晕质量比（SHMR）。通过与z~0 SHMR的比较，我们在>98%的置信水平上识别了SHMR从z~0到z~4和z~4到z~7的演化。SHMR从z~0到4减小约2倍，并且从z~4到7增大约4倍。我们比较了我们的SHMR与流体动力学模拟和半解析模型的结果，发现这些理论研究并不能预测SHMR从z~4增加到7。我们获得了z~4处LBG的重子转换效率（BCE），发现BCE随着暗物质晕质量的增加而增加。最后，我们比较了我们的聚类+HOD估计与丰度匹配技术的结果，并得出结论，聚类+HOD分析的M_h估计与简单丰度匹配的M_h估计在3倍内一致，并且当使用更复杂的丰度匹配技术时，包括subhalos，不完整性，和/或恒星形成和恒星质量函数的演化时，一致性得到改善。
2016-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Cosmic Web Type Dependence of Halo Clustering
我们使用千禧年模拟表明，晕聚类显着不同的宇宙网络类型。根据速度剪切张量的特征值分解，将晕分为节晕、丝晕、片晕和空晕。速度场的采样由一个固定数量的相邻的晕和空间导数的特有的速度计算使用的内核借用平滑粒子流体动力学。的分类方案是用来检查作为网络类型的函数的晕与质量大于$10^{11}$的晕的聚类。我们发现，节点晕显示正偏置，丝晕显示可忽略的偏差，和空和片晕是反偏置的晕质量无关。我们的研究结果表明，质量依赖的晕聚类是植根于网络类型的组成作为晕质量的函数。晕质量$\gtrsim 2\times10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$的节点型晕的相当大的部分导致正偏置。在中等质量$10^{12} - 10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$上，丝状晕占优势，导致无偏聚类。在低晕质量$\lesssim 10^{12}\,h^{-1}\rm M_\odot$下，片状晕的大贡献产生反偏置。
2017-08-27 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
Halo assembly bias in the early Universe: a clustering probe of the origin of the Little Red Dots
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院科维理天体物理与空间研究）
研究通过高分辨率模拟探讨早期宇宙中晕组装偏置与小红点形成机制的关系，发现不同形成场景对聚类特征有不同影响。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark Quest. I. Fast and Accurate Emulation of Halo Clustering Statistics and Its Application to Galaxy Clustering
我们用$2048^3$粒子对基于最大距离切片拉丁超立方体设计的101个平面$w$ CDM宇宙学模型进行了$N$ -体模拟系综。利用在$z=[0,1.48]$范围内多次红移提取的晕星表，我们开发了Dark Emulator，它可以快速准确地计算晕质量函数、晕-物质互相关和晕自相关，作为晕质量、红移、分离和宇宙学模型的函数，基于主成分分析和高斯过程回归的大规模输入输出数据向量。我们评估的性能的仿真器使用的$N$体模拟，不用于训练仿真器的验证集。我们表明，对于典型的晕托管CMASS星系在斯隆数字巡天，模拟器预测的晕物质的交叉相关，相关的星系星系弱透镜，精度优于$2\%$和晕自相关，相关的星系聚类相关，精度优于$4\%$。我们给出了几个模拟器的演示。它可以用来研究晕质量密度分布的性质，如不同宇宙学的质量浓度关系和回溅半径。模拟器的输出可以结合分析处方的晕-星系连接，如晕占领分布在方程的水平，而不是使用模拟目录，作出准确的预测的星系聚类统计，如星系-星系弱透镜和投影关联函数的任何模型内的$w$ CDM宇宙学，在几个CPU秒。
2019-07-26 astro-ph.CO
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
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Rapid Simulations of Halo and Subhalo Clustering
对宇宙学星系巡天的分析需要现实的模拟来解释。正演模拟是一种模拟星系团的强大方法，而不需要底层的复杂模型。这种方法需要高分辨率和大体积的快速宇宙学模拟，以解决与单个星系相关的小暗物质晕。在这项工作中，我们基于拉格朗日微扰理论代码PINOCCHIO提出了快速光环和亚光环聚类模拟，该代码生成光环和合并树。从合并的历史中提取的subhalo祖先和subhalos的生存建模。我们引入了一个新的拟合函数的subhalo合并时间，其中包括红移依赖的拟合参数。使用数量密度剖面模拟了其宿主内的subhalos的空间分布。我们比较我们的模拟与光环发现者ROCKSTAR适用于全N体代码GADGET-2。得到的晕下速度函数和晕与晕下的关联函数符合得很好。我们调查所选择的数密度分布对所产生的subhalo聚类的影响。我们的模拟是近似的，但现实和显着更快相比，一个完整的N体模拟结合光环发现者。快速晕和晕下聚类模拟为利用晕下丰度匹配的星系正演模型提供了良好的前景。
2022-10-24 astro-ph.CO
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 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
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
Understanding the non-linear clustering of high redshift galaxies
我们将Jose等人（2016）建模的暗物质晕的非线性聚类纳入晕模型，以更好地理解红移范围$z=3-5$中的莱曼破裂星系（LBG）的聚类。我们发现，随着这种变化，预测的LBG聚类显着增加准线性尺度（$0.1 \leq r\,/\,h^{-1} \,{\rm Mpc} \leq 10$）相比，在线性晕偏模型。这又导致LBG的聚集在角度尺度$5" \leq θ\leq 100"$上增加一个数量级。值得注意的是，我们的新模型的预测总体上消除了线性晕偏差预测与观测之间的系统性差异。在非线性晕偏置模型中，LBG的关联长度和大尺度星系偏置值明显高于线性晕偏置模型。由此产生的两点关联函数保留了近似的幂律形式与使用线性晕偏理论计算。我们还发现LBG的非线性成团随光度和红移的增加而增加。我们的工作强调了使用非线性晕偏的重要性，以模拟高z星系的成团探测星系形成的物理和可靠地提取宇宙学参数。
2017-06-06 astro-ph.CO
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
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 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
Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Halo clustering and g_{NL}-type primordial non-Gaussianity
许多多场暴胀模型都产生非高斯的初始条件，其中初始绝热涨落的形式为（zeta_G + g_{NL} zeta_G ^3）。我们研究晕聚类在这些模型中使用两种不同的分析方法：峰值背景分裂框架，和蛮力计算的障碍交叉模型，获得两者之间的协议。我们找到了一个简单的，理论上的动机表示晕偏置同意N体模拟，并可以用来约束g_{NL}从观察。我们讨论了实际的警告，以约束g_{NL}仅使用可观察到的属性的示踪人口，并认为，从人口的观测偏差是<~ 2.5的约束一般不强大的不确定性建模的晕占据分布的人口。
2011-06-02 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
A Halo Occupation Interpretation Of Quasars At $z\sim1.5$ Using Very Small Scale Clustering Information
我们结合了最精确的小尺度（$< 100\, \rm h^{-1}kpc$）类星体聚类约束与最近的测量在大尺度（$> 1\, \rm h^{-1}Mpc$）从扩展重子振荡光谱调查（eBOSS），以更好地约束卫星类星体的分数在$z\sim 1.5$在晕占领形式主义。我们建立我们的晕占领分布（HOD）框架的基础上常用的分析形式的一个和两个晕条款有两个自由参数：最小的晕质量，主机的中央类星体和卫星类星体的分数是在一个晕。最近的研究，提出了一个陡峭的密度轮廓的暗物质晕类星体的主机的启发，我们探讨HOD模型在千秒差距尺度和最佳拟合参数的模型与$10\times$更高的浓度参数。我们发现，HOD模型的卫星部分的$f_{\rm sat} = 0.071_{-0.004}^{+0.009}$和最小质量的$\rm M_{m} = 2.31_{-0.38}^{+0.41} \times 10^{12}\, \, \rm h^{-1} M_{\odot}$的主机暗物质晕最好的描述类星体集群（在所有尺度上）在$z \sim 1.5$。我们的结果与早期研究较亮类星体的工作略有不一致，暗示了对单晕项的亮度依赖性。
2020-01-31 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the NEWFIRM Medium Band Survey: the relationship between stellar mass and dark matter halo mass at 1 < z < 2
利用NEWFIRM中带巡天（NMBS）的数据，我们分析了星系团在1 < z < 2处随恒星质量的变化。NMBS产生的精确的光度红移和恒星质量使我们能够定义一系列质量有限的星系样本，这些星系的质量分别大于0.7、1和3 × 10^10 Msun，红移间隔分别以z = 1.1、1.5和1.9为中心。在每个红移区间，我们发现，存在着很强的依赖性的集群强度的恒星质量限制的样品，更大的质量星系表现出更高的集群振幅在所有尺度上。我们进一步解释我们的集群测量在LCDM宇宙学背景下使用星系集群的晕模型。我们发现，中心星系和卫星星系的典型晕质量随着恒星质量的增加而增加，而卫星部分随着恒星质量的减少，定性上与z < 1时相同。在我们狭窄的红移范围内，我们几乎没有看到恒星质量与晕质量关系的任何红移依赖性的证据。然而，当我们与z~0处的类似测量进行比较时，我们看到了这种关系发生变化的明确证据。如果我们假设一个普适的重子分数，恒星质量与晕质量的比值揭示了已经转化为恒星的重子的分数。我们看到，中心星系的恒星形成效率的峰值在更高的红移处向更高的晕质量移动，从z~0处的~ 7 × 10^11 Msun移动到z~1.5处的~ 3 × 10^12 Msun，揭示了“晕缩小”的证据。最后，我们表明，在z > 1的高度偏置的星系种群之间的测量空间密度和集群和晕模型预测的可能存在差异。这可能意味着在这些红移处，晕圈模型的一…
2010-12-08 astro-ph.CO
ScamPy -- A sub-halo clustering & abundance matching based Python interface for painting galaxies on the dark matter halo/sub-halo hierarchy
本文提出基于子晕聚类与丰度匹配（SCAM）的Python计算框架ScamPy，在暗物质晕/子晕层级上绘制星系，特别适用于高红移研究，并验证了其在再电离物理量分析中的应用。
2024-02-14 astro-ph.CO
The effects of halo alignment and shape on the clustering of galaxies
我们研究了晕的形状及其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等人的星系形成模型，在千禧模拟上运行我们量化这些影响的重要性，通过随机化的卫星星系晕内的角位置，无论是相干的或单独的，同时保持各自的中央星系的距离固定。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%。我们发现，球化的椭球分布的星系晕内的关联函数减少了高达20%的r<1兆秒差距/小时，并增加了它稍微在更大的半径。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。基于Halo Occupation Distribution的模型，根据平均径向轮廓将星系球形地放置在Halo内，因此会显着低估次Mpc尺度上的聚类。此外，我们发现晕组装偏差，特别是对晕形状的集群的依赖，传播到星系的集群。我们预测，这方面的组装偏见应通过使用广泛的组目录观察。
2012-06-25 astro-ph.CO
Studying the emergence of the red sequence through galaxy clustering: host halo masses at z > 2
我们使用UKIDSS超深巡天，迄今为止最深的度尺度近红外巡天，研究z ~ 3.5的恒星形成和被动星系的聚集。我们的新测量包括第一次确定被动星系在z > 2的聚集，我们使用互相关技术实现。我们发现，被动星系是最强烈的集群，通常由大质量的暗物质晕托管，M_halo > 5 × 10^12 M_sun，无论红移或恒星质量如何。我们的研究结果是一致的模型中，一个临界晕质量决定了从恒星形成到被动星系的过渡。恒星形成星系的恒星质量和晕质量之间没有很强的相关性，但被动星系显示出反相关性的证据;平均而言，低质量的被动星系似乎位于最大质量的晕中。这些结果可以理解，如果恒星形成的终止是最有效的低恒星质量的星系在非常密集的环境。
2013-03-06 astro-ph.CO
