Abundance and phase-space distribution of subhalos in cosmological N-body simulations: testing numerical convergence and correction methods
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
研究通过高分辨率N体模拟检验子晕分布的数值收敛性，发现包括孤儿子晕可提高空间和速度分布的精度，但红移空间统计仍需改进方法以减少小尺度影响。
2025-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Velocity-Dependent Dark Matter Self-Interactions in Milky Way-mass Halos
我们探讨了弹性的，各向异性的，速度依赖的暗物质（DM）的自相互作用对银河系（MW）质量系统的主晕和次晕的影响。我们考虑一个通用的自相互作用的暗物质（SIDM）模型参数化的质量的光介质和DM粒子。这些质量的比率$w$设定了速度标度，在该速度标度以上，由于DM自相互作用引起的动量传递变得无效。我们进行高分辨率放大模拟的MW质量晕的值的$w$，跨越的情况下，无论是主机和它的subhalos或只有在subhalos有效地转移动量之间的自相互作用，我们研究了自相互作用对主机晕和丰度，径向分布，轨道动力学和密度分布的subhalos在每种情况下的影响。幸存的subhalos的丰度和属性是一致的，主要是由subhalo-host晕相互作用。特别是，在主机晕速度尺度的截面值较大的模型中，径向轨道上的subhalos更容易受到潮汐干扰，这是由于与主机的自相互作用引起的冲压压力剥离造成的质量损失。相对于无碰撞DM模拟，这种机制抑制了幸存的subhalo的丰度，对于$w$的较大值具有更强的抑制。因此，可以使用MW质量主机周围的subhalo丰度的探针放置在速度尺度的自相互作用截面上的上限$\sim 200\ \rm{km\ s}^{-1}$，并结合这些测量与轨道特性和内部动力学的subhalos可能会打破速度依赖SIDM模型之间的简并。
2020-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance matching and assembly bias in the EAGLE simulation
暗晕丰度匹配（SHAM）是一种在数值模拟中将星系与暗物质结构联系起来的常用方法。SHAM的预测与观测结果非常吻合，但仍然缺乏强有力的理论支持。我们使用EAGLE项目模拟来检查SHAM的性能、实施和假设。我们发现，$V_{\rm relax}$，最高值的圆速度达到了一个subhalo，而它满足一个松弛准则，是subhalo属性，最强烈的相关性与星系恒星质量（$M_{\rm star}$）。使用这个参数在SHAM中，我们检索EAGLE的真实空间聚类在我们的统计不确定性的尺度大于$2$ Mpc的星系与$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<10.77$。相反地，对于具有$8.77<\log_{10}(M_{\rm star}[M_\odot])<9.77$的星系，在低于$2$ Mpc的尺度上，$30\%$高估了聚类，因为与EAGLE相比，SHAM稍微高估了大质量晕中卫星的比例。在红移空间中，这种一致性甚至更好，其中聚类恢复到我们对所有质量和分离的统计不确定性范围内。此外，我们分析了星系团的依赖性以外的性质晕质量，即组装偏差。我们证明了装配偏差改变了$20\%$在EAGLE中的聚类，并且$V_{\rm relax}$将其效应捕获到$15\%$内。我们将集群中的微小差异追溯到通常实施的SHAM失败，即分配给子晕的$M_{\rm star}$不取决于i）其…
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
Numerical simulations challenged on the prediction of massive subhalo abundance in galaxy clusters: the case of Abell 2142
在这封信中，我们比较了丰富的，附近的（$z=0.09$）星系团，阿贝尔2142，成员星系的丰度与从国家的最先进的数值模拟，无论是碰撞在不同的分辨率和包含重子物理学的冷却，恒星形成和反馈的形式提取可比维里质量的晕。我们还使用两个半解析模型来解释孤儿星系的存在。从斯隆数字巡天数据发布12（SDSS DR 12）数据库中获取的光度和光谱信息，使我们能够估计Abell 2142成员星系的恒星速度色散。这个量被用作安全集群成员的总质量的代理，并适当地与模拟中的subhalos进行比较。我们发现，模拟晕有一个统计上显着的（$\gtrsim 7$西格玛置信水平）更少量的大规模（圆速度以上$200\,{\rm km\, s^{-1}}$）subhalos，即使在考虑可能的不完整的意见。这些结果证实了最近对哈勃前沿场星系团MACS J0416 \citep{grillo2015}的强透镜研究的发现，并表明观察到的差异已经存在于暗物质（DM）的暗晕水平，并且不能通过引入重子物理来解决。更深入地了解观测和模拟之间的这种差异，将为DM粒子的物理性质和重子对宇宙结构形成和演化的影响提供有价值的见解。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predictably Missing Satellites: Subhalo Abundance in Milky Way-like Halos
在小尺度上，有许多人声称标准的冷暗物质（CDM）模型和观测结果之间存在差异。“失踪卫星问题”臭名昭著地描述了CDM模拟中与银河系中观测到的卫星数量相比过多的subhalo。对于这种差异已经提出了各种解决方案;然而，银河系晕相对于其质量的典型晕的特定属性的影响还有待探索。最近的研究表明，银河系是非典型的（例如，Licquia et al. 2015），我们研究了质量与我们银河系相当的暗物质晕的性质-包括浓度，自旋，形状和最后一次主要合并的比例因子-与晕下丰度相关。通过对类银河晕的放大模拟，我们建立了两个根据主晕性质的次晕丰度模型，并得出结论，银河系中最大旋转速度较低的次晕应减少22%-44（$V_{\rm max}^{\rm sat} \sim 10$ kms $^{-1}$），置信水平为95%，比具有高旋转速度的平均次晕少72%（$V_{\rm max}^{\rm sat} \gtrsim 30$ kms $^{-1}$，与麦哲伦云相当）比银河系质量的典型晕所预期的要大。浓度是预测次晕丰度的最具信息量的单一参数。我们的研究结果意味着，模型调整，以解释失踪的卫星问题，假设我们的银河系典型的subhalo丰度将过度校正。
2019-06-17 astro-ph.GA
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAM-OT: Rapid Subhalo Abundance Matching with Optimal Transport
本研究证明子晕丰度匹配（SHAM）是最优传输问题的解，并提出SHAM-OT方法，通过直接求解星系与暗晕质量函数间的最优传输方案，以极低计算成本实现高效匹配，特别适用于需边缘化光度函数不确定性的贝叶斯推断。
2025-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Consistent and simultaneous modelling of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with Subhalo Abundance Matching
星系的空间分布和它们的引力透镜信号为星系形成物理学和宇宙学提供了补充的检验。然而，它们的协同作用只能充分利用，如果这两个探针建模准确和一致。在本文中，我们证明，这可以实现使用扩展的Subhalo Absolute匹配，被称为SHAMe。具体来说，我们使用模拟目录建立从TNG 300流体动力学模拟表明，SHAMe可以同时模拟多极的红移空间星系关联函数和星系星系透镜，没有明显的偏差内的统计抽样不确定性的SDSS体积和尺度r =[0.6 - 30] Mpc/h。用重子化方案模拟星系-星系透镜效应中的重子过程，使SHAMe的有效性范围扩展到r =[0.1 - 30] Mpc/h。值得注意的是，我们的模型达到了这个精度水平，只有五个自由参数超出那些描述重子化模型。在固定的宇宙学，我们发现，星系星系透镜提供了一个一般的一致性测试，但除了编码在红移空间多极星系建模参数的额外信息很少。然而，如果只有投影关联函数可用，就像只有光度红移的巡天一样，它确实改善了约束。我们希望SHAMe在更广泛的尺度上比传统的方法（如Halo Occupation Distribution modeling）具有更高的保真度。因此，它应该为分析下一代大规模调查提供一个更强大和更可靠的工具。
2023-01-10 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
A New Stellar Mass Proxy for Subhalo Abundance Matching
暗晕丰度匹配（SHAM）在提高我们对星系如何填充其宿主暗物质晕的理解方面发挥了重要作用。从本质上讲，SHAM框架是为了找到一个与星系属性（如恒星质量）最相关的暗物质晕属性。光环/次光环在其整个生命周期中所达到的最大圆速度（$V_{\rm max}$）的峰值$V_{\rm peak}$一直是SHAM的流行选择。Tonnesen & Ostriker（2021）最近的一项研究表明，结合了当今$V_{\rm max}$和晕暗物质质量峰值的$ϕ$量在预测恒星质量方面比$V_{\rm peak}$表现更好。受他们的方法的启发，在这项工作中，我们发现，可以实现进一步的改进，结合了第90百分位的$V_{\rm max}$晕/次晕的暗物质晕时间变化率的第60百分位数的$ψ_5$量。基于模拟IllustrisTNG 300的测试表明，我们的新SHAM方案，只有三个自由参数，可以提高恒星质量预测和质量相关的聚簇分别从$ϕ$的15%和16%，在红移范围$z=0-2$。
2023-02-12 astro-ph.GA
The abundance of core--collapsed subhalos in SIDM: insights from structure formation in $Λ$CDM
本研究利用宇宙学模拟和流体模拟，估算SIDM模型中不同主晕环境下子晕的核塌缩比例，发现至少10%至20%的子晕会发生塌缩，可通过密度双峰分布或陡峭内轮廓斜率识别。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
ELUCID V. Lighting dark matter halos with galaxies
在最近的一项研究中，我们使用封闭在500 $\mpch$盒中的SDSS DR 7区域北银河系极的星系分布，进行了我们的ELUCID模拟（Wang et al. 2016，ELUCID III）。在这里，我们{ \it光}的暗物质晕和subhalo在模拟与星系的SDSS观测使用一种新的{ \it邻域}丰度匹配方法的重建区域。在我们利用ELUCID模拟中建立的星系-次晕联系来评估星系形成模型之前，我们首先要探索这种联系的可靠性。为此，我们着重讨论了星系的以下几个方面：（1）星系的中心-次晕光度和质量关系，（2）星系的卫星部分，（3）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（4）星系的中心-次晕光度和质量关系，（5）星系的卫星部分，（6）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（7）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF）。（4）星系与暗物质粒子之间的互相关联函数，其中大部分是对所有红星系和蓝星系群体分别测量的。我们发现，我们的邻域丰度匹配方法准确地再现了中心-暗晕关系，卫星分数，CLF和CSMF和星系的偏差。这些特徴确保了如此建立的星系-次晕连接在限制星系形成过程上非常有用。并对星系-次晕对约束星系形成的三个层次提出了一些建议。从我们的ELUCID模拟中提取的SDSS DR 7区域的星系-晕下链接和晕下合并树可根据要求提供。
2018-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
What determines satellite galaxy disruption?
在等级结构的形成中，暗物质晕与较大的晕合并后可以作为亚晕存在。这些暗晕很可能是可见星系的宿主。虽然密集的晕环境迅速剥离了暗物质，但致密的发光物质可以在一段时间内保持完整，使得星系与严重剥离的暗物质的对应关系不清楚。许多星系演化模型假设卫星星系最终会与中央星系合并，但这忽略了卫星潮汐破裂的可能性。我们使用一个高分辨率的宇宙体积的$N$体模拟探索卫星星系合并/破裂的标准的基础上暗物质subhalo动力学。我们探讨的影响，卫星合并/中断的晕占领分布和径向轮廓的残余物。使用丰度匹配分配恒星质量/光度的subhalos，我们比较观察到的星系团，卫星分数，集群卫星光度函数，发现subhalos重现这些观测值在所有尺度上。我们的结果意味着，对应于>0.2L* 星系的卫星暗晕必须在落入时被很好地分辨到其质量的1-3%，才能有力地追踪星系人口。我们还探讨了一个简单的分析模型的基础上的动力学摩擦卫星星系的下落，发现我们的subhalo目录和观测结果很好的协议。
2010-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy-group (halo) alignments from SDSS DR7 and the ELUCID simulation
基于Sloan数字巡天（SDSS）观测的星系和ELUCID约束模拟的相应重建区域的暗晕，研究了中心星系相对于星群表中主星系群的排列，以及ELUCID模拟中中心星系相对于相应暗晕的排列。利用一种新的邻域丰度匹配方法，将观测到的Galerkin与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。在观测中，发现星系的主轴优先与其宿主星系群的主轴对齐。星系群的排列有一个颜色依赖性，即红色的中心比蓝色的中心沿着它们的主星系群的主轴有更强的排列。结合观测中的星系和ELUCID模拟中的subhalos，我们还发现，中央星系的长轴在ELUCID模拟中与其相应的subhalos的长轴对齐。我们发现，星系群和星系subhalo对齐的信号更强的星系在更大质量的晕。我们发现，模拟中的主晕与SDSS匹配的子晕系统之间的对准比观测中的星系群对准稍强。
2020-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST lensed quasar dark matter survey IV: Stringent warm dark matter constraints from the joint reconstruction of extended lensed arcs and quasar flux ratios
University of Chicago（芝加哥大学）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Stony Brook University（石溪大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过JWST MIRI观测数据，利用强引力透镜四象限成像的观测结果，对暗物质的自由流长度和子晕数量进行了测量，并通过联合重建扩展的强引力透镜弧和类星体流量比，获得了更精确的暗物质约束。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo and Subhalo Demographics with Planck Cosmological Parameters: Bolshoi-Planck and MultiDark-Planck Simulations
我们报告并提供拟合函数的丰富的暗物质晕和subhalos作为质量，圆速度和红移的函数从新的Bolshoi-普朗克和MultiDark-普朗克$Λ$ CDM宇宙学模拟，普朗克宇宙学参数的基础上。我们还报告了晕质量吸积率，这可能与星系恒星形成率。我们发现，更高的宇宙学物质密度的普朗克参数相比，WMAP参数导致更高丰度的大质量晕在高红移。我们发现，中位数晕自旋参数$λ_{\rm B} = J(2M_{\rm vir}R_{\rm vir}V_{\rm vir})^{-1}$是几乎独立的红移，导致预测的星系大小的演变是一致的观测，而显着减少与红移中位数$λ_{\rm P} = J|E|^{-1/2}G^{-1}M^{-5/2}$预测更多的星系大小比观察到的减少。使用Tully-Fisher和Faber-Jackson的星系速度和质量之间的关系，我们表明，一个简单的模型，星系速度是如何与晕最大圆速度导致宇宙恒星质量密度的增加过度预测的红移增加超过红移$z\sim1$，这意味着这样的速度质量关系必须改变红移$z>1$。通过一个现实的模型，如何观察到的星系速度与晕圆速度，我们表明，最近的光学和无线电观测的星系丰度与我们的$Λ$ CDM模拟吻合得很好。我们的光环人口统计数据基于更新版本的\rockstar \和\ctrees \代码，本文包括解释其所有输出的附录。本文是一系列相关论文的介绍，介绍了…
2017-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MillenniumTNG Project: Inferring cosmology from galaxy clustering with accelerated N-body scaling and subhalo abundance matching
本研究提出结合加速N体模拟缩放、SHAMe模型与模拟器的新技术，通过星系非线性红移空间成团性约束宇宙学参数与组装偏差，经MTNG740相关模拟测试得到无偏结果，为星系巡天宇宙学研究提供有力工具。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
DESI DR2 Reference Mocks: Clustering results from UCHUU ELGs and QSOs
基于Uchuu N体模拟，采用改进的次暗晕丰度匹配技术构建ELG和QSO模拟星表，再现DESI DR2的密度演化与成团统计，改进宇宙学模型的光锥构建。
2026-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of dark subhalos in dwarf spheroidal galaxies: I. Fluctuations in surface density
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
研究通过分析矮球星系团的表面密度波动，提出利用傅里叶方法探测暗物质次亚晕质量函数的新途径。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
SHAM through the lens of a hydrodynamical simulation
我们使用IllustrisTNG 100流体动力学模拟研究了星系两点关联函数对次级晕和星系性质的依赖性。我们构建星系模拟星表采用一个标准的子晕丰度匹配方案，再加上星系颜色或特定的恒星形成率和以下子晕属性之间的二次分配：饥饿红移z $_{\rm starve}$，浓度在下降，过密度$δ_R^{\rm env}$，潮汐各向异性$α_R$，和潮汐过密度$δ_R$。最后两个量使我们能够完全模拟我们的subhaloes的潮汐场，作为它们的内部和大尺度属性之间的中介。由此产生的模拟目录总体返回与IllustrisTNG 100测量的良好一致性。每个模型的准确性强烈依赖于次级星系和subhalo属性之间的相关性。在所有的subhalo代理测试，我们发现，z $_{\rm starve}$和$c_{\rm infall}$是最好的跟踪大尺度结构，产生强大的聚类预测不同的红/蓝和淬火/恒星形成星系的样本。
2021-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST lensed quasar dark matter survey V: Hints of self-interacting dark matter from 29 quadruply imaged quasars
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（理论物理前沿研究所）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Millennium Institute of Astrophysics, Chile（智利天体物理千年研究所）；California Polytechnic State University（加州州立理工大学）
利用 29 个四重成像类星体的透镜信号，推断出核心坍缩暗物质晕的丰度，发现数据强烈支持自相互作用暗物质而非冷暗物质，贝叶斯因子达 6:1 至 24:1。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Satellite Galaxy Stellar Mass Loss and Predicting Intrahalo Light I: Framework and Results at Low Redshift
我们介绍了一种新的技术，使用星系团限制卫星星系如何失去恒星质量，并有助于扩散的“内晕光”（IHL）。我们实现了两个模型，将卫星星系恒星质量损失与晕下暗物质质量损失的详细知识联系起来。模型1假设星系的恒星质量损失分数与其次晕中暗物质质量损失分数成正比。模型2解释了恒星质量损失的时间延迟，因为星系位于深晕的势阱中，在星系受到影响之前可能会经历一段时间的暗物质质量损失。我们使用这些模型来预测人口的星系的恒星质量，并使用丰度匹配来预测从斯隆数字巡天的几个r-波段光度阈值样本的聚类。假设没有恒星质量损失的绝对匹配（类似于晕下坠落时的丰度匹配）高估了小尺度（<~ 1 Mpc）的关联函数，而允许太多的恒星质量损失会导致低估。因此，对于每个样本，我们能够限制所需的恒星质量损失量，以匹配观察到的聚类。我们发现，不太明亮的卫星星系经历更有效的恒星质量损失比发光的卫星。从这些模型中，我们可以推断出沉积在IHL中的恒星质量的数量。我们发现，我们的模型预测的平均量的国际人道主义法作为晕质量的函数是一致的，与目前的观测测量。然而，我们的两个模型预测了不同数量的分散在国际人道主义法从晕到晕，与模型2被青睐的观测。这表明，与国际人道主义法测量的比较提供了我们的恒星质量损失模型的独立验证。（节录）
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
What can galaxy clustering really tell us about the galaxy-halo connections?
Shanghai Normal University（上海师范大学）；Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院及李政道研究所）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本文提出CS-SHAM框架，通过独立匹配中央和卫星恒星到主和卫星子暗物质晕，改进了传统SHAM方法，准确再现恒星聚类并约束HOD和CLF/CSMF，尤其对大质量暗物质晕有效。
2026-04-07 astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo abundance matching using progenitor mass at varying redshift: Two modes of stellar mass growth imprinted into the Subaru HSC galaxy clustering
本文提出一种使用主progenitor维里质量作为恒星质量代理的新型SHAM模型，应用于Subaru HSC星系成团数据，发现其优于传统V_peak模型，并揭示了低质量与高质量星系恒星质量增长的两种不同模式。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Which Milky Way Streams Make the Best Dark Matter Detectors?
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器国家实验室）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究利用galacticus模型模拟银河系暗子晕，预测24条球状星团星流遭遇子晕的情况，发现Jet等星流最敏感，可作为探测低质量暗物质子晕的有效探测器。
2026-10-02 astro-ph.GA
Galaxy Three-Point Correlation Functions and Halo/Subhalo Models
本文给出了Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的光度相关红移空间三点关联函数（3 PCF）的测量结果。我们比较3 PCF测量的预测从三个不同的晕和subhalo模型。一个是晕占据分布（HOD）模型，另两个是晕下丰度匹配（SHAM）模型的扩展，允许中心星系和卫星星系在主晕和晕下具有不同的占据分布。所有模型中的参数被选择为最好地描述同一组星系的投影和红移空间两点关联函数（2 PCF）。对于最明亮的星系样本，所有三个模型的预测都与3 PCF测量结果吻合良好，而HOD模型在匹配较暗样本（亮度阈值低于$L^*$）的3 PCF时表现更好，这与拟合2 PCF的情况趋势相似。将模型3 PCF分解为不同类型的星系三胞胎的贡献表明，在小尺度上，3 PCF对三角形形状的依赖性是由非线性红移空间畸变（而不是由固有的晕形状）驱动的，而在大尺度上，它反映了非线性结构。分解还揭示了更详细的差异，在三个模型，这是有关的径向分布，平均占有函数，和晕内的卫星星系的速度分布。结果表明星系3 PCF可以进一步帮助约束上述星系晕关系和检验理论模型。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Galaxies at Cosmic Noon: New JWST Constraints on Satellite Models and Subhalo Tidal Evolution
本文利用JWST观测的$1<z<3.5$卫星星系丰度，与暗物质缩放模拟对比，发现子暗晕潮汐演化假设是理论预测的最大不确定性来源，并首次直接约束了高红移低质量卫星星系的潮汐演化与结构形成过程。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fast Forward Modelling of Galaxy Spatial and Statistical Distributions
本文扩展 Ultra-Fast Image Generator，结合 PINOCCHIO 与双参数 SHAM 猝灭模型快速模拟星系空间及统计分布，并经 DES Year 1 数据验证。
2024-02-24 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
How DREAMS are made: Emulating Satellite Galaxy and Subhalo Populations with Diffusion Models and Point Clouds
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡夫利天体物理与空间研究所）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（美国国家科学基金会人工智能与基本相互作用AI研究所）；Northwestern University（西北大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（弗拉蒂伦研究所计算天体物理中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；Anthropic（Anthropic公司）；Center for Theoretical Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院理论物理中心）；Harvard University（哈佛大学）
本文提出 NeHOD，一种基于变分扩散模型和 Transformer 的生成式框架，将星系/子暗晕建模为点云，以接近 HOD 的计算成本实现流体动力学模拟级别的精度，并在 DREAMS 项目的 TNG-Warm DM 模拟套件上验证了其对子暗晕性质复杂关系的捕捉能力。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.LG
Tracing the assembly of the Milky Way's disk through abundance clustering
星系形成领域的一个主要目标是了解银河系盘的形成。要做到这一点，第一步是从经验上描述它的现状。我们使用来自27，135颗红团APOGEE恒星的19个丰度的新高维数据集来检查使用丰度定义的集群分布。我们探讨了不同的降维技术，并实现了非参数凝聚层次聚类方法。我们看到，使用丰度定义的群体在空间上是分离的，作为年龄的函数。此外，丰度组在[Fe/H]-年龄平面上代表不同的分布。按年龄排列我们的星系团揭示了随时间变化的化学富集序列的模式。我们的研究结果表明，一个有前途的途径来跟踪磁盘的组装的细节是通过一个完整的解释，我们报告的经验连接。
2020-02-17 astro-ph.GA
Tracing birth properties of stars with abundance clustering
为了理解银河系盘的形成和演化，我们必须将其当前的性质与过去联系起来。我们探索流体动力学宇宙学模拟，研究如何恒星的化学丰度可能与它们的起源。利用两个类银河系模拟的恒星形成历史的丰度测量的层次聚类，我们发现恒星的丰度集群包括不同的出生地（$R_\text{birth}$）和时间（年龄）的群体。模拟观测丰度误差（0.05 dex），我们发现追踪（$R_\text{birth}$，年龄）的离散组需要一个大的丰度向量。使用15种元素丰度（Fe、O、Mg、S、Si、C、P、Mn、Ne、Al、N、V、Ba、Cr、Co），可以定义多达$\approx$ 10个簇，其中$\approx$在（$R_\text{birth}$，年龄）中重叠25%。我们建立了一个简单的模型，表明它是可能的推断恒星的年龄和$R_\text{birth}$从丰度与精度的$\pm$ 0.06 Gyr和$\pm$ 1.17千秒差距分别。我们发现，丰度聚类是无效的第三次模拟，低$α$恒星形成分布在光盘和早期的高$α$恒星形成更迅速的团块下沉到银河系中心，因为它们的组成恒星的发展，以丰富的星际介质。然而，这种形成路径导致了[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的大的年龄分散，这与银河系的观测性质不一致。我们的结论是，丰度聚类是一种很有前途的方法，对我们的银河系的历史。
2021-07-16 astro-ph.GA
The abundance of satellites around Milky Way- and M31-like galaxies with the TNG50 simulation: a matter of diversity
我们研究了TNG 50中198个银河系（MW）和M31类宿主周围卫星星系的丰度，这是IllustrisTNG宇宙磁流体动力学模拟套件中的最后一批。类MW/M31类似星系被定义为恒星质量为Mstar = 10^10.5-11.2 Msun的盘状星系，在z = 0处相对孤立。通过将卫星星系定义为Mstar > 5*10^6 Msun且距离宿主星系300 kpc（3D）以内的星系，我们发现在单个宿主星系之间存在着显著的多样性和宿主与宿主之间的分散性。中位（第16 - 84次）TNG 50 MW/M31类星系共有5（2-11）颗M星大于5*10^6 Msun的卫星，M星最高可达10^8.5 Msun（10^7.4-9.4 Msun）。Mdyn > 5*10^7 Msun的次晕丰度比Mdyn大10倍以上。曾经吸积的所有卫星（subhaloes）的数量比那些存活到z = 0的卫星大4-5（3-5）倍。具有较大星系恒星质量、较亮K波段光度、较大总晕质量和较新晕组合的星系通常有较多幸存卫星。TNG 50 MW/M31类星系周围的卫星丰度与观测调查（例如SAGA）和以前的模拟（例如Latte）的类似主机一致。虽然观测到的MW卫星系统在所有恒星质量上都在TNG 50散射范围内，但M31的卫星数量略多于我们的1 sigma散射，这可能是由于体积和质量的限制。我们发现少数系统既有一个大麦哲伦云，也有一个小…
2021-09-23 astro-ph.GA
A sparse regression approach for populating dark matter halos and subhalos with galaxies
我们使用稀疏回归方法（SRM）建立准确和可解释的模型，预测恒星质量的中央和卫星星系作为其主机暗物质晕的属性的函数。SRM是机器学习算法，它提供了一个框架，用于从数据中建模系统的控制方程。与其他机器学习算法相比，SRM方法的解决方案是简单的，并依赖于一个相对较小的可调参数集。我们收集了来自EAGLE模拟的35，459个星系的数据，使用$z=0$和$z=4$之间的19个红移切片来参数化宿主晕的质量演化。使用适当的公式输入参数，我们的方法可以模拟卫星和中央晕使用一个单一的预测模型，达到相同的精度时，分别预测。这使我们能够消除这两种星系类型之间的某种武断的区别，并仅根据它们的晕生长历史对其进行建模。我们的模型可以精确地再现EAGLE的星系总恒星质量函数和依赖于恒星质量的星系关联函数（$ξ(r)$）。我们表明，我们的SRM模型预测的$ξ(r)$是有竞争力的子晕丰度匹配，并可能是非常随机的树的结果。我们建议SRM作为一个令人鼓舞的方法，用于填充晕的暗物质只有模拟星系和模拟生成的目录，可用于探索星系演化或分析即将到来的大尺度结构调查。
2022-11-08 astro-ph.GA
The Galaxy Clustering Crisis in Abundance Matching
小尺度上的星系集群是显着低估的子晕丰度匹配（SHAM）模型，填充（子）晕与星系的基础上的峰值晕质量，$M_{\rm peak}$。基于峰值最大圆周速度$V_{\rm peak}$的SHAM模型取得了更好的成功。基于$M_{\rm peak}$的模型失败的主要原因是与基于$V_{\rm peak}$的模型相比，这些模型中产生的卫星星系相对较低。尽管在预测星系团方面取得了成功，但一个简单的基于$V_{\rm peak}$的SHAM模型对星系生长的预测结果与观测结果不符。我们评估了三种可能的补救措施，可以“保存”基于质量的SHAM：（1）SHAM模型需要一个显着的人口“孤儿”星系作为人工中断/合并的结果，在现代高分辨率的暗物质模拟的子晕;（2）卫星必须显着增长后，其吸积;（3）恒星质量显着影响晕组装历史。没有一种解决办法是完全令人满意的。然而，不管的细节，我们表明，流行的SHAM模型的基础上$M_{\rm peak}$不能完整的物理模型。要么$V_{\rm peak}$确实是$z\sim 0$恒星质量的更好预测者，恒星质量和$V_{\rm peak}$之间的相关性如何产生还有待观察，要么SHAM模型缺少显着影响星系聚类的重要组成部分。
2017-05-17 astro-ph.GA
Clustering in the Stellar Abundances Space
通过对n维恒星丰度空间的分析，研究了星际介质的化学富集历史。这项工作是恒星化学丰度空间的非参数分析。主要目标是研究恒星在这个丰度空间内的组织。在这个空间内，我们试图找到集群（在统计意义上），即恒星可能共享相似的化学进化历史，使用两种方法：层次聚类和主成分分析。我们分析了文献中的一些选定的丰度调查。对于每个样本，我们根据其平均丰度曲线标记了恒星群。在所有的样本中，我们确定了恒星的主要富集模式的存在，我们称之为化学富集流。这种流动是由结构化的和定义明确的平均速率所决定的，在该平均速率下，星际介质的丰度增加，这是由从恒星喷出的物质和恒星质量损失以及星际介质气体的混合物造成的。我们的分析的主要结果之一是识别出具有特殊化学性质的恒星群。这些恒星位于丰度空间中富集流之外的区域。这些奇特的恒星显示出一些元素的富集率不匹配，如Mg，Si，Sc和V，当与相同恒星的其他元素的平均富集率相比时。我们相信这些具有特殊化学性质的恒星群的存在可能与行星物质在恒星表面的吸积有关，或者可能是由于不同的核合成位点产生相同的化学元素。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
