MUSCLE-UPS: Improved Approximations of the Matter Field with the Extended Press-Schechter Formalism and Lagrangian Perturbation Theory
拉格朗日算法来模拟冷暗物质（CDM）的演变是非常宝贵的工具，以产生大型套房的模拟晕目录。在本文中，我们首先表明，目前的半解析方案，以模拟位移的CDM的主要限制是他们无法模拟的初始密度场，一个限制，可以绕过检测晕粒子在初始条件下的过度密度的演变。因此，我们提出了“多尺度球形塌陷拉格朗日进化使用Press-Schechter”（肌肉），一个新的计划，再现了大尺度上的拉格朗日微扰理论的结果，同时提高了小尺度上的overdensities建模。在肌肉的UPS，我们适应扩展的新闻和Schechter（EPS）形式主义的位移场的拉格朗日算法。对于在半径$R$处平滑的密度中超过塌陷阈值的区域，我们认为半径$R$内的所有粒子塌陷。利用初始密度的多尺度平滑，我们通过优化晕候选者的选择来构建晕目录。这使我们能够生成一个密度场的晕质量函数，匹配一个测量$N$体模拟。我们进一步明确地收集粒子在每个光环在一起的配置文件，提供了一个数值，拉格朗日为基础的实现晕模型。与以前的半解析拉格朗日方法相比，我们发现，肌肉的UPS提高了恢复的概率密度函数（PDF），功率谱的水平上的密度场的统计，并与$N$体结果的互相关。
2021-06-03 astro-ph.CO
Lagrangian Perturbation Theory for Biased Tracers: Significance of the Number Conservation
本文研究了偏倚示踪体拉格朗日微扰理论中粒子数守恒的重要性，通过N体模拟数值实验证明，强制施加暗物质晕的数守恒能使模拟功率谱与理论预测相符，凸显了该条件对理论准确性的关键作用。
2025-03-07 astro-ph.CO
Priors on Lagrangian bias parameters from galaxy formation modelling
研究了混合拉格朗日偏差展开模型参数之间的关系，拟合了有偏差的自功率谱和互功率谱，直至$k_{\rm max} = 0.7 \, h \, \mathrm{Mpc}^{-1}$。我们考虑$\sim 8000$晕和星系样本，不同的晕质量，红移，星系数密度，和不同的参数的星系形成模型。星系样本是通过最先进的扩展次晕丰度匹配技术获得的，包括恒星质量和恒星形成率选定的星系。所有这些合成星系样本都可以在https://bacco.dipc.org/galpk.html上公开获得。我们发现，混合拉格朗日偏差模型提供了准确的适合我们所有的晕和星系样本。星系偏置参数之间的协同演化关系，虽然大致兼容的晕，显示系统的变化和较大的散射。我们探索这种差异的可能来源，在每个样品的依赖晕占领和组装偏差。在这项工作中显示的偏差参数关系，可以用作未来贝叶斯分析采用混合拉格朗日偏差扩展模型的先验。
2022-06-27 astro-ph.CO
Measuring nonlocal Lagrangian peak bias
我们调查非局部拉格朗日偏差的贡献，涉及梯度的线性密度场，我们有预测的偏移集峰值形式主义。我们首先写下一个包含所有偏置项的偏置展开式，包括非局部项。在检查了该模型与晕质量函数的合理拟合后，我们开发了一种1点互相关技术来测量与2分布量相关的偏差因子。我们验证的方法与高斯随机场的峰值的数值实现，然后我们将其应用到N体模拟。我们专注于最低（二次）阶非局部贡献。如果我们考虑到拉格朗日晕质心和峰值位置之间的偏移，我们可以重现我们对χ_{10}的测量。χ {10}的符号和大小与位于线性密度极大值附近的拉格朗日晕一致。当M = 10^13 Msun/h时，可以安全地忽略由此产生的晕偏差，但当晕质量更大时，这一贡献可能变得相关。然而，对于第二个非局部偏差χ_{01}，我们测量到的幅度比我们模型预测的要大得多。我们推测，这种差异可能源于非局部拉格朗日的贡献引起的非球形崩溃。
2014-04-10 astro-ph.CO
Non-local Lagrangian bias
晕是暗物质分布的有偏示踪物。通常假设形成晕的斑块相对于初始波动场是局部偏置的，这意味着晕斑波动场可以写成暗物质的泰勒级数。如果局部密度以外的量影响晕的形成，那么这种拉格朗日偏差一般是非局部的;泰勒级数也必须对这些其他变量进行。我们用蒙特卡罗模拟的模型，其中晕的形成取决于当地的剪切（四极微扰理论），并提供了一个分析模型，它提供了一个很好的描述我们的结果的效果。我们的模型，它扩展了行程集的方法走在一个以上的维度，工程时，在步行的步骤是不相关的，以及当有步骤之间的相关性。对于具有相关步骤的行走，我们的模型包括两种不同类型的非局部性：一种是由于这样一个事实，即注定要形成晕圈的补丁周围的初始密度分布必须足够陡峭地围绕它-这引入了k依赖性，甚至线性偏置因子，但否则只影响聚类信号的斜率。另一个是由于周围的剪切场，这影响了二次和高阶偏置因子，并引入了角度依赖的聚类信号。在这两种情况下，我们的分析表明，这些非局部拉格朗日偏置项可以是显着的，特别是大规模的晕，他们必须占在高阶聚类分析，如在拉格朗日或欧拉空间的晕双谱。虽然我们用晕来说明这些效应，但我们的分析和结论也适用于宇宙网的其他组成部分--细丝、薄片和空隙。
2013-04-05 astro-ph.CO
Effective Window Function for Lagrangian Halos
拉格朗日空间中的原晕窗函数通常被假设为实空间中的顶帽。我们直接测量这个配置文件，发现它比礼帽更扩展，但比高斯更少扩展;它的形状是很好地描述了圆的礼帽的边缘卷积与高斯，具有约5倍小的尺度长度。该有效窗$W_{\rm eff}$在傅立叶空间中特别简单，并且在实空间中具有解析形式。与偏移集偏置参数一起，$W_{\rm eff}$描述了拉格朗日晕物质互相关的尺度依赖性，最高可达$kR_{\rm Lag} \sim 10 $，其中$R_{\rm Lag}$是原晕的拉格朗日尺寸。此外，利用该$W_{\rm eff}$，功率谱的所有谱矩都是有限的，允许对偏移集峰值质量函数进行直接估计。这一估计需要一个处方的临界过密度封闭在原晕，如果它是崩溃，我们校准模拟。我们发现，由此产生的估计晕丰度是准确的，只有约20%，我们讨论了为什么：一个顶帽在“降落时间”对原晕中心不需要对应的顶帽在初始空间分布，因此模型中，而不是平滑的密度是相关的变量可能会更准确。
2017-11-23 astro-ph.CO
Lagrangian bias in the local bias model
通常假设晕斑涨落场可以表示为初始拉格朗日暗物质密度涨落场中的泰勒级数。我们表明，如果这种拉格朗日偏差是本地的，和初始条件是高斯的，那么两点之间的互相关晕和质量应该是线性成比例的质量-质量自关联函数。这一陈述在所有尺度上都是准确和有效的;没有更高阶的贡献，例如，从项成比例的产品或两点函数的卷积，其中一个可能会认为会出现在截断泰勒级数的晕偏置函数。此外，局部偏置示踪剂的自关联函数可以被写为质量的自关联函数中的泰勒级数;没有涉及例如，导数或卷积。此外，虽然自关联函数的首阶系数和线性偏置因子只是互相关函数的平方，但它与仅在大尺度范围内将平均晕数展开为局域密度的函数得到的结果相同。原则上，这些关系允许简单的测试是否晕偏差确实是当地的拉格朗日空间。我们讨论了为什么事情在实践中更复杂。我们还讨论了我们的研究结果，最近的工作重正化的晕偏见，证明这是更好的重正化比不。我们使用对数正态模型来说明我们的许多发现。
2013-03-11 astro-ph.CO
Average Dark Matter Halo Sparsity Relations as Consistency Check of Mass Estimates in Galaxy Cluster Samples
暗物质晕的稀疏性提供了一个直接的观测代理晕质量分布，其特征晕在半径内的质量比，其中包括两个不同的超密度。以前的数值模拟分析表明，在一个给定的红移晕稀疏携带编码在晕质量分布的宇宙学信息。此外，它的系综平均值可以从晕质量函数在感兴趣的超密度的先验知识推断。在这里，我们提出了一个详细的研究的系综平均性质的晕稀疏。特别是，使用晕目录从高分辨率N体模拟，我们表明，它的系综平均值可以估计从逆晕质量的平均值的比率，以及晕质量的平均值的比率在过密度的利益。这可能与星系团的数据分析有关。作为一个例子，我们分别从LoCuSS和HIFLUGCS数据集估计了星系团的平均稀疏性。结果表明，不同的平均稀疏估计的预期一致性可以提供一个测试的质量测量的稳健性在星系团样本。
2019-06-24 astro-ph.CO
Halo bias in Lagrangian Space: Estimators and theoretical predictions
我们提出了几种方法来准确地估计拉格朗日偏差参数，并利用模拟来证实它们。特别是，我们专注于二次项，本地和非本地的，并显示第一个明确的证据，后者在模拟中。使用傅立叶空间相关性，我们还显示了第一次，二次和非局部偏置系数的尺度依赖性。对于线性偏差，我们适合的尺度依赖，并证明线性偏差参数之间的一致性关系的有效性。此外，我们采用实空间估计，使用互相关和峰值背景分裂参数。这是第一次后者被用来测量各向异性的偏压系数。我们发现这些不同的方法之间的所有参数，也很好的协议与ESP $τ$理论预测的局部偏差。我们还试图利用不同的偏置参数之间可能的关系。最后，我们展示了如何包括高阶偏差减少的随机性的晕场的幅度和尺度的依赖。
2017-11-30 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
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
Fast numerical method to generate halo catalogs in modified gravity (part I): second-order Lagrangian Perturbation Theory
我们提出并测试了一种新的数值方法来确定二阶拉格朗日位移场的背景下修改的重力（MG）理论。我们从拉格朗日微扰理论的扩展到一类MG模型，它可以用参数化的泊松方程来描述，并引入了一个尺度依赖函数。我们利用快速傅立叶变换计算的二阶拉格朗日位移场的微分方程的完整的源项。我们比较其平均值的源项计算特定的配置，k-依赖的解决方案，可以找到数值。我们选择的配置，最佳匹配的完整的源项，从而获得一个近似的因式分解的二阶位移场的空间项有效的标准重力倍的k-依赖，二阶增长因子$D_2(k,t)$。该近似用于计算粒子的二阶位移。该方法进行了测试，对N体模拟运行标准和$f(R)$重力：我们依赖于朋友的朋友代码运行的N体快照的结果分配粒子晕，然后计算晕功率谱。我们发现非常一致的结果为两个引力理论：二阶LPT（2LPT）允许恢复的N体模拟的晕功率谱$\sim 10\%$精度$k\sim 0.2-0.4\ h\ {\rm Mpc}^{-1}$，以及晕的位置，与一个错误，是一个分数的粒子间的距离。我们表明，当考虑在密度场的非线性相同的水平，2LPT与MG的性能是相同的（$1\%$内）作为一个标准的$Λ$ CDM模型与广义相对论。当在计算机代码中实现时，这种2LPT公式可以快速生成具有$f(R)$引力的暗物质分布，并且可以容易地扩展到其他MG理论。
2019-09-13 astro-ph.CO
Lagrangian Methods Of Cosmic Web Classification
宇宙网定义了我们今天在宇宙中看到的大规模物质分布。将宇宙网分为空洞、片、丝和节点，可以让人们探索结构的形成以及环境因素对晕和星系性质的作用。虽然现有的宇宙网分类研究集中在基于网格的方法，这项工作探索了拉格朗日方法，其中Hoffman等人提出的V-web算法。（2012）采用从平滑粒子流体动力学借来的技术实现。拉格朗日方法允许人们以自适应的方式基于其最近邻居的属性对单个对象（例如粒子或晕）进行分类。它可以直接应用于晕样本，这大大降低了计算成本，并可能允许应用这种分类方案观察星系样本。最后，拉格朗日性质承认直接包含哈勃流，否定了基于网格的分类方法通常采用的视觉定义阈值的必要性。
2015-11-23 astro-ph.CO
Choose to smooth: Gaussian streaming with the truncated Zel'dovich approximation
利用高斯流模型计算了暗物质晕在红移空间中的关联函数。为了确定进入流模型的尺度相关函数，我们使用局部拉格朗日偏置与卷积拉格朗日微扰理论（CLPT）一起构成对Post-Zel'dovich近似的近似。在N体模拟的基础上，我们证明了用拉格朗日半径对初始条件进行平滑，改进了Zel'dovich近似及其预测原晕位移场的能力。基于这一观察，我们实现了一个“截断”CLPT通过平滑的初始功率谱和调查的依赖性的流模型成分的平滑尺度。我们发现，实空间的关联函数的晕和它们的平均成对速度优化，如果粗粒度尺度被选择为1 Mpc/h，在z=0，而成对速度色散优化，如果平滑尺度被选择为拉格朗日大小的晕。我们比较理论结果的晕关联函数在红移空间内的地平线运行2 N体模拟晕目录的测量。我们发现，这个简单的两个过滤器的截断Zel'dovich近似的精神，平滑过程显着提高了GSM+CLPT预测的红移空间晕关联函数在整个质量范围从大星系到星系团大小的晕。
2016-06-07 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
Nonlinear Biasing and Redshift-Space Distortions in Lagrangian Resummation Theory and N-body Simulations
了解星系偏置的行为对未来的星系红移调查至关重要。目标之一是在百分之几的精度范围内测量重子声学振荡（BAO）。使用30个大宇宙学N体模拟的标准LCDM宇宙学，我们研究了晕偏置在一个很宽的红移范围。我们将模拟结果与Matsubara（2008）提出的理论预测进行了比较，Matsubara（2008）自然地将晕偏置和红移空间扭曲纳入其微扰理论的形式，并通过拉格朗日图像进行重新建模。在BAOs尺度上，用拉格朗日重算理论（LRT）得到的晕的功率谱和关联函数与N体模拟结果吻合较好。特别是在实空间和红移空间中，对晕关联函数的重子声学峰的非线性效应作了精确的解释。我们发现，在实空间中，当k=0.35hMpc^{-1}（z=2和3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性;在红移空间中，当k=0.1hMpc^{-1}（z=2）和0.15hMpc^{-1}（z=3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性。因此，LRT是非常强大的准确提取宇宙学信息在即将到来的高红移BAO调查。
2011-07-23 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
Lagrangian bias of generic large-scale structure tracers
星系和星系团的暗物质晕是由最初的高密度斑块形成的，提供了线性物质密度场的有偏示踪剂。在最简单的局部偏置近似下，晕场被视为拉格朗日缀块的平均超密度中的微扰级数。然而，在更现实的模型中，额外的量将影响晕斑的聚类，并且这种扩展成为几个随机变量的函数。在本文中，我们提出了一个通用的多元扩展方案，可以参数化的聚类的任何有偏拉格朗日示踪剂，只考虑所涉及的变量和它们的对称性（在我们的情况下旋转不变性）。这种方法是基于与相关变量相关的正交多项式的展开，因此不会发生系数的重正化。在线性密度场峰值的情况下，我们提供了级数系数或拉格朗日偏差参数的显式表达式。作为我们的形式主义的应用，我们提出了一个简单的推导原始BBKS公式，并计算非高斯偏置的存在下，一个原始的三谱的局部形状。
2016-04-14 astro-ph.CO
The universal multiplicity function: counting halos and voids
本研究结合偏移集方法与拉格朗日峰理论，基于有效移动势垒提出新的普适多重度函数解析公式，可精准预测暗物质晕和空洞的统计特性及密度剖面，助力下一代星系巡天的精密宇宙学研究。
2024-10-09 astro-ph.CO
Non-parametric Lagrangian biasing from the insights of neural nets
本文提出一种基于神经网络的非参数拉格朗日偏袒模型，利用 AbacusSummit 模拟发现三个平滑尺度可最佳恢复暗晕功率谱，并证明两个主成分方向足以描述暗晕质量比，表明研究星系偏袒需考虑多平滑尺度。
2022-12-15 astro-ph.CO
How to Zoom: Bias, Contamination, and Lagrange Volumes in Multimass Cosmological Simulations
我们执行一套多质量宇宙学变焦模拟个人暗物质晕，并探讨如何最好地选择拉格朗日区域reimulation没有污染的晕感兴趣的低分辨率粒子。这种污染可能导致流体动力学模拟的气体分布中的显着错误，正如我们所示。对于一个固定的拉格朗日体积，我们发现，污染的机会增加系统的缩放水平。为了避免污染，选择用于重新模拟的拉格朗日体积必须随着父框和缩放区域之间的分辨率差单调增加。我们提供了一个简单的公式选择拉格朗日区域（单位的晕维里体积）作为所需的缩放水平的函数。我们还探讨了晕的拉格朗日体积与其他晕属性（浓度，自旋，形成时间，形状等）相关的程度。并没有发现明显的相关性。拉格朗日体积和环境之间有一个温和的相关性，这样的晕生活在最集群的地区有较大的拉格朗日体积。然而，选择要隔离的光晕并不是确保廉价变焦模拟的最佳方法。我们解释了如何可以安全地选择最小的拉格朗日体积，这是最便宜的resimulate，而不偏置一个人的样本晕。
2013-10-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Lagrangian space consistency relation for large scale structure
一致性关系将（N+1）点关联函数的压缩极限与N点函数联系起来，这是一种非微扰对称性陈述，即使相关的高动量模式处于非线性区域和天体物理复杂性中，它也成立。最近，Kehagias & Riotto和Peloso & Pietroni发现了一个适用于大尺度结构的相容关系。我们表明，这可以改写成一个简单的物理声明在拉格朗日空间：压缩关联函数（适当规范化）消失。无论相关观测值是否同时存在，也无论是否存在多流，这都是成立的。这一陈述的简单性表明，在拉格朗日空间中，对非线性区域中的大尺度结构的分析理解可能特别有希望。
2015-02-24 astro-ph.CO hep-th
Phenomenology of BAO evolution from Lagrangian to Eulerian Space
重子声学振荡（BAO）特征为宇宙膨胀历史的测量提供了重要的距离尺度。在大尺度结构的偏置示踪剂分布中，BAO的理论模型通常依赖于初始线性BAO。借助于N体模拟，我们证明了初始（拉格朗日）晕2点函数中的BAO比线性物质分布中的BAO明显更尖锐，与峰值理论一致。使用这种方法，我们描绘的尺度依赖性引起的高导数和速度偏差之前，评估有多少最初的BAO增强生存，直到崩溃时代。最后，我们讨论的速度或重力偏置，这也是印在位移场的晕，影响的对比度的BAO重建。
2016-12-14 astro-ph.CO
Self-consistency of the Excursion Set Approach
偏移集方法提供了一个框架，用于预测暗物质晕的丰度如何取决于初始条件。这种形式主义的一个关键成分来自于晕形成的物理学：一个临界过密度阈值（障碍）的规范，如果它们在以后的时间形成束缚的维里化晕，原晕必须超过这个阈值。另一个要素是统计，因为它需要指定适当的统计集合，以便在进行预测时进行平均。偏移集方法明确地对所有初始位置求平均，从而隐含地假设适当的系综是与空间中随机选择的位置相关联的系综，而不是诸如初始密度场的峰值之类的特殊位置。由于已知晕在特殊位置附近坍缩，因此不清楚作为偏移集方法基础的物理和统计假设是否自洽。我们认为，他们至少是低质量的晕，并说明比较我们的漂移集的预测与数值数据的DEUS模拟。
2014-11-11 astro-ph.CO
Verifying the consistency relation for the scale-dependent bias from local primordial non-Gaussianity
我们测量的大规模的偏差的暗物质晕在模拟与非高斯初始条件的本地类型，并比较这种偏差的质量函数的波动的原始振幅的变化的响应。这两个被发现是一致的，预期从物理参数，使用不同的球面过密（SO）和朋友圈（FoF）的方法的三个光晕取景器算法。另一方面，我们发现，普遍使用的预测的质量函数，尺度依赖的偏差是成比例的一阶高斯拉格朗日偏差，不产生一个很好的协议与测量。对于所有的晕发现者，高质量晕显示出相对于通用质量函数预测的10-15%的非高斯偏差。对于SO晕，这种偏差在低质量时改变了符号，其中非高斯偏差变得大于普遍预测。
2017-05-15 astro-ph.CO
Position-dependent Voronoi probability distribution functions for matter and halos
我们测量的Voronoi密度概率分布函数（PDF）的暗物质和晕在N体模拟。对于暗物质，Voronoi密度表示在均匀质量尺度上平滑的物质密度场，其近似于拉格朗日密度场。对于晕，Voronoi密度包含关于每个晕的局部环境的信息。我们测量晕维里质量，每个晕Voronoi细胞内的暗物质的总量，和晕Voronoi细胞的体积，我们显示如何晕丰度取决于这三个数量。然后，我们研究了位置相关的Voronoi密度PDF，在有限的宇宙子区域内测量，使用单独的宇宙模拟。我们证明了位置相关的PDF的空间变化是由于大尺度的密度起伏，表明位置相关的PDF是一个有偏见的大尺度结构的示踪剂。我们测量这种偏差的暗物质，并解释为拉格朗日密度场的区域，是根据密度选择的偏差。对于光环，这种偏差可以解释为一种形式的组装偏差。我们提出了从晚时间到早时间的Voronoi密度的映射为每个模拟的暗物质粒子，这是高度随机的。我们比较了这个随机地图的中位数与球形塌陷计算，并讨论了在这些尺度上模拟密度场演化所面临的挑战。
2020-12-18 astro-ph.CO
Scale Dependence of the Halo Bias in General Local-Type Non-Gaussian Models I: Analytical Predictions and Consistency Relations
我们从一般的局域型非高斯原始涨落出发，研究了宇宙学模型中晕的聚集。我们采用多个高斯场并加入任意阶的局域型非高斯修正，以覆盖一类经常讨论的f_nl，g_nl和τ_nl参数化模型。我们推导出一个一般公式的基础上的峰值-背景分裂形式主义的晕功率谱。由此产生的光谱的特征在于只有两个参数负责的尺度依赖的偏见，在大规模所产生的原始非高斯性，除了高斯偏置因子。我们引入了一个新的不等式来检验多场的非高斯性，这个不等式可以直接从观测的功率谱中得到。我们证明了这个不等式是f_nl和τ_nl之间的Suyama-Yamaguchi不等式在任意阶本原非高斯性上的推广.我们还表明，尺度依赖性偏差的幅度有助于区分最简单的二次非高斯性（即，f_nl型）与高阶星系（g_nl及更高）的区别。我们讨论了我们的分析结果的有效性和局限性，通过比较与数值模拟在一个附带的文件。
2012-05-11 astro-ph.CO
Identifying Dark Matter Haloes by the Caustic Boundary
暗物质密度在焦散面处形式上是无限的，在焦散面处，暗物质片在相空间中折叠。焦散将具有不同数量的流的多流区域分开。体积元素在通过苛性阶段时，通过将内翻到外面来改变奇偶性。作为零测量结构，通过物质密度场识别焦散线通常仅限于细粒度模拟。相反，可以采用通用的纯几何算法来通过使用拉格朗日子流形x（q，t）的三角测量来直接识别焦散线，其中x和q是在N体模拟中获得的欧拉坐标和拉格朗日坐标。焦散曲面由一组三角形近似，其顶点是模拟中的粒子。证明了通过构造暗物质晕的最底凸焦散来寻找暗物质晕是完全可行的。既不需要关于边界几何形状的更具体的假设，也不需要特别的参数。在我们的理想化的，但不寻常的通用模拟晕边界既不是球形也不是椭球形，而是显着不对称。通过对单个粒子和整个晕的动能和势能的分析，以及对二维相空间的研究，表明晕是受引力束缚的。
2020-05-27 astro-ph.CO
Convolution Lagrangian perturbation theory for biased tracers
我们提出了一个新的制定拉格朗日微扰理论，允许准确的预测的真实和红移空间的质量场和暗物质晕的关联函数。我们的公式涉及拉格朗日微扰理论的非微扰重申，实际上可以被视为松原（2008 a，b）形式的部分重申，其中我们保持指数化所有在大分离时趋于常数的项。我们的方法的一个关键特点是，我们自然地恢复Zel'dovich近似的最低阶的物质关联函数的扩展。我们比较了我们的结果与一套N体模拟，并获得良好的协议的关联函数在实空间和红移空间的双关联函数。该协议变得更糟的多极矩的红移空间，晕关联函数。我们的形式主义自然包括非线性偏置，并解释了强偏置依赖的多极矩的红移空间关联函数中看到的N体模拟。
2012-11-19 astro-ph.CO
Testing the consistency of three-point halo clustering in Fourier and configuration space
我们比较减少三点相关性$Q$的物质，晕（作为代理星系）和它们的交叉相关性，测量在一个总的模拟体积的$\sim100 \ (h^{-1} \text{Gpc})^{3}$，从领先的顺序微扰理论的预测在配置空间的大范围内的尺度。对晕的预测是基于非局部偏置模型，采用线性（$b_1$）和非线性（$c_2$，$g_2$）偏置参数，这已被约束以前从傅立叶空间中的双谱。我们还研究了其他两个偏置模型的预测，一个是局部模型（$g_2=0$），另一个是由$b_1$通过近似的普适关系确定的$c_2$和$g_2$模型。总的来说，当$Q$是为具有$(r_1r_2r_3)^{1/3} \gtrsim 60 h^{-1}\text{Mpc}$的三角形推导时，测量和预测是一致的，其中$r_{1-3}$是三角形腿的大小。基于线性功率谱对$Q_{matter}$的预测显示出与BAO尺度下的测量值的显著偏差（考虑到我们的小测量误差），当添加阻尼项或使用非线性功率谱时，如预期的那样，该偏差显著减小。当考虑非局部贡献时，对$Q_{halo}$的预测与大尺度下的测量结果最吻合。普遍的偏差模型适用于晕，因此也可能是有用的收紧约束$b_1$从$Q$星系调查。这样的约束是独立的物质密度波动（$σ_8$）的振幅，因此打破了$b_1$和$σ_8$之间的简并，目前在星系两点相关。
2018-02-04 astro-ph.CO
Non-Gaussian bias: insights from discrete density peaks
由原始非高斯性引起的线性晕偏差的校正可以从峰值-背景分裂或广泛的局部偏差模型计算。然而，数值模拟清楚地支持前者的预测，其中非高斯振幅与线性晕偏差成比例。为了更好地理解标准拉格朗日局部偏置失败的原因，其中晕过密度仅是局部质量过密度的函数，我们探索了原始双谱对离散密度峰的2点相关性的影响。我们表明，有效的局部偏置扩展到峰值聚类大大简化了计算。我们将这种方法推广到偏移集峰值，并证明所得到的非高斯振幅，这是一个加权和的二次偏置因子，精确地同意与峰值背景分裂的期望，这是一个对数导数的晕质量函数相对于归一化振幅。我们指出，统计阈值区域可以使用相同的形式主义计算。我们的研究结果表明，晕聚类统计可以建模一致（在这个意义上，高斯和非高斯偏置因子同意峰值背景分裂的期望）从拉格朗日偏置关系，只有当后者被指定为一组约束施加在线性密度场。这显然不是标准拉格朗日局部偏差的情况。因此，人们被引导去考虑局部质量超密度之外的其他变量。
2013-09-03 astro-ph.CO
Excursion set theory for modified gravity: correlated steps, mass functions and halo bias
我们展示了相关的步骤如何引入显着的贡献修改的晕质量函数在修改后的重力模型，以变色龙模型为例，在偏移集方法的框架。这种修正适用于在以前的研究中讨论的拉格朗日和欧拉环境。相关步骤也增强了由于条件质量函数中的第五力以及晕偏置的修改。我们发现，来自不同环境的丰度和聚类测量可以提供强有力的约束变色龙模型。
2012-07-19 astro-ph.CO
Evidence for Quadratic Tidal Tensor Bias from the Halo Bispectrum
星系形式的发光物质的聚集特性与潜在的暗物质分布之间的关系对于解释正在进行和即将进行的星系调查具有根本的重要性。所谓的局部偏置模型，其中星系密度是一个函数的本地物质密度，经常被讨论作为一种手段来推断的物质功率谱或关联函数从测量的星系相关。然而，引力演化在潮汐张量中产生了一个二次项，因此在密度场中是非局部的，即使这个项在初始条件（拉格朗日空间）中不存在。由于该项是二次项，因此它作为功率谱的环路校正做出贡献，因此标准线性偏置图像仍然适用于大尺度，然而，它在双谱的前阶处做出贡献，对于双谱，它在所有尺度上都是重要的。如果晕的形成受潮汐场的影响，那么在拉格朗日空间中也可能存在这样一个项。在数值模拟中，我们从物质-物质-晕双谱中测量了相应的耦合强度，并找到了潮汐张量项的非零系数。我们发现没有尺度依赖的偏置参数k=0.1 h/Mpc和潮汐效应增加晕质量。虽然拉格朗日偏置图片是一个更好的描述我们的结果比欧拉偏置图片，我们的结果表明，可能有一个潮汐张量偏置已经在初始条件。我们还发现，二次密度项的系数偏离相当强烈的理论预测的基础上的球形崩溃模型和一个普遍的质量函数。二次密度和潮汐张量偏置项都必须包括在当前和未来调查的星系聚类建模中，如果要实现这些数据集的高精度宇宙学承诺。
2012-01-23 astro-ph.CO
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
Second-order Lagrangian perturbation theory initial conditions for resimulations
我们描述并测试了一种新的方法，创造初始条件的宇宙学N体暗物质模拟的基础上二阶拉格朗日微扰理论（2lpt）。该方法可以应用于多质量粒子分布，使其适合于创建resimulation，或“缩放”初始条件。通过对解析解的测试，我们表明，该方法适用于径向特征范围超过三个数量级的线性尺度和粒子质量的11个数量级的球对称扰动。我们应用该方法，并重复resimulations的快速形成的高质量晕在红移50和银河质量暗物质晕在红移0的形成。在这两种情况下，我们发现，许多性质的最终晕显示出一个小得多的灵敏度与2lpt初始条件的开始红移，比模拟开始从Zel'dovich初始条件。对于球形过密区域的结构形成是错误的延迟从Zel'dovich初始条件的模拟开始，我们证明的情况下，形成的高红移晕，这种延迟可以占使用球形塌缩模型。除了更准确外，2lpt初始条件允许模拟稍后开始，节省计算机时间。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
CSST Cosmological Emulator III: Hybrid Lagrangian Bias Expansion Emulation of Galaxy Clustering
本文提出融合拉格朗日偏置展开与Kun N体模拟的混合模拟器，在8个宇宙学参数空间内以1%精度预测星系功率谱，并经46个模拟验证。
2025-07-17 astro-ph.CO
Lagrangian approach to super-sample effects on biased tracers at field level: galaxy density fields and intrinsic alignments
人们已经认识到，大尺度结构（LSS）的观测值易受长波长密度和潮汐波动的影响，这些波动的波长超过了有限体积观测的可达尺度，称为超样本模式。超样本模式调制了局域结构的增长和膨胀速率，从而影响了星系团统计数据中所包含的宇宙学信息。本文基于拉格朗日微扰理论，提出了一种新的形式，系统地计算了LSS中有偏示踪剂对场水平上的超样本模式的响应，该响应用子观测模式的物质密度场微扰表示.这里提出的形式主义再现的功率谱响应，已经推导出，并提供了一种替代的方法来计算统计量与超样本模式。作为一个应用，我们考虑了星系和晕的本征排列的统计，并导出了星系/晕形状偏差对超样本模式的场响应。还讨论了长模贡献对本征取向的三维功率谱协方差的可能影响，并估计了信噪比。
2021-12-01 astro-ph.CO
The Zeldovich approximation
今年是雅科夫·泽尔多维奇诞辰100周年。在他的许多遗产中，泽尔多维奇近似的大尺度结构的增长，这仍然是最成功和最有见地的结构形成的分析模型之一。我们使用Zel'dovich近似计算物质和有偏示踪剂的两点函数，并与N体模拟和其他拉格朗日微扰理论的结果进行比较。我们表明，拉格朗日微扰理论收敛良好，Zel'dovich近似提供了一个很好的拟合N体的结果，除了四极矩的晕关联函数。我们扩展到第三阶晕偏置的计算，并考虑非本地偏置方案，其中没有删除的差异。我们认为，一部分的差异归因于一个不正确的预测晕间速度相关性。我们使用Zel'dovich近似计算的高斯流模型的成分，并表明，这种混合方法提供了一个很好的适合在红移空间中的晕聚类到数十Mpc的尺度。
2014-12-06 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
Stable Clustering Ansatz, Consistency Relations and Gravity Dual of Large-Scale Structure
非线性区域的引力聚集仍然知之甚少。最近提出了引力团的引力对偶作为研究非线性机制的一种手段。在高度非线性区域中，稳定的成团模型仍然是我们理解引力成团的关键因素。本文研究了大尺度结构（LSS）引力对偶中稳定的成团性的破坏。我们扩展了最近的研究重力集群AdS重力对偶考虑到可能的偏离稳定的集群anomaly和任意尺寸。接下来，我们将最近引入的一致性关系扩展到任意维度。我们使用的一致性关系来测试常用的引力聚类模型，包括晕模型和层次ansätze。特别地，我们建立了一个塔的一致性关系的层次振幅：$Q, R_a, R_b, S_a,S_b,S_c$等作为一个功能的标度特有的速度$h$。我们还研究了流行的晕轮模型在这种情况下的变种。与最近的主张相反，这些模型在其最简单的化身中似乎都不满足软极限中的一致性关系。
2017-07-06 astro-ph.CO
Vlasov-Poisson in 1D for initially cold systems: post-collapse Lagrangian perturbation theory
我们分析研究了一个初始光滑、冷、自引力的一维无碰撞系统的坍缩。系统在相空间中被描述为一个中心的“S”形，周围有一个近似静止的晕，局部地作用在“S”形上，像一个谐波背景。为了解决S在其自身引力和晕的影响下的动力学问题，我们引入了一种新的方法，使用后崩溃拉格朗日微扰理论。这种方法使我们能够跟踪系统在连续交叉时间之间的演化，并以迭代的方式描述中心S和晕之间的相互作用。我们的理论预测检查对测量的熵守恒数值模拟的基础上的水袋方法。虽然我们的崩溃后拉格朗日方法不允许我们严格计算系统的长期行为，即在许多交叉时间之后，它解释了在数值模拟中观察到的投影密度的接近幂律行为。在后期推进模型表明，系统可以在某个时候构建一个非常小的扁平核心，但这是非常投机的。这一分析表明，理解初始冷系统的动力学需要一个细粒度的方法来正确描述其非常核心的部分。这里进行的分析当然可以扩展到球对称。
2014-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Excursion set theory for modified gravity: Eulerian versus Lagrangian environments
我们以变色龙模型为例，重新讨论了修正引力模型中的扩展漂移集理论。在这里，我们用欧拉尺寸来定义环境，而不是指定它们的拉格朗日尺寸，通过物理参数选择与标量场的康普顿长度相同的数量级。我们发现欧拉环境和拉格朗日环境具有非常不同的环境密度对比概率分布，前者更可能具有高的物质密度，这反过来又抑制了第五种力在物质聚集和晕形成中的作用。欧拉环境的使用也避免了拉格朗日环境下的非物理限制，有一个上限的质量函数的两种计算方法，数值积分和蒙特卡罗模拟，进行了讨论，并发现给出一致的预测。
2012-06-26 astro-ph.CO
Multi-stream portrait of the Cosmic web
我们报告的结果的多流环境的暗物质晕的宇宙学N体模拟的LCDM宇宙学的第一次研究。暗物质的完整动力学状态可以描述为六维相空间中的三维子流形--暗物质片。在我们的研究中，我们使用拉格朗日子流形x = x（q，t）（其中x和q分别是同向运动的欧拉坐标和拉格朗日坐标），这是动态等效的暗物质片，但更方便的数值分析。我们的主要结果可以概括如下。在模拟的分辨率下，即没有额外的平滑，宇宙网表示一个分层结构：每个光环主要在细丝交叉处嵌入网络的连续框架中，并且每个细丝在壁交叉处嵌入网络的壁状织物中。局部地，每个晕圈或子晕圈是流数量场中的峰值。在相邻的细丝中的流的数量高于在相邻的壁中的流的数量。壁是流的数量等于三个或几个的区域。空隙由要求为单流流动区域的局部条件唯一地定义。光环周围的流壳非常薄，最近的空隙区域通常在光环中心的一个半FOF半径内。
2016-08-19 astro-ph.CO
Characterizing Structure Formation through Instance Segmentation
本文提出一个基于实例分割的机器学习框架，利用双神经网络从初始密度场中识别并分组暗物质晕粒子，能够逐对象预测晕的质量和拉格朗日形状，并达到接近最优的信息提取水平。
2024-02-21 astro-ph.CO
Tracing the Cosmic Web substructure with Lagrangian submanifold
提出了一种新的计算范式，用于分析宇宙学冷暗物质模拟中的宇宙网亚结构。我们引入了一个新的数据场-触发场-它承载着关于宇宙结构形成的历史和动力学的丰富信息。触发器场是拉格朗日空间中的有序数据集，其表示由N体模拟中的计算粒子表示的每个无碰撞流体元素的基本体积的由内而外符号反转的圈数。这个场是使用拉格朗日子流形计算的，即由模拟粒子的三个拉格朗日坐标和三个欧拉坐标形成的六维空间中的三维暗物质片。它表明，非常丰富的子结构的暗物质晕和空区可以可靠和明确地恢复从触发场。
2014-09-26 astro-ph.CO
The causal effect of environment on halo mass and concentration
了解环境对暗物质晕和星系形成和演化的影响是一个关键的开放性问题。研究大型模拟群体中的统计相关性有助于了解这些影响，但环境对单个物体的因果影响更难确定。针对这一点，我们提出了一种新的方法reimulating一个单一的暗物质晕在多个大尺度的环境。在初始条件下，我们“拼接”（即插入）到不同的高斯随机场的拉格朗日区域的晕，同时执行一致性与统计特性的$Λ$ CDM。应用这一技术，我们证明了晕的质量主要取决于其拉格朗日斑块内的密度结构，而晕的浓度更强烈地受环境的影响。拼接方法还将使我们能够研究，例如，宇宙网对吸积过程和星系淬火的影响。
2021-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
An upper limit to the central density of dark matter haloes from consistency with the presence of massive central black holes
我们研究了星系中心大质量黑洞的生长速率，这些黑洞是由周围晕圈中的暗物质吸积而来的。通过只考虑由于轨道上的暗物质粒子与中心黑洞的结合而产生的吸积，我们得到了吸积率的一个确定的下限。我们发现，一个失控的吸积制度发生在一个时间尺度上，这取决于三个特征参数的问题：黑洞的初始质量，体积密度和速度分散的暗物质粒子在其附近。吸积率的分析处理产生的结果意味着，对于最大的黑洞质量推断类星体的研究（$>10^{9} M_{\odot}$），失控制度将达到的时间尺度是短于中心暗物质密度超过$250 M_{\odot}$ pc $^{-3}$的问题的晕的寿命。由于达到失控吸积会强烈扭曲宿主暗物质晕，在这个质量范围内的类星体黑洞的推论导致其宿主晕中心暗物质密度的上限为$ρ_{0} < 250 M_{\odot} $ pc $^{-3}$。这个极限与假设的中心黑洞质量成反比。然而，考虑到宇宙学研究所暗示的暗物质分布在银河系中具有普遍性，我们得到了这种结构中暗物质中心密度的严格上限。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-local bias in the halo bispectrum with primordial non-Gaussianity
原始的非高斯性会导致坍缩晕的密度相对于底层物质密度的尺度依赖性偏差。星系的功率谱已经提供了本地型原始非高斯互补的限制，从宇宙微波背景（CMB），而双谱包含额外的形状信息，并有可能在未来超越CMB的限制。我们开发的偏差模型的晕密度对比度存在的本地型原始非高斯性，推导出一个二元扩展到二阶的本地线性物质密度对比度和本地引力势在拉格朗日坐标。物质密度的非线性演化在晕模型中引入了非定域潮汐项。此外，在拉格朗日框架中的局部型非高斯性的存在导致一个新的非局部对流项在欧拉框架中，这是成比例的位移场时，超越球坍缩近似。我们使用一个扩展的Press-Schechter方法来评估晕质量函数，从而晕双谱。我们发现，包括这些非本地项的晕双谱可以导致高达$25\%$的某些配置，在大尺度上或在高红移的校正。
2015-06-10 astro-ph.CO hep-th
Which filaments matter: the relative scalings of anisotropic infall
Pusan National University（釜山国立大学）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）
研究确定了各向异性潮汐场对暗物质晕形成影响的关键尺度比例，提出基于LambdaCDM宇宙学的标度关系及大尺度调查中选择平滑尺度的实用方法。
2026-04-03 astro-ph.CO
A robust measurement of the first higher-derivative bias of dark matter halos
我们提出了一种新的模拟技术，其中任何选定的模式$\mathbf{k}$的密度对比场可以被放大的幅度$Δ$。这些双折射模式模拟使我们能够研究晕密度场对长波长模式而不是DC模式的响应。从这个意义上说，它们是分离宇宙模拟对有限波长模式的概括。特别是，我们使用这些模拟来获得强大的测量的第一高导数偏置的暗物质晕$b_{\nabla^2 δ}$。我们发现在所有考虑的质量下都有一个负偏差，大致遵循$-R_L^2(M)$关系，即晕的拉格朗日半径的平方，正如天真地预期的那样。我们将我们的结果与从1-loop halo-matter功率谱拟合中获得的结果，以及Abidi和Baldauf（2018）的最新结果以及峰值理论的预测进行了比较。
2019-12-06 astro-ph.CO
Halo mass distribution reconstruction across the cosmic web
从概率论的角度研究了晕质量与环境的关系。我们发现，晕质量不仅取决于本地的暗物质密度，但也对非本地的量，如宇宙网络环境和晕排斥效应。鉴于这些准确的关系，我们已经开发了HADRON代码（晕mAss分布重建），一种技术，使我们能够分配晕质量的晕在三维空间中的分布。这可以应用于模拟星系目录的快速生产，通过分配晕质量，并准确地再现不同的质量削减的偏见。晕人口的聚类结果与BigMultiDark $N$体模拟结果一致：当使用基于增广拉格朗日微扰理论的模拟星表时，功率谱在1- $σ$到$k=0.2\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$尺度范围内。只有质量最大的晕才显示出较大的偏差。对于这些，我们发现的晕排斥效应的证据。一个明显的改善时，实现分配最高的质量晕与最小的距离分离。我们还计算了2点和3点关联函数，并发现一个很好的协议与$N$体结果。我们的工作代表了宇宙网分类的定量应用。它可以在未来星系勘测的大尺度结构的多示踪剂分析中有进一步有趣的应用。
2015-01-22 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
Matter power spectrum from a Lagrangian-space regularization of perturbation theory
我们提出了一种新的方法来计算物质密度功率谱，从大的线性尺度到小的高度非线性尺度。而不是明确计算的一部分系列的高阶图，在微扰再确认计划，我们嵌入一个现实的非线性拉格朗日空间anomaly的标准微扰理论。我们还指出，一个“粘附”正则化的壳交叉制度是更现实的比“Zel'dovich”的行为，粒子自由地逃逸到无穷大。这提供了一个具有良好小尺度特性的“宇宙网”功率谱，在轻度非线性尺度上提供了与晕轮模型的良好匹配。我们得到了很好的协议与数值模拟在大尺度上，优于3%的$k\leq 1 h$ Mpc $^{-1}$，和在小尺度上，优于10%的$k \leq 10 h$ Mpc $^{-1}$，在$z \geq 0.35$，这改善了以前的方法。
2013-05-16 astro-ph.CO
Ellipsoidal halo finders and implications for models of triaxial halo formation
我们描述了一种算法，用于确定椭球晕在数值模拟，并量化如何得到的估计晕质量和形状不同的球形晕发现者。当与椭球体配合时，光晕变得更长，这种差异在更非球面的物体上最为明显。虽然椭球体的质量系统较大，这是小于10%的大多数晕。然而，即使是这种微小的质量差异也对应着形状上的显著差异。我们还量化了这些影响的初始质量和变形张量，大多数模型的三轴倒塌的基础上。通过对初始条件下原晕性质的研究，发现在拉格朗日空间中用变形张量的三个正特征值来识别原晕的模型只有在质量远大于$M_*$时才成立。几乎任何原晕内的过密度$δ$都大于与球形坍缩相关的临界值（随着质量的减小而增加）;这与模型的定性一致，模型识别的晕要求坍缩发生在所有三个主轴上，每个主轴在不同的时间从宇宙膨胀转向。初始值的分布与最简单的预测与椭球崩溃，假设最初的球形原生晕，周围的随机位置，这是足够的过度密集崩溃。然而，大多数原晕不是球形的，随着原晕质量的减少，偏离球形的情况也会增加。[删节]
2013-03-17 astro-ph.CO
