Halo Zeldovich model and perturbation theory: dark matter power spectrum and correlation function
近年来，微扰理论在暗物质成团中得到了广泛的关注，但其收敛性仍然不好证明，并且还没有一个成功的模型同时适用于关联函数和功率谱。在这里，我们提出了Halo Zeldovich方法结合微扰理论（HZPT），其中我们使用标准微扰理论在一个循环阶（SPT）在非常低的$k$，并将其连接到一个版本的晕模型，我们采用Zeldovich近似加上一个Pade展开的补偿一晕项。这种低的$k$匹配允许我们确定一个晕项的振幅和红移演化，这两者都与模拟非常一致，并且近似地与晕模型的预期值一致。在Zeldovich近似中加入一个晕项的Pade展开方法确定了两个典型的晕尺度，晕半径尺度为1 Mpc/h量级，晕质量补偿尺度为26 Mpc/h量级。在没有任何自由参数的情况下，该模型对5 Mpc/h以上的关联函数给出了优于1%的准确预测。在三个拟合的Pade展开系数下，功率谱的一致性在$k \sim 1$ h/Mpc以下为百分之一，通过在Pade展开中增加高阶项，可以改进到任意$k$。
2015-06-12 astro-ph.CO
Ellipticities of Galaxy Cluster Halos from Halo-Shear-Shear Correlations
通过晕-剪切-剪切相关性（HSSC）首次探测星系团暗物质晕椭圆度，发现质量与高丰度晕具有更大椭圆度，印证了其动力学年轻和活跃吸积的物理图像。
2025-01-29 astro-ph.CO
A deeper look into the structure of ΛCDM haloes: correlations between halo parameters from Einasto fits
我们使用高分辨率的暗物质宇宙学模拟来研究Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）晕随宇宙时间的结构特性。在我们的研究中，晕的质量范围从$\sim 10^{10}$到$\sim 10^{12} \mathrm{M}_\odot$，并与$10^5$到$10^7$颗粒相分离。我们用三参数Einasto函数拟合了DM晕的球平均密度剖面。对于我们的样本晕，Einasto形状参数，$α$，是不相关的浓度，$c$，在固定的晕质量，并在所有的红移。以前的反相关性报告追溯到拟合退化，由于我们的空间分辨率较高，我们的拟合对退化不太敏感。然而，对于单个晕，$α$和$c$的演化是反相关的：在红移处，$z=7$、$α\simeq 0.4$和随时间减小，而$c\simeq 3$和随时间增大。结构的演化主要是由于在较大半径处的质量吸积。我们认为，$α$跟踪的进化状态的晕，动态年轻的晕具有高$α$（接近顶帽：$α^{-1}=0$），和动态放松的晕具有低$α$（接近等温：$α=0$）。这种进化的依赖性调和的PDMATHAMR与峰高，PDMATHAMY，与依赖性的初始密度波动的功率谱的斜率由以前的研究发现的增加。
2018-11-12 astro-ph.CO
Some results on the radio-SZ correlation for galaxy cluster radio halos
我们提出的相关结果的射电晕功率在星系团与综合热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应信号，包括在sub-GHz频率获得的新结果。无线电数据是从几个已出版的作品汇编，和SZ测量取自普朗克ESZ星系团目录。射电晕功率和SZ效应之间的紧密相关性表明，在团内介质中的热电子和非热电子种群之间存在着明确的对应关系，这已经在基于X射线的研究中得到了证实。无线电功率大致随着全球SZ信号的平方而变化，但是当SZ信号被缩放到无线电晕半径内时，相关性变得近似线性，具有减少的固有散射。我们没有发现任何强烈的迹象表明，在射电晕集群人口的双峰司，已在文献中报道，这表明这种二元性可能是一个工件的X射线选择。我们比较了SZ信号依赖的无线电晕与简化的理论模型的预测，并讨论了目前工作的一些影响和不足之处。
2012-10-11 astro-ph.CO
Anisotropic Halo Model
在目前的工作中，我们扩展了经典的晕模型的大规模的物质分布，包括三轴模型的晕配置文件和他们的路线。特别是，我们推导出一般表达式的晕物质交叉关联函数。此外，通过数值积分，我们得到了交叉关联函数依赖于晕形轴方向的实例。这些函数被称为各向异性互相关。与我们的理论结果与模拟比较的目的，我们计算平均各向异性的相关性在圆锥体中的对称轴沿每个形状方向的中心晕。从这些比较中，我们通过所提出的各向异性晕模型，对$Λ$ CDM背景下的暗物质晕的排列进行了分析和量化。由于我们的模型需要多维积分计算，我们在GPU硬件上实现了Monte Carlo方法，这使我们能够提高结果的精度，同时提高了计算的性能。
2013-05-02 astro-ph.CO
A Halo Model with Environment Dependence: Theoretical Considerations
我们提出了一个修改的标准晕模型的目标是提供一个改进的描述星系聚类。最近的调查，如斯隆数字巡天（SDSS）和英澳两度巡天（2dF），显示星系的聚集与它们的属性（如金属丰度和恒星形成率）之间似乎存在相关性，这些属性被认为是环境依赖的。这种环境依赖性不包括在标准的晕模型中，其中宿主晕质量是指定星系属性的唯一变量。在我们的方法中，晕圈属性，即，浓度和晕圈占据分布（HOD）规定将不仅取决于晕圈质量（如在标准晕圈模型中），而且取决于晕圈环境。我们研究了不同的环境依赖性的晕浓度和HOD处方如何影响的关联函数。我们看到，在暗物质的水平上，晕的浓度只在小尺度上适度地影响暗物质的关联函数。然而，星系的关联函数是非常敏感的HOD的细节，即使只有一小部分晕的HOD被修改。
2011-02-02 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
Lagrangian Statistics of Dark Halos in a LCDM Cosmology
给出了拉格朗日空间中暗物质晕的新的统计性质。通过对一系列N体模拟中形成束缚晕的暗物质粒子的追踪，定量测量了束缚晕惯性张量与局域潮汐张量的相关性，并研究了相关强度与束缚晕球度、局域密度和滤波尺度的关系.结果表明，大多数的原晕表现出强相关的两个张量提供的潮汐场是平滑的原晕的质量尺度。相关强度被发现增加原晕的球度增加，原晕的质量增加，并作为本地密度变得接近临界值，delta_{ec}。研究还发现，在欧拉空间中，两个张量之间的相关性非常弱的特殊原晕往往会获得更高的比角动量，这与线性潮汐力矩理论是一致的。根据我们的研究结果，这是有趣的推测，低表面亮度星系在目前的时代对应于特殊的原晕具有极端的低球度的惯性张量与本地潮汐张量弱相关的假设。
2009-10-25 astro-ph.CO
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
A physical and concise halo model based on the depletion radius
本文提出一种基于耗尽半径划分物质的暗晕模型，利用Einasto轮廓和普遍幂律晕-晕相关自洽描述各尺度物质分布，在广泛质量范围内以9%精度重建晕-物质相关函数，并准确预测耗尽半径和溅回半径。
2023-09-19 astro-ph.CO
Intensity mapping cross-correlations II: HI halo models including shot noise
HI强度映射数据使用中性氢气（HI）的积分发射追踪大尺度结构物质分布。的互相关的强度地图与光学星系调查可以减轻前景和系统的影响，但已被证明显着依赖于星系演化参数的HI和光学样本。先前，我们已经表明，互相关的散粒噪声与光学样本的HI含量成比例，使得散粒噪声估计推断这些样本的平均HI质量。在这篇文章中，我们提出了一个自适应框架，用于HI强度图与星系样本的互相关，使用我们的晕模型形式主义的实现（Murray et al 2018，在准备中），该框架利用星系的晕占据分布来预测它们的功率谱。我们比较了两个HI人口模型，分别跟踪空间晕和星系分布，并提出了他们的自动和交叉功率谱与相关的星系样本。我们发现，HI模型的选择和星系样本内的HI分布的自相关和互相关的形状有轻微的意义，但高度影响测量的散粒噪声幅度的估计，一个发现，我们证实与模拟。我们演示了HI晕占领模型的参数估计，并主张这个框架的解释未来的实验数据，通过互相关散粒噪声确定光学星系样本的HI质量的前景。
2018-03-06 astro-ph.CO
Gravothermal solutions of SIDM halos: mapping from constant to velocity-dependent cross section
本文提出一种快速映射方法，将恒定截面的引力热流体解扩展至速度依赖截面模型，其结果与Arepo N-Body模拟吻合，并成功应用于UGC 128星系晕以约束截面参数。
2023-03-02 astro-ph.CO
Halo-Galaxy Lensing: A Full Sky Approach
晕-星系透镜关联函数或采样晕上的平均切向剪切剖面是测量线性区域中非常大分离的晕质量、质量剖面和晕-质量关联函数的非常有效的手段。我们在调和空间中重新表述了晕星系透镜关联。我们发现，反直觉，在传统上使用的平天近似的错误仍然在%的水平，即使在非常小的角度。在较大的角度和较低的红移的透镜晕的误差增加：在重子声振荡尺度的$z\sim 0.2$的透镜晕的效果是在几个%的水平，并与原始的非高斯性的效果与$f_{\rm NL}\sim 10$在大的分离。我们的研究结果可以很容易地估计/校正的高精度测量的平均剪切剖面上的全天空效应，从即将到来的广域透镜调查。
2010-07-27 astro-ph.CO
Halo Pressure Profile through the Skew Cross-Power Spectrum of Sunyaev-Zel'dovich Effect and CMB Lensing in $\textit{Planck}$
利用HFI仪器的频率图和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）分量图，测量了$\textit{Planck}$的宇宙微波背景（CMB）偏态功率谱。二比一的偏斜功率谱测量了CMB透镜效应和热SZ效应之间的互相关。我们还直接测量相同的互相关使用$\textit{Planck}$ CMB透镜映射和SZ映射，并将其与来自偏斜功率谱的互相关进行比较。利用偏度功率谱对SZ功率谱和CMB透镜-SZ互功率谱进行了模型拟合，以约束暗物质晕的气压分布。的气体压力分布进行比较，现有的测量文献中，包括直接估计的基础上堆叠的SZ集群在$\textit{Planck}$。
2017-07-07 astro-ph.CO
A general explanation on the correlation of dark matter halo spin with the large scale environment
模拟和观测都发现，晕/星系的自旋与大尺度环境有关，特别是在暗条中晕的自旋翻转。至今仍缺乏一个在不同环境中晕旋演化的一致性图像。通过N体模拟，我们发现晕自旋随其环境从片到团不断演化，并且在丝和节点中都发生了晕自旋的翻转。对于暗条的翻转，可以用晕的形成时间和环境从片层到暗条的迁移时间来解释。对于低质量晕，它们先形成片层，然后迁移成丝，因此它们在丝内的质量和自旋增长都较低，并且初始自旋仍然平行于丝。对于大质量晕，它们首先迁移到暗条中，并且它们的质量和自旋增长大部分在暗条中获得，因此所产生的自旋垂直于暗条。我们的结果很好地解释了冷暗物质模型中宇宙网的整体演化，并且可以用高红移数据进行检验。这种情况也可以用暗物质的替代模型来测试，例如暖/热暗物质，其中结构形成将以不同的方式进行。
2017-03-14 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 Planck clusters in the LOFAR sky V. LoTSS-DR2: Mass - radio halo power correlation at low frequency
本研究利用LoTSS-DR2低频射电数据与Planck星系团样本，探究低至3×10^14倍太阳质量星系团的射电晕功率-质量标度关系，发现相关性存在显著弥散且与动力学状态相关，验证了射电晕分布不符合单一相关或上包络均匀分布假设。
2023-05-08 astro-ph.CO
Exploring the squeezed three-point galaxy correlation function with generalized halo occupation distribution models
我们提出了广义和可微晕占据分布（GRAND-HOD）例程，该例程概括了标准的5参数晕占据分布模型（HOD），具有各种晕尺度物理和组装偏差。我们描述了4种不同的概括方法：卫星分布概括，速度偏差，最近的方法距离概括，和装配偏差。我们展示的签名，这些推广的2点关联函数（2 PCF）和压缩的3点关联函数（压缩3 PCF）。我们确定广义HOD处方，几乎退化的投影2 PCF，并证明这些退化是在红移空间各向异性2 PCF和压缩3 PCF打破。我们还讨论了在各向异性2 PCF中识别简并的可能性，并进一步证明了压缩3 PCF对星系晕连接模型的额外约束能力。我们发现，在我们目前的HOD框架内，各向异性2 PCF可以预测压缩3 PCF比它的统计误差。这意味着不一致的压缩3 PCF测量可能会伪造特定的HOD模型空间。或者，有可能进一步推广的HOD模型将打开机会，挤压3 PCF提供新的参数测量。GRAND-HOD Python包在https://github.com/SandyYuan/GRAND-HOD上公开提供。
2018-04-29 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
A Measurement of the Galaxy Group-Thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect Cross-Correlation Function
在已知星系团和星系群周围叠加宇宙微波背景（CMB）图，通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应提供了对这些系统中热气分布的强有力探测。叠加分析允许人们检测低质量晕周围的平均SZ信号，并将测量扩展到大尺度，这些尺度太微弱而无法在SZ或X射线发射中单独检测。此外，SZ地图和其他示踪剂的大尺度结构（与已知的红移）之间的交叉相关性可以用来提取的红移依赖的SZ背景。出于这些令人兴奋的前景，我们测量的两点交叉关联函数之间的目录$\sim 380,000$星系群（与红移跨越$z=0.01-0.2$）从斯隆数字巡天（SDSS）和康普顿-y参数图构建的普朗克合作。我们发现统计上显着的相关性组目录和康普顿-y地图在每个6个独立的质量箱，估计晕质量范围$10^{11.5-15.5} M_\odot/h$。我们将这些测量与SZ信号的晕模型进行比较，该模型描述了单晕和双晕术语的堆叠测量。单晕项量化了质量箱中各组周围的平均压力分布，而双晕项描述了相关相邻晕的贡献。对于更大的群体，我们发现明确的证据，为一个和两个晕制度，而集团与质量低于$10^{13} M_\odot/h$占主导地位的两个晕项的普朗克数据的分辨率。我们使用双晕机制中的信号来确定宇宙的偏置加权电子压：$\langle b P_e \rangle= 1.50 \pm 0.226 \times 10^{-7}$ keV cm $^{-3}…
2016-08-30 astro-ph.CO
Mock halo catalogs: assigning unresolved halo properties using correlations with local halo environment
大尺度巡天需要伴随的大量模拟星表。为了确保精确的宇宙学研究是无偏的，这些模拟中星系属性与其大尺度环境之间的相关性必须是现实的。由于星系嵌入在暗物质晕中，因此重要的第一步是为暗物质晕包括这种相关性-有时称为组装偏差。然而，星系的性质与晕中的小尺度物理学相关，而大规模的模拟难以解决。我们描述了一个算法，解决并在很大程度上缓解了这个问题。我们的算法利用了这样一个事实，即只要保留晕属性$c$和中间尺度潮汐环境$α$之间的相关性，晕组装偏差就不会改变。因此，知识的$α$是足够的分配小规模的，否则未解决的性质晕的方式，保持其大规模的组装偏差准确。我们证明了这一点明确的晕内部属性，如形成历史（浓度$c_{\rm 200b}$），形状$c/a$，动力学$c_{v}/a_{v}$，速度各向异性$β$和角动量（自旋$λ$）。我们的算法增加了一个模拟的达到晕质量和数量密度的数量级，与改进的偏置信号高达45%的30粒子晕，从而显着降低了未来的弱透镜和红移空间失真研究的模拟成本。
2021-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
CARS: The CFHTLS-Archive-Research Survey II. Weighing dark matter halos of Lyman-break galaxies at z=3-5
目的：我们测量了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）深场的大量u-（z~3），g-（z~4）和r-（z~5）脱落样本的聚类特性。研究方法：光度红移分布与模拟一起，使我们能够去项目的角度相关测量和估计物理量，如相关长度，晕质量，星系的偏见，和晕占领作为紫外线光度的函数。结果：我们首次在z~5的关联函数中检测到一个显著的单晕项。发现LBG的共动关联长度和晕质量随静止坐标系紫外光度的减小而减小。没有显着的红移演化中发现的任何数量。LBG的典型晕质量是M>~10^{12}h^{-1}M_ \odot，而且晕通常被少于一个星系占据。在脱落样本中清楚地观察到UV光度的聚类分离，但是红移演化不能清楚地从红移分布引入的系统不确定性中解脱出来。我们研究了一系列可能的红移分布，以说明这种选择的效果。光谱学的代表性的子样本，需要高精度的绝对测量高Z晕质量。
2009-03-23 astro-ph.CO
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
Comparison of Halo Model and Simulation Predictions for Projected-Field Kinematic Sunyaev-Zel'dovich Cross-Correlations
Columbia University（哥伦比亚大学）；Kavli Institute for Cosmology, Cambridge（剑桥卡弗里宇宙学研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）
本文比较了Halo模型和模拟预测在射电场动能Sunyaev-Zel'dovich效应的交叉相关性上的表现，探讨了Halo模型在不同红移范围内的预测与Websky模拟结果的一致性，并指出Halo模型在Simons Observatory实验中的预测与模拟结果存在约20%的差异，需考虑其他理论项以获得无偏推断。
2026-05-20 astro-ph.CO
The Shapes and Alignments of Dark Matter Halos
我们目前的测量三轴暗物质晕的形状和对齐关联函数的千年和千年-2暗物质N体模拟。这两个模拟使我们能够在6 E9 - 2 E14 Msun/h的晕质量范围内测量低至维里半径10%的晕形状分布。我们在很大程度上证实了以前的结果晕轴比的分布作为晕质量的函数，但我们发现，在不同的晕半径晕主轴之间的中位角可以变化的千年-1和2模拟之间的一个因素，因为不同的质量分辨率。因此，在有限的分辨率的形状确定的错误是潜在的退化与晕的内部和外部形状的不一致，用于约束Brilliant星团星系的路线在以前的作品。我们还提出了简化参数化的3-D晕-质量排列关联函数，这是必要的成分，三轴晕模型的大尺度结构和模型的星系固有的路线作为污染物的宇宙剪切调查。我们测量所有质量的晕和周围的暗物质overdensities到几十Mpc/h之间的强烈对齐，与观察到的剪切星系和集群形状的相关性。我们利用这些测量结果来预测沿视线方向的相关质量对星系团周围弱透镜信号的贡献。对于长轴与视线对准的长轴星系团，从质量外部到星系团的弱透镜信号的分数可以是预测的两倍，如果过量晕对准相关性假设为零。
2012-04-24 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing galaxy-group correlations in redshift space with the halo streaming model
我们在星系与质量集合巡天（GAMA）中研究了红移空间中星系群的互相关。我们使用一组模拟GAMA星系和组目录开发和测试一种新的“晕流”模型的红移空间扭曲。这对待2晕相关性通过流模型，加上经验1晕长期来自模拟，允许精确建模到非线性制度。为了探测从红移空间扭曲推断的增长率的鲁棒性，我们按颜色划分星系，并根据它们的总恒星质量划分群体，通过引力透镜校准到总质量。我们将我们的模型拟合到相关数据，以获得扰动增长率$fσ_8$的估计，通过不同模拟实现之间的分散来验证参数误差。在模拟和真实的数据，我们表明，结果是密切一致的组和星系人口的不同子集之间，考虑到一些最小的投影半径，$r_{\rm min}$的相关数据的使用。对于模拟数据，我们可以使用晕流模型来低于$r_{\rm min} = 5h^{-1}$ Mpc，发现所有子集产生的增长率彼此相差约3%，并且与真实值一致。对于实际的GAMA数据，结果受到宇宙方差的限制：$fσ_8=0.29\pm 0.10$的有效红移为0.20;但我们有充分的理由期待这种方法将从相同类型的大型数据集（如DESI亮星系巡天）中得到精确的约束。
2022-09-07 astro-ph.CO
A Redefinition of the Halo Boundary Leads to a Simple yet Accurate Halo Model of Large Scale Structure
我们提出了一个模型的晕-质量关联函数，明确纳入晕排斥。我们假设晕跟踪质量的方式，可以使用一个单一的尺度独立的偏置参数来描述。然而，我们的模型表现出规模依赖性偏置由于晕排斥的影响，使用"软“（即不是无限尖锐）晕边界，和差异的一个晕项贡献$ξ_{\rm hm}$和$ξ_{\rm mm}$。这些功能自然导致我们重新定义的晕边界，位于“通过眼睛”的过渡半径从一个-晕到两个-晕项的晕-质量关联函数。当采用我们提出的定义时，我们的模型成功地描述了晕-质量关联函数与$\approx 2\%$残差的径向范围$0.1\ h^{-1}{\rm Mpc} < r < 80\ h^{-1}{\rm Mpc}$，并为晕质量的范围$10^{13}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot} < M < 10^{15}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot}$。我们提出的晕边界是由一个大致恒定的乘法因子的回溅半径。以87百分位数为参考，我们发现$r_{\rm t}/R_{\rm sp} \approx 1.3$。令人惊讶的是，我们提出的定义结果晕丰度，以及描述的压力-Schechter质量函数与$δ_{\rm sc}=1.449\pm 0.004$。通过$\approx 10\%-15\%$使聚类偏差参数偏离标准背景分割预测。该一致性水平与使用更标准的晕轮定义所实现的一致性水平相当。
2020-06-23 astro-ph.CO
Cross-correlation of CFHTLenS galaxy catalogue and Planck CMB lensing using the halo model prescription
我交叉相关的星系计数从加拿大-法国夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）星系目录和宇宙微波背景（CMB）收敛从普朗克数据发布1（2013）和2（2015），以下的工作大森和霍尔德（2015）。我通过计算分析协方差从晕模型，实施模拟，以验证理论上估计的误差条和重建方法，拟合两个星系的偏差和互相关幅度使用联合交叉和星系自相关，并执行一系列的零测试，以改善他们的研究。使用baidu分析，我发现2015年版本的星系偏差$b=0.92_{-0.02}^{+0.02}$和互相关幅度$A=0.85_{-0.16}^{+0.15}$，而对于2013年版本，我发现$b=0.93_{-0.02}^{+0.02}$和$A=1.05_{-0.15}^{+0.15}$。因此，我确认了Omori & Holder（2015）发现的两个释放之间的差异，尽管振幅的两个值现在似乎都与基准值$A=1$兼容。
2015-11-19 astro-ph.CO
Constraints on halo formation from cross-correlations with correlated variables
偏置示踪剂和暗物质场之间的互相关编码了表征这些示踪剂的物理变量的信息。然而，如果感兴趣的物理变量彼此相关，那么提取这些信息并不像人们天真地认为的那样简单。我们将展示如何利用这些相关性，以便以独立于模型的方式估计所有阶次的与尺度无关的偏差因子。我们还表明，不考虑这一点将导致错误的结论，哪些变量的重要性，哪些不。然而，考虑到这一点，人们可以使用偏置的尺度依赖性来约束晕形成的物理学;到目前为止，这个论点一直是相反的。我们说明，通过显示的线性和非线性偏置，非线性尺度上测量的尺度依赖性，可以用来提供一致的估计如何晕形成的临界密度取决于晕质量。我们的方法的工作，即使当偏见是非本地的和随机的，如当，除了球平均密度场及其衍生物，四极剪切场也事项晕的形成。在这类模型中，非局部偏差因子与更常见的局部非线性偏差因子密切相关，后者更容易测量。我们的分析强调了这样一个事实，即有偏示踪剂是有偏的，因为它们不采样场（密度，速度，剪切等）。在空间中的所有位置，就像暗物质一样。
2016-11-11 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
Revisiting scaling relations for giant radio halos in galaxy clusters
许多星系团拥有兆秒差距尺度的射电晕，这是由磁化的星系团内介质中的超相对论电子产生的。在过去的十年中，建立了无线电晕的功率和托管集群的热特性之间的相关性，包括晕的存在和集群合并之间的联系。X射线光度和红移限制的扩展GMRT射电晕巡天为晕的统计研究提供了丰富而独特的数据集。我们统一分析了GMRT星系团样本的射电和X射线数据，并使用新的普朗克SZ星表，重新审视晕的功率和星系团的热性质之间的相关性。我们发现1.4 GHz晕的无线电功率与R_500内计算的星系团X射线（0.1--2.4 keV）亮度成正比，为P_1.4 L_500^2.0。我们更大、更均匀的样本证实，X射线发光（L_500 > 5x10^44 erg/s）的星系团分支成两个群体-射电晕依赖于相关性，而具有射电晕发射上限的星系团则远低于相关性。如果我们从X射线亮度中去掉冷核，这种双峰性仍然存在。与普朗克数据相关联，我们发现P_1.4与R_500内的簇积分SZ信号成比例，即P_1.4 Y_500 ^[2.1]，与之前的发现一致。然而，与之前的研究因不完整和样本量小而受到限制的情况相反，我们发现“SZ发光”Y_500 > 6x 10 ^-5 Mpc^2的团簇表现出与射电X射线图中类似的双峰行为。这两种相关性的双峰可以追溯到集群动力学，无线电晕发现专门合并集群。这些结果证实了合并在巨射电晕起源中的关键作用，表明它们触发了相对论粒子加…
2013-10-28 astro-ph.CO
Constraints on primordial non-Gaussianity from halo bias measured through CMB lensing cross-correlations
由$f_{\rm NL}$参数化的宇宙初始条件中的局部非高斯性，在宇宙晚期的晕的大尺度偏差中引起尺度依赖性。这种效应是一个有前途的路径，以约束多场膨胀理论，预测非零$f_{\rm NL}$。虽然大多数现有的限制从晕偏差涉及星系分布的自相关性，交叉相关性与探针的物质密度提供了一个替代渠道较少的系统。我们提出了最强的大规模结构约束本地原始非高斯性，单独使用互相关。我们使用宇宙红外背景（CIB）组成的尘埃星系作为晕示踪剂和宇宙微波背景（CMB）透镜作为探针的底层物质分布，无论是从\textit{Planck}数据。银河系尘埃是使用CIB大尺度模式的一个关键挑战。重要的是，与CIB自光谱相比，CIB与CMB透镜的互相关受银河尘埃的影响要小得多，CIB自光谱从银河尘埃中获得了附加偏差。我们没有发现原始的非高斯性的证据，并发现$-87<f_{\rm NL}<19$与高斯$σ(f_{\rm NL})\approx 41$，假设普遍性的晕质量函数。我们发现未来来自Simons天文台和CMB-S4的CMB透镜数据可以分别达到$σ(f_{\rm NL})$ 23和20。这种分析的约束力受到当前银河尘埃清洁技术的限制，要求我们使用最小的$\ell=70$多极。如果通过改进的分析技术或外部数据克服了这一挑战，则可以通过互相关技术实现与$σ(f_{\rm NL})=4$一样严格的约束。更乐观地说，如果CIB…
2022-10-03 astro-ph.CO
Projected-Field Kinetic Sunyaev-Zel'dovich Cross-Correlations: Halo Model and Forecasts
动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应，即，宇宙微波背景（CMB）光子的多普勒增强（Doppler boost）是研究宇宙中重子的一个强有力的窗口，该多普勒增强是由星系团和具有非零体速度的星系团中的自由电子散射引起的。我们提出了第一个晕模型计算的互功率谱的“投影场”的kSZ信号与大尺度结构（LSS）示踪剂。我们比较和验证我们的计算对以前的研究，这依赖于$N$体校准的有效公式，而不是晕模型。我们预测了来自阿塔卡马宇宙学望远镜（AdvACT），西蒙斯天文台（SO）和CMB-S4的CMB地图，以及来自暗能量调查的LSS调查数据，Vera C.鲁宾天文台（VRO）和\textit{Euclid}。在与星系数密度的交叉相关中，对于AdvACT $\times$ \textit{unWISE}，我们预测了18个$σ$投影场kSZ检测使用的数据已经在手。结合SO CMB地图和\textit{unWISE}星系目录，我们期望一个$62σ$检测，产生精确的测量气体密度分布径向斜率。此外，我们预测的第一次检测kSZ -星系弱透镜交叉相关与AdvACT $\times$ VRO/ \textit{Euclid}（在6 $σ$）和kSZ - CMB弱透镜交叉相关与SO（在16 $σ$）。最后，气体密度分布形状的$\approx 10-20$ \%精确测量应该可以与CMB-S4 kSZ-C…
2022-08-16 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
Models for the Clustering of Far-Infrared and Sub-millimetre selected Galaxies
我们讨论和比较两个替代模型的两点角关联函数的星系检测通过亚毫米发射使用赫歇尔空间天文台。第一个，现在标准的Halo模型，它代表了角相关性所产生的一个halo和两个halo的贡献，是灵活的，但复杂，而笨拙。第二个模型是基于一个简单得多的方法：我们结合了拟合函数的方法来估计的物质关联函数与近似模型的偏差推断从估计的红移分布找到星系角关联函数。我们发现，这两个模型给出了一个很好的帐户的形状的关联函数从已发表的初步研究的HerMES和H-ATLAS调查进行使用赫歇尔，并产生一致的估计的最小晕质量内的亚毫米星系必须居住。我们还注意到，这两个模型预测在中间角度尺度的关联函数的拐点，所以在测量的关联函数中的特征的存在并不明确地指示晕内关联的存在。对这些聚集测量进行更详细解释的主要障碍在于围绕源的红移分布的大量不确定性。
2011-01-10 astro-ph.CO
Statistical properties of the dark matter haloes of dwarf galaxies and correlations with the environment
根据现在强烈支持的和谐$Λ$ CDM模型，星系可以粗略地描述为嵌入在暗物质晕中的发光成分。这些质量主导晕的密度分布可以通过N体模拟来确定，N体模拟模拟了导致我们今天观察到的结构的过程中微小的初始密度扰动的演变。不幸的是，当考虑重子的影响时，由于模拟它们的物理学的困难，情况变得更加复杂。因此，关于暗物质晕目前应该是什么样子的确切预测仍然没有。在这里，我们从观测的角度重新审视这个问题，把我们的注意力集中在矮星系上。这些系统可能是暗物质占主导地位，是研究当今晕密度分布和检查暗物质相关量是否与恒星或环境相关的理想候选者。通过拟合大量实测旋转曲线样本，我们推断出对晕结构参数（如密度分布的对数斜率及其浓度）和导出量（例如，质量分数和牛顿加速度），然后可以用它来约束星系形成的情况。此外，我们还研究了晕的性质是否与星系所处的环境有关，从而为加深我们对星系形成的理解提供了一个新的工具。
2012-03-15 astro-ph.CO
Properties beyond mass for unresolved haloes across redshift and cosmology using correlations with local halo environment
暗物质晕的结构和动力学性质，虽然在理解大尺度结构形成的重要组成部分，需要更保守的粒子分辨率比单独晕质量所需的模拟。这减少了模拟的参数空间，对于下一代大型巡天所需的高红移和大体积模拟更为严重。在这里，我们将红移和宇宙学的依赖到一个算法，分配准确的晕属性，如浓度，自旋，速度和空间分布的次分辨率晕在模拟。通过专注于获得与晕质量和在$4 \times$晕半径处测量的局部潮汐各向异性$α$的正确相关性，我们的方法还将恢复这些小尺度结构特性与大尺度环境的相关性，即，所有尺度下的晕圈组件偏差均大于$5 \times$晕圈半径。我们发现晕的性质分布是普遍的红移和宇宙学。通过将该算法应用于大体积模拟$(600 h^{-1}{\rm Mpc})$，我们可以访问$30-500$粒子晕，从而在$z=2-4$上获得一个数量级的晕质量和两到三个数量级的数密度。这种技术降低了估计协方差矩阵、弱透镜研究或任何具有较小质量晕的大规模聚类分析所需的模拟成本。
2022-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Construct the emission line galaxy-host halo connection through auto and cross correlations
通过自相关和互相关研究了[O\，II]发射线星系（ELG）与宿主晕的联系，提出了一种简洁有效的方法，在不假设参数化晕占据分布（HOD）模型的情况下，在暗物质晕中填充ELG.利用VIMOS公开河外红移巡天（VIPERS）的观测数据，测量了由[O\，II]光度选择的ELG与由恒星质量选择的正常星系之间的自相关函数和交叉关联函数。结合恒星晕质量关系（SHMR）导出的正常星系和ELG的正常星系人口中观察到的分数，我们证明，我们可以建立一个准确的ELG晕连接。利用ELG与星系晕的关联，只要适当地减小伴星系的比例，我们就可以精确地再现ELG与正常星系在实空间和红移空间的自关联函数和交叉关联函数。我们的方法提供了一种新的策略，以产生ELG模拟目录正在进行和即将到来的星系红移调查。我们还提供了一个简单的描述的HOD的ELG。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Where are the Luminous Red Galaxies (LRGs)? Using correlation measurements and lensing to relate LRGs to dark matter halos
非线性红移空间扭曲，上帝之指（FoG）效应，可以复杂的星系功率谱的解释。在这里，我们演示了Hikage等人提出的方法。（2012）使用补充观测直接限制这种对数据的影响。我们使用目录的发光红星系（LRGs）和光度星系从SDSS DR 7测量的红移空间功率谱的LRGs，LRGs的互相关与背景光度星系的形状（星系星系弱透镜），和投影的互相关LRGs与光度星系具有类似的光度红移的LRG光谱红移。所有这些测量都使用重建的晕圈场。虽然我们使用的位置，每个LRG单LRG系统，我们比较测量使用不同的晕中心代理多LRG系统（4.5%的所有晕）：最亮的LRG位置（BLRG），最微弱的LRG位置（FLRG）和他们的算术平均位置（平均值），分别在每个系统。我们发现显着的差异，在不同的中心测量的相关性，在三个观测值一致的偏心效应。通过比较的测量与晕模型，将卫星测光星系分布根据广义NFW配置文件，我们发现，约40（70）%的BLRG（FLRG）的偏心卫星星系的多LRG系统。卫星LRG的典型偏心半径约为400 kpc/h，在平均质量为1.6x10^14 Ms/h的主晕中的速度色散约为500 km/s。我们表明，如果在单个LRG系统中的LRG具有类似的偏移，LRG功率谱中的剩余FoG污染可以在k>0.1 h/Mpc时是显著的，这可能会导致宇宙学参数如中微子质量的偏差。
2013-08-06 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
Splashback radius of nonspherical dark matter halos from cosmic density and velocity fields
我们基于宇宙密度场和速度场研究了暗物质晕的回溅特征。除了文献中采用的由晕取向角划分的密度关联函数外，我们首次引入了相应的速度统计量--排列动量关联函数，以考虑晕的非球面性。使用大体积，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计。在晕尺度上，$x\sim R_\mathrm{200m} \sim 1Mpc/h$，我们发现与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们还发现，由密度关联确定的回溅半径变得比由动量关联确定的回溅半径小$\sim 3.5\%$，其相关系数为0.605。此外，由于晕的非球面性的取向相关的回溅功能测量时，密度分布是由暗物质粒子，这可以被用来作为碰撞CDM的测试，因为晕的形状被预测为在这样的模型是圆的。
2018-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The build up of the correlation between halo spin and the large scale structure
模拟和观测都证实了晕/星系的自旋与大尺度结构（LSS）有质量依赖关系，低质量晕/星系的自旋倾向于与LSS平行，而大质量晕/星系的自旋倾向于与LSS垂直。目前还不清楚这种大规模依赖是如何随着时间的推移而建立起来的。我们使用N体模拟来追踪晕自旋-LSS关联的演化，发现在早期，所有晕祖先的自旋都与LSS平行。随着时间的推移，大质量晕周围的质量坍缩更加各向同性，特别是最近沿最慢坍缩方向的质量吸积非常显著，它使晕的自旋垂直于LSS。采用$fractional$ $anisotropy$（FA）参数描述大尺度环境的各向异性程度，发现自旋LSS关联是环境的强函数，FA越高，信号取向越好，而各向异性越低，信号取向越差.总的来说，我们的研究结果表明，自旋LSS相关性是宇宙网络内的质量流和晕生长的综合结果。我们预测的自旋和大尺度结构之间的环境依赖性可以通过星系巡天来进一步检验。
2017-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
KiDS+VIKING+GAMA: Halo occupation distributions and correlations of satellite numbers with a new halo model of the galaxy-matter bispectrum for galaxy-galaxy-galaxy lensing
晕模型和晕占据分布（HOD）是模拟星系和物质分布的重要工具。本文提出并评估了一种利用星系对周围的引力透镜剪切来约束高阶光学参量的新方法--星系透镜（G3 L）。与星系-星系-透镜效应不同的是，G3 L对来自不同族群的星系的每晕数之间的相关性很敏感。我们使用G3 L来探测这些相关性，并测试它们可以忽略不计的默认假设。我们推导出G3 L的晕模型，并与千禧年模拟和半解析星系模型的真实模拟数据进行了验证。然后，我们分析了公开的数据从千度巡天（KiDS），VISTA红外千度星系巡天（VIKING）和数据从星系和质量大会调查（GAMA）推断的HOD在$z<0.5$在$10^{8.5}h^{-2} M_\odot$和$10^{11.5}h^{-2} M_\odot$和两种颜色（红色和蓝色）之间的五个不同的恒星质量箱的星系，以及卫星数量之间的相关性。该分析在$68\%$可信度范围内恢复了模拟数据中的真实HOD。推断的HOD随颜色和恒星质量而显着变化。还有强有力的证据（$>3σ$）表明，红色和蓝色卫星的数量与恒星质量低于10 ^{10}$的星系之间存在相关性，并且随着晕质量的增加而增加。\Msun。这些相关性的可能原因是在不同样本中选择相似的星系，调查通量限制或物理机制，如不同种群的卫星数量之间的固定比例。质量较小的晕的去相关可能是低占有率晕的散粒噪声的影响。推断出的HOD可以用来补充星系透镜或星系…
2022-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing cosmology and gastrophysics with fast radio bursts: Cross-correlations of dark matter haloes and cosmic dispersion measures
对于未来的调查快速射电暴（FRB），我们澄清信息可从宇宙色散措施（DM）通过交叉相关分析的前景暗物质晕（托管星系和星系团）与他们已知的红移。与晕模型的方法，我们预测，与集群大小的晕的互相关是受胃物理学的细节，提供强大的宇宙学信息。对于质量较小的晕，在$<10\, \mathrm{arcmin}$的角度尺度的互相关是敏感的气体从晕中心排出，由于星系反馈。假设$20000$ FRB在$20000 \, {\rm deg}^2$上的定位误差为3 arcmin，我们期望在$10^{12}-10^{14}\, M_\odot$的晕质量处的互相关信号可以在$0<z<1$的红移范围内以$\sim 1\%$的精度水平测量。这种精确的测量使得人们能够对$σ_8\, (Ω_\mathrm{M}/0.3)^{0.5}$施加1.5%的水平约束，对$(Ω_\mathrm{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$施加3%的水平约束（$σ_8$、$Ω_\mathrm{M}$、$Ω_\mathrm{b}$、$h$和$f_\mathrm{e}$是在$8\, h^{-1}\mathrm{Mpc}$平滑的线性质量方差、平均质量密度、平均重子密度、现今哈勃参数和现今宇宙重子中自由电子的分数），而星系和星系团中的气体-晕质量关系可以用$10\%-20\%$的水平来约束。此外，互相关分析可以…
2022-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Correlation Between Black Hole Mass and Dark Matter Halo Concentration in Cosmological Simulations
Richard J. Daley College（理查德·J·戴利学院）
研究发现宇宙学模拟中黑洞质量与暗物质晕浓度存在正相关，揭示了黑洞与星系共同演化中的关键因素。
2025-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation structure of dark matter halo properties
我们调查九个不同的暗物质晕属性之间的相关性，使用秩相关分析和主成分分析的样本跨越五个数量级的质量晕。我们认为质量和浓度，年龄，relaxedness，球形度，三轴度，子结构，自旋和环境，其中后者的定义方式，使其不敏感的质量无量纲的措施。我们发现浓度是最基本的性质。除环境外，所有参数均与浓度有较强的相关性。浓度、年龄、子结构、质量、球度和松弛度可以被认为是一个参数族，尽管具有很大的分散性。相比之下，自旋，环境和三轴性是更加独立的，虽然自旋强烈相关的子结构和自旋和三轴性相关的浓度。尽管质量决定了光环的尺度，但所有其他属性对浓度更敏感。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical Correlations of the Scatter between Galaxy Mass, Stellar Content, and Halo Mass
我们使用宇宙机器来分析中央星系质量，晕中的总恒星质量和暗物质晕质量之间的散射源。我们还提出了一个新的晕质量估计，cen+N质量：中央和N个最大质量的卫星的恒星质量的总和。我们表明，当真正的空间位置是完全已知的，cen+N质量分散的竞争与基于丰富度的估计。然而，在红移空间中，cen+N质量受到宇宙机器模型中投影效应的影响较小。因此，cen+N质量是一个可行的低散射晕质量估计，并应被视为一个重要的工具，以约束宇宙学与即将到来的光谱数据从DESI。我们分析了恒星质量的散射在固定的晕质量，并表明，在晕中的恒星总质量是不相关的次级晕属性，但中央恒星质量是晕质量和晕年龄的函数。这是因为在较老的晕中，中央星系有更多的时间通过吸积而成长。如果UniverseMachine模型是正确的，那么对大质量选定样本的准确星系晕建模除了质量之外还需要考虑晕的年龄。
2019-05-22 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 Spatial Range of Conformity
星系的性质，如它们的绝对星等和它们的恒星质量含量是相关的。这些相关性在紧密成对的星系中更为紧密，这被称为星系整合。在等级结构形成的场景中，星系在暗物质晕中形成。为了解释星系整合的幅度和空间范围，两个-晕项或组装偏差变得重要。用尺度相关系数确定了星系和晕样品的一致性振幅和空间范围。引入尺度相关系数作为一种新的描述性统计量，以量化星系或晕的性质之间的相关性，取决于到其他星系或晕的距离。这些尺度相关系数可以直接应用于星系分布。既不需要将样本分成子样本，也不需要先验聚类。这种新的描述性统计适用于来自斯隆数字巡天III的星系目录和来自MultiDark模拟的晕目录。在星系样本中，研究了绝对星等、速度色散、椭圆率和恒星质量含量之间的相关性。质量，自旋和椭圆率的相关性进行了探讨晕样品。无论是星系和晕的尺度依赖一致性得到证实。此外，尺度相关系数揭示了40 Mpc及以上的一致性信号。晕和星系样本显示出不同的一致性幅度和范围。
2018-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the properties of gaseous halos via cross-correlations of upcoming galaxy surveys and thermal Sunyaev-Zel'dovich maps
热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应在宇宙微波背景（CMB）温度图中引起康普顿- $y$畸变，该畸变对电离气体压力的视线积分敏感。通过将星系的位置与康普顿- $y$畸变图相关联，人们可以探测重子反馈过程，并研究宇宙中相当一部分气体的热力学性质。使用模型拟合的方法，我们预测如何以及未来的星系和CMB调查将能够测量这些相关性，并显示出强大的限制晕压力剖面可以获得。我们的预测主要集中在即将进行的暗能量光谱仪器调查和西蒙斯天文台和CMB-S4实验的tSZ地图所确定的星系和晕之间的相关性，但对其他调查具有普遍适用性，例如大型综合巡天望远镜。我们包括观测系统学的处方，如晕偏心和晕质量偏差，证明了几个重要的退化与压力剖面参数。假设这些系统学适度的先验，我们发现，测量晕- $y$和星系- $y$与未来的调查的相关性将产生严格的约束组规模的暗物质晕的压力分布，并使当前的反馈模型被确认或排除。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blending bias impacts the host halo masses derived from a cross-correlation analysis of bright sub-millimetre galaxies
将明亮的亚毫米星系（SMG）置于星系形成和演化的更广泛背景下，需要精确测量它们的聚类，这可以限制它们宿主暗物质晕的质量。最近的工作表明，这些星系的聚类测量可能会受到“混合偏差”的影响，这会导致从单碟成像调查中提取的源的角度关联函数相对于底层星系的角度提升。这是由于单碟望远镜的粗角分辨率引起的混淆，并可能导致推断的晕质量被大大高估。我们调查的程度，这种偏见影响SMG的关联函数的测量时，它是通过一个更丰富的星系人口的互相关。我们发现，混合偏差基本上是相同的自相关的情况下，并得出结论，以减少其影响的最佳方法是计算角关联函数使用SMG在窄红移箱。当使用$δz=3$的红移间隔时，混合偏差导致SMG的推断宿主晕质量被高估了$\sim6$。然而，对于$δz=0.5$，这减少到$\sim2$的因子。因此，随着红移的增加，光度红移概率分布的扩大可以对推断的宿主晕质量产生温和的晕“缩小”效应，尽管这种趋势不如最近的观测研究中所看到的那么强烈。
2017-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-forming and Quiescent Central Galaxies Cluster Similarly: Implications for the Galaxy-Halo Connection
本研究测量低红移SDSS星系聚集，发现中心星系自相关对比恒星形成率无依赖，仅基于暗晕峰值环行速度的模型能重现观测，表明暗晕组装历史对中心星系聚集影响有限。
2024-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
