Splashback Shells of Cold Dark Matter Halos
暗物质晕外围的密度场是不连续的，这是由于物质在其第一个远心点处形成的焦散。在本文中，我们提出了一种算法来识别“回溅壳”形成的这些远心在个人模拟晕只用一个单一的快照的密度场。我们实现了这个算法的代码SHELLFISH（SHELL发现在球形晕），并证明该代码正确识别回溅壳和测量其属性的精度$<5\%$晕超过50,000个粒子和质量吸积率的$Γ_\textrm{DK14}>0.5$。使用SHELLFISH，我们提出了对单个回溅壳的几个基本性质的第一次估计，如半径、$R_\textrm{sp}$、质量和过密度，并提供了这些量作为$Γ_\textrm{DK14}$、$ν_\textrm{200m}$和$z.$的函数的分布的拟合。我们证实了以前的发现，即$R_\textrm{sp}$随着$Γ_\textrm{DK14}$的增加而减小，但我们表明，与吸积速率无关，它也随着$ν_\textrm{200m}$的增加而降低。我们还研究了这些壳的三维结构，发现它们通常具有非椭球的椭圆形状。我们发现，由SHELLFISH估计的回溅半径是$20\%-30\%$大于那些在以前的研究中估计的堆积密度分布在高吸积率。我们证明，后者是有偏见的低，由于高质量的subhalos对这些配置文件的贡献，并表明，使用中位数，而不是平均密度在每个径向箱减轻子结构的影响，密度配置文件，并删除的偏见。
2017-05-08 astro-ph.CO
The splashback radius as a physical halo boundary and the growth of halo mass
冷暗物质晕的边界通常被定义为包含相对于参考（平均或临界）密度的密度对比$Δ$。我们认为，一个更物理的边界晕是半径吸积物质到达其第一个轨道远心后转向。这个回溅半径，$R_{sp}$，表现为在晕外围的密度急剧下降，在一个位置，取决于质量吸积率。我们目前的校准$R_{sp}$和封闭的质量，$M_{sp}$，作为吸积率的函数，或者峰高。我们发现$R_{sp}$在快速吸积晕的$\approx0.8-1R_{200m}$和缓慢吸积晕的$\approx1.5R_{200m}$之间变化。因此，晕圈的范围及其相关的环境影响可以远远超出传统定义的“维里”半径。我们发现，$M_{sp}$和$R_{sp}$发展相对较强的其他常用的定义相比。特别是，即使对于$z=0$中最小的矮型晕，$M_{sp}$也会发生显著的演化。我们还对比$M_{sp}$与质量封闭在四个规模半径的晕密度分布，$M_{<4rs}$，其特点是内晕。在晕组装的早期阶段，$M_{sp}$和$M_{<4rs}$演化相似，但在晚期阶段，$M_{<4rs}$停止增加，而$M_{sp}$继续显著增长。这说明，低$z$的晕可以有“安静”的内部，同时继续在其外围增加质量。我们讨论了潜在的观测估计的回溅半径，并表明它可能已经被发现在星系团。
2015-04-21 astro-ph.CO
The measurement of the splashback radius of dark matter halo
本文利用DECaLS DR8剪切星表，在迄今最大的质量与红移范围内测量暗物质晕溅回半径，揭示其随质量和峰值高度的演化规律，并发现大多数晕吸积率较低。
2024-06-10 astro-ph.CO
The Effect of Splashback on Weak Lensing Mass Estimates of Galaxy Clusters and Groups
本文研究暗物质晕溅回半径对弱引力透镜质量估计的影响，发现其对星系群尺度晕可造成超过0.1 dex的低估偏差，并会略微降低宇宙学分析中的Ωm值。
2023-05-25 astro-ph.CO
The outer profile of dark matter halos: an analytical approach
暗物质晕外密度剖面的陡化特征指示了反溅半径，近年来引起了人们的广泛关注。可能的观测探测甚至已经对星系团进行了。从理论上讲，Adhikari等人通过计算暗物质壳层穿过具有NFW轮廓的不断增长的暗物质晕的二次下落轨迹，估计了回溅半径的位置。然而，由于他们强加了晕轮廓的形状，而不是根据暗物质壳层的轨迹来计算，他们无法提供回溅半径周围暗物质轮廓的完整形状。我们通过将Fillmore \& Goldreich的自相似球形坍缩模型推广到$Λ$ CDM宇宙来改进这一点。这使我们能够计算的暗物质晕轮廓和轨迹同时从质量吸积的历史。我们的溅回位置的结果同意与Adhikari等人定性，但在大质量吸积率的小的定量差异。提出了各种形式的回溅半径$R_{\rm sp}$的新拟合公式，包括$R_{\rm sp} / R_{\rm 200c}$和$R_{\rm sp} / R_{\rm 200m}$的比值。数值模拟得出了一个令人困惑的发现，即回溅半径与$R_{\rm 200m}$很好地成比例，而与$R_{\rm 200c}$不成比例。我们追踪的起源，这是相关的增加$Ω_{\rm m}$和平均晕质量吸积率增加红移。
2016-06-13 astro-ph.CO
Detection of the Splashback Radius and Halo Assembly bias of Massive Galaxy Clusters
我们发现，SDSS光度星系周围的星系团的投影数密度分布显示强有力的证据，飞溅半径，一个尖锐的晕边缘对应的卫星星系的第一个轨道远心的位置后，他们的陷落。我们分裂成两个子样本的集群与不同的平均投影径向距离的成员，$\langle R_{\rm mem}\rangle$，在固定的丰富度和红移，并表明，样本较小的$\langle R_{\rm mem}\rangle$有一个较小的比例的回溅半径传统的晕边界$R_{\rm 200m}$，比子样本较大的$\langle R_{\rm mem}\rangle$，表明不同的质量吸积率的两个子样本。Miyatake等人最近使用了相同的集群样本，以表明尽管它们具有相似的弱透镜质量，但它们的大规模集群不同，这证明了晕组装偏差的强有力证据。我们扩大了这一结果，提出了一个6.6-$σ$检测晕组装偏差使用集群光度星系互相关。我们测得的回溅半径较小，而组装偏置信号的强度更强，比预期的N体模拟的基础上$Λ$为主，冷暗物质结构形成模型。动力学摩擦或集群发现系统学，如偏心或投影效应不太可能是这些差异的唯一来源。
2016-01-22 astro-ph.CO
The Phase Space Structure of Dark Matter Halos
暗物质晕的相空间结构可以用来测量晕的质量，推断质量吸积速率，并探测修正引力的影响。以往的研究表明，可以在位置空间中使用密度剖面的斜率来测量回溅半径。使用N体模拟，我们表明，相空间结构的暗物质晕不结束在这个溅回半径。相反，存在着一个区域，其中降落，回溅，和维里化晕空间混合。我们的三个运动学上不同的人口分布模型，并表明存在一个“边缘半径”，超过该半径的暗物质晕没有轨道子结构。这个半径是在以前的作品中定义的回溅半径的固定倍数，并且可以被解释为包含暗物质粒子的远心的固定分数的半径。我们的研究结果为Tomooka等人的论文中采用的卫星星系模型提供了坚实的理论基础，在那里我们分析了SDSS redMapPer团簇的相空间分布。
2021-02-19 astro-ph.CO
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
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
University of Oxford（牛津大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Durham University（杜伦大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Institute of Astronomy（天文研究所）；Kavli Institute for Cosmology（卡弗里宇宙学研究所）；York University（约克大学）；New York University（纽约大学）
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Accurately Can We Detect the Splashback Radius of Dark Matter Halos and its Correlation With Accretion Rate?
利用弱引力透镜和与星系的互相关测量了暗物质晕的回溅半径（$R_{\rm sp}$）。然而，已使用不同的方法来测量$R_{\rm sp}$并评估其检测的意义。在本文中，我们使用模拟研究的精度和准确性，我们可以检测回溅半径与三维密度，三维subhalo，和弱透镜的配置文件。我们研究如何以及各种方法和示踪剂恢复$R_{\rm sp}$通过比较它与直接从粒子动力学测量的值。我们发现，估计的$R_{\rm sp}$从密度和subhalo配置文件对应于不同的基本$R_{\rm sp}$分布的粒子轨道。在低的吸积率，第二焦散出现，并可能偏差的结果。最后，我们表明，即将到来的透镜调查可能能够直接约束回溅吸积率的关系。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
One Halo, Two Boundaries: Relating Accretion Shocks and Splashback Radii in Galaxy Clusters
Indian Institute of Science Education and Research Pune（印度科学教育研究所浦那分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）
研究通过模拟发现星系团中溅射回边界与冲击波边界存在偏移，原因在于气体耗散能量而暗物质未受此影响。
2026-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Splashback Radius of Planck-SZ clusters
我们提出的证据存在的溅回半径的星系团选择使用Sunyaev-Zel'dovich效应。我们发现，在普朗克调查中发现的星系团与星系的泛星调查光度检测的解投影的互相关，显示出一个尖锐的陡峭的功能（对数斜率比$-3$陡峭），我们与飞溅半径。我们推断SZ团簇样品的三维回溅半径为$r_{\rm sp}=1.85_{-0.30}^{+0.26}$ $h^{-1}$ Mpc，其中团簇样品的平均晕质量为$M_{500c}=3.0\times10^{14}h^{-1}M_\odot$，平均红移为$z=0.18$。反溅半径的推断值似乎与标准冷暗物质范例中暗物质晕的预期位置一致。然而，由于我们的测量精度有限，我们不能最终排除较小的回溅半径测量到目前为止，在文献中的光学选择星系团。我们表明，对于比$M_i-5\log h=-19.44$更暗的星系，回溅半径不取决于星系星等，并且存在于按颜色划分的星系群中的一致位置。在恒星形成星系群中存在的回溅半径可能被用来降低星系淬火时间尺度的下限。我们可以稍微排除恒星形成星系样本被淬灭星系污染的可能性，但结果需要更深入的数据集进一步验证。
2018-11-15 astro-ph.CO
Shock and Splash: Gas and Dark Matter Halo Boundaries around LambdaCDM Galaxy Clusters
对星系团的模拟和观测的最新进展表明，大质量星系团大小的暗物质晕存在一个物理外边界。在这项工作中，我们调查的外部边界的暗物质和气体周围的集群大小的暗物质晕的位置，通过分析65个大规模的暗物质晕的样本提取的Omega 500放大流体动力学宇宙学模拟。我们发现吸积激波的位置偏离了暗物质的回溅半径，与自相似模型的预测相反。吸积激波半径比文献中所有的反溅半径定义大20- 100%。用熵压剖面中最陡的下降定义的吸积激波半径比用暗物质密度剖面中最陡的斜率定义的回溅半径大约大2倍，比暗物质相空间结构的边缘大1.2倍。我们讨论了我们的研究结果的多波长研究的星系团的影响。
2021-10-22 astro-ph.CO
Intrinsic Alignments and Splashback Radius of Dark Matter Halos from Cosmic Density and Velocity Fields
我们研究了暗物质晕形状的内在排列（IA）对宇宙密度和速度场的影响，从星系团到宇宙尺度超过100 Mpc/h。除了文献中采用的由晕取向角分组的密度关联函数外，我们首次引入了相应的两种速度统计量，即角分组的成对下落动量和动量关联函数。使用大容量，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计，无论是在真实的和红移空间。我们发现，在线性尺度的红移空间失真的对齐信号是不放大。IA在速度统计中的行为与密度统计中的行为相似，只是晕圈方向与速度场对齐，其尺度大于密度场的尺度，x>100 Mpc/h。在晕尺度上，x~ R_{200m} ~ 1 Mpc/h，我们检测到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。我们的研究结果表明，观测IA的速度场可以提供额外的信息，从大尺度的宇宙学模型和小尺度的晕的物理尺寸。
2017-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback boundary of haloes in hydrodynamic simulations
回溅半径，$R_{\rm sp}$，是一个物理驱动的晕边界，分离降落和坍缩的物质晕。我们研究了$R_{\rm sp}$在流体动力学和暗物质只有illustrisTNG模拟。$R_{\rm sp}$最常用的特征是径向密度分布最陡的半径。因此，我们明确优化我们的密度曲线拟合曲线斜率，并发现这导致了一个$\sim5\%$更大的半径相比，其他优化。我们计算了质量在$10^{13-15}{\rm M}_{\odot}$之间的晕的$R_{\rm sp}$作为晕质量、吸积率和红移的函数。$R_{\rm sp}$减少与质量和红移的晕类似的$M_{\rm200m}$与以前的工作。我们还发现，$R_{\rm sp}/R_{\rm200m}$与晕吸积率减少。我们应用我们的分析暗物质，气体和卫星星系与晕调查的观测潜力的$R_{\rm sp}$。气体剖面中最陡斜率的半径始终小于从暗物质剖面计算的值。在观测中经常使用的星系轮廓中，最陡的斜率往往与暗物质轮廓一致，但对于质量较小的晕，斜率较低。我们比较了$R_{\rm sp}$在流体动力学和N体暗物质的模拟，并没有发现一个显着的差异所造成的重子物理。因此，结果从暗物质只有模拟应适用于现实的晕。
2021-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing constraints on splashback around massive clusters
回溅半径$r_\text{sp}$区分了大质量暗物质晕周围坍缩和下落物质的物理状态。在宇宙学模拟中，这个位置与球形平均密度分布$ρ(r)$的陡峭化有关。在这项工作中，我们测量的溅回功能的堆积弱引力透镜信号的$27$大质量星系团的集群加拿大比较项目与仔细控制的残余系统学的影响。我们发现，沿视线的额外结构的存在下引入的剪切显着影响噪声在大集群中心的距离。虽然我们没有检测到一个显着的陡峭，使用一个简单的参数模型，使我们能够测量$r_\text{sp}=3.5^{+1.1}_{-0.7}$共动Mpc和对数斜率$γ= \log ρ/ \log r$在这一点上，$γ(r_\text{sp}) = -4.3^{+1.0}_{-1.5}$的值。
2019-02-08 astro-ph.CO
On the measurements of assembly bias and splashback radius using optically selected galaxy clusters
我们批判性地研究了Miyatake et al.（2016）和More et al.（2016）声称的使用光学选择的星系团观测检测晕组装偏差的方法。我们模仿的光学集群检测算法，并将其应用到两个不同的模拟目录产生的千年模拟星系目录，其中一个是晕组装偏置信号存在，而另一个组装偏置信号已明确删除。我们分裂成两个这些集群样本的成员星系的平均集群中心距离，以衡量在集群强度的子样本相对于彼此的差异。我们观察到，由集群中心半径分裂的子样本显示集群强度的差异，即使在真正的组装偏差信号被删除的目录。我们表明，这是由于污染的成员星系样本从闯入者沿视线。这无疑表明，在以前的研究中采用的特定方法不能用于声称检测到组装偏倚信号。我们找出了这种污染的迹象，并表明观测数据也显示出类似的特征。此外，我们还发现光学星系团中的投影效应会使对星系团三维边缘（回溅半径）的推断产生偏差，因此在解释光学星系团的回溅半径时应给予适当的注意。
2019-10-16 astro-ph.CO
On the Kinematic Morphology around Halos
在本文中，我们报告了一个有趣的运动学现象周围的晕的边缘有关的回溅半径。穿过壳层后，宇宙流通过混合呈现出各种旋转形态。涡量是以与大尺度结构相一致的特定方式产生的。值得注意的是，一个特定的流动形态，这是螺旋向内和压缩在第三方向，集中在晕。详细的检查，揭示了其体积分数的对数导数的急剧变化，与被定义为最外焦散结构的回溅半径的位置相一致。这种特征编码了有价值的相空间信息，并为理解晕的动力学演化提供了新的视角。作为一个体积加权量，流动形态的轮廓是纯运动学的。与其他相关研究不同的是，旋流形态捕捉到了多股流区域的各向异性相结构。
2022-11-28 astro-ph.CO
Splashback radius in a spherical collapse model
几年前就已经表明，暗物质晕外围的特征是在一个非常小的径向范围内具有非常陡峭的密度分布。这一特征被解释为不同粒子轨道在相似位置的堆积，即坍缩后半个轨道处的回溅物质。Adhikari等人（2014年）通过一个非常简单的模型获得了回溅半径的位置，即在二次坠落模型中计算暗物质壳轨迹，同时它穿过一个不断增长的NFW轮廓形状的暗物质晕。由于他们强加了一个光环轮廓，而不是从暗物质壳层的轨迹来计算它，他们无法找到回溅半径周围的暗物质轮廓。在本文中，我们使用一个改进的球形下落模型，考虑到壳交叉，和一些物理效应，如有序的，随机的角动量，动力学摩擦，绝热收缩等，这使我们能够确定从内部到外部区域的密度分布，并研究外部密度分布的行为。我们将比较密度分布和密度分布的对数斜率与Diemer \& Kravtsov（2014）模拟的结果，发现模型预测与模拟之间的良好一致性。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the dark matter splashback radius from cluster gas and observable profiles in the FLAMINGO simulations
本研究利用FLAMINGO模拟探究星系团气体及可观测轮廓中的溅落半径对应特征，发现气体相关轮廓梯度极值与暗物质溅落特征大致对齐，且其位置对质量更敏感，同时受反馈强度影响。
2024-03-08 astro-ph.CO
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
Lensing Constraints on the Mass Profile Shape and the Splashback Radius of Galaxy Clusters
原则上，星系团周围的透镜信号可以用来测试数值模拟对它们平均质量分布的详细预测。然而，当一个样品跨越了很大范围的集群质量是平均的物理长度单位时，轮廓的固有形状可能会模糊。这种效应尤其掩盖了梯度的快速变化，例如与回溅半径相关的陡降，即与吸积晕中最外层焦散相对应的尖锐边缘。我们通过将单个晕轮廓缩放到一些球形过密度半径来优化这种局部特征的提取，并将这种方法应用于16个X射线选择的高质量星团，这些星团是哈勃望远镜在星团透镜和超新星调查中的目标。通过对Umetsu等人提出的弱透镜和强透镜数据进行前向建模，我们表明，不管标度过密度如何，投影的系综密度轮廓都可以很好地由NFW或Einasto轮廓描述，直到$R \sim 2.5h^{-1}$ Mpc，超过该轮廓，轮廓变平。我们将NFW浓度限制为在$M_{200c} \simeq 1.0 \times 10^{15}h^{-1}M_\odot$的$c_{200c} = 3.66 \pm 0.11$，与使用常规堆叠透镜轮廓的先前工作一致并从其改进，并且与理论预期非常一致。假设Diemer和Kravtsov的剖面形式和从数值模拟校准的通用先验，我们放置在集群晕的回溅半径的下限，如果它存在的话，$R_{sp}/r_{200m} > 0.89$（$R_{sp} > 1.83h^{-1}$ Mpc）在68%的置信度。相应的密度特征是最明显的集群配置文件时，按比…
2017-02-23 astro-ph.CO
Multi-stream radial structure of cold dark matter haloes from particle trajectories: deep inside splashback radius
该研究通过宇宙学 $N$ 体模拟追踪暗物质粒子轨迹，按远心点经过次数揭示 splashback 半径内 CDM 晕的稳定双幂律多流径向结构。
2023-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of projection on measuring the splashback feature
本研究利用IllustrisTNG模拟比较三维与投影暗物质晕密度剖面，评估投影对splashback半径代理量$R_{\ m st}$测量的系统性影响。
2025-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback radius of optically selected clusters with Subaru HSC Second Public Data Release
最近的约束周围的光学选定的星系团的溅射半径redMapper集群发现算法在文献中表明，观察到的溅射半径是$\sim 20\%$小于N体模拟预测。我们提出了分析周围的$\sim 3000$光学选择星系团的溅回功能检测的独立集群发现算法CAMIRA在广泛的红移范围内的$0.1<z_{\rm cl}<1.0$从第二次公开数据发布的超Suprime-Cam（HSC）斯巴鲁战略计划涵盖$\sim 427~{\rm deg}^2$的集群目录。我们检测到的溅回功能，从投影的交叉相关测量的集群和测光星系在广泛的红移范围内，包括高红移集群在$0.7<z_{\rm cl}<1.0$，由于深HSC图像。我们发现，从红色星系人口的限制，只有更精确的比那些没有任何颜色的削减，导致$\sim 15\%$在$0.4<z_{\rm cl}<0.7$和$0.7<z_{\rm cl}<1.0$的$1σ$精度。这些约束条件与模型预测（$\lesssim 1σ$）比其$20\%$更一致，如先前使用redMaper的研究所建议的较小值（$\sim 2σ$）。我们还调查了光学集群发现算法对所观察到的溅回功能的选择效果，通过创建模拟星系表从晕占据分布模型，并发现这种效果是次主导的CAMIRA集群发现算法。我们还发现，redMapPer-like聚类发现算法在我们的模拟目录中诱导了较小的推断回溅半径，特别是在较低的丰富度下，这可…
2020-04-18 astro-ph.CO
The Splashback Feature around DES Galaxy Clusters: Galaxy Density and Weak Lensing Profiles
回溅是指物质在暗物质晕上的吸积过程，到达第一个轨道远心点并在轨道上转动。这个过程发生的星系团中心半径r_sp定义了一个与星系团动力学相关的晕圈边界。我们测量了第一年暗能量巡天（DES）数据中redMaper星系团周围的星系数密度和弱透镜质量分布。对于一个平均质量为2.5 x 10^14 M_sun的星系团样本，我们发现了强有力的证据，证明星系密度轮廓的回溅式变陡，并测量出r_sp=1.13 +/- 0.07 Mpc/h，与More等人（2016）和Baxter等人（2017）早期的SDSS测量结果一致。此外，我们的弱透镜测量首次证明了星系团的物质轮廓存在一种类似于回溅的陡峭化。我们从弱透镜数据中测量到r_sp=1.34 +/- 0.21 Mpc/h，与我们的星系密度测量结果吻合得很好。对于不同的星系团和星系样本，我们发现与LCDM模拟一致，r_sp与R_200m成比例，并且在红移0.3--0.6范围内不随红移而演化。我们还发现，潜在的系统性影响与redMapPer算法可能会影响的位置r_sp。我们讨论的进展需要了解系统的不确定性和充分利用即将到来的数据DES和未来的调查，强调更现实的模拟目录和独立的集群样本的重要性。
2018-07-31 astro-ph.CO
Galaxy Cluster Mass Estimation Through The Splashback Radius
本研究利用SDSS数据与模拟分析星系团溅落半径及质量，验证观测溅落半径小于模拟预测的差异，提出溅落质量-半径标度关系，为未来宇宙学研究提供新方法。
2025-06-09 astro-ph.CO
Dynamical friction and measurements of the splashback radius in galaxy clusters
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Wellesley College（韦尔斯利学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文通过理想化模型控制动力学摩擦，研究其对星系团溅回半径测量的影响，发现动力学摩擦虽能降低溅回半径，但对大质量星系团影响不显著，无法解释模拟与观测间的差异。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback radius in symmetron gravity
在宇宙学$N$ -体模拟中，回溅半径$r_\mathrm{sp}$被认为是与引力坍缩和最近吸积物质相空间分布有关的重要尺度。我们采用半解析的方法来研究球形坍缩的暗物质晕的引力场，并提供见解的现象学的回溅是如何影响的。引力子是一种标量-张量引力理论，它展示了一种屏蔽机制，使高密度区域免受第五种力的影响。在这个模型中，我们发现，随着宇宙时间的推移，过密度的增长，内部区域变得严重屏蔽。特别是，我们确定了一个部门的参数空间，目前坐在$r_\mathrm{sp}$的材料已经遵循，在崩溃期间，形成这个屏蔽区域。因此，我们发现，对于这部分的参数空间的回溅半径是最大的影响力的引力和我们预测的变化$r_\mathrm{sp}$高达约$10\%$相比，其广义相对论值。由于这个余量是在目前的溅回实验的精度，我们预计这一功能将很快提供约束的引力在以前未探索的规模。
2018-12-13 astro-ph.CO gr-qc
Halo Radius (Splashback Radius) of Groups and Clusters of Galaxies on small scales
本研究基于157个近邻星系群和星系团的投影星系分布，利用累积数量剖面识别splashback radius Rsp与核心半径，并量化其与R200c、R200m的比例关系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
First measurement of the characteristic depletion radius of dark matter haloes from weak lensing
我们使用弱透镜观测，使第一次测量的特征耗尽半径，三个半径的特征区域，物质正在耗尽不断增长的晕之一。镜头取自应用于DESI Legacy Imaging Surveys DR 9的扩展的基于光晕的组/簇查找器产生的光晕目录，而源则通过Fourier_Quad管道从DECaLS DR 8成像数据中提取。我们研究晕质量$12 < \log ( M_{\rm grp} ~[{\rm M_{\odot}}/h] ) \leq 15.3$内的红移$0.2 \leq z \leq 0.3$。维里半径和回溅半径也被测量，并用于测试原来的调查结果的耗尽区。当按质量划分晕时，我们发现我们的大多数测量和CosmicGrowth模拟的预测之间是一致的，除了最低质量的箱。发现特征耗尽半径大致为$2.5$乘以维里半径和$1.7 - 3$乘以回溅半径，与近似普遍的外部密度分布一致，并且发现特征耗尽半径内的平均封闭密度大致为$29$乘以我们样本中宇宙的平均物质密度。当装箱晕的质量和代理晕浓度，我们没有检测到一个显着的变化的耗尽半径与浓度，模拟预测也是敏感的浓度代理的选择。我们还证实，测量的回溅半径随浓度不同的模拟预测。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy selection on the splashback boundaries of galaxy clusters
我们探讨如何回溅半径（$R_{\rm sp}$）的星系团，测量使用的数密度的subhalo人口，根据不同的选择标准，使用IllustrisTNG宇宙学星系形成模拟的变化。我们通过在0.5 dex宽质量箱中的堆叠簇集合中提取最陡的径向梯度来识别$R_{\rm sp}$，我们的簇具有晕质量$10^{13} \leq M_{\rm 200, mean} / {\rm M}_\odot \leq 10^{15}$。我们应用削减在subhalo质量，星系恒星质量，$i$带绝对星等和特定的恒星形成率。我们发现，一般来说，星系的质量和光度增加的痕迹较小的测量回溅半径相对于固有的暗物质半径。我们还表明，淬火星系可以用来可靠地重建的暗物质溅回半径。这种趋势可能是由于星系人口的变化。此外，我们能够调和不同的观测预测，$R_{\rm sp}$基于星系数计数和暗物质可能会对齐或显示出显着的偏移（例如，那些使用光学或SZ选择的集群），通过选择功能，这些研究采用。最后，我们证明了通过计数测量的$R_{\rm sp}$的变化不是由于星系团内外星系丰度的简单变化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS) -- Splashback radius of X-ray galaxy clusters using galaxies from HSC survey
本研究利用HSC巡天星系与eFEDS X射线选星系团互相关，测量了星系团的回落半径，结合弱引力透镜得到晕质量，发现结果与ΛCDM模型预测在1.2σ内一致，为目前X射线选星系团样本的最佳回落半径测量。
2023-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Splashback radius and the mass accretion rate of RASS MCMF galaxy clusters
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物质与宇宙学前沿科学研究所（WPI））；Universitaets-Sternwarte Muenchen（慕尼黑大学天文台）
研究通过测量溅射半径推断星系团质量吸积率，并验证与ΛCDM预测的一致性。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining cosmological parameters using the splashback radius of galaxy clusters
本研究利用宇宙学模拟发现星系团飞溅半径随$Ω_{\ m{M}}$和$σ_{8}$变化，能打破$S_{8}$参数测量导致的简并，从而通过弱引力透镜分析收紧低红移宇宙学参数约束。
2024-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 astro-ph.CO
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 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
Connecting galaxy evolution in clusters with their radial profiles and phase space distribution: results from the IllustrisTNG hydrodynamical simulations
我们在流体动力学模拟软件IllustrisTNG 300-1中研究了星系团周围的星系种群，以研究它们演化历史对可观测性质的影响。我们测量了红移范围$z=0-1$内不同质量和颜色的星系的径向数密度分布、相空间分布和回溅半径。影响星系团内星系分布的三个主要物理效应是星系的猝灭、角动量分布和动力学摩擦。我们发现三个不同的人口的星系通过应用高斯混合模型，他们的颜色和质量分布。它们有着不同的演化历史，并在星系团晕周围的分布上留下了不同的特征。我们发现低质量红星系在星系团中的分布最集中，其回溅半径最大，而高质量红星系的分布不太集中，其回溅半径也较小。蓝色星系，大多数淬火成低质量的红色人口，有最浅的集群内的分布，与径向轨道上的迅速淬火之前到达近心。与暗能量巡天（DES）观测中来自阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）观测的Sunyaev-Zeldovich（SZ）星系团周围的星系分布进行比较，显示出模拟和数据之间星系演化差异的证据。
2021-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMICO galaxy clusters in KiDS-1000: Splashback radius from weak lensing and cluster-galaxy correlation function
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与空间科学观测站）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
利用KiDS-1000数据中的AMICO星系团样本，通过测量和建模叠加的弱引力透镜切向剪切和星系团-星系相关函数，约束暗物质晕的溅回半径、质量吸积率以及溅回半径与峰值高度的关系，并与ΛCDM模型预测一致。
2026-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Expansion Signature on Simulated Halo Density Profiles: A Path to Observing the Turnaround Radius
针对密度轮廓在理解宇宙暗能量成分上的局限性，本研究通过模拟晕的堆叠密度轮廓分析哈勃流过渡特征，提出利用与球对称坍缩模型的偏差识别 turnaround 半径，为星系团动力学研究提供新视角。
2024-12-16 astro-ph.CO
A study of the dynamical structures in a Dark Matter Halo using UMAP
本文利用UMAP对银河系质量暗物质晕的6维相空间进行降维分析，发现粒子聚类与吸积历史密切相关，并证明当前晕仍保留近期吸积历史信息且并非动力学均匀。
2024-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the mass and concentration of dark matter halos from the velocity dispersion profile of their stars
我们使用的IllustrisTNG（TNG）宇宙学，星系形成的流体动力学模拟测量银河系质量，星系群和集群规模的暗物质晕的速度色散剖面的暗物质和恒星粒子。从暗示踪剂和亮示踪剂计算的平均剖面形状相似，在平均剖面周围表现出很大程度的晕-晕散射。所谓的“回溅”半径界定了晕的外边界，并表现为速度色散剖面中的扭结，平均位于$\sim 1.0-1.5r_{200m}$之间，其中$r_{200m}$是半径，在该半径内，晕的封闭密度等于该红移处宇宙平均背景密度的200倍。有趣的是，我们发现，这个位置也可以确定为半径（堆叠）速度色散曲线下降到60%的峰值（恒星和暗物质粒子在TNG晕的视线运动）。我们进一步表明，在速度色散分布的散射可能是由于主机晕的组装历史的变化。特别地，这将剖面分成两个区域：一个区域在$\sim0.1r_{200m}$内，其中速度色散的分散由晕的早期组装历史设定，另一个区域在该半径之外，其中速度色散的分散受其后期组装的影响更强烈。最后，我们表明，一个双参数模型可以用来拟合测得的速度弥散分布和拟合参数可以直接关系到两个基本的晕属性：质量和浓度。我们描述了一个简单的模型，使我们能够表达恒星的速度色散曲线的质量和浓度的主机晕作为唯一的自由参数。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovering the building blocks of dark matter halo density profiles with neural networks
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；University College London（伦敦大学学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；University of Chicago（芝加哥大学）；Science and Technology Facilities Council（科学与技术设施委员会）；Rutherford Appleton Laboratory（卢瑟福·阿普尔顿实验室）
暗物质晕的密度分布通常使用经验公式拟合放松晕人口的密度分布。我们提出了一个神经网络模型，该模型被训练来学习从包含每个晕的原始密度场到暗物质密度分布的映射。我们表明，该模型恢复广泛使用的Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件的维里半径，并可以另外描述的变化外轮廓的晕。神经网络架构由一个有监督的编码器-解码器框架组成，该框架首先将密度输入压缩为低维潜在表示，然后针对半径$r$的任何期望值输出$ρ(r)$。潜在表示包含模型用于预测密度分布的所有信息。这使我们能够通过量化表征和晕的地面真实密度分布之间的互信息来解释潜在表征。一个二维的表示是足够的，以准确地模拟密度分布的维里半径，但是，一个三维的表示需要描述的外部轮廓超过维里半径。在表示中的额外的维度包含信息的下落物质的外部轮廓的暗物质晕，从而发现的回溅边界的晕没有先验知识的晕的动力学历史。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.AI
