Galaxy bias and primordial non-Gaussianity: insights from galaxy formation simulations with IllustrisTNG
利用IllustrisTNG模型研究了物质密度和原初引力势的大尺度扰动对星系形成的影响.我们重点讨论了线性星系偏差$b_1$和由PNG引起的尺度相关偏差系数$b_ϕ$，它们分别描述了星系数计数对这两种扰动的响应。我们进行我们的研究，使用单独的宇宙模拟，其中的扰动的影响是模仿宇宙学参数的变化：修改后的宇宙物质密度为$b_1$和修改后的振幅$\mathcal{A}_s$的原始标量功率谱$b_ϕ$。我们发现，广泛使用的普适关系$b_ϕ= 2δ_c(b_1 - 1)$是一个穷人的描述晕和星系选择恒星质量$M_*$的偏见，这是相反的描述更好的$b_ϕ(M_*) = 2δ_c(b_1(M_*) - p)$与$p \in [0.4, 0.7]$。这是由物质过密度和局部PNG对恒星与晕质量关系中值的不同影响所解释的。一个简单的模型，这种影响使我们能够描述恒星质量依赖的$b_1$和$b_ϕ$相当不错。我们的结果还表明，对于由颜色和黑洞质量吸积率选择的星系，$b_1$和$b_ϕ$之间存在非平凡的关系。我们的研究结果提供了完善的先验$b_ϕ$本地PNG的限制和预测，使用星系聚类。鉴于广泛使用的普适性关系低估了$b_ϕ(M_*)$，现有的分析可能低估了本地PNG的真正约束力。
2020-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Wave Bias in IllustrisTNG300 from Machine-Learned Population-Synthesis Calibrated Merger Rates
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（佩里尔理论物理研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Cambridge（剑桥大学）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究开发基于模拟的框架，利用机器学习模拟器在IllustrisTNG300中填充引力波源，估计双黑洞并合的引力波偏置，发现其强于星系偏置且受金属丰度等属性影响，为未来实验提供解释框架。
2026-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon-CDM isocurvature galaxy bias with IllustrisTNG
我们研究重子CDM相对密度扰动$δ_{bc}$对星系形成的宇宙学模拟与IllustrisTNG模型的影响。这些等曲率（非绝热）扰动可以诱导primordially，如果多个领域是目前在通货膨胀，并产生之前重子光子去耦时重子不comove与CDM。在固定的总物质密度$Ω_m$下，通过改变重子$Ω_b$和CDM $Ω_c$的宇宙密度比来模拟长波$δ_{bc}$扰动的存在。我们测量了相应的星系偏置参数$b_δ^{bc}$作为星系丰度对$δ_{bc}$的响应。当用主晕总质量进行选择时，$b_δ^{bc}$为负值，并随质量和红移而减小。由于$δ_{bc}$对晕质量函数和星晕质量关系的竞争作用，恒星质量选择模拟星系的晕质量函数和星晕质量关系表现出较弱甚至相反的趋势。我们表明，简单的建模后两种效果描述$b_δ^{bc}$恒星质量选择对象。发现了代表BOSS DR 12星系的$M_* = 10^{11}\ M_{\odot}/h$和$z=0.5$的$b_δ^{bc} =0.6$。对于由重子-光子相互作用产生的$δ_{bc}$模，我们估计对DR 12功率谱的影响低于$1\%$，并且对推断的距离和增长率参数的偏移不应超过$0.1\%$。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy assembly bias in cosmological hydrodynamical simulations: a comparison between SIMBA and IllustrisTNG
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文系）
研究通过比较SIMBA与IllustrisTNG模拟，发现星系组装偏差受过密度影响显著，TNG中偏差随红移增加而增强，而SIMBA中偏差随红移减少
2026-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of Lyman-$α$ radiative transfer on large-scale clustering in the Illustris simulation
$α$发射体（LAEs）是研究高红移大尺度结构$z\gtrsim 2$的一种很有前途的探针.特别是，Hobby-Eberly望远镜暗能量实验旨在观测1.9 $<z<$ 3.5的LAEs，以测量重子声学振荡（BAO）尺度和红移空间畸变（RSD）。然而，Zheng等人（2011）指出，共振$α$发射线的复杂辐射转移（RT）在大尺度LAE聚类中产生各向异性选择偏差，$s\gtrsim 10$ Mpc。这种影响可能会导致BAO和RSD测量的系统误差。此外，Croft等人（2016）声称在Lyman- $α$强度图中存在该效应的观察证据，尽管在统计学上不显著。我们的目标是量化莱曼- $α$ RT对大尺度星系团的影响。为此，我们研究了大尺度环境和明显的莱曼- $α$光度的内在之一，我们称之为“观察分数”，在$2<z<6$的比率之间的相关性。我们应用我们的莱曼- $α$ RT代码后处理的全部Illustris模拟。我们简单地假设，莱曼- $α$发射的固有光度是成比例的恒星形成率的星系在插图，产生足够大的样本LAEs来衡量各向异性的选择偏差。我们发现大尺度环境与RT诱导的观测分数之间几乎没有相关性，因此各向异性选择偏差比Zheng et al.（2011）所声称的要小。我们认为，各向异性是高估了在以前的工作中，由于空间分辨率不足：重要的是要保持分辨率，使其解决了高密度区域的星际介质，$\sim1$…
2018-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The intrinsic SFRF and sSFRF of galaxies: comparing SDSS observation with IllustrisTNG simulation
观测得到的恒星形成率函数（SFRF）和比星形成率函数（sSFRF）受到爱丁顿偏差的影响，这是由于SFR的不确定性造成的。我们开发了一种新的方法来纠正爱丁顿的偏见，并获得了内在的SFRF和sSFRF从斯隆数字巡天数据发布7。内在的SFRF是在良好的协议，从以前的数据在文献中的测量依赖于紫外SFR，但它的高恒星形成端略低于那些红外和无线电示踪剂。我们证明了SDSS的内在sSFRF具有双峰形式，其中一个峰位于代表恒星形成对象的${\rm sSFR \sim 10^{-9.7} yr^{-1}}$，而另一个峰位于代表淬灭人口的${\rm sSFR \sim 10^{-12} yr^{-1}}$。此外，我们将我们的观察结果与来自IllustrisTNG和Illustris模拟的预测进行了比较，并表明“TNG”模型的性能比其前身好得多。然而，我们表明，模拟SFRF和宇宙恒星形成密度（CSFRD）的TNG模拟是高度依赖于分辨率，反映了该模型的局限性和当今最先进的模拟。我们表明，双峰，双峰sSFRF隐含的SDSS观测不出现在TNG，无论采用的盒子大小或分辨率。这种紧张局势反映了需要列入一个额外的有效淬火机制的TNG模型。
2020-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The optical morphologies of galaxies in the IllustrisTNG simulation: a comparison to Pan-STARRS observations
我们已经从IllustrisTNG和原始的Illustris流体动力学宇宙学模拟中生成了$\sim$ 27，000个星系的合成图像，旨在匹配$z \approx 0.05$的$\log_{10}(M_{\ast}/{\rm M}_{\odot}) \approx 9.8$ - $11.3$星系的泛星观测。我们的大多数合成图像都是使用SKIRT辐射转移代码创建的，包括灰尘衰减和散射的影响，并直接在模拟本身使用的Voronoi网格上执行辐射转移。我们分析了我们的合成和真正的泛星图像与新开发的$\tt{statmorph}$代码，计算非参数形态诊断-包括基尼- $M_{20}$和浓度不对称平滑（CAS）统计-并进行二维Sérsic拟合。总的来说，我们发现，IllustrisTNG星系的光学形态与观测结果吻合得很好，与原始的Illustris模拟相比，有了很大的改进。特别是，基尼- $M_{20}$图的轨迹与从观测中推断的一致，而在这项工作中考虑的所有形态，大小和形状参数的恒星质量的中位数趋势位于观测趋势的$\sim$ 1 $σ$分散。然而，IllustrisTNG模型在更严格的测试中有一些困难，例如产生强烈的形态-颜色关系。这导致与观察结果相比，红色圆盘和蓝色球状体的比例略高。同样地，形态与大小的关系也是有问题的：虽然观测显示在固定的恒星质量下，圆盘往往比球状体大，但在Illustris…
2019-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing the Spatial Correlation of Binary Black Hole Mergers to Large-Scale Structure through the Illustris Simulation
本研究利用 IllustrisTNG 模拟比较了大质量双黑洞并合与星系的两点相关函数，发现前者在小尺度上聚集性更强，表明 LISA 可作为探测大尺度结构的独立探针并辅助扣除前景。
2025-07-16 astro-ph.CO
Constraint on magnetized galactic outflows from LOFAR rotation measure data
本研究利用LOFAR两米巡天的法拉第旋转量数据检验Illustris-TNG重子反馈模型，发现其高估了残余旋转量均方根，表明星系磁化外流对星系际介质的影响弱于模拟估算，支持大尺度结构空洞的大尺度磁场可能源于宇宙学过程的假说。
2024-03-20 astro-ph.CO
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Entropy Evolution Towards DARKexp of IllustrisTNG Dark Matter Halos
本研究检验第一性原理方法DARKexp，通过追踪IllustrisTNG模拟中z=0到z=3的平衡暗物质晕的熵演化，证实暗晕平衡态为最大熵态且符合DARKexp分布，揭示暗晕结构起源。
2025-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deep learning view of the census of galaxy clusters in IllustrisTNG
星系团多样性的起源仍然是大尺度结构形成和星系团演化的一个未解释的方面。我们提出了一种新的方法，使用X射线图像来识别冷核（CC），弱冷核（WCC）和非冷核（NCC）星系团，这是由他们的中心冷却时间定义。我们使用卷积神经网络ResNet-18来对聚类进行分类，该网络通常用于图像分析。我们产生模拟钱德拉X射线观测的样本318大规模集群从IllustrisTNG模拟。该网络使用低分辨率的模拟Chandra图像进行训练和测试，覆盖我们样本中集群的中心1 Mpc正方形。在没有任何光谱信息的情况下，深度学习算法能够识别CC、WCC和NCC聚类，分别达到92%、81%和83%的平衡准确度（BAcc）。该性能优于使用中心气体密度的常规方法的分类，平均BAcc = 81%，或表面亮度浓度，给出BAcc = 73%。我们使用类激活映射来定位分类决策的判别区域。从这个分析中，我们观察到网络已经利用从聚类中心到r~300 kpc和r~500 kpc的区域分别识别CC和NCC聚类。它可能已经认识到的功能，在集群内的介质，是与活动星系核的反馈和破坏性的主要合并。
2020-08-25 astro-ph.CO
On the kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect as an observational probe for halo spin bias
我们探讨了潜在的动力学Sunyaev-Zel'dovich（KSZ）效应作为未来观测探测晕自旋偏置的基石，晕集群在固定晕质量晕自旋的二次依赖。使用IllustrisTNG磁流体动力学宇宙学模拟，我们测量的kSZ和热SZ（tSZ）的影响所产生的重子含量超过50,000晕内的晕质量范围$11 < \log_{10} ({\rm M_{vir}}/ h^{-1} {\rm M_{\odot}}) \lesssim 14.5$。首先，我们确认，这两种效应的大小强烈依赖于总气体和维里质量的晕，和综合kSZ信号显示显着的相关性与晕内气体的角动量，特别是大规模的晕。第二，我们表明，集成kSZ信号和集成kSZ和tSZ信号的比率跟踪总晕自旋，即使存在显着的散射。最后，我们证明，在没有观测和仪器的不确定性，这些SZ相关的统计数据可以用来恢复大部分的底层IllustrisTNG晕自旋偏置信号。我们的分析代表了第一次尝试开发一个未来的观测探测晕自旋偏置，提出了替代路线测量二次偏置效应。
2020-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The low redshift Lyman-$α$ Forest as a constraint for models of AGN feedback
利用Illustris和IllustrisTNG（TNG）宇宙学模拟，研究了$z=0.1$ Lyman- $α$ Forest观测量，如柱密度分布函数（CDD）、通量PDF、通量功率谱和线宽分布对活动星系核（AGN）反馈子网格模型的敏感性.这两个模拟共享相同的紫外线背景（UVB）处方和类似的宇宙学参数，但TNG具有完全重新设计的AGN反馈模型。由于活动星系核射电模模型的变化，在柱密度为$N_{\rm HI}< 10^{15.5}$ cm $^{-2}$时，原始的Illustris模拟中$α$吸收体比TNG少2-3倍。我们比较了模拟森林的统计数据，从宇宙起源光谱仪（COS）的紫外线数据，并发现，无论是模拟可以重现的吸收剂分布的斜率。这两个Illustris和TNG也产生显着较小的线宽分布比COS数据中观察到的。我们表明，TNG是在更好地与所观察到的$z=0.1$通量功率谱比Illustris协议。我们探讨统计数据可以解开活动星系核反馈的影响，从替代UVB模型通过重新调整的UVB的插图产生的CDD匹配TNG。虽然这种UVB重新缩放是退化的活动星系核反馈的CDD的效果，通量PDF和1D通量功率谱的幅度和形状的变化的方式不同的缩放的UVB。我们的研究表明，$z=0.1$莱曼- $α$森林观测值可以作为诊断活动星系核反馈模型。
2022-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
First results from the IllustrisTNG simulations: matter and galaxy clustering
对星系形成的流体动力学模拟现在已经达到了足够的规模，可以在宇宙学相关的尺度上对星系团进行精确的预测。在这里，我们使用我们的新的IllustrisTNG模拟研究的非线性关联函数和重子，暗物质，星系和晕的功率谱在一个非常大的范围内的尺度。我们发现重子效应在小尺度上增加了暗物质的聚集，在k ~ 10 h/Mpc尺度上使总物质功率谱衰减了20%.恒星质量的非线性两点关联函数在很宽的尺度范围内接近幂律，并且从很高的红移到现在几乎不随时间变化。模拟星系的两点关联函数在平均红移z ~ 0.1处与SDSS吻合得很好，这两个函数都是恒星质量的函数，并且当根据星系颜色分开时，除了在恒星质量范围10^9-10^10 Msun/h^2的红色星系团中有轻微的过量。鉴于这种一致性，TNG模拟可以为不同星系样本的聚类偏差做出有价值的理论预测。我们发现星系自关联函数的成团长度强烈地依赖于恒星质量和红移。它的幂律斜率gamma几乎不随恒星质量变化，但从红移z=0时的gamma ~ 1.8下降到红移z ~ 1时的gamma ~ 1.6，超过这个值，斜率又变陡。我们在大尺度结构的不同观测示踪剂的偏差中检测到显着的尺度依赖性，很好地延伸到重子声学振荡的范围内，并导致声峰的名义（但幸运的是可以纠正的）位移约为5%。
2017-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
First results from the IllustrisTNG simulations: the galaxy color bimodality
我们介绍了前两个模拟的IllustrisTNG项目，下一代的宇宙学磁流体动力学模拟，专注于星系的光学颜色。我们探索了TNG 100，一个原始的插图盒的一个子集，和TNG 300，它包括2x2500^3分辨率的元素，体积是原来的20倍。在这里，我们提出的第一个结果，星系的颜色双峰在低红移。考虑到尘埃对恒星光的衰减，我们将10^9 < M*/Msun < 10^12.5星系的模拟（g-r）颜色与斯隆数字巡天（SDSS）观测到的分布进行了比较。我们发现，与原始的Illustris模拟相比，有了显著的改进，与观测结果相比，定量一致性也很好，在特征M* ~ 10^10.5 Msun处，中值颜色从蓝色急剧过渡到红色。研究色质平面的建立和红色序列的形成，我们证明了TNG模型中星系色变的主要驱动因素是低吸积状态下的超大质量黑洞反馈。在整个人口中，我们测量到的中值颜色过渡时间尺度dt_green为~1.6 Gyr，这个值随着星系质量的增加而下降。我们发现淬火的物理过程的签名：在固定的恒星质量，红色的星系有较低的SFRs，气体分数，气体金属丰度;他们的恒星星族也是老年人和他们的大规模星际磁场弱于蓝色的星系。最后，我们测量了红色序列上的恒星质量增长量。M* > 10^11 Msun的星系在z<1时变红，其最终质量平均约为z=0变红后质量的25%;同时，约18%这样的大质量星系在红色序列中获得了其最终恒星…
2018-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of selection -- a tale of cluster mass measurement bias induced by correlation and projection
暗能量调查使用星系团进行的宇宙学分析最近发现了一个以前未知的选择效应影响弱透镜质量估计的问题。在这封信中，我们使用的插图TNG模拟表明，选择星系计数诱导选择效应，因为投影和不同的观测之间的相关性。我们计算弱透镜一样的投影质量估计的暗物质晕，并检查其投影subhalo计数。在二维投影空间中，被测量为比真实质量更大的晕具有更高的次晕计数。因此，沿着视线的投影会创建与集群质量测量偏差相关的集群可观测量，当通过该相关可观测量选择集群时，这反过来又会创建质量测量偏差。我们证明了使用可观测质量测量相关性在前向模型中预测的偏差。
2022-01-06 astro-ph.CO
Atomic and molecular gas in IllustrisTNG galaxies at low redshift
我们最近开发了一个后处理框架来估计原子和分子氢（HI和H2，分别）在大容量宇宙学模拟星系中的丰度。在这里，我们比较的HI和H2含量的IllustrisTNG星系的观测。我们主要限制这种比较$z \approx 0$，并考虑六个观测指标：HI和H2的总体丰度，它们的质量函数，气体分数作为恒星质量的函数，H2和恒星形成率之间的相关性，气体的空间分布，以及气体含量和形态之间的相关性。我们发现一般良好的模拟和观测之间的协议，特别是气体分数和HI质量尺寸关系。H2质量与恒星形成率相关，揭示了几乎恒定的耗尽时间，如观察到的那样，直到z = 2。然而，我们也发现了一些具有不同程度的重要性的紧张局势，包括高估了z = 0时的总中性气体丰度约为2倍，以及可能有多余的卫星没有或很少有中性气体。这些结论对于HI/H2跃迁的建模是稳健的。就中性气体性质而言，IllustrisTNG模拟比原始的Illustris运行有了巨大的改进。本文中使用的所有数据均作为IllustrisTNG数据发布的一部分公开提供。
2019-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner structure of early-type galaxies in the Illustris simulation
早型星系为冷暗物质宇宙学的预测和进入星系形成模型的重子物理假设提供了独特的检验。本文利用Illustris模拟研究了早型星系的三个主要性质，即恒星轨道各向异性、中心暗物质分数和中心径向密度斜率的相关性，以及自$z=1.0$以来它们的红移演化。我们发现，较低质量的星系或星系在较高的红移往往是蓝色的休息帧的颜色，有较高的中心气体分数，并具有更多的切向各向异性轨道和陡峭的中心密度斜率比他们的高质量或低红移的同行，分别。投影中心的暗物质的有效半径内的分数显示了一个非常温和的质量依赖，但正相关的星系有效半径由于光圈效应。通过结合强透镜测量与单孔径运动学得到的中心密度斜率被发现不同于真实密度斜率。我们确定系统偏差在这种测量是由于两个常见的建模假设，各向同性恒星轨道分布和幂律密度分布。我们还比较了早期类型的星系的属性，从现有的星系和强透镜调查，我们发现在一般广泛的协议，但也有一些紧张局势，这构成了一个潜在的挑战，恒星形成和反馈模型所采用的模拟。
2017-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black hole clustering and duty cycles in the Illustris simulation
我们使用高分辨率的宇宙学模拟Illustris研究超大质量黑洞在宇宙时间的聚类，黑洞聚类和主机晕质量之间的联系，以及对黑洞占空比的影响。我们预测的黑洞相关长度和偏差在整个红移范围内与观测数据非常匹配。黑洞集群是强烈的亮度依赖于小，1晕尺度，与一些中等依赖于较大的规模的几个兆位秒在中间的红移。我们发现黑洞集群的发展只有微弱的红移，最初的行为，他们的主机。而在z ~ 2以下，黑洞成团的增长速度要快于其宿主，这导致成团预测的宿主晕质量被显著高估。主机晕质量的完整分布是非常广泛的，包括一个低质量的尾巴延伸到一个数量级以下的天真的最小主机质量的预测。我们的黑洞占空比遵循幂律依赖于黑洞质量和减少红移，我们提供了准确的分析适合这些。然而，在较晚的时候，聚类幅度的增加意味着基于黑洞聚类的占空比估计可以大大高估占空比，超过两个数量级。我们发现最佳的协议时，最小主机质量被假定为$10^{11.2} M_\odot$，这提供了一个准确的测量在所有的红移和光度范围内探测我们的模拟。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering of emission line galaxies with IllustrisTNG -- II. cosmology challenge with anisotropic correlation functions and ELG-halo connections
Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）；Department of Physics, Graduate School of Science, Chiba University（千叶大学理学研究科物理系）；RIKEN Center for Advanced Intelligence Project（理化学研究所先进智能项目中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, The University of Tokyo Institutes for Advanced Study（东京大学高等研究院宇宙物理数学研究所卡弗里）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究利用IllustrisTNG模拟，通过各向异性相关函数和ELG-晕连接分析，揭示ELG在红移z≈1.5–2的聚类特性及与暗物质的偏差。
2026-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sunyaev-Zel'dovich effect and X-ray scaling relations of galaxies, groups and clusters in the IllustrisTNG simulations
团内介质（ICM）的可观测物理性质反映了活动星系核反馈与晕的引力坍缩之间复杂的相互作用。使用大量的TNG 300模拟的IllustrisTNG项目，我们提供了预测的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的样本超过30,000晕，覆盖了广泛的质量范围从星系到大质量星系团（$M_{\rm 500crit}$ $\in [10^{12}$ M $_{\odot} - 2\times 10^{15}$ M $_{\odot}$ ]）的标度关系。我们使用与观测技术一致的方法对模拟晕进行模拟X射线观测。因此，我们调查的软带X射线光度，光谱温度，气体质量分数，$Y_{\rm X}$和$Y_{\rm SZ}$作为晕质量的函数之间的标度关系，我们发现广泛的协议之间的IllustrisTNG和观察到的关系。我们的研究结果突出了散射和偏差估计的质量，从而模拟ICM属性转换到可观察的空间时，比较模拟电流X射线观测的重要性。在我们的样品中的晕质量的范围很广，提供了新的见解的形状的X射线和SZ缩放关系在三个数量级的质量。我们的研究结果显示了强有力的证据，打破了$z=0$标度关系。我们引入了一个平稳破碎的幂律模型，该模型鲁棒地捕获了这个断裂的位置，断裂周围的过渡区的宽度，以及对晕质量的斜率依赖性。我们的研究结果为下一代次网格黑洞反馈模型提供了信息，并为正在进行的和未来的观测调查提供了预测。
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-halo connection of emission-line galaxies in IllustrisTNG
利用流体动力学模拟程序IllustrisTNG-300-1，在$z \sim 1$上研究了发光成星发射线星系的晕占据分布（HOD）和环境依赖性.这样的星系是当前和即将到来的宇宙学调查的关键目标。我们选择模型星系通过削减在颜色颜色空间允许直接比较与扩展重子振荡光谱调查和暗能量光谱仪（DESI）的调查，然后比较它们与星系选择的基础上特定的恒星形成率（sSFR）和恒星质量。我们证明，ELG人口是两倍更有可能居住在低密度区域（片）相比，质量选择的人口和两倍不太可能占据的dennial区域的宇宙网络（结）。我们还表明，颜色选择和sSFR选择ELG表现出非常相似的职业和聚类统计，发现协议是最好的较低的红移。与质量选择样品相比，中心ELG在$\sim$ 20\%处占据晕。我们进一步探讨了HOD和自相关对环境的依赖性，注意到在固定的晕质量下，高密度区域的星系团比低密度区域的星系团强约10倍。这一结果表明，我们应该仔细地对星系-晕关系进行建模，并将装配偏差效应应用到我们的模型中（在$\sim$上估计为$z = 0.8$上DESI颜色选择样本的聚集的4\%）。最后，我们应用一个简单的模拟配方恢复聚类的大规模（$r \gtrsim 1 \ {\rm Mpc}/h$）内的1\%，通过增加HOD模型与环境的依赖性，展示了采用灵活的人口模型的力量。
2021-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasting Galaxy Cluster HI Mass Recovery with CHIME at Redshifts z = 1 and 2 via the IllustrisTNG Simulations
本研究利用IllustrisTNG模拟数据评估CHIME在红移1和2处通过叠加分析恢复星系团HI质量的效用，发现以星系团作为示踪物可准确恢复其平均HI质量。
2024-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenched fractions in the IllustrisTNG simulations: comparison with observations and other theoretical models
我们做了深入的比较的IllustrisTNG模拟与观测数据的淬火分数的中央和卫星星系，$M_*=10^{9-12}M_{\odot}$在$0\leq z\leq3$。我们研究了分析方法和观察效应如何影响这种比较。这包括测量选择-孔径，淬火定义，恒星形成率（SFR）指标时标-以及观测的不确定性和样本选择问题：投影效应，卫星/中心误分类，和主机质量分布抽样。用来区分淬灭星系和恒星形成星系的定义产生了高达70（30）$\%$的中心（卫星）$>\sim 10^{10.5} M_{\odot}$的差异。增加测量SFR的孔径可以将淬灭分数抑制高达$\sim50\%$，特别是在$z\gtrsim2$下。适当考虑恒星和主机的质量分布是至关重要的：天真的体积有限的模拟样品的比较导致误解的淬火分数作为$z$的函数高达20 $\%$。包括观测不确定性的理论值的$M_*$和SFR的变化淬火分数值和它们的趋势和/或斜率与质量。采用卫星的投影距离而不是3D距离，由于场污染，使淬灭分数减少多达10 $\%$。与数据比较，TNG产生的淬灭馏分与观测结果基本一致。TNG预测淬灭分数高达$\sim80-90\%$的中心在$z\leq2-3$，符合最近的观察，并显着高于其他理论模型。TNG和SDSS的卫星淬灭分数在集团和集群的定量协议强烈依赖于星系和主机的质量范围。我们在TNG和SDSS之间的模拟比较突出了正确解释观测…
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter in the star formation rate-halo mass relation: secondary bias and its impact on line-intensity mapping
本研究利用 IllustrisTNG 模拟探讨了次级偏置对线强度映射功率谱的影响，发现固定晕质量下恒星形成率与晕偏置的相关性会显著改变双晕和单晕项，并指出需在构建模拟星表和解释观测时考虑次级偏置。
2025-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A flexible modelling of galaxy assembly bias
我们使用{ \sc Illustris TNG 300}磁流体动力学模拟，{ \sc SAGE}半分析模型，和subhalo丰度匹配技术（SHAM）检查的多样性预测星系组装偏差（即在一个固定的晕质量的星系大规模集群的差异，由于组装历史和其他属性的主机晕）。我们认为样本的星系选择根据其恒星质量或恒星形成率在不同的红移。我们发现，所有的模型预测组装偏置信号的不同幅度，红移的演变，并与选择标准和数密度的依赖。为了模拟这些非平凡的依赖，我们提出了一个扩展的标准SHAM技术，使它可以包括任意数量的组装偏差。我们这样做，优先选择具有相同的内部属性，但不同的{ \it个人}大规模的偏见subhaloes。我们发现，与此模型，我们可以成功地再现星系组装偏置信号在任何{ \sc SAGE}或{ \sc TNG}，所有的红移和星系数密度。我们预计，这个模型可以用来约束水平的组装偏差的意见和援助，在创建更现实的模拟星系目录。
2021-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The local PNG bias of neutral Hydrogen, ${\rm H_I}$
我们使用单独的宇宙模拟与IllustrisTNG星系形成模型预测本地PNG偏置参数$b_ϕ$和$b_{ϕδ}$的原子中性氢，${\rm H_I}$。这些参数和它们与线性密度偏差参数$b_1$的关系在使用${\rm H_I}$功率谱和双谱的局部PNG参数$f_{\rm NL}$的观测约束中起着关键作用。我们的研究结果表明，流行的计算的基础上的普遍性的晕质量函数overpredicts的$b_ϕ(b_1)$和$b_{ϕδ}(b_1)$的关系，在模拟中测量。特别是，我们的研究结果表明，在$z \lesssim 1$的${\rm H_I}$功率谱是更敏感的$f_{\rm NL}$相比，以前认为（$b_ϕ$是更负的），但在其他时期（$b_ϕ$是不太积极）敏感。我们讨论了如何可以解释的竞争的物理效应，如大规模的引力势与本地PNG（i）加速转化的氢到重元素的恒星形成，（ii）增强重子反馈的影响，喷射气体更暴露于电离辐射的区域，和（iii）促进形成更致密的结构，更有效地屏蔽${\rm H_I}$。我们的数值结果可以用来修正现有的预测研究$f_{\rm NL}$使用21厘米线强度映射数据。尽管这第一步预测的本地PNG偏置参数的${\rm H_I}$，我们强调，需要更多的工作来评估其敏感性假设的星系形成物理和${\rm H_I}$建模策略。
2022-09-12 astro-ph.CO
Breaking the $f_{\text{NL}}$--$b_ϕ$ degeneracy with the time evolution of tracer number counts
Perimeter Institute for Theoretical Physics（Perimeter理论物理研究所）
研究利用示踪剂数量计数的时间演化来打破$f_{\text{NL}}$ - $b_ϕ$简并性，通过IllustrisTNG和SIMBA的CAMELS套件测试时间演化估计器，表明其可扩展到现实光度选择，校正相关效应，确立了该估计器在现实勘测选择中的稳健性。
2026-07-21 astro-ph.CO
Estimating redshift distributions using Hierarchical Logistic Gaussian processes
这项工作使用分层逻辑高斯过程来推断星系样本的真实红移分布，通过它们与空间重叠的光谱样本的互相关。我们证明，这种方法可以准确地估计这些红移分布在一个完全贝叶斯的方式与星系暗物质偏置模型。我们预测了红移依赖的星系-暗物质偏置模型中的系统偏置如何影响红移推断。使用已发表的星系-暗物质偏差测量的插图模拟，我们比较这些系统的偏差与统计误差预算预测弱引力透镜测量。如果红移依赖的星系-暗物质偏置模型被错误地指定，那么红移的推断可能会有偏差。这可以传播到10% - 30%水平上的弱透镜会聚功率谱中的相对偏差。因此，我们展示了一种方法来检测这些来源的错误使用贝叶斯模型选择技术。此外，我们讨论了改进，可以从贝叶斯模板拟合到模型中，无论是在红移预测精度和系统建模偏差的检测先验信息。
2020-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Simulation-Based Priors for HI Bias from Halo Occupation Physics
McGill University（麦吉尔大学）；Ciela—Montreal Institute for Astrophysical Data Analysis and Machine Learning（Ciela—蒙特利尔天体物理数据分析与机器学习研究所）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
研究利用有效场理论分析21厘米强度图时氢碘偏差参数先验问题，提出基于模拟框架学习条件分布，用信息性先验取代宽泛先验，训练归一化流得到结构化映射，产生更紧密先验，且不同模拟结果有差异，为相关调查提供初步步骤。
2026-07-17 astro-ph.CO
Redshift Space Distortion of 21cm line at 1<z<5 with Cosmological Hydrodynamic Simulations
在k>1h/Mpc的标度下，测量了红移1<z3的中性氢气21 cm谱线的标度依赖性和红移依赖性<5 using full cosmological hydrodynamic simulations by taking the ratios between the power spectra of HI- dark matter cross correlation and dark matter auto-correlation. The neutral hydrogen distribution is computed in full cosmological hydrodynamic simulations including star formation and supernova feedback under a uniform ultra-violet background radiation. We find a significant scale dependence of HI bias at z>，但在较低的红移z<3时，它基本不变.在相同的红移范围内，HI偏置的红移演化相对慢于类星体。我们还测量了HI气体的红移空间畸变（RSD），以探索HI团簇的性质。拟合广泛应用的理论预测，我们发现，恒定的偏差是一致的，直接从实空间功率谱测量，和速度色散是轻微一…
2019-01-29 astro-ph.CO
Unifying Sunyaev-Zel'dovich and X-ray predictions from clusters to galaxy groups: the impact of X-ray mass estimates on the $Y-M$ scaling relation
精确星团宇宙学的一个主要限制来自于估算星团质量时的系统误差和不确定性。使用Mock-X管道，我们生成合成X射线图像，并推导出超过30，000个模拟星系群和星系群样本的星系团和星系团X射线属性，其中$M_{\rm 500crit}$介于IllustrisTNG中的$10^{12}$和$2\times 10^{15}$ M $_{\odot}$之间。我们探讨了Sunyaev Zel 'dovich和X射线标度关系与质量的IllustrisTNG预测之间的相似性和差异。我们发现一个中位数流体静力学质量偏差$b = 0.125 \pm 0.003$为$M_{\rm 500crit}$ $>10^{13}$ M $_{\odot}$。当质量来源于合成X射线观测时，$b = 0.17 \pm 0.004$的偏倚增加。我们的模型如何不同的潜在假设$Y_{\rm X}$晕质量的依赖可以产生偏见，在所观察到的$Y_{\rm SZ} - M_{Y_{\rm X}}$标度关系。特别是，简化的假设，$Y_{\rm X} - M_{\rm tot}$是自相似的，在所有的质量尺度在很大程度上隐藏了中断$Y_{\rm SZ} - M_{\rm tot}$和高估$Y_{\rm SZ}$在星系和集团规模。我们表明，校准$Y_{\rm X}-$质量代理使用一个新的模型，顺利打破幂律再现真实的基本$Y_{\rm SZ}…
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing hydrostatic mass bias with Mock-X
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
利用Mock-X框架研究星系团静水质量偏差，发现其质量依赖性，偏差随团簇质量增加而增大。
2020-01-30 astro-ph.CO
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Physical Origin of Galactic Conformity: From Theory to Observation
我们采用了几个星系形成模型，特别是，L-GALAXIES，IllustrisTNG，和EAGLE，以及从SDSS和DESI的观测样本，调查星系的一致性，所观察到的大尺度之间的相关性的恒星形成属性的中央（主）星系和他们的邻居。为了统一分析模型和观测结果，我们引入了CENSAT，一种新的算法来定义一个星系是否是一个中心或卫星系统的基础上的隔离标准。我们发现，在最新版本的L-GALAXIES（Ayromlou et al. 2021）、IllustrisTNG和EAGLE以及SDSS和DESI观测样本中，一致性信号存在，距离低质量和中等质量中心至少5 Mpc。相比之下，在旧版本的L-GALAXIES中，一致性信号要弱得多（Henriques et al. 2020）。这个旧模型与其他模型的主要区别之一是它忽略了星系气体库的冲压压力剥离，除了大质量星系团晕的边界。我们的观测比较表明，这种差异显着影响所观察到的大规模一致性信号。此外，通过研究的贡献，backsplash，飞，中央和卫星星系的整合信号，我们表明，它产生的大部分，但不是全部，从大规模系统附近的主星系。模型和观测之间仍然存在的紧张关系可以通过修改反馈过程如何影响气体分布和运动学以及星系周围环境的物理处方来解决。
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predictions for local PNG bias in the galaxy power spectrum and bispectrum and the consequences for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用流体动力学分离宇宙模拟与IllustrisTNG模型预测本地原始非高斯（PNG）的偏置参数$b_ϕ$和$b_{ϕδ}$，进入领先的顺序在星系功率谱和双谱。这是第一次从重力或星系形成模拟中测量PDMATHAMN。对于暗物质晕，普遍的普适性假设高估了$1 \lesssim b_1 \lesssim 3$范围内的$b_{ϕδ}(b_1)$关系，最高可达$Δb_{ϕδ} \sim 3$（$b_1$是线性密度偏差）。模拟星系的普适性关系的充分性更差，$b_ϕ(b_1)$和$b_{ϕδ}(b_1)$的关系一般红移依赖和非常敏感的星系是如何选择的（我们测试总，恒星和黑洞质量，黑洞质量吸积率和颜色）。$b_ϕ$和$b_{ϕδ}$上的不确定性对局部PNG参数$f_{\rm NL}$的约束有直接的、经常被忽视的影响，我们对此进行了研究和讨论。对于在$z=1$处使用$V = 100{\rm Gpc}^3/h^3$的勘测，接近基准值的不确定性$Δb_ϕ \lesssim 1$和$Δb_{ϕδ} \lesssim 5$可以使用功率谱和双谱数据对$f_{\rm NL}$产生相对无偏的约束。我们还表明，为什么先验的星系偏见是有用的，即使在分析，适合产品$f_{\rm NL} b_ϕ$和$f_{\rm NL} b_{ϕδ}$。我们讨论的策略，以处理星系偏差的不确定性，可以直接实施现有的$f_{\rm NL…
2022-01-20 astro-ph.CO
Debiased Galaxy Cluster Pressure Profiles from X-ray Observations and Simulations
我们提出了一个更新的平均集群压力分布模型，调整流体静力学质量偏差相结合的结果从X射线观测与宇宙学模拟。我们的模型估计这种偏差拟合幂律之间的关系“真正的”晕质量和X射线集群质量的流体动力学模拟（IllustrisTNG，BAHAMAS，和MACSIS）。作为一个应用实例，我们考虑了REXCESS X射线团簇样品和从缩放和堆叠的压力分布导出的通用压力分布（UPP）。我们发现调整后的质量，$M_\mathrm{500c},$是$\lesssim$高15%和缩放的压力$P/P_\mathrm{500c}$有$\lesssim$ 35%，低于以前推断的归一化。我们的去偏压力分布（DPP）与广义Navarro-Frenk-White（GNFW）函数拟合良好，参数为$[P_0,c_{500},α,β,γ]=[5.048,1.217,1.192,5.490,0.433]$，不需要质量相关校正项。当DPP被用来模拟的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应，我们发现，集成的康普顿$Y-M$关系只有轻微的偏离自相似标度。热SZ角功率谱的幅度低约30%，假设标称宇宙学参数（例如$Ω_\text{m}=0.3$，$σ_8 = 0.8$），并广泛地与最近的普朗克结果一致，而不需要额外的偏置校正。
2021-07-07 astro-ph.CO
Responses of Halo Occupation Distributions: a new ingredient in the halo model & the impact on galaxy bias
晕占据分布（HOD）模型描述了位于不同晕中的星系数量，并被广泛应用于使用晕模型（HM）的星系-晕连接研究。在这里，我们介绍和研究HOD响应函数$R_\mathcal{O}^g$，描述的响应HOD长波长扰动$\mathcal{O}$。线性星系偏差参数$b_\mathcal{O}^g$是$b_\mathcal{O}^h + R_\mathcal{O}^g$的加权版本，其中$b_\mathcal{O}^h$是晕偏差，但文献中通常忽略了$R_\mathcal{O}^g$的贡献。我们调查的影响，通过测量$R_\mathcal{O}^g$在单独的宇宙模拟的IllustrisTNG模型的三种类型的扰动：总物质扰动，$\mathcal{O}=δ_m$ ;重子CDM补偿等曲率扰动，$\mathcal{O}=σ$ ;和潜在的扰动与本地原始非高斯，$\mathcal{O}\propto f_{\rm NL}ϕ$。我们的主要结论是，一般来说，$R_\mathcal{O}^g$不可忽略，其大小应根据具体情况进行估计。对于恒星质量的选择星系，响应$R_ϕ^g$和$R_σ^g$是相当大的，不能忽略HM计算的偏置参数$b_ϕ^g$和$b_σ^g$，这是有关的约束膨胀使用星系。另一方面，我们没有检测到HOD响应$R_1^g$对线性星系偏置$b_1^g$的强烈影响。这些结果可以解释的影响，扰动对恒星的总质量的关系。我…
2021-05-08 astro-ph.CO
Impact of lensing bias on the cosmological dispersion measure
本研究基于宇宙学微扰理论推导了不均匀物质分布的引力透镜效应对快速射电暴宇宙学色散量系综平均的偏置，发现透镜偏置和放大率偏置会导致DM-红移关系在百分比级别产生偏差，必须予以考虑。
2024-10-17 astro-ph.CO gr-qc
The role of the cosmic web in the scatter of the galaxy stellar mass - gas metallicity relation
理解宇宙网和星系气体含量之间的关系是理解星系演化的关键一步。然而，宇宙网对星系和暗物质晕生长的影响还没有得到正确的理解。利用SDSS观测数据，研究了宇宙网对低红移恒星形成星系的恒星质量-气相金属丰度关系的影响。星系与节点的接近程度，与恒星质量和密度无关，会影响其气相金属丰度，靠近节点的星系比远离节点的星系显示出更高的化学富集度。我们发现一个类似的，但显着较弱的影响相对于灯丝。我们补充我们的观测分析与宇宙学流体动力学模拟的研究illustrisTNG（TNG 300），找到与我们的结果定性一致。使用IllustrisTNG，我们的研究结果可以解释为两个晕组件的偏见和气体供应结合在节点中的方式，显着调制的气体的金属丰度，有助于在星系演化的这种基本关系的分散。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extreme Spheres: Counts-in-cells for 21cm intensity mapping
强度测绘调查将提供在高红移下以前所未有的大体积获得宇宙大尺度结构的粗略视图。鉴于大部分的天空可以有效地使用宇宙中性氢（HI）的发射进行扫描，强度映射非常适合探测广泛的密度环境，从而限制宇宙学和基础物理学。为了有效地从超过平均值的21 cm强度中提取信息，需要捕获与平均HI密度的大偏差的非高斯统计。细胞计数统计非常适合这个目的，因为球体中物质密度的统计可以在其方差低于1的尺度上准确预测。我们使用一个大的国家的最先进的磁流体动力学模拟从IllustrisTNG项目，以确定中性氢和细胞中的物质密度之间的关系。我们演示了如何我们的理论知识的问题PDF为一个给定的宇宙学可以用来提取一个参数独立的HI偏置函数从测量的中性氢PDF。当将预测的物质PDF与模拟的简单偏置拟合相结合时，我们在从红移z=5到z=1的尺度R=5 Mpc/h下以百分之几的精度获得了中性氢PDF的预测。此外，我们发现了一个密度依赖的HI聚类信号，这与理论预期是一致的，并可以允许联合约束的HI偏置和物质波动的幅度或结构的增长。
2018-08-29 astro-ph.CO
Simultaneous Dependence of Matter Clustering on Scale and Environment
在这项工作中，我们提出了新的统计工具，能够表征暗物质和气体集群的规模和密度环境的同时依赖性，这些是环境相关的小波功率谱（env-WPS），环境相关的偏置函数（env-bias），和环境相关的小波互相关函数（env-WCC）。这些统计数据被应用到\texttt{TNG100-1}模拟的$z=3.0$ - $0.0$红移处的暗物质和重子气体密度场，以及$z=0$的\texttt{Illustris-1}和\texttt{SIMBA}。对env-WPS的测量表明，暗物质和气体的聚集强度都随着密度的增加而增加，而高斯场的聚集强度没有密度依赖性。通过测量env-bias和env-WCC，我们发现它们随环境、尺度和红移而显著变化。一个值得注意的特征是，在$z=0.0$中，气体在$3 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$周围的$Δ\gtrsim 10$密度更高的环境中偏置更少，这是由于在较低的红移处AGN反馈强度降低导致的气体再吸积。我们还发现，在所有时代，气体与暗物质在最稠密和欠稠密的环境中的相关性都比其他环境更紧密。即使在$z=0$下，在$k \lesssim 10 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$尺度下，$Δ\gtrsim 200$和$Δ\lesssim 0.1$中的env-WCC也大于$0.9$。总之，我们的研究结果支持了局部密度环境对暗物质和气体分布之间的偏差有不可忽视…
2022-07-23 astro-ph.CO
Imprint of baryons and massive neutrinos on velocity statistics
我们探讨重子效应（即恒星和活动星系核反馈）的时刻成对速度使用的插图TNG，鹰，cosmo-OWLS，和BAHAMAS套件的宇宙流体动力学模拟的影响。假设的气体成分的平均成对速度如下的暗物质在这里研究在小的分离，我们发现，即使在10-20 $h^{-1}\mathrm{Mpc}$的对分离有4-5%的速度偏差。在较小的分离，它变得更大的强度取决于亚网格处方。通过分离不同的物理过程，我们的研究结果表明，大尺度的速度偏差主要是由恒星，而不是AGN反馈驱动。如果不加以解释，这种速度偏移可能会在未来的宇宙微波背景（CMB）调查中偏离动力学Sunyaev-Zel'dovich效应的宇宙学约束。此外，我们研究如何的一个和二个时刻的成对速度的重子和中微子的自由流效应的影响，无论是物质和气体成分。对于这两个时刻，我们能够解开重子过程的影响，从那些大质量的中微子;和低于对分离的20 $h^{-1}\mathrm{Mpc}$，我们发现，这些时刻的成对速度随中微子质量的增加而减少。因此，我们的工作铺平了一条道路，其中成对的速度统计可以用来限制总质量的中微子从未来的CMB调查和特殊的速度调查。
2020-10-12 astro-ph.CO
Evaluating the origins of the secondary bias based on the correlation of halo properties with the linear density field
利用两组大规模$N$ -体模拟，研究了在给定晕质量下，晕的聚集时间（$z_{\rm f}$）、浓度（$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$）和自旋（$λ$）与大尺度演化密度场的相关性，即二次偏置的来源.我们发现，二次偏差是晕性质的相关性的二次效应与线密度估计在相同的同动尺度。使用不同尺度上的线性密度，我们发现两种类型的相关性。内相关性反映了晕性质与晕拉格朗日半径$R_{\rm L}$内的平均线性超密度$δ_{\rm L}$的相关性，对于$z_{\rm f}$和$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$均为正相关，而对于$λ$为负相关。外部相关性描述了给定$δ_{\rm L}$的$R>R_{\rm L}$处晕属性与线性超密度的相关性，显示出与内部相关性相反的趋势。外部和内部的相关性只依赖于微弱的晕质量，表明不同质量的晕的起源相似。我们的研究结果提供了一个透明的角度来看，次要偏见的起源。二次偏置主要是由内外相关的竞争以及不同尺度上线性密度场的相关性共同作用的结果。这两种类型的相关性相结合，可以建立复杂的晕质量依赖的二次偏置中观察到的模拟。
2021-09-27 astro-ph.CO
Predicted number counts and clustering of Hi galaxies from future radio surveys
Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学天体物理学中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Western Cape（西开普大学物理与天文学系）
本文利用三种模拟星系目录预测SKA-MID巡天可能观测到的Hi星系数量和聚类特性，并评估模型不确定性对预测的影响。
2026-06-29 astro-ph.CO
Weighing Galaxy Clusters with Gas. II. On the Origin of Hydrostatic Mass Bias in LambdaCDM Galaxy Clusters
使用星系团作为宇宙学探测器取决于我们准确和高精度测量它们质量的能力。流体静力学质量是估算单个星系团质量的最常用方法之一，但由于偏离流体静力学平衡而存在偏差。使用一个大的，质量有限的样本的大规模的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，在这项工作中，我们表明，除了湍流和散装气体速度，气体加速介绍了偏见的流体静力学质量估计的星系团。在非松弛集群中，加速偏置是由于合并引起的湍流和散装气体运动的非热压力的偏见。在松弛的团簇中，由于加速引起的平均质量偏差很小（<3%），但质量偏差的分散可以通过考虑气体加速来减少。此外，这种加速偏差在高红移星系团的外围更大，那里的合并更频繁，星系团的吸积更快。由于气体加速度不能直接观测到，它引入了一个不可约的偏差流体静力学质量的估计。这种加速偏差限制了我们从未来的X射线和微波观测中恢复星系团质量的能力。我们讨论了基于X射线、Sunyaev-Zeldovich效应和引力透镜观测的星系团质量估计及其对星系团宇宙学的影响。
2014-02-10 astro-ph.CO
Modeling assembly bias with machine learning and symbolic regression
即将进行的21厘米测量将绘制宇宙中性氢（HI）在前所未有的体积上的空间分布。需要模拟目录来充分利用这些调查的潜力。用于创建这些模拟目录的标准技术，如Halo Occupation Distribution（HOD），依赖于诸如暗物质晕的重子性质仅取决于其质量的假设。在这项工作中，我们使用国家的最先进的磁流体动力学模拟IllustrisTNG表明，HI含量的晕表现出强烈的依赖于当地的环境。然后，我们使用机器学习技术来证明这种效应可以1）通过这些算法建模，2）以新颖的解析方程的形式参数化。我们提供了这种环境效应的物理解释，并表明，忽略它会导致预测不足的真实空间21厘米功率谱在$k\gtrsim 0.05$ h/Mpc的$\gtrsim$ 10\%，这是大于预期的精度从即将到来的调查，这样的大规模。我们将数值模拟与机器学习技术相结合的方法是通用的，并开辟了一个新的方向，为星系和线强度映射调查生成准确模拟所需的组装偏差的复杂物理建模和参数化。
2020-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.data-an
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly bias from nuisance to probe I: the relation between galactic conformity and the linear matter clustering
CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论与实验天体物理研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC). Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC)（科尔多瓦国立大学科尔多瓦天文台）；Instituto de Astronomía y Ciencias Planetarias, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学天文与行星科学研究所）
研究星系聚集偏差，通过将淬火邻域统计写成关联函数形式，测试其尺度依赖性，分离晕质量偏差和聚集偏差贡献，发现聚集偏差决定双晕星系一致性幅度，统计结构抑制非线性残差。
2026-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do uncertainties in galaxy formation physics impact field-level galaxy bias?
本研究通过对比UniverseMachine和IllustrisTNG模型，量化星系形成不确定性对场级星系偏置的影响，发现不同模型导致的偏置参数范围较小，并估计了用于宇宙学约束的先验。
2025-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting galaxy bias using machine learning
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）；Berkeley Center for Cosmological Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校宇宙学物理中心）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）
本文利用机器学习方法预测星系偏差，通过三种模型分析了偏差依赖性，并展示了归一化流在预测偏差及其联合分布中的优越性。
2026-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Velocity Bias in Cosmological Simulations: Towards Percent-level Calibration
星系团的质量，丰富的宇宙学信息，可以估计内部的暗物质（DM）的速度分散，这反过来又可以从卫星星系的速度观测推断。然而，星系是有偏差的DM示踪剂，并且偏差可以随着宿主晕和星系属性以及时间而变化。我们精确地校准速度偏差，b_v -定义为星系和DM速度色散的比率-作为红移，宿主晕质量和星系恒星质量阈值（Mstarsat）的函数，对于来自五个宇宙学模拟的大质量晕（M200 c> 1e13.5 msun）：IllustrisTNG，Magneticum，Bahamas + Macsis，The Three Hundred Project和MultiDark Planck-2。我们首先比较星系和DM速度色散模拟的标度关系，前者估计使用一种新的合奏速度似然方法，是无偏的低星系计数每个晕，而后者使用局部线性回归。模拟结果表明，b_v随M_（200）c的增大而增大，随红移和M_（200）sat的增大而减小的趋势是一致的。整体估计的理论不确定度b_v为2-3%，但成为100级时，只考虑三个最高分辨率的模拟。我们更新了Farahi等人先前估计的质量丰富度归一化。（2016）用于SDSS redMapPer集群样本。我们的b_v估计的准确性的提高降低了质量归一化的不确定性从22%到8%，表明动态估计技术可以与弱透镜在校准人口平均质量的竞争。我们讨论了进一步提高这种精度的必要步骤。我们对b_v（M200 c…
2021-12-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy bias profile of cosmic voids
Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（国家科学研究和技术委员会。理论与实验天文学研究所）；Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；The Abdus Salam International Center for Theoretical Physics（阿卜杜斯·萨拉姆国际理论物理中心）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与宇宙学前沿研究所）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（天主教瓦尔帕莱索大学）
该研究测量了宇宙空洞内星系偏差对到空洞中心距离的依赖性，发现其随距离增加而增加且受环境影响，S型空洞内偏差显著高于R型空洞，差异可解释为次级偏差效应。
2025-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
