Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The manifestation of secondary halo bias on the galaxy population from IllustrisTNG300
我们使用改进的IllustrisTNG 300磁流体动力学宇宙学模拟重新审视次级晕偏差对中央星系群聚集的影响。与205 $h^{-1}$兆秒差距的边长和显着改进的子网格模型相对于以前的Illustris盒，IllustrisTNG 300允许我们探索的依赖性星系集群在一个大的宇宙学体积和宽晕质量范围。我们表明，在高统计显著性，晕组装偏置信号（即，晕偏差对晕形成红移的次要依赖性）在中央星系群体的聚类上表现出来，当这是由恒星质量，颜色，特定的恒星形成速率和表面密度分裂时。一个显着的检测也获得了星系的大小：在固定的晕质量，较大的中央星系更紧密地聚集在质量M $_{\rm vir} \lesssim 10^{12.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$的晕比较小的中央星系。然而，这种效果似乎是不相关的晕形成时间，不像其他的二级依赖分析。我们还探讨了晕自旋偏置信号的传输，即，晕偏置对晕旋的二次依赖性。虽然星系的自旋保留了很少的信息，总自旋的晕，相关性足以产生一个显着的星系自旋偏置信号。我们讨论了可能的方法来探测自旋偏置效应的观察。
2020-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the physical origins of halo assembly bias from early times
本文追溯 IllustrisTNG 中 z=0 暗物质晕至 z=12 的初始云，发现其运动学与形状性质产生强次级偏置，揭示线性效应对晕组装偏置的重要作用。
2024-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting halo occupation and galaxy assembly bias with machine learning
理解晕质量以外的晕属性对星系团的影响（即星系组装偏差）仍然是当代星系团模型的一个挑战。我们探索使用机器学习来预测晕职业和恢复星系聚类和组装偏差的半解析星系形成模型。对于恒星质量选定的样本，我们训练随机森林算法的中央和卫星星系的数量在每个暗物质晕。与预测的职业，我们创建模拟星系目录和测量的集群和组装偏差。使用一系列的晕和环境属性，我们发现，机器学习预测的占用变化与次级属性，星系聚类和组装偏差都与我们的目标星系形成模型非常一致。内晕性质对中心星系的预测至关重要，而环境对卫星星系的预测起着关键作用。我们的机器学习模型都以可用的格式提供。我们证明，机器学习是一个强大的工具，模拟星系晕连接，并可用于创建逼真的模拟星系目录，准确地恢复预期的占用变化，星系聚类和星系组装偏差，必要的宇宙学分析即将到来的调查。
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
First confirmation of anisotropic halo bias from statistically anisotropic matter distributions
本文通过宇宙学 $N$ 体模拟首次确认四极型统计各向异性诱导的晕偏差，发现其系数为负且随晕质量增大而降低，为检验各向异性宇宙及相关暗物质、暗能量模型提供新工具。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Origin and full characterization of the secondary (assembly) halo bias
本文利用CUSP形式体系证明不同背景中的峰具有不同平均曲率，从而揭示次级（组装）晕偏置的固有起源，并成功重现模拟结果。
2024-10-04 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
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
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
Cosmic web anisotropy is the primary indicator of halo assembly bias
暗物质晕的内部性质与固定晕质量$-$的大规模晕集群强度相关，这种效应被称为组装偏差$-$，并且也受到局部非线性宇宙网的强烈影响。晕的局部网络环境的特点，其潮汐各向异性$α$在尺度$\sim4$ x晕半径，我们证明，这些多尺度的相关性代表两个不同的统计联系：一个内部属性和$α$之间，和其他之间的$α$和大规模（$>30h^{-1}$ Mpc）晕偏$b_1$。我们专注于标量内部性质的晕形成时间（浓度$c_{\rm vir}$），形状（质量椭球非球面$c/a$），速度色散结构（速度椭球非球面$c_v/a_v$和速度各向异性$β$）和角动量（无量纲自旋$λ$）在质量范围$8\times10^{11}< M_{\rm vir}/(h^{-1}M_\odot)<5\times10^{14}$。使用条件相关系数和其他详细的测试，我们表明，联合分布的$α$，$b_1$和任何内部属性$c\in\{β,c_v/a_v,c/a,c_{\rm vir},λ\}$是一致的$p(α,b_1,c)\simeq p(α)p(b_1|α)p(c|α)$，但最大的群众。$\textit{Thus, the assembly bias trends $ c-b_1 $ reflect the two fundamental correlations $ c-α $ and $ b_1-α $.}$我们的结果不受最近主要…
2019-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Detecting Halo Assembly Bias with Galaxy Populations
暗物质晕的聚集不仅取决于它们的质量，而且还取决于形成时代，这是冷暗物质结构形成理论的一个突出但微妙的特征，被称为组装偏差。在低质量尺度（$\sim 10^{12}\,h^{-1}M_\odot$），早期形成的晕预测更强烈的集群比晚形成的。在这项研究中，我们的目标是强大的检测签名的组装偏差观测，利用低质量晕的中央星系的形成时间指标作为代理的晕形成的历史。弱引力透镜是用来确保我们的早期和晚期形成的晕样品具有相似的质量，并且没有来自更大质量晕的卫星污染。对于使用的两个形成时间指标（解决恒星形成历史和当前特定的恒星形成率），我们没有找到令人信服的证据组装偏差。对于一对平均质量为$M_{200c} \approx 9\times10^{11}\,h^{-1}M_\odot$的早期和晚期形成星系样本，相对偏差为$1.00\pm 0.12$。我们将缺乏检测的可能性归因于这些指标的当前测量太嘈杂，或者它们与晕形成历史没有很好的相关性。替代代理的晕形成的历史，应该表现得更好，为今后的研究提出了建议。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical origins of low-mass spin bias
在$z=0$，质量高于$\log(\text{M}_{\text{c}}/h^{-1}\text{M}_\odot)\simeq 11.5$的高自旋晕比相同质量的低自旋晕有更高的偏置。然而，已知该趋势在低于该特征交叉质量$\text{M}_{\text{c}}$时反转。本文测量了低质量端晕自旋偏置的红移演化和标度依赖性，并证明了信号的反转完全是由回溅晕效应产生的。这些低质量的晕倾向于生活在更大质量的晕附近，因此共享它们的大规模偏置特性。我们进一步表明，红移相关的交叉质量尺度$\text{M}_{\text{c}}(z)$的位置是完全由低自旋和高自旋子群中的回溅的相对丰度决定的。一旦从样品中去除回溅晕，自旋偏置的固有质量依赖性就恢复了。由于回溅已被证明占一些组装偏置信号在低质量端，我们的研究结果揭示了两个不同的二次偏置趋势之间的特定联系：自旋偏置和组装偏置。
2020-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Biased tracer reconstruction with halo mass information
宇宙大尺度结构（LSS）中包含了大量关于我们宇宙的关键信息。然而，这些信息的提取通常受到LSS的非线性的阻碍，这可以通过称为重建的各种技术来大大减轻。在实际应用中，这些方法的效率总是由于许多限制因素而降低，一个非常重要的限制因素是由偏置物质示踪剂的有限数量密度引起的散粒噪声（即，明亮的星系或暗物质晕）。在这项工作中，我们探讨了有偏见的示踪剂重建的收益实现晕质量信息，它可以抑制散粒噪声分量，显着提高示踪剂场和暗物质之间的互相关。为此，我们首先仔细研究了不同加权方案下具有不同数密度的晕场的聚类偏差和随机性，即，均匀、质量和最佳权重。然后，我们应用有偏示踪剂重建方法，这些不同的加权晕场和调查如何线性偏差和观测质量散射影响重建性能。我们的结果表明，晕质量是显着提高有偏示踪剂重建性能的关键信息，这表明在雄心勃勃的正在进行的和未来的星系调查中，在大幅提高宇宙学测量精度[特别是对于重子声学振荡（BAO）]方面具有巨大的应用潜力。
2021-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMICO galaxy clusters in KiDS-DR3: Measurement of the halo bias and power spectrum normalization from a stacked weak lensing analysis
星系团是潜在物质密度场的有偏示踪剂。在非常大的半径超过约10 Mpc/ \textit{h}，剪切剖面显示的第二晕项的证据。这与星系团周围的相关物质分布有关，并与所谓的晕偏置成正比。我们提出了一个基于AMICO星系团目录的晕偏置质量关系的观测分析，包括在KiDS调查的第三版中检测到的约7000个候选者。我们分裂成14个红移丰富的箱子集群样本和推导出的晕偏差和维里质量在每个箱子通过堆叠弱透镜分析。观测到的晕偏差-质量关系和基于$Λ$ CDM标准宇宙学模型的理论预言在$2σ$内一致。整个目录的偏差和质量的平均测量值为$M_{200c} = (4.9 \pm 0.3) \times 10^{13} M_{\odot}/\textit{h}$和$b_h σ_8^2 = 1.2 \pm 0.1$。通过数值模拟中的偏差-质量关系的额外先验，我们用固定的物质密度$Ω_m = 0.3$约束功率谱的归一化，从而找到$σ_8 = 0.63 \pm 0.10$。
2022-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
The Beyond-Halo Mass Effects of the Cosmic Web Environment on Galaxies
本研究通过模拟探讨宇宙网环境对星系的影响是否独立于宿主晕质量，发现次级星系偏置优先将星系置于更强成团的晕中，且与节点或纤维关联更强的晕中偏置效应更显著，强调在星系-晕连接中需去除晕质量效应。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Assembly Bias
我们研究的演变装配偏差使用半解析模型的星系形成实现千年WMAP 7 N体模拟。我们认为固定数量密度星系样本恒星质量或恒星形成率排名。我们研究了如何集群的晕和它们的星系的内容取决于晕的形成时间和浓度，以及这些关系如何演变与红移。在$z=0$，晕簇对晕浓度和形成时间的依赖性是相似的。然而，在较高的红移，晕组装偏置减弱的年龄选择的晕，和逆转和增加的浓度选择的晕。晕占据随浓度和形成时间的变化在$z=0$处也是相似的，并且在更高的红移处发生变化。在这种情况下，随着晕龄的变化，占据率随红移的变化基本保持不变，但随浓度的变化而减小。最后，我们看看在星系分布中反映的装配偏差的演变，通过检查星系的关联函数相对于那些洗牌的星系样本，删除占用变化。这种关联函数比随着较大的红移和较低的数密度样本而单调下降，在某些情况下低于1，导致星系聚集减少。虽然晕占据函数本身各不相同，但无论是按恒星质量还是按恒星形成速率选择星系，组装偏差趋势都是相似的。我们的研究结果提供了进一步的洞察装配偏差的起源和演变。我们广泛的职业功能测量和拟合是公开的，可用于创建逼真的模拟目录。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an Observational Detection of Halo Spin Bias using Spin-Orbit Coherence
本研究开发了首个探测晕自旋偏差的观测方法，利用星系相干运动作为自旋代理，通过IllustrisTNG模拟和SDSS数据验证，发现高自旋星系群在特定质量和尺度上表现出更高的聚集偏差。
2025-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beyond Assembly Bias: Exploring Secondary Halo Biases for Cluster-size Haloes
二次晕偏置，通常称为“组装偏置”，是晕簇对晕属性而不是质量的依赖。这种预测的拉姆达冷暗物质宇宙学是必不可少的模拟星系分布，以高精度和解释集群测量。顾名思义，次生晕偏差的不同表现被认为源于晕组装历史。我们得出结论，这是不正确的集群大小晕。我们提出了一个最新的总结高质量的晕由于各种晕属性，包括浓度，自旋，组装历史的几个代理，和subhalo属性的二次晕偏见。虽然浓度，自旋，和丰度和径向分布的subhaloes表现出显着的二次偏置，直接量化晕组装历史的属性不。事实上，成对的晕的整个组装历史几乎与孤立的晕的组装历史相同。一般来说，两个晕属性之间的全局相关性并不能预测这两个属性是否表现出类似的二次偏置。例如，组装历史和浓度（或subhalo丰度）相关的配对和孤立的晕，但在这两种情况下遵循略有不同的条件分布。这导致了由于浓度（或subhalo丰度）的二次晕偏置，尽管缺乏严格意义上的集群大小晕的组装偏置。由于这种复杂性，在使用任何一个晕圈属性作为代理来研究由于另一个属性而引起的二次偏倚时必须谨慎。
2018-08-28 astro-ph.CO
Luminosity-Dependent Assembly Bias of Central Galaxies from Weak Lensing and Clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI), Nagoya University（名古屋大学小林-益川粒子宇宙起源研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学理化学研究所 Kavli 宇宙粒子物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过观测最亮团成员星系的亮度，发现其聚类程度与暗物质晕形成历史相关，证实了组装偏差的存在。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Assembly Bias on the Galaxy Content of Dark Matter Halos
我们研究的暗物质晕的星系内容的依赖大尺度环境和晕形成时间使用半解析星系模型应用到千年模拟。我们分析子样本的晕在这些分布的极端和测量的占领功能，他们的主机星系。我们发现这些职业功能的明显差异。对环境的主要影响是，在密度较高的区域中，中心星系（在一个模型中也包括卫星星系）开始形成质量较低的晕。一个类似的，但明显更强的趋势存在与晕年龄，早期形成的晕更有可能主机在较低的晕质量的中央星系。我们讨论了这些趋势的起源和恒星质量晕质量关系的连接。我们发现，在固定的晕质量，较老的晕，并在一定程度上也晕在稠密的环境中往往主机更大的星系。此外，我们看到了卫星星系占据的相反趋势，早期形成的晕有较少的卫星，可能是因为它们有更多的时间与中央星系合并。我们描述这些占用的变化也在占用函数参数的变化，这可以帮助构建现实的模拟星系目录。最后，我们研究了不同样本对应的星系自相关函数和交叉关联函数，并阐明了星系组装偏差对星系成团的影响。我们的研究结果可以为组装偏差的理论模型提供信息，并试图在真实宇宙中检测它。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding higher-order nonlocal halo bias at large scales by combining the power spectrum with the bispectrum
了解星系或暗物质晕等有偏差的示踪物与底层物质分布之间的关系，对于从正在进行的或未来的星系红移巡天中提取宇宙学信息至关重要。在足够大的尺度上，如BAO尺度，基于微扰理论（PT）的偏差问题的标准方法是假设“局部偏差”模型，在该模型中，有偏差的示踪剂的密度场根据相同位置的物质密度场确定性地扩展。然后，通过将功率谱与诸如双谱的高阶统计相结合来确定高阶偏置参数。然而，正如最近的研究所指出的，非线性引力演化自然会导致非局部偏置项，即使最初只是从纯粹的局部偏置开始。事实上，以前的工作表明，二阶非局部偏置项，这对应于引力潮汐场，是重要的，以解释的特征尺度依赖的双谱。在本文中，我们扩展到三阶的非局部偏置项，并调查是否PT为基础的模型，包括非局部偏置项可以同时解释功率谱和双谱的模拟晕在$N$体模拟。我们表明，该模型可以同时很好地解释$N$ -体模拟中的功率谱（包括密度和动量）以及晕与物质之间的双谱，该模型包括高达k~0.1h/Mpc的三阶非局域偏差项。此外，结果似乎在一个很好的协议与理论预测的一个简单的共同进化的图片，虽然协议是不完美的。这些演示清楚地表明，即使在如此大的规模的本地偏见模型的失败，我们的结论是，非本地偏见项应始终包括在模型统计的晕。[删节]
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bias of weighted dark matter halos from peak theory
本文给出了高斯随机场场中峰值的加权关联函数的解析形式。在宇宙学背景下，这种方法严格描述了形成偏差，是这里的主要结果。然而，我们显示其有效性和适用性的演化宇宙学密度场和晕场，使用高斯随机场实现和暗物质N体数值模拟。使用这一结果从峰值理论，我们计算的峰值（和暗物质晕）的偏差，并表明它再现结果从模拟在${\mathcal O}(10\%)$水平。我们的偏差的分析公式预测了一个规模依赖的偏差有两个特点：一个宽带的形状，但是，这是最受影响的加权方案和进化偏差的选择，和一个更强大的，狭窄的功能定位在BAO规模，在模拟中证实的效果。这种尺度依赖性的偏置平滑了BAO特征，但方便的是，并没有移动它。我们设想，我们的分析解决方案将用于星系调查，利用星系聚类。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The dependence of halo bias on the protohalo shape alignment with the initial tidal field
基于IllustrisTNG模拟，研究原初暗晕形状与初始潮汐场错位程度对暗晕偏置的依赖，发现该错位与暗晕年龄和自旋偏置紧密相关，支持次级偏置的原初起源。
2024-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo intrinsic alignment: dependence on mass, formation time and environment
在本文中，我们使用高分辨率的宇宙学模拟研究晕内禀排列及其对质量，形成时间和大尺度环境的依赖性。与以前使用N体模拟的研究一致，发现大质量晕具有更强的对齐。对于给定的质量，较老的光环比较年轻的光环有更强的排列。利用Hessian矩阵对晕的宇宙环境进行了识别，发现对于给定的质量，团簇区的晕也比暗条区的晕具有更强的排列性。现有的理论没有明确地解决这些依赖关系。在这项工作中，我们扩展了线性排列模型，包括晕偏见，并发现晕的质量和形成时间的依赖关系的排列可以解释晕偏见。然而，该模型不能解释的环境依赖性，因为我们发现，晕偏差是低的集群和高的细丝。我们的研究结果表明，晕偏差和环境是决定晕对齐的独立因素。我们还研究了晕线排列的关联函数，发现晕线沿其长轴方向的聚集性很强，而沿短轴方向的聚集性较弱。关联晕排列可以扩展到$100h^{-1}$ Mpc尺度，其特征主要是由重子声学振荡效应驱动的。
2017-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Perturbation theory for nonlinear halo power spectrum: the renormalized bias and halo bias
我们重新审视了一个分析模型来描述晕物质互功率谱和晕自功率谱在弱非线性制度，结合微扰理论（PT）的物质聚类，本地偏见模型，和晕偏见。功率谱中的非线性来自物质的非线性聚集以及物质与晕密度场之间的非线性关系。通过使用“重整化”的方法，我们表示的非线性功率谱的两个贡献之和：非线性物质功率谱的有效线性偏置参数，和高阶PT谱的晕偏置参数作为系数。晕圈自功率谱包括需要作为附加自由参数处理的残余散粒噪声污染。高阶PT谱和残余散粒噪声的项导致相对于弱非线性区域中的非线性物质功率谱的尺度依赖的偏置函数。我们表明，模型的预测是在良好的协议，从一套高分辨率的$N$体模拟测量到$k\simeq 0.2 h$ /Mpc在$z=0.35$，为不同的晕质量箱的光谱。
2013-05-13 astro-ph.CO
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic googly: the rotation-metallicity bias in the inner stellar halo of the Milky Way
恒星速度的一阶矩和二阶矩是银河系晕形成历史的重要信息。然而，由于缺乏切向运动和晕星的不准确距离，银河系晕中的速度矩在很大程度上仍然是“已知的未知数”。幸运的是，我们在银河系中的偏心位置使我们能够单独使用观测到的恒星径向速度来估计银河系中心框架中的这些时刻。我们使用这些速度加上分层贝叶斯方案，它可以很容易地边缘化丢失的数据（正确的运动，和不确定性的距离和视线速度），以测量速度色散，轨道各向异性（$β$）和流动运动（$v_{\rm rot}$）的晕主序星关闭（MSTO）和K-巨星（KG）的内部恒星晕（r $\lesssim 15$ kpc）。我们研究的晕星的运动学的金属丰度偏差，并观察到，相对丰富的金属（[Fe/H] $>-1.4$）和金属贫乏（[Fe/H] $\leq - 1.4$）MSTO样品表现出明显的系统差异$v_{\rm rot} \sim 20-40$ km s $^{-1}$，这取决于如何限制的空间削减剔除磁盘污染。在KG样品中也检测到偏倚，但确定性较低。MSTO和KG星族都表明银河系内的恒星晕是径向偏置的，即$σ_r>σ_θ$或$σ_ϕ$和$β\simeq 0.5$。晕子种群之间的旋转速度的明显的金属丰度矛盾支持在银河系晕，可能已经形成通过不同的形成方案，即在原位与吸积的多个种群的共存。
2017-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale bias of dark matter halos
我们建立了一个简单的分析模型，适用于任意密度阈值，$200\leq\deltas\leq 1600$定义的对象的暗物质晕的偏见，并提供准确的预测从低质量到高质量的晕。我们指出，这是可能的，建立简单而有效的模型，没有自由参数的晕偏差，通过使用积分约束，管理的行为，低质量和典型的晕，而罕见的大质量晕的属性是通过显式渐近方法。我们还描述了如何考虑晕运动的影响，他们的偏见，使用他们的线性位移场。对于由非线性密度阈值$200\leq\deltas\leq 1600$定义的晕，我们在红移$0\leq z \leq 2.5$处获得了与数值模拟很好的一致的晕质量函数和大尺度偏差。我们还评估了两种常见近似对晕偏置的影响，i）忽略晕运动，ii）线性化晕两点相关。
2011-02-09 astro-ph.CO
The Immitigable Nature of Assembly Bias: The Impact of Halo Definition on Assembly Bias
暗物质晕成簇不仅取决于晕质量，还取决于其他性质，如浓度和形状。这种现象被广泛地称为装配偏差。我们探讨了组装偏差对晕定义的依赖性，参数化的球形过密度参数，$Δ$。我们总结了浓度，形状和自旋依赖的晕集群作为晕质量和晕定义的函数的强度。浓度依赖性聚类强烈依赖于所有$Δ$的质量。对于常规晕定义（$Δ\sim 200\mathrm{m}-600\mathrm{m}$），低质量下的浓度依赖性聚类由通过与相邻晕相互作用而改变的晕群驱动。通过使用$Δ\sim 20\mathrm{m}-40\mathrm{m}$对使用$M_{200\mathrm{m}} \lesssim 10^{12}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$的晕进行质量相关晕定义，可以大大减少浓度相关的聚类。较小的$Δ$意味着较大的半径，并通过将改变的所谓后溅晕归入现在较大的宿主晕来减轻低质量下的组装偏差。在更高质量（$M_{200\mathrm{m}} \gtrsim 10^{13}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$）时，需要更大的超密度$Δ\gtrsim 600\mathrm{m}$。形状和自旋相关的集群是显着的所有晕的定义，我们探索和表现出相对较弱的质量依赖。一般来说，组装偏差的强度和感觉都取决于晕圈定义，即使在常见的定义中也会有很大的变化。我们确定没有光环的定义，减轻组装偏见的所有表现…
2017-09-16 astro-ph.CO
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
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
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
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
The halo bias inside cosmic voids
在许多宇宙学分析中，暗物质晕和星系的偏差是一个至关重要的量。在这项工作中，我们使用大型宇宙学模拟来探索宇宙空洞内的晕质量函数和晕偏差。对于第一次到目前为止，我们表明，它们是规模依赖于沿空隙轮廓，并提供了一个预测的理论模型的晕质量函数和晕偏见内空隙，恢复为后者和1%的精度对模拟数据。这些发现可能有助于阐明空洞内晕形成的动力学，并改善对正在进行和即将进行的星系调查中的几个空洞统计数据的分析。
2022-10-24 astro-ph.CO
Mass-Dependent Baryon Acoustic Oscillation Signal and Halo Bias
利用N体模拟方法刻画了晕两点统计中的重子声学振荡（BAO）特征。我们发现，非线性阻尼的BAO信号是不太严重的晕在我们调查的质量范围比暗物质。阻尼的大小与晕圈质量的关系不大。的关联函数显示的质量依赖下降的晕集群偏差低于约90 Mpc/h，这与BAO槽的规模相一致。对于质量M>10^{14} Msun/h的晕，偏差下降4%，对于质量M>10^{13} Msun/h的晕，偏差下降约2%。相比之下，没有BAO的模拟中的晕偏差在90 Mpc/h左右变化更平稳。在傅立叶空间中，M>10^{14} Msun/h晕的偏差从波数k = 0.012 h/Mpc到0.2 h/Mpc平滑下降11%，而M>10^{13} Msun/h晕的偏差在相同范围内下降不到4%。通过比较在其他方面相同的模拟，一个和其他没有BAO对晕偏差，我们也观察到调制的晕偏差。这些结果表明，在大尺度上的质量依赖的BAO信号和尺度依赖的偏差的精确校准将需要解释在未来的两点统计的星系团或大质量星系的精确测量。
2013-04-11 astro-ph.CO
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Non-Gaussian halo assembly bias
大尺度暗物质晕偏置对（局部）非高斯性参数f_NL的强烈依赖性，为用大尺度结构调查约束原始非高斯性提供了一条有前途的途径。在本文中，我们提出了第一次检测的依赖性的非高斯晕偏置晕形成的历史，使用N体模拟。我们还提出了一个扩展的Press-Schechter形式主义的基础上的预期信号的解析推导。与我们的分析预测非常一致，我们发现，晕形成的历史依赖的贡献的非高斯晕偏置（我们称之为非高斯晕组装偏置）可以分解的形式近似独立的红移和晕质量。由于晕形成历史，对非高斯晕偏置的校正可以高达100%，对于最近形成的晕抑制信号，对于旧晕增强信号。如果观测选择效应只选择最近形成的晕圈，那么这在原则上对现实的星系巡天来说可能是个问题。目前的半解析星系形成模型，例如，意味着在预期的信号增强~23%和~48%的星系在z=1选定的恒星质量和恒星形成率，分别。
2010-12-13 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
Assembly bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
Mapping the galaxy-halo connection to the galaxy bias: implication to the HOD-informed prior
本研究探讨了不同HOD模型对星系偏置参数先验的影响，发现包含暗晕浓度相关的组装偏置会显著改变二次偏置参数分布，强调考虑组装偏置对提升宇宙学分析稳健性的重要性。
2024-10-11 astro-ph.CO
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 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 multi-dimensional halo assembly bias can be preserved when enhancing halo properties with HALOSCOPE
HALOSCOPE通过机器学习保留多维光晕组装偏差，增强未解析光晕属性，将模型星系成团精度提升3倍。
2025-05-26 astro-ph.CO
Including beyond-linear halo bias in halo models
我们推导出一个简单的处方，包括超越线性晕偏差内的标准，分析晕模型功率谱计算。这导致一个校正项被添加到通常的双晕项。我们使用$N$ -体模拟的数据来测量这种校正，并证明它可以在尺度$k\sim0.7\,h Mpc^{-1}$上通过$\sim2$的因子在两个光环项中提升功率，提升的确切幅度由两点函数中的特定场对确定。这如何转化为全功率谱取决于单晕项的相对强度，这可以在更大或更小的程度上掩盖这种校正的重要性，同样取决于场。一般来说，我们发现，我们的修正是更重要的信号，产生的质量较低的晕。当将我们的计算与模拟数据进行比较时，我们发现，通常困扰光环模型计算的两个光环项和一个光环项之间的过渡区域中的功率预测不足，在包括完全非线性光环偏差时几乎完全消除。我们改进的结果的自动和交叉光谱的星系，晕和物质。在物质-物质或物质-晕能量的特定情况下，我们注意到，很大一部分的改善来自低质量和高质量晕之间的非线性偏置。我们设想我们的模型是有用的互相关信号的分析建模。我们的非线性偏置光环模型代码可在https://github.com/alexander-mead/BNL上获得
2021-03-24 astro-ph.CO
