Dependence on the environment of the abundance function of light-cone simulation dark matter haloes
目的：利用一个简单而定义明确的晕隔离准则，研究了在z < 0.65的全天$Λ$ CDM光锥晕目录中晕丰度函数（AF）对不同环境的依赖性。方法.每一个单独的暗物质晕的孤立状态是由到它最近的邻居的距离决定的，它定义了周围没有超过阈值质量的晕的最大球形区域（尽管这样的区域的真实大小可能要大得多，因为它不一定是球形的）。采用一种通用的双幂律Schechter函数来拟合暗物质晕AF，并研究了其导出参数随晕隔离状态的变化。结果(a)我们的函数非常适合所有晕隔离状态的晕丰度，而完善的理论质量函数，集成在光锥的体积上，提供了一个足够的，但比我们的唯象模型更差的拟合。(b)正如预期的那样，并与其他研究的基础上快照模拟协议，我们发现显着差异的晕丰度函数作为晕隔离的函数，表明不同的晕形成率。幂律的斜率和Schechter样拟合函数的特征质量随着隔离而降低，这一结果与在低密度区域形成质量较小的晕相一致。(c)我们发现一个意想不到的向上翻转的特征质量最孤立的晕我们的样品。这一上升趋势起源于红移较高的区域（z > 0.45），这可能意味着最孤立和最大质量的晕的孤立状态的重大和最近的演变。
2018-05-30 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Rapid Simulations of Halo and Subhalo Clustering
对宇宙学星系巡天的分析需要现实的模拟来解释。正演模拟是一种模拟星系团的强大方法，而不需要底层的复杂模型。这种方法需要高分辨率和大体积的快速宇宙学模拟，以解决与单个星系相关的小暗物质晕。在这项工作中，我们基于拉格朗日微扰理论代码PINOCCHIO提出了快速光环和亚光环聚类模拟，该代码生成光环和合并树。从合并的历史中提取的subhalo祖先和subhalos的生存建模。我们引入了一个新的拟合函数的subhalo合并时间，其中包括红移依赖的拟合参数。使用数量密度剖面模拟了其宿主内的subhalos的空间分布。我们比较我们的模拟与光环发现者ROCKSTAR适用于全N体代码GADGET-2。得到的晕下速度函数和晕与晕下的关联函数符合得很好。我们调查所选择的数密度分布对所产生的subhalo聚类的影响。我们的模拟是近似的，但现实和显着更快相比，一个完整的N体模拟结合光环发现者。快速晕和晕下聚类模拟为利用晕下丰度匹配的星系正演模型提供了良好的前景。
2022-10-24 astro-ph.CO
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 astro-ph.CO
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 astro-ph.CO
Detection of galaxy assembly bias
组装偏差描述了这样一个发现，即在固定的晕质量下，暗物质晕的聚集取决于晕的形成时间。在本文中，我们分析了装配偏差对星系团的影响，使用半分析模型（SAM）和观测数据。在固定的恒星质量下，SAM预测{ \it central}星系的成团取决于特定的恒星形成率（sSFR），更多的被动星系具有更高的成团幅度。我们发现类似的趋势使用SDSS组目录，并验证这些不受可能的偏见，由于组查找算法。低质量的中心星系居住在狭窄的箱晕质量，所以所观察到的趋势，较高的集群振幅的星系与较低的sSFR是不是由母晕质量的变化。我们认为，聚类依赖于sSFR代表了组装偏差的直接检测。此外，与基于暗物质晕聚类的预期相反，我们发现具有较大宿主晕质量的SAM中的低质量中心星系具有{ \it更低}的聚类幅度，而不是居住在较低质量晕中的对应部分。这是因为，在固定的恒星质量，组装偏差有一个更强的集群比依赖于母晕质量的影响。
2013-07-09 astro-ph.CO
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 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
Understanding the non-linear clustering of high redshift galaxies
我们将Jose等人（2016）建模的暗物质晕的非线性聚类纳入晕模型，以更好地理解红移范围$z=3-5$中的莱曼破裂星系（LBG）的聚类。我们发现，随着这种变化，预测的LBG聚类显着增加准线性尺度（$0.1 \leq r\,/\,h^{-1} \,{\rm Mpc} \leq 10$）相比，在线性晕偏模型。这又导致LBG的聚集在角度尺度$5" \leq θ\leq 100"$上增加一个数量级。值得注意的是，我们的新模型的预测总体上消除了线性晕偏差预测与观测之间的系统性差异。在非线性晕偏置模型中，LBG的关联长度和大尺度星系偏置值明显高于线性晕偏置模型。由此产生的两点关联函数保留了近似的幂律形式与使用线性晕偏理论计算。我们还发现LBG的非线性成团随光度和红移的增加而增加。我们的工作强调了使用非线性晕偏的重要性，以模拟高z星系的成团探测星系形成的物理和可靠地提取宇宙学参数。
2017-06-06 astro-ph.CO
Abundance of peaks and dips in three-dimensional mass and halo density fields: a test for cosmology
利用宇宙学N体模拟，我们研究了在$10-100$ s Mpcs尺度上晕和暗物质（DM）的平滑分布中发现的局部极大值（峰）和极小值（谷）的丰度。模拟包括高斯和本地型$f_{\rm NL}$非高斯初始条件。在文献中推导出的表达式的丰度（不考虑高度）的峰值高斯字段是令人惊讶的准确的演变晕和DM密度场的所有初始条件考虑。此外，高度分布是非常好的拟线性尺度上的对数正态拟合。丰度作为尺度的函数依赖于宇宙学参数（$H_0$和背景物质密度）通过功率谱的形状，但它是不敏感的集群振幅。此外，平滑晕轮分布中的丰度在非高斯中与高斯模拟基本上不同。在非高斯模型中，这种效应的解释是直接的晕偏差的尺度依赖性。从三维大星系红移巡天中提取的丰富的极值可能是宇宙学参数和初始非高斯性的竞争性探针。它打破了$f_{\rm NL}$和集群振幅之间的简并性，使其与星系团的计数和弱透镜图中的峰值互补。
2018-04-19 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
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance
最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。
2012-02-09 astro-ph.CO
Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
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
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Halo clustering and g_{NL}-type primordial non-Gaussianity
许多多场暴胀模型都产生非高斯的初始条件，其中初始绝热涨落的形式为（zeta_G + g_{NL} zeta_G ^3）。我们研究晕聚类在这些模型中使用两种不同的分析方法：峰值背景分裂框架，和蛮力计算的障碍交叉模型，获得两者之间的协议。我们找到了一个简单的，理论上的动机表示晕偏置同意N体模拟，并可以用来约束g_{NL}从观察。我们讨论了实际的警告，以约束g_{NL}仅使用可观察到的属性的示踪人口，并认为，从人口的观测偏差是<~ 2.5的约束一般不强大的不确定性建模的晕占据分布的人口。
2011-06-02 astro-ph.CO
ScamPy -- A sub-halo clustering & abundance matching based Python interface for painting galaxies on the dark matter halo/sub-halo hierarchy
本文提出基于子晕聚类与丰度匹配（SCAM）的Python计算框架ScamPy，在暗物质晕/子晕层级上绘制星系，特别适用于高红移研究，并验证了其在再电离物理量分析中的应用。
2024-02-14 astro-ph.CO
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
The initial shear field in models with primordial local non-Gaussianity and implications for halo and void abundances
本文将Doroshkevich关于高斯统计的初始剪切场本征值的著名公式推广到局部非高斯f_{nl}模型。这是可能的，因为对于f_{nl}中的至少二阶，固定过密度处的分布与f_{nl} =0的情况相比没有变化。我们使用这种概括来估计f_{nl} \ne 0对维里化晕丰度的影响。晕丰度预计是相关的概率，在初始波动场中的某个量超过阈值，我们研究了这个变量的两个选择：它可以是初始变形张量（初始过密度）的特征值的总和，或其最小的特征值。基于临界过密度的方法产生的结果与数值测量结果非常吻合。然后，我们使用这些相同的方法来开发近似描述f_{nl}上的空隙丰度的敏感性。虽然正的f_{nl}会产生更多质量极大的晕，但它会产生更少的超大空洞。因此，它的效果与密度涨落场σ_8的归一化的简单重新标度有质的不同。因此，空洞丰度提供了补充信息，集群丰度，和两者的联合比较可能会提供有趣的限制原始非高斯。
2009-08-01 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
A Halo Occupation Interpretation Of Quasars At $z\sim1.5$ Using Very Small Scale Clustering Information
我们结合了最精确的小尺度（$< 100\, \rm h^{-1}kpc$）类星体聚类约束与最近的测量在大尺度（$> 1\, \rm h^{-1}Mpc$）从扩展重子振荡光谱调查（eBOSS），以更好地约束卫星类星体的分数在$z\sim 1.5$在晕占领形式主义。我们建立我们的晕占领分布（HOD）框架的基础上常用的分析形式的一个和两个晕条款有两个自由参数：最小的晕质量，主机的中央类星体和卫星类星体的分数是在一个晕。最近的研究，提出了一个陡峭的密度轮廓的暗物质晕类星体的主机的启发，我们探讨HOD模型在千秒差距尺度和最佳拟合参数的模型与$10\times$更高的浓度参数。我们发现，HOD模型的卫星部分的$f_{\rm sat} = 0.071_{-0.004}^{+0.009}$和最小质量的$\rm M_{m} = 2.31_{-0.38}^{+0.41} \times 10^{12}\, \, \rm h^{-1} M_{\odot}$的主机暗物质晕最好的描述类星体集群（在所有尺度上）在$z \sim 1.5$。我们的结果与早期研究较亮类星体的工作略有不一致，暗示了对单晕项的亮度依赖性。
2020-01-31 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the NEWFIRM Medium Band Survey: the relationship between stellar mass and dark matter halo mass at 1 < z < 2
利用NEWFIRM中带巡天（NMBS）的数据，我们分析了星系团在1 < z < 2处随恒星质量的变化。NMBS产生的精确的光度红移和恒星质量使我们能够定义一系列质量有限的星系样本，这些星系的质量分别大于0.7、1和3 × 10^10 Msun，红移间隔分别以z = 1.1、1.5和1.9为中心。在每个红移区间，我们发现，存在着很强的依赖性的集群强度的恒星质量限制的样品，更大的质量星系表现出更高的集群振幅在所有尺度上。我们进一步解释我们的集群测量在LCDM宇宙学背景下使用星系集群的晕模型。我们发现，中心星系和卫星星系的典型晕质量随着恒星质量的增加而增加，而卫星部分随着恒星质量的减少，定性上与z < 1时相同。在我们狭窄的红移范围内，我们几乎没有看到恒星质量与晕质量关系的任何红移依赖性的证据。然而，当我们与z~0处的类似测量进行比较时，我们看到了这种关系发生变化的明确证据。如果我们假设一个普适的重子分数，恒星质量与晕质量的比值揭示了已经转化为恒星的重子的分数。我们看到，中心星系的恒星形成效率的峰值在更高的红移处向更高的晕质量移动，从z~0处的~ 7 × 10^11 Msun移动到z~1.5处的~ 3 × 10^12 Msun，揭示了“晕缩小”的证据。最后，我们表明，在z > 1的高度偏置的星系种群之间的测量空间密度和集群和晕模型预测的可能存在差异。这可能意味着在这些红移处，晕圈模型的一…
2010-12-08 astro-ph.CO
Towards Accurate Modelling of Galaxy Clustering on Small Scales: Testing the Standard $Λ\mathrm{CDM}$ + Halo Model
用晕模型解释星系的小尺度成团现象可以阐明星系与暗物质晕之间的联系。不幸的是，建模通常不够准确，无法在统计上排除模型。因此，很难使用小尺度编码的信息来测试宇宙学模型或探测星系-晕连接的微妙特征。在本文中，我们试图推动晕模型的"准确"的制度，完全数值模拟为基础的方法和统计和系统误差的仔细治疗。通过我们的前向建模方法，我们可以将聚类统计纳入传统的两点统计之外。我们使用这种建模方法来测试标准的$Λ\mathrm{CDM}$+晕模型对SDSS DR 7星系的聚类。具体地说，我们使用投影关联函数，群多重性函数和星系数密度作为约束条件。我们发现，虽然模型分别拟合每个统计量，但它很难同时拟合它们。添加组统计量会导致对模型进行更严格的测试，并对模型参数进行更严格的约束。我们探讨了不同的晕定义和宇宙学模型的影响，发现改变宇宙学有显着的差异。我们尝试的最成功的模型（普朗克宇宙学与Mvir晕）匹配的低光度星系的集群，但表现出2.3 $σ$张力与发光星系的集群，从而提供了证据，"标准"晕模型需要扩展。这项工作打开了大门，增加有趣的自由光环模型，并包括额外的聚类统计作为约束。
2018-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Studying the emergence of the red sequence through galaxy clustering: host halo masses at z > 2
我们使用UKIDSS超深巡天，迄今为止最深的度尺度近红外巡天，研究z ~ 3.5的恒星形成和被动星系的聚集。我们的新测量包括第一次确定被动星系在z > 2的聚集，我们使用互相关技术实现。我们发现，被动星系是最强烈的集群，通常由大质量的暗物质晕托管，M_halo > 5 × 10^12 M_sun，无论红移或恒星质量如何。我们的研究结果是一致的模型中，一个临界晕质量决定了从恒星形成到被动星系的过渡。恒星形成星系的恒星质量和晕质量之间没有很强的相关性，但被动星系显示出反相关性的证据;平均而言，低质量的被动星系似乎位于最大质量的晕中。这些结果可以理解，如果恒星形成的终止是最有效的低恒星质量的星系在非常密集的环境。
2013-03-06 astro-ph.CO
Study on the mapping of halo clustering from real space to redshift space
星系团从实空间到红移空间的映射，使测量的星系密度功率谱在红移空间中呈现出各向异性，即红移空间畸变（RSD）效应。该映射公式本质上是非线性的，由于密度场和速度场之间的互相关的不确定阶数，以及由于星系特有的速度场的随机性，上帝的手指（FoG）效应，这是复杂的高阶多项式。在以前的工作中，我们已经验证了先进的TNS映射公式在我们的混合RSD模型在暗物质的情况下，在晕偏差模型不考虑晕映射公式在红移空间的鲁棒性。使用100实现的晕目录在N体模拟，我们发现，我们的晕RSD模型与已知的晕偏置模型和有效的FoG功能准确地预测晕功率谱测量，在1 $\sim$ 2%的精度高达$k\sim 0.2h$ /Mpc，取决于不同的晕质量和红移。
2019-06-04 astro-ph.CO
A Variable-Slope Smooth-$k$ Filter for Modeling Halo Abundances with Damped and Oscillatory Power Spectra
Facultat de Física, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学物理学院）
本文提出了一种可变斜率的平滑k滤波器，用于建模具有阻尼和振荡功率谱的晕质量函数，通过解耦小尺度抑制与中间尺度振荡特征，提供统一的解析框架。
2026-08-11 astro-ph.CO
Dependence of the Substructure Abundance on the Orientation Coherence of the Halo Tidal Field
团晕的子结构丰度对周围潮汐场的取向相干性的依赖性的数值证据。应用自适应最小生成树（MST）算法的集群晕与$M\ge 10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$从大MultiDark-Planck模拟，我们确定主要的MST干组成的多个节点的细丝和测量其特定的大小（每个节点的空间范围），量化的方向一致性的潮汐场的集群规模。根据主丝的具体尺寸将团晕分为5个样品，并计算5个样品的质量分布，我们研究了团晕的子结构丰度在5个样品之间是否存在差异以及如何存在差异。结果表明，团簇晕镶嵌在具有较大比尺寸的丝中，往往具有较少的亚结构。这种反相关性也被证明是强大的，对缩小形成时代的集群晕，以及对固定的节点数的细丝。考虑到具有较大比尺寸的细丝形成于周围潮汐场在其主轴方向上在大尺度上相干的区域，我们认为，在具有较大比尺寸的细丝中，由于垂直于细丝细长轴的平面中的切向速度的发展，卫星下落和物质吸积到星系团晕上应该被阻碍。
2018-01-30 astro-ph.CO
The Clustering of MgII Absorption Systems at z=0.5 and Detection of Cold Gas in Massive Halos
我们测量了Mg II λλ 2796，2803吸收体相对于z \sim 0.5的发光红星系（LRG）群体的大尺度聚集。从MgII吸收体和LRGs之间的互相关测量，我们计算的平均偏差的暗物质晕中的吸收体居住。我们调查系统的不确定性，由于LRGs的样本选择和光度红移的不确定性的聚类测量。首先，我们比较了使用磁通限制LRG样本和体积限制样本确定的互相关幅度。比较结果表明，使用通量限制LRG样品的MgII吸收剂的相对晕偏可被高估多达\approx 20%。接下来，我们评估系统的不确定性，由于光度红移误差使用模拟星系目录增加的红移不确定性的数据。我们发现，不计测光红移的不确定性测量的相对集群幅度高估了\approx 10%。在考虑了这两个主要的不确定性之后，我们发现平均晕偏差与吸收体强度之间存在1-σ反相关，这转化为平均星系质量与W_r（2796）之间存在1-σ反相关。结果表明，在log M_h < 13.4的群大小暗物质晕中发现了W_r（2796）=1-1.5 μ m的MgII吸收体，而在log M_h <12.7的晕中发现了W_r（2796）>1.5 μ m的吸收体。更大的数据集将提高聚类测量的精度以及W_r与晕质量之间的关系。最后，镁II吸收剂的强烈聚集，低至\sim 0.3 h^{-1} Mpc，表明在承载LRG的晕的维里半径内存在冷气体。
2009-06-30 astro-ph.CO
Clustering of quasars in the First Year of the SDSS-IV eBOSS survey: Interpretation and halo occupation distribution
在当前和未来的调查中，类星体发挥着关键作用。新的数据将扩大我们的宇宙知识，因为它将被用来更好地约束宇宙模型在红移$z>1$通过重子声学振荡和红移空间失真测量。在这里，我们提出了第一次集群研究所观察到的类星体的扩展重子振荡光谱巡天。我们测量了位于红移范围$0.9<z<2.2$内的$\sim 70,000$类星体的聚集，这些类星体覆盖了1,168度的$^2$。我们的集群模型，并产生高保真的类星体模拟目录的基础上BigMultiDark普朗克模拟。因此，我们使用修改后的（子）晕Abnormal匹配模型来解释类星体的晕人口的特异性。我们发现类星体是由质量为$\sim10^{12.7}M_\odot$的晕所承载的，它们的偏差从1.54（$z=1.06$）演变到3.15（$z=1.98$）。使用目前的eBOSS数据，我们无法区分具有不同卫星比例的模型。高保真度的模拟光锥，包括类星体的光环属性，都是公开的。
2017-02-07 astro-ph.CO
Halo abundances and shear in void models
通过数值模拟Lemaitre-Tolman-Bondi空洞模型，研究了暗物质的非线性引力坍缩过程.我们扩展晕质量函数形式主义，这些模型在一个一致的方式。这种扩展不仅在所有时间和半径上与模拟数据进行了比较，而且还提供了关于背景切变对扰动增长的影响的有趣线索。我们的研究结果提示，通过集群数量计数，这可能会产生强烈的约束一般非均匀模型，任何规模的背景剪切约束的可能性。
2012-08-23 astro-ph.CO
A new smooth-$k$ space filter approach to calculate halo abundances
我们提出了一种新的过滤器，一个光滑的$k$空间过滤器，使用在Press-Schechter方法来模拟的暗物质晕质量函数，克服了其他过滤器的缺点。我们测试这对N体模拟中测量的质量函数。我们发现，常用的夏普- $k$过滤器无法再现的晕质量函数的行为在低质量的线性功率谱的急剧截断模型的模拟测量。我们表明，我们的新的过滤器的预测同意在更广泛的范围内的晕质量的阻尼和无阻尼功率谱的模拟结果比的情况下，与尖锐的$k$和实空间顶帽过滤器。
2018-04-03 astro-ph.CO
The VST ATLAS Quasar Survey III: Halo mass function via quasar clustering and quasar-CMB lensing cross-clustering
本研究利用VST ATLAS类星体星表，通过自相关函数、CMB引力透镜交叉相关、HOD模型拟合三种方法测量类星体暗晕质量，验证结果一致性并解释类星体光度函数的红移演化特征。
2024-10-30 astro-ph.CO
Cluster abundance in chameleon $f(R)$ gravity I: toward an accurate halo mass function prediction
我们改进的质量和环境依赖的球形塌陷模型的变色龙$f(R)$重力校准的唯象校正的启发下，参数化后弗里德曼框架对高分辨率$N$体模拟。我们使用我们的方法来预测相应的修改后的晕质量函数，并提供拟合公式来计算$f(R)$晕丰度相对于广义相对论（GR）丰度的分数增强，精度为$\lesssim 5\%$，从模拟中获得的结果。在参考GR晕丰度的建模在百分比水平上准确的条件下，对于完整的$f(R)$质量函数可以实现类似的准确度。我们用我们的配合预测理论的额外标量自由度的约束，发现与当前太阳系测试竞争的上限是在更大尺度上正在进行和即将进行的调查中的集群数量计数分析的范围内。重要的是，我们的方法的灵活性也允许这被应用到其他标量张量理论，其特征在于质量和环境相关的球形坍缩。
2017-04-11 astro-ph.CO
The effect of finite halo size on the clustering of neutral hydrogen
再电离后21厘米强度测绘实验的目标是暗物质晕中中性氢（HI）的谱线。根据晕模型，这些离散的晕跟踪连续的暗物质密度场到一定的尺度，这取决于晕的物理尺寸。晕圈的物理尺寸定义了一个排除区域，该区域在HI的统计特性上留下印记。我们展示了如何排除由于有限的晕大小的影响HI功率谱的效果，与由回溅半径给定的主机晕的物理边界。最重要的是，我们表明，出现在功率谱的零动量极限的白噪声样功能是完全取消时，考虑到有限的晕的大小。这种抵消作用实际上适用于所有暗物质密度场的示踪物，包括星系。此外，我们表明，排除由于有限的晕大小导致一个亚泊松噪声签名在大尺度上，从N体模拟的结果一致
2021-06-08 astro-ph.CO
Modeling the clustering of dark-matter haloes in resummed perturbation theories
我们解决问题的宇宙学之间的偏差问题和星系分布，在暗物质晕作为第一步，以表征星系聚类。从高红移的线性密度场开始，我们沿着物质的质心轨迹，这些物质将在后期形成每个晕（原晕）。我们采用了流体般的描述扰动的演化在原晕分布，这是耦合到物质密度场通过重力。我们提出的密度和速度场的解析解，在重整化微扰理论的背景下。我们从线性解开始，然后计算传播子和功率谱的单圈校正。最后，我们解析地恢复传播子，并使用时间重整化群方法（Pietroni 2008）的适当扩展来恢复功率谱。对于晕质量M<10^{14} Msol/h，我们在z=0时的结果与N体模拟吻合得很好。我们的模型是能够预测的晕物质交叉光谱的精度为5%，k = 0.1小时/百万秒差距接近未来的星系红移调查的要求。
2011-03-21 astro-ph.CO
The Abundance and Structure of Subhaloes near the Free Streaming Scale and Their Impact on Indirect Dark Matter Searches
暗物质粒子的自由流动运动在物质功率谱中留下了一个截止点，并设定了最小暗物质晕的尺度。最近的宇宙学$N$体模拟表明，在自由流尺度附近的晕中，中心密度尖点比更大质量的晕中要陡得多。在这里，我们研究的丰度和结构的subhaloes附近的自由流标度在非常高的红移使用一套前所未有的大宇宙学$N$体模拟，在很宽的范围内的主机晕质量。的subhalo丰度被抑制强烈低于自由流动的规模，但subhalo质量函数之间的比率，在截止和没有截止模拟是很好地拟合由一个单一的校正函数，无论主机晕质量和红移。在subhaloes，中央的斜坡是相当浅，比在现场晕，但是，仍然比NFW的配置文件陡峭。与此相反，在晕下的浓度明显大于晕，并取决于晕下的质量。我们比较了两种方法外推的质量浓度关系的晕和subhaloes z=0，并提供了一个新的简单的拟合函数subhaloes，一套大的宇宙学$N$体模拟的基础上。最后，我们估计湮没助推因子的牛奶路大小的晕是1.8和6.2之间。
2020-01-09 astro-ph.CO
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS
我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。
2009-06-26 astro-ph.CO
Real- and redshift-space halo clustering in $f(R)$ cosmologies
我们提出了两点关联函数统计的质量和晕的变色龙$f(R)$修改的重力方案使用一系列的大体积N体模拟。三个不同的变化$f(R)$被认为是（F4，F5和F6），并在红移范围$z \in [0,1]$的基准$Λ$ CDM模型进行比较。我们发现，除F4外，所有模型的物质聚类都是不可区分的，F4显示出明显更陡的斜率。在$> 20 h^{-1} \mathrm{Mpc}$尺度下，红移与实空间关联函数的比值与所考虑的可行的$f(R)$模型的线性广义相对论（GR）Kaiser公式一致。我们考虑三个晕人口的特点是空间丰度的发光红星系（LRGs）和星系团。F4和F5的红移-空间晕关联函数在中红移和高红移处与$Λ$ CDM显着偏离，因为$f(R)$的晕偏置小于或等于$Λ$ CDM情况的晕偏置。最后，我们引入了一个新的独立于模型的聚类统计量来区分$f(R)$和GR：相对晕聚类比-- $\mathcal{R}$。随着下一代星系红移巡天的到来，将可获得充分减少$\mathcal{R}$散射所需的采样。这将促进一个前瞻性的途径，以获得这类修改后的引力模型在很大程度上独立于模型的宇宙学约束。
2017-01-20 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
Constraints on black hole duty cycles and the black hole-halo relation from SDSS quasar clustering
我们使用Shen et al.的（2009年）测量的亮度依赖集群在SDSS数据发布5类星体目录，在红移0.4 < z < 2.5，以约束类星体光度和主机晕质量之间的关系，并推断占空比f_opt，黑洞的比例，闪耀的光学发光类星体在给定的时间。我们假设类星体的光度和宿主晕质量之间存在一个单调的平均关系，对数正态散射系数为0。对于特定的f_opt和f_max，匹配观测到的类星体空间密度决定了亮度-晕质量关系的归一化，由此我们预测了聚类偏差。数据显示，类星体样本的暗半和亮半之间的偏差没有变化，但最亮的10%的偏差略有增加。在样品的平均红移z=1.45处，数据可以通过具有小的本征散射（λ =0.1 dex）和占空比f_opt=6*10^（-4）的模型或具有更大占空比和更大散射值的模型来很好地描述。黑洞质量群的“连续性方程”模型意味着在这个质量和红移范围内f_opt > 2*10^（-3），而这个约束与聚类测量的结合意味着散射系数> 0.4 dex。这些发现与从z~4处的高光度类星体的更强集群推断的结果形成对比，后者要求光度和晕质量之间的散射最小，占空比接近1。
2010-04-07 astro-ph.CO
The clustering of dark matter halos: scale-dependent bias on quasi-linear scales
我们使用N体模拟研究了在红移范围$0 - 5$内由$1-4 σ$涨落引起的暗物质晕的空间聚集。发现高红移晕（$z \geq 2$）的晕偏置具有强烈的非线性，并且与大于其维里半径（$0.5-10$ Mpc/h）的准线性尺度有关。然而，在较低的红移，非线性偏置的尺度依赖性较弱，并且在$z \sim 0$的准线性尺度上是百分之几的数量级。我们发现，暗物质晕的标度相关偏置的红移演化可以表示为四个物理参数的函数：晕的峰高、感兴趣标度处的非线性物质关联函数、{ \it rms}线性密度涨落的有效幂律指数和给定红移处的宇宙物质密度.这表明，晕偏向的尺度依赖性并不是暗物质功率谱的普适函数，这是通常假设的。我们提供了一个拟合函数的规模依赖晕偏置作为这四个参数的函数。我们的拟合再现了模拟结果，在红移范围$0\leq z \leq 5$内的精度优于4%。我们还扩展了我们的模型表示的非线性偏差作为一个函数的线性物质关联函数。重要的是，将我们的结果纳入任何红移的暗物质晕的聚类模型，包括那些在再电离之前承载早期恒星和星系的星系。
2016-07-18 astro-ph.CO
Which galaxy property is the best indicator of its host dark matter halo properties?
在这项工作中，我们调查星系的速度色散，质量和其他属性（颜色，形态）与暗物质晕的属性之间的联系，通过比较星系在固定的质量和速度色散的集群。我们使用斯隆数字巡天来定义一个体积有限的样本的大质量星系完整的恒星质量（> 6 e10 Msun）和速度色散（>75公里/秒）。使用这个样本，我们表明，在固定的速度色散有没有集群振幅恒星或动力学质量的依赖。相反，当恒星或动力学质量固定时，速度色散对成团振幅有明显的依赖性，色散越高的星系成团振幅越大。我们还表明，虽然当恒星或动力学质量是固定的，仍然存在的集群振幅形态的依赖性，有没有这样的依赖性时，色散是固定的。然而，当质量和色散都固定时，我们确实看到了聚类幅度对颜色的依赖性。尽管如此，即使我们将我们的样本限制在只有椭圆星系或红星系的色散和集群振幅之间的关系在固定的质量仍然存在。与颜色的剩余相关性似乎很可能是由大质量光环中的卫星星系在固定色散下变得更红所驱动的。缺乏类似的形态依赖性意味着使卫星变红的机制不会改变它们的形态。我们的中心结果是，速度色散是更密切相关的星系的集群振幅比恒星或动力学质量。这意味着速度色散与决定聚类的晕属性（晕质量或年龄）更紧密相关，并支持星系的恒星形成历史与其晕属性的关系比与其整体质量的关系更密切的观点。
2012-01-09 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 astro-ph.CO
Spatial Clustering of High Redshift Lyman Break Galaxies
我们提出了一个物理驱动的半解析模型来理解高红移LBG的集群。结果表明，在观测光度函数的约束下，模型参数可用于预测大尺度（θ> 80角秒）星系的偏差和角关联函数。这些预测显示出非常好地再现了观测结果。然后，我们采用这些模型参数计算晕占据分布（HOD）使用的条件质量函数。使用这种HOD的晕模型显示出在z=3-5和几个极限星等的大（θ>80”）和小（θ< 10”）角尺度下对所观察到的LBG聚类提供了相当好的拟合。然而，我们的模型低估了集群幅度在中间的角度尺度，准线性效应是重要的。在z=4的极限绝对星等为-20.5时，对观测到的星系团有贡献的晕的平均质量为6.2 x 10^{11} M_ \odot，而母晕中卫星星系的特征质量为1.2 \times 10^{12} M_ \odot。对于一个给定的阈值亮度，这些质量随着z的增加而减少，在任何给定的z，这些被发现增加阈值亮度的值。我们发现，大约40%的晕在最小质量M_{min}以上，可以容纳可探测的中央星系，大约5- 10%的晕也可能容纳可探测的卫星。这些卫星通常在母晕形成之前形成一个动态时间尺度。小角度尺度的集群是由于中央卫星对，是相当敏感的变化，恒星形成的时间在晕。目前的数据有利于恒星形成的晕持续几个动态的时间尺度。我们的模型还再现了与恒星形成相关的参数之间的不同已知趋势。
2012-11-29 astro-ph.CO
Accurate and Efficient Halo-based Galaxy Clustering Modelling with Simulations
中小尺度星系团可以用来建立星系晕联系，研究星系形成和演化，并加强对宇宙学参数的约束。随着正在进行和即将进行的大型星系调查中星系团测量的精度越来越高，需要精确的模型来解释数据并提取相关信息。本文介绍了一种基于高分辨率N体模拟的方法，在投影空间和红移空间中精确有效地模拟星系两点关联函数（2PCF）。其基本思想是将模拟中的所有晕信息列表，在晕占据分布或条件光度函数的框架内计算星系2PCF。这相当于将星系填充到暗物质晕中，并使用模拟2PCF测量作为模型预测。除了精确的2PCF计算，该方法也是快速的，因此能够有效地探索参数空间。作为该方法的一个例子，我们将红移空间星系2PCF分解成不同的组件的类型的星系对的基础上，并显示在每个组件中的红移空间失真效应。的方法的推广和局限性进行了讨论。
2016-03-02 astro-ph.CO
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
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
