Do Mini-halos Affect Cosmic Reionization?
本文结合小体积高分辨率模拟与CROC大体积模拟，研究迷你暗晕对宇宙再电离期间电离光子消耗的影响，发现未解析迷你暗晕中的复合相对大尺度结构和已解析大质量暗晕中的复合可忽略不计，并指出结论仍需更具代表性的模拟验证。
2023-12-01 astro-ph.CO
Halo mass distribution reconstruction across the cosmic web
从概率论的角度研究了晕质量与环境的关系。我们发现，晕质量不仅取决于本地的暗物质密度，但也对非本地的量，如宇宙网络环境和晕排斥效应。鉴于这些准确的关系，我们已经开发了HADRON代码（晕mAss分布重建），一种技术，使我们能够分配晕质量的晕在三维空间中的分布。这可以应用于模拟星系目录的快速生产，通过分配晕质量，并准确地再现不同的质量削减的偏见。晕人口的聚类结果与BigMultiDark $N$体模拟结果一致：当使用基于增广拉格朗日微扰理论的模拟星表时，功率谱在1- $σ$到$k=0.2\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$尺度范围内。只有质量最大的晕才显示出较大的偏差。对于这些，我们发现的晕排斥效应的证据。一个明显的改善时，实现分配最高的质量晕与最小的距离分离。我们还计算了2点和3点关联函数，并发现一个很好的协议与$N$体结果。我们的工作代表了宇宙网分类的定量应用。它可以在未来星系勘测的大尺度结构的多示踪剂分析中有进一步有趣的应用。
2015-01-22 astro-ph.CO
Cosmic web alignments with the shape, angular momentum and peculiar velocities of dark matter haloes
我们研究的暗物质晕与宇宙网的潮汐和速度剪切场的特点。我们专注于他们的形状，角动量和奇特的速度对齐。我们使用的宇宙学N体模拟，允许研究暗物质晕跨越近五个数量级的质量（$10^{9}$ - $10^{14}$）$h^{-1}$ $M_{\odot}$和空间尺度的$(0.5$ - $1.0)$ $h^{-1}$ Mpc定义的宇宙网络。我们发现，晕的形状提出了最强的对齐沿最小的潮汐特征向量，例如，沿细丝和墙壁，随着晕质量的增加，信号变得更强。在速度切变场的情况下，只有大质量的晕$>10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的形状倾向于沿着最大的潮汐本征向量排列，也就是说，垂直于细丝和壁。对于角动量，我们发现只有在潮汐和速度剪切腹板中的质量比$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$大的晕才有对准信号，其中偏好是平行于中间本征向量，垂直于细丝和平行于墙壁。最后，奇特的速度显示出强烈的对齐沿最小的潮汐特征向量的所有晕质量;晕沿细丝和墙壁。在速度切变中，存在着同样的排列，但较弱，而且只存在于质量小于$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的晕中。我们的研究结果清楚地表明，我们用来定义宇宙网的两种不同算法描述了非线性坍缩的不同物理方面，应该以互补的方式来理解宇宙网对星系演化的影响。
2014-07-02 astro-ph.CO
How galaxies populate haloes in very low-density environments? An analysis of the Halo Occupation Distribution in cosmic voids
有证据表明，暗物质晕的性质可能会随着大尺度环境的变化而变化。通过研究宇宙空洞中的晕占据分布，有可能获得有用的信息，从而阐明这一主题。由于这些地区的极端环境，这些地区的晕和星系的形成历史可能与全球的行为不同。我们使用两个公共访问的模拟星系目录构建不同的方法：半解析模型和流体动力学模拟。在这两个，我们确定宇宙空洞，我们测量这些地区内的晕占领分布不同的绝对星等阈值。我们比较这些测定与整体结果，我们研究的依赖性的不同特征的空隙。此外，我们还分析了空洞内晕的恒星含量和形成时间，并讨论了一般晕布居结果。在空洞内，我们发现一个显着不同的晕占据分布相对于一般的结果。这在所探索的所有绝对星等范围内都存在。我们没有得到任何迹象的变化有关的空隙特性表明，影响只取决于大规模环境的密度。此外，我们发现，恒星的质量含量也不同的空隙，其中主机晕与质量较小的中央星系（10%）以及卫星显着较低的恒星质量含量（30%）。最后，我们发现一个轻微的差异的形成时间的晕是年轻的空隙比平均人口。这些特征表明，填充空洞的晕有不同的形成历史，导致晕占据分布发生显着变化。
2020-03-13 astro-ph.CO
Secondary halo bias through cosmic time I: Scaling relations and the connection with the cosmic web
本研究利用UNIT模拟测量次级晕偏置信号，发现其源于非局域环境属性，潮汐场和局部马赫数信号最显著，并提出个体偏置赋值用于生成模拟目录和分析大型星系数据。
2024-02-10 astro-ph.CO
Separate Universe calibration of the dependence of halo bias on cosmic web anisotropy
我们使用分离宇宙技术来校准线性和二次晕偏差$b_1$和$b_2$对暗物质晕的局部宇宙网络环境的依赖性。我们这样做是通过测量在固定的质量和宇宙网潮汐各向异性$α$无限波长的初始扰动的晕丰度的响应。我们增加了我们的测量与分析框架开发的早期工作，利用近对数正态分布的形状$α$和结果在非常高的精度校准。我们提出了方便的拟合函数的依赖$b_1$和$b_2$的$α$在很宽的范围内晕质量的红移$0\leq z\leq1$。我们的校准$b_2(α)$是第一次演示到目前为止的非线性偏置依赖于本地网络环境。以前的结果表明，$α$是晕组装偏差的晕质量以外的一些属性的主要指标的动机，然后，我们扩展我们的分析框架，以适应依赖的$b_1$和$b_2$上的任何这样的次要属性，或可以单调变换为具有高斯分布。我们证明了这种技术的晕浓度的特定情况下，发现与以前的结果很好的协议。我们的校准将是有用的各种晕模型分析集中在星系组装偏差，以及分析预测的潜力，使用$α$作为一个隔离变量在多示踪剂分析。
2020-09-26 astro-ph.CO
Prediction of Individual Halo Concentrations Across Cosmic Time Using Neural Networks
本研究利用大型宇宙学N体模拟的暗物质晕质量吸积历史训练神经网络，以预测给定红移下单个暗物质晕的浓度，其预测精度显著优于现有模型，为大型模拟提供了快速预测工具。
2025-01-28 astro-ph.CO
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
The cosmic web and the orientation of angular momenta
我们使用一个64 $h^{-1}$ Mpc的暗物质（DM）唯一的宇宙学模拟来研究大尺度方向的晕和子结构的宇宙网络。基于速度剪切张量的网络分类方案用于分配给模拟中的每个晕的网络类型：结，细丝，片材或空隙。使用$\sim10^6$晕跨度~3个数量级的质量的方向的晕的自旋和轨道角动量的subhaloes相对于本征矢量的剪切张量进行检查。我们发现，轨道角动量的subhaloes倾向于对齐的中间特征向量的速度剪切张量的所有晕在结，丝和片。这一结果表明，子结构的运动学位于一个晕的男性化区域内的深处是由它的下降，这反过来又是由大规模的速度剪切，一个令人惊讶的结果给出的男性化性质的晕确定。因此，在z = 0时测得的角动量上，印上了次晕吸积的非随机性质。我们还发现，晕的自旋轴是与第三个本征向量的速度剪切张量的丝和片：晕的自旋轴点沿丝和宇宙片的平面。
2012-01-16 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
The first molecules in the intergalactic medium and halos of the Dark Ages and Cosmic Dawn
我们研究了在黑暗时代和宇宙黎明时期第一批分子的形成和破坏，以评估分子线中原星系团（晕）的光度。宇宙学复合使用有效三能级原子模型来描述，而分子的化学性质则使用相关的基本动力学方程来考察。然后，我们研究了分子的碰撞和辐射激发对分子发射强度的影响，在温暖和热晕。利用普朗克星系际介质在z~6-8处的再电离数据，计算了宇宙黎明期出现的四种热光源的光能量密度上限。假设在晕圈中，光的能量密度可能基本上甚至更高，我们估计了来自第一光源的光对第一分子的形成和破坏的影响。我们表明，分子H2和HD被破坏的光解过程前不久，充分的再电离在中间的晕介质中，在介质中的两种类型的晕和第一光的所有模型。同时，氦氢离子的数密度，HeH+，显示出本质上更复杂的依赖于晕的动力学温度和第一光的模型。此外，我们估计的差分亮度温度的个别晕在旋转线的H2，HD和HeH+分子在红移对应的黑暗时代和宇宙黎明时期。它不超过微开尔文，但它的探测可能是关于在黑暗时代和宇宙黎明时期第一批恒星和星系形成之初发生的物理过程的重要信息来源。
2022-05-08 astro-ph.CO
The network analysis of the cosmic web as a tool to constrain cosmology and cosmic magnetism
INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics of the NAS of Ukraine（乌克兰国家科学院波戈留博夫理论物理研究所）；Astronomical Observatory of Ivan Franko National University of Lviv（利沃夫伊万·弗兰科国立大学天文台）
通过分析宇宙网的网络结构，研究其对宇宙学参数σ_8和原始磁场模型的敏感性，以区分不同宇宙学场景。
2025-11-27 astro-ph.CO
Constraining Halo Occupation Distribution and Cosmic Growth Rate using Multipole Power Spectrum
本文提出了一种利用星系功率谱P_l（k）多极分量测量晕占据分布（HOD）和宇宙生长率的新方法。卫星星系随机运动引起的非线性红移空间畸变，上帝的手指，产生高l多极各向异性的星系团，如十六极（l=4）和四十六极（l=6），这是敏感的卫星星系的分数和速度色散。通过对发光红星系（LRGs）的HOD模拟，我们发现输入HOD参数可以从P_l（k）中成功地再现出来，并且高l多极信息有助于打破HOD参数间的简并性。我们还表明，宇宙的增长率以及卫星的分数和速度分散的测量显着改善，通过添加高-l多极的小尺度信息。
2014-02-28 astro-ph.CO
Relation between the local width and linear halo mass density of cosmic filaments
本研究估计宇宙细丝宽度并发现其局部宽度随每单位长度暗物质晕质量增加而大致呈二阶多项式增加，此关系有助于理解星系演化和揭示缺失重子。
2024-04-13 astro-ph.CO
The importance of the cosmic web and halo substructure for power spectra
在这项工作中，我们研究的相关性的宇宙网络和子结构的物质和透镜功率谱测量晕模拟目录提取的N体模拟。由于N体模拟的计算成本很高，因此通常使用更快的方法将暗物质场近似为一组晕。在这种近似下，我们取代质量浓度N体模拟的球对称Navarro-Frenk-White晕密度分布。我们也认为完整的质量场是两个不同场的总和：暗物质晕（$M>9\times 10^{12}~M_{\odot}$ /h）和不包括在晕中的粒子。模拟晕很好地再现了物质功率谱，但低估了大尺度和小尺度上的透镜功率谱。对于在$z_{\rm s}=1$的源，相对于模拟的晕，在$\ell\approx 10^4$的透镜功率谱被低估高达40%。模拟星表与晕外的暗物质分布相结合，可以减轻大尺度效应。此外，为了评估子结构的贡献，我们在N体模拟中涂抹了晕内子结构，同时保持晕密度分布不变。对于物质功率谱，这种平滑的效果仅为5%的量级，但对于透镜子结构要重要得多：对于$\ell\approx 10^4$，内部结构贡献了总光谱的30%。这些发现对模拟星表的创建有重要意义，表明目前用于星系调查的一些近似方法将不足以用于未来的弱透镜调查。
2015-03-14 astro-ph.CO
Revealing the cosmic web dependent halo bias
光环偏差是光环模型的关键成分之一。在给定的红移下，它只依赖于晕的质量。在这项研究中，四种类型的宇宙网络环境：集群，丝，片和空隙内定义的最先进的高分辨率$N$体模拟。在这些环境中，我们使用晕-暗物质互相关和晕-晕自动关联函数来探测晕的聚类特性。在我们描述的四种不同的宇宙网环境中，晕轮偏差的性质有很大的不同。相对于总体而言，簇中的晕在{ $10^{11.0}\sim 10^{13.5}h^{-1}\rm M_\odot$ }质量范围内具有显著较低的偏差。然而，在其他环境中，质量为{ $\sim 10^{12.0}h^{-1}\rm M_\odot$ }的晕圈在空隙中显示出高达10倍的极大增强的偏差。这种强烈的晕偏向宇宙网环境依赖性可能在未来的宇宙学和星系形成研究中发挥重要作用。在这个宇宙网络的框架内，年龄依赖性的晕偏差被发现是唯一显着的集群和细丝相对较小的晕$\la 10^{12.5}\msunh$。
2017-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Tidal Reconstruction with Halo Fields
大尺度扰动和小尺度扰动之间的引力耦合导致小尺度物质分布的各向异性畸变。因此，测量的局部小尺度功率谱可以用来推断大尺度物质分布。本文提出了一种利用全三维潮汐切变信息重建大尺度模态的新算法。将其应用于模拟的暗物质晕场，重建的大尺度密度场与原始物质密度场在大尺度上有很好的相关性，改进了以往只使用两个横向剪切场的潮汐重建方法。这对于在未来的宇宙学观测中利用多示踪剂方法恢复由于前景扣除而丢失的21 cm径向模和约束原始非高斯性具有深远的意义。
2021-08-03 astro-ph.CO
Evidence of Lensing of the Cosmic Microwave Background by Dark Matter Halos
我们目前的宇宙微波背景的引力透镜的$10^{13}$太阳质量暗物质晕的证据。来自阿塔卡玛宇宙学望远镜偏振计（ACTPol）的透镜会聚图堆叠在SDSS-III/BOSS调查中约12，000个光学选择的CMASS星系的位置上。平均透镜信号与模拟的暗物质晕轮廓一致，并且在3.2西格玛显著性下优于零信号。这一结果表明微波背景透镜在探测星系团和星系团晕中的暗物质分布方面具有潜力。
2015-03-30 astro-ph.CO
Connecting the cosmic web to the spin of dark halos: implications for galaxy formation
我们使用Horizon 4 pi暗物质模拟来研究暗物质晕的自旋相对于（i）周围大尺度丝状结构的排列，以及（ii）相对于潮汐张量本征向量的排列，该模拟可以解析超过4300万个红移为零的暗物质晕。我们检测到一个明确的质量转变：自旋的暗物质晕超过临界质量往往是垂直于最近的灯丝，并与潮汐张量的中轴线对齐，而低质量晕的自旋更有可能是与最近的灯丝对齐。此外，这个临界质量5 10^12与红移有关，标度为（1+z）^-2.5。我们提出了一个解释这个信号的大规模宇宙流。在这幅图中，大多数低质量晕是通过嵌入错位壁中的流动的缠绕形成的;因此，它们获得了与在这些壁的交叉处形成的最终细丝的轴平行的自旋。另一方面，更大质量的晕通常是后来沿着这样的细丝合并的产物，因此当它们的轨道角动量转换为自旋时，它们获得垂直于这个方向的自旋。我们表明，这种情况下是一致的，无论是测量的过剩概率对齐w.r.t.潮汐张量的本征方向和晕合并的历史。在更定性的层面上，它似乎也与“平滑”暗物质模拟或气体示踪粒子追踪的宇宙网结构的3D可视化兼容。最后，它为Pichon等人（2011）提出的盘形成范式提供了额外的支持，因为它通过表征高红移下二次坍缩的几何形状来扩展它。
2012-07-04 astro-ph.CO
Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time
我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。
2014-07-10 astro-ph.CO
Transport of cosmic rays in the nearby starburst galaxy NGC 253
射电晕需要面外宇宙射线和磁场共存。由于宇宙射线是通过与盘中恒星形成有关的过程注入并加速的，因此它们必须从盘传输到晕中。垂直的大尺度磁场可以显著增强这种传输。我们用Effelsberg和VLA望远镜用射电连续偏振测量法观测了NGC 253。NGC 253的射电晕呈哑铃状，在中心附近垂直延伸最小。通过对电子寿命的估计，我们测量到宇宙射线的整体速度为300+/-30 km/s，这在圆盘的范围内是恒定的。这表明NGC 253中存在“盘风”。我们提出大尺度磁场是盘（r，phi）和晕（r，z）分量的叠加。圆盘场是一个偶宇称指向内的螺旋。圆锥形（均匀）晕场在投影中呈现为X形结构，就像在其他边缘星系中观察到的那样。在超气泡的壁压缩的相互作用可以解释所观察到的晕场和热的Halpha和软X射线发射气体的瓣之间的对齐。盘风是一个很好的候选人运输的小规模螺旋领域，需要有效的发电机行动，并作为一个来源的中性氢观察到的晕。
2009-09-01 astro-ph.CO
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Degeneracies III: N-body Simulations of Interacting Dark Energy with Non-Gaussian Initial Conditions
我们第一次进行N体模拟的相互作用暗能量假设非高斯初始条件，调查这两个理论上独立的现象在不同的观测探头可能的简并的目的。我们专注于大尺度的物质分布，以及对塌陷晕和宇宙空洞的统计和结构特性。在非常大的尺度上，我们表明，它是可以选择的相互作用和非高斯参数，使其对晕功率谱的影响取消，和功率谱是无法区分的$\mathrm{ΛCDM}$模型。在小尺度上，测量的非线性物质功率谱，晕物质的偏见，晕和subhalo质量函数和宇宙空洞数函数验证大尺度上确定的简并度。然而，晕和宇宙空洞的内部结构性质，即晕浓度-质量关系和空洞密度轮廓，与$\mathrm{ΛCDM}$模型中测量的结果有很大不同，从而打破了简并性。实际上，消除相互作用效应所需的$\mathrm{f_{NL}}$值已经由观测结果决定。我们的研究结果表明，在原则上，大规模和小规模的探针的组合，需要限制相互作用的暗能量和原始非高斯分别。
2018-09-06 astro-ph.CO
Effects of Baryonic Feedback on the Cosmic Web
我们研究重子对宇宙网的影响-晕，丝，墙和空洞。要做到这一点，我们适用于修改后的版本NEXUS，宇宙网络形态分析算法，IllustrisTNG模拟。我们发现，由于重子，晕失去超过$10\%$的质量，主要是丝和一小部分的墙壁和空隙。然而，质量转移并没有显著改变结构的边界，使得宇宙结构的体积分数基本上不受影响。我们量化的重子反馈的功率谱和概率密度函数（PDF）的密度场的个别宇宙结构的影响。对于功率谱，大多数由于反馈引起的抑制可以通过包括$M\ge10^{12}~M_\odot/h$晕来解释，而不考虑其他宇宙结构。然而，当检查密度场的PDF时，我们发现几乎$100\%$抑制了最空的区域，而$10\%$水平的效应（增强或抑制）在纤维、壁和空隙的剩余区域。我们的研究结果表明重子在整个宇宙网络中的影响建模的重要性，而不仅仅是晕，超越两点统计或基于场的推论的宇宙学分析。
2022-12-12 astro-ph.CO
The same with less: The cosmic web of warm versus cold dark matter dwarf galaxies
我们利用暖暗物质（WDM）和冷暗物质（CDM）的宇宙学模拟来探索宇宙网中低质量暗物质晕分布的基本性质。使用自丰度匹配的模拟星系目录，我们表明，在WDM宇宙中的矮星系的分布，其中低质量的晕形成严重抑制，是几乎无法区分的CDM宇宙的低质量的晕是看不到的，因为星系形成抑制低于一些阈值晕质量。然而，如果矮星系光度和晕属性之间的散射足够大，低质量的CDM晕有时会拥有相对明亮的星系，从而偶尔会有孤立的星系填充CDM空洞，并减少完全空的空洞的数量。否则，如果没有高质量的光散射，我们考虑的所有模拟星系聚类统计数据--自动关联函数、卫星的数量和径向轮廓、孤立星系的数量以及小空洞的PDF--在CDM和WDM中几乎是相同的。当从丰度匹配的晕目录构造时，WDM空洞既不大于CDM空洞，也不空。因此，这是一个挑战，以确定是否CDM问题的小晕相对于观测到的矮星系的数量密度过剩有一个宇宙学的解决方案或天体物理学的解决方案。然而，在未来的局部体积调查中，可能会在星系的宇宙网络中发现一些关于暗物质粒子以及矮星系和它们的暗物质晕宿主之间的分散性的线索。
2015-07-15 astro-ph.CO
A robust determination of halo environment in the cosmic field
在文献中有许多研究大尺度宇宙物质分布的方法。用来定义宇宙网的一个特别常见的方法是检查密度，速度或势场。这样的方法是有利的，因为可以构造Hessian矩阵，其特征向量（和特征值）指示局部塌陷或扩展的主方向（和强度）。从技术上讲，这是通过使用固定的有限网格对角化Hessian矩阵来实现的。因此，所得到的大尺度结构量化固有地受到网格的有限分辨率的限制。在这里，我们克服了有限的网格分辨率的障碍，通过引入一种新的方法来确定晕环境，使用自适应插值，这是更强大的分辨率比典型的“最近网格点”（NGP）的方法。从本质上讲，我们建议对每个晕或星系进行一次计算和对角化，而不是对整个网格进行一次计算和对角化。我们研究了如何使用我们的算法和NGP方法计算的特征值和特征向量方向收敛不同的网格分辨率，发现我们的新方法收敛速度更快。也就是说，分辨率的变化具有比NGP方法小得多的影响。因此，我们建议社区将来使用这种方法。
2020-07-16 astro-ph.CO
Imprints of Dark Energy on Cosmic Structure Formation: III. Sparsity of Dark Matter Halo Profiles
我们使用暗能量宇宙模拟系列（DEUSS）中的一组高分辨率大体积宇宙学N体模拟研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响。我们首先集中在分析的拟合优度的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，我们发现，以不同的晕质量和红移。我们还发现，与NFW不匹配的光环比例随着宇宙学的变化而变化，从而表明具有扰动密度分布的光环的质量聚集体携带着暗能量的特征信号。为了独立于任何参数配置文件访问此信息，我们引入了一个新的可观测量：晕稀疏度$s_Δ$。这被定义为质量比$M_{200}/M_Δ$，即半径为$r_{200}$的球体内的质量与半径为$r_Δ$的球体内的质量之比，分别包围200和$Δ$乘以平均物质密度。我们发现，平均稀疏度几乎是独立的总晕质量，而它的值可以推断，以优于百分之几的比例的集成晕质量函数在超密度$Δ$和200分别。这提供了一个一致性关系，可以验证观测测量的晕稀疏。最重要的是，稀疏性随底层暗能量模型而显着变化，从而提供了另一种宇宙学探测。
2013-11-17 astro-ph.CO
Non-linear halo bias for accurate modelling of cosmic infrared background anisotropies
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Foundation for Research and Technology Hellas (FORTH)（希腊研究与技术基金会）；Aix Marseille Univ（艾克斯-马赛大学）；Université Savoie Mont-Blanc（萨瓦蒙布朗大学）
本研究在晕模型框架中引入尺度依赖的非线性晕偏置修正，以改进宇宙红外背景各向异性的建模，并通过模拟验证表明该修正能消除尺度相关偏差，显著降低恒星形成参数推断的系统误差。
2026-09-21 astro-ph.CO
Mass reconstruction and noise reduction with cosmic-web environments
研究星系聚集中的随机性问题，提出利用暗物质晕的宇宙网环境信息结合线性偏置，有效降低两点统计中的随机性，显著提升信号噪声比，且与暗物质晕质量信息互补。
2024-03-23 astro-ph.CO
The MIP Ensemble Simulation: Local Ensemble Statistics in the Cosmic Web
我们提出了一种新的技术，使我们能够计算合奏统计在当地的基础上，直接晕属性到他们的当地环境。这是通过使用相关系综来实现的，其中大尺度结构对于所有实现是共同的，同时每个实现具有独立的晕圈种群。相关的合奏可以堆叠，有效地增加晕数密度的任意因素，从而打破了晕质量函数给出的晕数密度的基本限制。这种技术使我们能够计算\textit{local ensemble statistics}的物质/晕分布在任何位置的模拟盒，同时消除了固有的随机性在晕形成过程中，并直接与晕属性的环境。我们介绍了\textit{Multum In Parvo}（MIP）相关系综模拟，包括220个实现的32小时$^{-1}$ Mpc盒与$256^3$每个粒子。就有效体积和颗粒数量而言，这相当于一箱含有$\sim 5\times 10^6$晕圈的$\sim 193$ h $^{-1}$ Mpc，最小质量为$3.25 \times 10^9$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$。通过计算晕椭圆率和晕形状-LSS对准的局部系综统计，说明了这里提出的技术的潜力。我们发现，虽然有一般的趋势，椭圆度和对准的晕与他们的LSS，也有显着的空间变化，这对星系的形状和排列的观测研究具有重要意义。
2018-04-06 astro-ph.CO
Cosmic voids in coupled dark energy cosmologies: the impact of halo bias
在这项工作中，我们分析了标准和耦合暗能量宇宙学中的宇宙空洞的性质。利用大规模数值模拟，我们研究了暗能量耦合对宇宙空洞的填充因子、尺寸分布和堆积轮廓的影响。我们发现，用于识别空隙的密度场的示踪剂的偏见强烈影响的性质的空隙目录，因此，使用所确定的空隙作为探针，以区分耦合暗能量模型从标准的$Λ$ CDM宇宙学的可能性。事实上，一方面，耦合暗能量模型的特点是与参考标准宇宙学相比，在冷暗物质分布中有过多的大空洞，这是由于它们在低红移下对线性扰动的归一化更高。具体而言，这些模型分别在$z=0, 0.55, 1$处呈现出具有$R_{eff}>20, 15, 12$ Mpc h^{-1}的过量大空隙。另一方面，我们没有发现任何显着的差异，在塌陷的暗物质晕分布中检测到的空的属性。这些结果意味着示踪偏差有显着的影响，使用宇宙空洞目录探测宇宙学的可能性。
2015-06-29 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models I: Halo properties and the cosmic web
我们提出了一系列的绝热流体动力学模拟的几个quintessence模型（包括一个自由和相互作用的标量场）的结果相比，一个标准的\LCDM \宇宙学。对于每一个，我们使用$2\times1024^3$粒子在一个$250$ \hMpc \周期盒假设WMAP 7宇宙学。在这项工作中，我们专注于$z=0$宇宙网络中的晕的属性。根据速度剪切张量的特征值，该网络被分为\emph{voids}，\emph{sheets}，\emph{filaments}和\emph{knots}，这是一个很好的代理底层的过密度分布。我们发现，根据其周围环境分类的对象的属性显示了对基本宇宙学的实质性依赖;例如，当考虑完整的晕圈样本时，虽然$V_{\rm max}$显示不同模型之间的平均偏差为$\approx5$ %，但是比较根据其环境分类的对象，偏差的大小可以大到$20$的百分之。我们还发现，晕自旋参数正相关的耦合，而晕浓度表现出相反的行为。此外，在研究不同环境下的浓度-质量关系时，我们发现在所有的宇宙学中，低密度区域具有较大的归一化和较浅的斜率。虽然发现这种行为是所有模型的特征，但最佳拟合关系的差异在（耦合）暗能量中得到增强，从而为这类模型提供了更清晰的预测。
2014-01-20 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance
本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。
2024-08-08 astro-ph.CO
On the alignment of haloes, filaments and magnetic fields in the simulated cosmic web
在宇宙网络中，气体和暗物质的连续流动可以产生晕和细丝（以及它们所包含的磁场）的相关动力学性质。有了这项工作，我们研究的晕自旋属性和方向相对于灯丝，和这些对象周围的磁场的形态，晕的质量范围在1 e8 - 1 e14 Msun和灯丝长达8兆秒差距。此外，我们研究这些属性如何变化的存在，或缺乏，不同的（天文）物理过程和不同的磁性初始条件。我们进行宇宙学磁流体动力学模拟与欧拉代码恩佐，我们开发了一个简单而强大的算法来研究三维晕的间接连接。我们调查的形态和磁性，并专注于沿灯丝的磁场的对齐：我们的分析表明，这种对齐的程度是部分依赖于所涉及的物理过程，以及对磁性的初始条件。我们讨论了这种影响的贡献，潜在的尝试来检测周围的磁场这些对象：我们发现，它引入了一个偏置的估计的磁场从法拉第旋转测量技术。具体地说，我们发现河外磁场有很强的倾向与暗条轴对齐，因此磁场的值可以被低估3倍，因为这种效应使得视线磁场（对于在天空平面中的暗条）比总磁场小得多。
2021-03-02 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 $f(R)$ halo mass function in the cosmic web
修正重力的一个重要指标是局部环境对晕性质的影响。本文讨论了局部潮汐结构对晕质量函数、晕方向、晕自旋和浓度-质量关系的影响。我们推广的偏移集形式主义产生一个晕质量函数条件的大尺度结构。我们的模型与大尺度上的密度场是线性或弱非线性的模拟吻合得很好。除此之外，我们的主要结果是，$f(R)$不影响晕丰度，晕自旋参数和浓度-质量关系在一个环境无关的方式，而我们没有发现明显的偏离$Λ$ CDM的质量函数与固定的环境密度，也没有对齐的方向和自旋矢量的本地宇宙网络的本征向量的晕。有一个总的趋势是更大的偏离$Λ$清洁发展机制在低密度环境和高质量的晕，预期从变色龙筛选。
2017-02-22 astro-ph.CO gr-qc
Derivation of the core mass -- halo mass relation of fermionic and bosonic dark matter halos from an effective thermodynamical model
我们认为，暗物质晕是由量子粒子，如费米子或玻色子的玻色-爱因斯坦凝聚的形式。在这种情况下，它们通常具有“核-晕”结构，其量子核取决于所考虑的粒子类型，而晕相对独立于暗物质粒子，并且类似于冷暗物质的NFW轮廓。我们用具有有效温度$T$的等温气体来模拟晕。然后，我们从一个有效的热力学模型导出了暗物质晕的核心质量-晕质量关系$M_c(M_v)$，通过极值化自由能$F(M_c)$相对于核心质量$M_c$。我们得到一个一般的关系，相当于“速度色散跟踪”的关系，根据该关系的速度色散在核心$v_c^2\sim GM_c/R_c$是相同的顺序作为速度色散在晕$v_v^2\sim GM_v/r_v$。因此，我们提供了一个理由，这种关系从哲学的论点。在费米子的情况下，我们得到一个关系式$M_c\propto M_v^{1/2}$，它与鲁菲尼{ \it et al.}用数值方法发现的关系式一致。在非相互作用玻色子的情况下，我们得到一个关系式$M_c\propto M_v^{1/3}$，它与Schive { \it et al.}用数值方法发现的关系式一致。在玻色子的情况下，排斥的自相互作用在费米极限，我们预测的关系$M_c\propto M_v^{2/3}$，仍然需要数值证实。我们还得到了一个一般近似的核心质量晕质量关系，是有效的玻色子与任意排斥或吸引的自相互作用。对于一个有吸引力的自相互作用，我们确定…
2019-09-23 astro-ph.CO gr-qc
Relation between halo spin and cosmic web filaments at z=3
我们研究了暗物质晕的自旋演化及其对高红移宇宙网中连接细丝数量的依赖性（下文称为自旋-细丝关系）。为此，我们在宇宙学N体模拟中模拟了质量范围为$5\times10^{9}h^{-1}M_{\odot}$到$5\times10^{11}h^{-1}M_{\odot}$的$5000$晕，其质量范围为$z=3$。我们证实了Prieto等人在2015年发现的关系，其中具有较少细丝的晕具有较大的自旋。我们还发现，这种关系是更重要的晕质量较高，和晕与被动（没有重大合并）的组装历史。另一个发现是，具有较大自旋或较少细丝的晕具有与自旋矢量更垂直对齐的细丝。我们的研究结果指向一个图片中的初始自旋的晕是很好地描述了潮汐扭矩理论，然后得到随后的修改，在一个可预测的方式，因为拓扑结构的宇宙网络，这反过来又是由目前青睐的LCDM模型。我们的自旋-细丝关系是LCDM的一个预测，可以用观测来检验。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Properties vs. Local Density and Cosmic Web Location
利用Bolshoi-Planck LCDM宇宙学模拟研究了局部环境密度和宇宙网环境（细丝、壁和空隙）对暗物质晕关键性质的影响。使用SpineWeb方法和VIDE工具包将z = 0模拟分析为细丝、壁和空隙，这两种方法都使用分水岭变换。我们研究的关键晕属性是特定的质量吸积率，自旋参数，浓度，长轴性，最后一次主要合并的比例因子，以及晕的一半z = 0质量时的比例因子。对于所有这些属性，我们发现，在相同的环境密度比较时，在细丝，墙壁，或空隙的晕属性之间没有明显的差异。因此，我们得出结论，环境密度是影响这些属性的核心属性。这一结论与最近的研究结果一致，即在z ~ 0处相同的环境密度下，红移巡天中星系的性质与其宇宙网环境无关。我们还发现，银河系和仙女座星系在宇宙壁中心附近的局部网络环境似乎对这些星系的暗物质晕的性质没有任何影响，除了它们的方向，尽管我们发现在相对较小的宇宙壁中心附近有如此大质量的晕是相当罕见的。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial and velocity anisotropies of stellar halos across cosmic web environments: Insights from IllustrisTNG simulation
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
研究宇宙网环境对恒星晕空间和速度各向异性的影响，发现其作用较弱，主要由小尺度过程驱动。
2025-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG -- II: the Connection among Galaxies, Halos, their Formation Time and their Location in the Cosmic Web
星系之间的联系，它们形成的暗物质晕以及大尺度宇宙网的性质仍然需要完全解开。我们使用的宇宙流体动力学模拟TNG 100的IllustrisTNG套件量化的大尺度密度场和宇宙网络形态之间的关系晕质量和星系恒星质量的影响。我们选择的对象的总动力学质量范围$\geq 6.3\times 10^{10} h ^{-1}\, M_{\odot}$到几个$10^{14} h^{-1} \, M_{\odot}$之间的红移$z=4$和红移$z=0$。使用基于密度场变形张量的方法将宇宙网类（结、丝、片、空）分配给体积的每个区域。我们发现星系恒星质量与总动力学质量和形成时间有很强的相关性，而与大尺度超密度和宇宙网类的相关性较弱。后两个量相互关联，但不完全退化。此外，我们发现，在固定的晕质量，恒星质量低于中值的星系更有可能被发现在空洞和片，而恒星质量高于中值的星系更有可能被发现在细丝和结。最后，我们发现，对环境的依赖性更强的卫星比中心，并讨论这些结果的物理意义。
2019-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical halo models of cosmic tidal fields
暗物质晕的非线性宇宙网络环境在塑造它们的生长和演化中起着重要作用，并且可能也影响着其中的星系。我们开发了一个分析（晕模型）的形式主义来描述各向异性晕中心密度分布的潮汐场，其特征在于由晕中心潮汐张量$\langle T_{ij} \rangle(<R)$球平均尺度$R\sim4R_{\rm vir}$为维里半径$R_{\rm vir}$的晕。我们专注于轴对称的各向异性，这使我们能够探索简单而直观的玩具模型（子）晕配置，其中包括一些最有趣的各向异性的宇宙网络。我们建立我们的模型周围的球形Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件后，将其描述为高斯混合物，这导致几乎完全解析表达式的“潮汐各向异性”标量$α(<4R_{\rm vir})$提取的潮汐张量。我们的轴对称的例子包括（i）一个球形晕在一个圆柱形的灯丝的轴，（ii）偏心的卫星在一个球形的主机晕和（iii）轴对称晕。使用这些，我们证明了几个有趣的结果。例如，对于任何$R$，纯圆柱形暗条轴上的潮汐张量都精确地给出了$α^{\rm (fil)}(<R)=1/2$。此外，半径为$R_{\rm vir,sat}$的卫星的$α(<4R_{\rm vir,sat})$作为其宿主中心距离的函数是卫星在其宿主环境中的动态质量损失的灵敏探测器。最后，我们讨论了一些潜在的有趣的扩展和应用，我们的形式主义，可以加深我们对宇宙网络的多尺度现象…
2021-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for radio relics and halos. Their role in the formation and acceleration of extragalactic cosmic rays
我们搜索扩展区域的无线电发射不与活跃的银河系核心，被称为“遗迹”，“晕”和“迷你晕的，在一个样本的70阿贝尔集群，我们有无线电，光学和X射线数据。活动星系核可以产生非热辐射的粒子泡，对宇宙射线具有限制作用。因此，射电遗迹和（迷你）晕可能是这些气泡限制宇宙射线的结果。我们正在探索团内磁场（使用法拉第旋转测量和逆康普顿参数）、合并（通过射电/X射线相互作用）、冷却流（X射线数据）、射电喷流/激波以及射电（迷你）晕/遗迹在宇宙射线的形成、加速和传播中所起的作用。在目前的研究中，我们从我们的样本中选择了两个强大的邻近射电星系：武仙座A和3C 388。我们报告正在进行的工作和未来的计划。
2011-08-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Splashback radius of nonspherical dark matter halos from cosmic density and velocity fields
我们基于宇宙密度场和速度场研究了暗物质晕的回溅特征。除了文献中采用的由晕取向角划分的密度关联函数外，我们首次引入了相应的速度统计量--排列动量关联函数，以考虑晕的非球面性。使用大体积，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计。在晕尺度上，$x\sim R_\mathrm{200m} \sim 1Mpc/h$，我们发现与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们还发现，由密度关联确定的回溅半径变得比由动量关联确定的回溅半径小$\sim 3.5\%$，其相关系数为0.605。此外，由于晕的非球面性的取向相关的回溅功能测量时，密度分布是由暗物质粒子，这可以被用来作为碰撞CDM的测试，因为晕的形状被预测为在这样的模型是圆的。
2018-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic ray transport in galaxy clusters: implications for radio halos and gamma-rays
对巨型射电晕的观测为星系团中宇宙线（CR）电子和磁场的存在提供了明确的证据。产生射电晕的物理机制仍有很大争议。我们批判性地讨论了无线电晕发射提出的模型，并强调每个解释的弱点。我们提出了一个想法，如何CR传播和湍流平流的相互作用选择一个双峰的空间CR分布的集群的动力学状态的特征。因此，相对于具有非常亚音速湍流的松弛簇，强烈湍流的合并簇应该具有更集中的CR能量密度分布。这转化为双峰的预期扩散无线电和伽马射线发射的集群。因此，所观察到的双峰集群无线电晕似乎是一个自然的后果CR运输过程的相互作用，独立的无线电晕形成的模型，无论是强子相互作用的CR质子或再加速的低能量CR电子。
2011-09-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
The causal effect of cosmic filaments on dark matter halos
Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics（隆德天文台）；Sub-department of Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理学子部门）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, and Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）
本文研究了宇宙丝对暗物质晕形成非线性效应，发现晕的自转和形状受环境影响显著，这对宇宙 shear 调查的建模有重要影响。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
