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
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
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
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
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 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
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
Small-scale Effects of Thermal Inflation on Halo Abundance at High-$z$, Galaxy Substructure Abundance and 21-cm Power Spectrum
我们研究了热膨胀对宇宙学结构形成的影响，并提出了可用于约束和可能探测热膨胀情景的天体物理观测值。这些是暗物质晕丰度在高红移，卫星星系在银河系的丰度，和波动的21厘米辐射背景的时代之前的再电离。热膨胀的情况下留下的物质功率谱的特征签名，通过提高在特定的波数的振幅由热膨胀（$N_{\rm bc}$）期间的e-折叠的数量确定，并强烈抑制在较小的尺度模式的振幅。对于一个合理的参数空间范围内，结果之一是在高红移和银河系卫星星系的微晕形成的抑制。虽然这种效应是实质性的，但它与其他宇宙学或天体物理学效应一起退化。21厘米背景探测器的功率谱更直接地影响这一点，由于功率谱中的特征信号，它的观测可能是限制热膨胀情景的最佳方式。如果进行10000小时的观察，第1阶段（SKA 1）中的平方公里阵列（SKA）具有足够大的灵敏度，可以实现带有$N_{\rm bc}\gtrsim 26$的模型的这一目标。最后一个阶段SKA，预计灵敏度约高一个数量级，似乎更有希望，将涵盖更广泛的参数空间。
2017-11-15 astro-ph.CO
The abundance of (not just) dark matter haloes
利用GIMIC计划的一对高分辨率宇宙学模拟，研究了Lambda CDM宇宙学中重子对结构和子结构丰度的影响。两个模拟都使用相同的初始条件，但是一个只包含暗物质，另一个也包含重子。我们发现，与纯暗物质模拟相比，气体压力、再电离、超新星反馈、剥离和截断吸积系统地降低了总质量和结构丰度，使其低于~10^12太阳质量。考虑到这一点，并采取适当的检测阈值降低了观测到的星系的丰度与最大圆周速度低于100公里/秒，显着减少报告之间的差异Lambda CDM和测量的HI速度函数的ALCAFA调查。我们还表明，恒星质量在10^5 ~ 10^7太阳质量之间的星系，其恒星质量与总质量的比值增加了约2倍，这是根据（次）晕质量函数与观测星系质量函数的丰度匹配推断出来的。此外，我们发现，低质量的subhaloes的一个重要部分是完全没有恒星。考虑到10^10太阳质量以下的暗晕的存在，进一步减少了可观测天体的丰度，并导致在10^9 - 10^10太阳质量的晕中星系的恒星与总质量比的推断增加了2 - 10倍。这在很大程度上调和的丰度匹配结果与个别矮星系的运动学在λ-CDM。我们提出了近似修正的对象的质量来自纯暗物质计算占重子效应。
2013-04-24 astro-ph.CO
Environmental effects on halo abundance and weak lensing peak statistics toward large underdense regions
宇宙微波背景（CMB）包含一个异常冷点，周围有一个热环，称为冷点。Inoue & Silk（2006）提出，这个特征可以通过假设一个超空来解释：如果存在这样一个大的欠密区域，那么在斑点周围扰动的物质的增长可能与宇宙中的平均值不同，这种差异可能会影响峰值统计的弱透镜分析。为了研究环境对晕圈数计数和峰值统计的影响，我们使用了一种公开可用的光线跟踪模拟，用于一个边长为2250 $h^{-1}$ Mpc的盒子（Takahashi等人，2017）。我们发现，在模拟中，朝向最大欠密度区域的大质量晕的数量计数减少，并且基于宇宙平均值，差异的相应显著性为$\geq3σ$。根据峰值统计分析结果，随着质量晕的减少，高峰值的数量减少，而低峰值的数量随着视线中物质的缺乏而增加。在总信噪比中，大欠密度区域中峰计数减少的最高显著性为$5σ$。我们的结果表明，环境对晕丰度和弱透镜峰统计的影响可以用来探测超空的存在和性质。
2019-08-08 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
Halo abundances within the cosmic web
我们研究了在大尺度结构的宇宙网中暗物质晕的质量函数与其环境的依赖关系。晕质量函数对大尺度平均密度的依赖性是宇宙学理论的一个标准元素，它允许通过峰值-背景分裂来理解质量依赖性偏置。在高斯密度场的假设下，这种分析可以扩展到询问质量函数如何取决于几何环境：团簇、丝、片和空隙，通过潮汐张量（引力势的海森矩阵）进行分类。在线性理论中，这个问题可以精确地解决，并且结果非常简单：条件质量函数对局部潮汐场没有显式的依赖性，并且只是用于定义潮汐张量的滤波尺度上的局部密度的函数。然而，有一个很强的隐含的预测依赖于几何环境，因为局部密度耦合统计的潜在的衍生物。我们计算这个模型的预测，并研究其有效性的限制，通过比较它们的经验推导出的结果从$N$体模拟。我们已经证实，在一个很好的近似，在不同的环境中的晕的丰度只取决于它们的密度，而不是对它们的潮汐结构。在这个意义上，我们发现在不同环境中的晕丰度之间的相对差异小于13%的相同的密度。此外，对于足够大的滤波尺度，与理论预测的一致性是好的，尽管在小的非线性尺度下与高斯预测存在重要偏差。我们将讨论如何获得改进的预测，在这个政权，使用“有效宇宙”的方法。
2015-01-12 astro-ph.CO
Density profiles and voids in modified gravity models
我们研究了在一个修改后的重力模型，其中重力一般是强或弱的大尺度上的空洞的形成。我们发现，空洞丰度提供了补充信息晕丰度：如果归一化的CMB，模型与较弱的大尺度重力有较小的大尺度功率，更少的大规模晕和更少的大空洞，虽然缩放不完全退化与$σ_8$。我们的研究结果表明，除了他们的丰度，晕和空隙密度分布也可能提供有趣的限制，这样的模型：更强的大尺度重力产生更集中的晕，和更薄的空隙壁。这可能会影响通常假设将星系团观测值转换为晕质量的标度关系，可能使这些也成为有用的引力探测器。
2009-11-10 astro-ph.CO
Comparing halo bias from abundance and clustering
我们模拟的$\sim(3 \ \text{Gpc}/h)^3$体积的MICE大挑战模拟的晕的丰度通过拟合通用质量函数与改进的刀刀误差协方差估计，匹配理论预测。我们提出了不同的拟合模型和新的预测线性（$b_1$）和非线性（$c_2$和$c_3$）晕聚类偏差之间的统一关系。当分析中包括低质量范围（$M_h \lesssim 3 \ 10^{12} \ M_{\odot}/h$）时，不同的质量函数拟合显示其性能存在很大差异。结合文献中的拟合结果，我们发现低质量星系的振幅总体变化在$10$ %左右，高质量星系（星系团）的振幅变化在$50$ %左右（$M_h > 10^{14} \ M_{\odot}/h$）。这些变化传播为$b_1$预测中的$10$ %变化和$c_2$或$c_3$中的$50$ %变化。尽管有这些强烈的变化，我们发现$b_1$和$c_2$或$c_3$之间的普遍关系，我们提供简单的拟合。排除低质量晕，不同的模型拟合合理的善良在这个分析中，显示百分比水平的协议，在其$b_1$预测，但系统$5-10$ %低于偏差直接测量两点晕质量聚类。这一结果证实了先前从较小体积（和较小质量）得出的发现。偏倚预测的不准确性导致生长测量的$5-10$ %误差。它们还影响来自聚类测量的任何HOD拟合或（聚类）质量校准。
2015-04-14 astro-ph.CO
Excursion set peaks: a self-consistent model of dark halo abundances and clustering
我们描述了如何扩展偏移集峰值框架，使其预测的暗晕丰度和聚类可以直接与模拟进行比较。这些扩展包括：晕质量的定义，它使用的TopHat过滤器在现实空间中;平均依赖的临界密度崩溃delta_c晕质量m;和分散在这个平均值。所有这三个都是由三轴而不是球形坍缩的物理学激发的。将得到的质量函数与N体结果进行比较表明，如果使用模拟确定的delta_c（m）及其散射，则所有这三个都是获得~10%精度的必要因素。例如，在一个示例中，假设Δ C的恒定值没有散射，如球形坍缩的物理学所激发的，导致比模拟中看到的更多的质量晕。对于线性晕偏差，相同的模型也与N体结果非常一致，特别是在高质量端，已知应用于质量函数拟合的传统峰-背景分裂参数低估了测量偏差约10%。在行程集语言中，我们的模型是关于在初始条件下以特殊位置（峰值）为中心的行走-我们讨论它对所有行走都有助于统计的通常计算意味着什么。
2013-02-13 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
Halos and galaxies in the standard cosmological model: results from the Bolshoi simulation
我们提出了新的Bolshoi N体宇宙学LCDM模拟的第一个结果，该模拟使用了当前观测所支持的宇宙学参数。Bolshoi的模拟是在一个250 Mpc的体积中进行的，使用了80亿个粒子，其质量和力的分辨率足以跟踪下晕，直到Vcirc= 50 km/ s的圆速度的完整性极限。使用出色的统计晕和subhalos（10 M在每一个时刻和50 M的整个历史），我们提出了准确的近似统计，如晕质量函数，浓度为不同的晕和subhalos，丰富的晕作为其圆速度的函数，丰富和空间分布的subhalos。我们发现，在高红移的浓度下降到最低值约3.8，然后略有上升，为更高的值晕质量。我们发现，虽然谢斯-托门近似的质量函数的晕发现的球形超密度是准确的，在低红移，它过度预测的丰富晕的数量级接近z=10。我们发现，subhalo的数量与宿主晕的圆速度为Vhost**0.5的比例，并且subhalo具有与暗物质粒子几乎相同的径向分布，半径为宿主晕维里半径的0.3-2倍。晕下速度函数n（>V）表现为V**（-3）。我们给出了不同质量和红移的这种关系的归一化。最后，我们用丰度匹配方法将r波段光度作为晕Vcirc的函数分配给了暗物质晕，发现在50- 200 km/s范围内，光度-速度关系与Tully-Fisher关系非常吻合。
2011-08-16 astro-ph.CO
Localized Enhancements of the Primordial Power Spectrum and the Abundance of Early Bright Galaxies
Sharif University of Technology（谢里夫理工大学）；Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
研究局域高斯增强的原初功率谱对早期亮星系丰度的影响，通过Sheth-Tormen质量函数和半解析光度映射，发现小尺度凸起可增强高红移稀有晕并解释JWST观测，但受小尺度约束限制，仅为部分贡献。
2026-09-29 astro-ph.CO
Satellite stellar-to-halo mass relations in primordial black hole universes
CONICET（阿根廷国家科学研究委员会）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（理论与实验天体物理研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC)（科尔多瓦国立大学）
本研究通过对比CDM与FCT/PBH模拟，发现原初黑洞增强次暗晕丰度并使其更致密，但卫星恒星质量函数判别力弱，内部结构和动力学是更强检验，卫星丰度、动力学与致密暗扰子互为补充探针。
2026-09-30 astro-ph.CO
Spherical collapse in $νΛCDM$
星系团中大量的暗物质晕为遗留中微子种类的质量提供了一个重要的测试。中微子质量的主要作用是降低最终形成晕的密度扰动的典型幅度，但对于中微子质量$> 0.4eV$，晕形成的阈值也可以显著改变。研究了中微子质量在$m_{νi} =0.05eV$-$1eV$范围内的宇宙学中晕形成的球形坍缩模型，发现晕形成对$Ω_ν$和$m_ν$的敏感性不同.也就是说，具有相同$Ω_ν$的不同中微子层次在原则上是可以区分的。对$m_ν$增加的灵敏度很小，但对较重的无菌中微子的情况可能很重要。大质量中微子导致密度扰动的演化在高红移处是尺度依赖的，这使得通常的坍缩阈值和晕丰度之间的映射变得复杂。我们提出了一种处理这种情况的方法，并在此框架内计算对晕质量函数的校正。对于$\sum m_{νi} < 0.3eV$，我们对晕丰度的规定仅与标准计算不同$\sim< 15\%$。然而，对于较大的中微子质量的差异接近$50-10\%$，如果通过模拟验证，可以改变中微子质量的限制集群丰度。
2014-10-31 astro-ph.CO
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 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
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
The effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dual Origin of Stellar Halos II: Chemical Abundances as Tracers of Formation History
完全宇宙学的，高分辨率的N-Body + SPH模拟被用来研究模拟恒星晕中恒星的化学丰度趋势作为其起源的函数。这些模拟采用了物理激励的超新星反馈配方，以及金属富集，金属冷却和金属扩散。正如在早期的论文中所提出的，在这项研究中的模拟星系被恒星晕包围，其内部区域包含从卫星星系吸积的恒星和在主星系中心区域原位形成的恒星，后来通过合并转移到它们的内晕。分析了位于类太阳观测者10 kpc范围内的晕星的丰度分布（[Fe/H]和[O/Fe]）。我们发现，对于没有经历过最近的重大合并的星系，在原位恒星的金属丰度分布函数的高端[Fe/H]比吸积恒星在类似的[Fe/H]更[α/Fe]-丰富。在给定的[Fe/H]下，晕星的[O/Fe]的这种二分法是由原位和吸积晕星形成的不同势阱引起的。这些结果与最近对本地银河系晕星的观测结果定性相符。因此，通过观察银河系和其他L* 星系晕群的变化趋势，观测者可能会发现不同物理过程对恒星晕形成的相对贡献。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faber-Jackson relation and Fundamental Plane from halo abundance matching
基本平面（FP）描述了椭圆星系的恒星质量、大小和速度色散之间的关系;费伯-杰克逊关系（FJR）是它在{质量、速度}空间的投影。在这项工作中，我们重新部署和扩展了Desmond & Wechsler（2015）的框架，以询问是否基于丰度匹配的LCDM模型在匹配星系的空间分布方面取得了成功，也能够解释FJR和FP的关键特性，包括它们的散射。在我们的框架内，与FJR正常化的协议要求晕扩大，以应对光盘的形成。我们发现，倾斜的FP可以解释由所观察到的星系结构的非同源性和丰度匹配与通用的初始质量函数（IMF）产生的质光比的变化相结合，只要考虑到恒星运动的各向异性。然而，由于在固定的恒星质量的晕属性的变化，位于宇宙学动机的晕星系的FP周围的预测散射大大增加，似乎超过了数据。这意味着星系和晕变量之间的额外相关性可能需要完全调和这些模型与椭圆星系的比例关系。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tully-Fisher and mass-size relations from halo abundance matching
塔利-费舍尔关系（TFR）表达了旋转星系与它们所处的暗物质晕之间的联系，因此包含了大量关于星系形成的信息。我们构建了一个总体框架，以调查是否基于晕丰度匹配模型能够重现观测到的恒星质量TFR和质量大小关系（MSR），并使用数据来约束星系形成参数。我们的模型测试了一系列合理的情况下，不同的晕盘形成的反应，重子和暗物质的相对角动量，选择效应的影响，和丰度匹配参数。我们发现，与观察到的TFR协议提出了一个上限的星系和晕属性之间的散射，需要弱或反向晕收缩，并有利于选择效应，优先消除快速旋转的星系。MSR将盘与晕的比角动量的比率约束为大约在0.6-1.2的范围内。我们确定和量化两个问题，这种性质的模型面临的。(1)他们预测MSR的内在分散度太大，（2）他们预测TFR和MSR残差之间的相关性太强。我们认为，解决这些问题需要引入恒星表面密度和封闭的暗物质质量之间的相关性。最后，我们探讨了预期的中央和卫星星系的TFR之间的差异，发现在青睐的模型中，这种差异应该是在一个样本中检测到的~700星系。
2015-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies
最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. IV. Lithium abundances
我们研究了属于F和G主序星的两个晕族的恒星的锂丰度是否存在差异，这些恒星先前被发现在金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] <-0.7的情况下[α/Fe]不同。Li丰度来自使用MARCS模型大气的高分辨率光谱中测量的LiI 6707.8 A线。此外，恒星的质量是确定的logTeff - logg图之间的Yonsei-Yale演化轨迹插值。高α晕星和低α晕星的锂丰度没有显著的系统差异。对于大多数质量为0.7 < M/Msun < 0.9，重元素质量分数为0.001 < Z < 0.006的恒星，Li丰度符合关系式A（Li）= a0 + a1 M + a2 Z + a3 MZ，其中a0，a1，a2，a3为常数。将这个关系外推到Z = 0导致Li丰度接近从标准大爆炸核合成计算和WMAP重子密度预测的原始值。然而，这个关系并不适用于[Fe/H] <-1.5的恒星。我们认为，富含金属的晕星形成的锂丰度接近原始值，在其大气中的锂已耗尽的时间与恒星质量和Z的近似线性依赖。高α星和低α星的锂丰度没有系统性差异，这表明环境效应对锂的破坏并不重要。
2012-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A halo model for cosmological neutral hydrogen: abundances and clustering
我们扩展了以前的分析结果对约束的丰度和集群后再电离（$z \sim 0-5$）中性氢（HI）系统使用晕模型框架。我们的工作与一个全面的HI数据集，包括小规模的集群，柱密度和质量函数的HI星系在低红移，强度映射测量在中等红移和紫外/光学观测的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统在较高的红移。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来约束最佳拟合模型的参数，无论是HI晕质量关系和HI径向密度分布。我们发现，径向指数轮廓的结果在一个很好的适合低红移HI的观测，包括集群和列密度分布。的配置文件的形式也被发现，以匹配高红移DLA的意见，结合使用时，与一个三参数HI晕质量关系和红移演化的HI浓度。晕模型的预测与观测到的低红移星系的HI面密度分布，以及高红移DLAs的碰撞参量和覆盖分数观测的一般趋势吻合得很好。我们提供了方便的表格，总结了最佳拟合晕轮模型预测。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Establishing HI mass v.s. stellar mass and halo mass scaling relations using an abundance matching method
本研究结合SDSS和ALFALFA数据，使用无Malmquist bias的丰度匹配方法，建立了HI质量与恒星质量及晕质量的标度关系，模型能准确重现HI质量分布。
2024-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bent by baryons: the low mass galaxy-halo relation
星系与暗物质晕之间的关系对于评价结构形成和星系形成物理的理论预言是至关重要的。我们发现，广泛使用的基于暗物质的丰度匹配方法只在低质量端失败，因为它的两个基本假设被打破：只有一小部分低质量（低于10^9.5太阳质量）的晕托管可见星系，由于重子的影响，晕的生长速度较低。在这种情况下，仅依赖于暗物质来进行丰度匹配的模拟既不准确也不自洽。我们发现，观测估计的矮星系的晕质量和丰度匹配的预测值之间的差异并不指向失败的LCDM，但只是一个失败的重子效应。我们的研究结果还表明，本星系群只包含几百个可观测到的星系，而丰度匹配所建议的暗矮星则有数千个。我们展示了如何从丰度匹配得到的关系可以被纠正，使它们可以被用来自洽校准模型的星系形成。
2014-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo abundance and clustering in cosmologies with massive and asymmetric neutrinos
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所）；Department of Physics, the Chinese University of Hong Kong（香港大学物理系）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Laboratory of Zhongyuan Light, Zhengzhou University（郑州大学物理学院与中原之光实验室）
本文研究了大质量非对称中微子对晕体质量函数和晕体偏置的影响，发现中微子质量抑制大质量晕体丰度，而非对称性则在广范围内增强晕体丰度，且在高红移下效应更显著。
2026-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering dark energy and halo abundances
在标准范式中，暗能量被视为驱动宇宙加速膨胀的均匀流体，而不会对星系和星系团等坍缩物体的质量做出贡献。星系团的丰度-通过各种渠道测量-已被广泛用于限制功率谱的归一化：它是一个重要的探测器，因为它使我们能够测试标准的$Λ$ CDM模型是否确实可以准确地描述数十亿年来的结构演变。因此，普朗克卫星通过Sunyaev-Zel'dovich效应探测到的星系团比根据主CMB各向异性所预期的要少，这是非常重要的。可以调和这些观察结果的最简单的概括之一是考虑允许暗能量聚集的模型，即，使其声速可以变化。然而，在这种情况下，计算星系团丰度的标准方法需要进行调整，以考虑暗能量的贡献。特别是，我们研究的情况下，集群暗能量-一个暗能量流体可以忽略不计的声速-与红移相关的状态方程。我们仔细研究了如何晕质量函数在这种情况下修改，突出了在文献中没有考虑过的校正。我们解决的增长函数，崩溃阈值，维里化密度的修改，也在崩溃和质量函数归一化的共动规模的变化。结果表明，团簇暗能量对晕丰度的影响在10%~ 30%之间，这取决于晕的质量，并且在红移为1时，团簇数被修正约30%.
2017-11-21 astro-ph.CO gr-qc
Halo Growth and Merger Rates as a Cosmological Test
本文提出利用暗物质晕并合率及近期增长速率约束 $σ_8$ 与 $Ω_{\ m m}$，其结果与星系团丰度约束近似正交，可形成互补宇宙学检验。
2023-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of local universe constraints on halo abundance and clustering
宇宙学$N$体模拟宇宙中的暗物质成分通常使用具有固定功率谱和密度场随机相位的初始条件，导致仅在统计意义上与星系局部分布一致的结构。然而，我们还是有可能推断出导致我们周围星系和星系团构型的初始阶段。我们分析了CSiBORG套件的101个模拟，通过约束密度场在155 Mpc $/h$与暗物质粒子质量$4.38\times10^9 M_\odot$，量化的程度限制施加在2.65 Mpc $/h$规模减少方差晕质量函数和晕晕交叉关联函数的范围内的规模。这是通过将CSiBORG与无约束Quijote模拟的子集和对$Λ$ CDM平均值的期望进行对比来实现的。使用FOF，PHEW和HOP halofinders，我们表明，CSiBORG套件拍宇宙方差在大质量尺度（$\gtrsim 10^{14}M_{\odot}/h$），这是最强烈的初始条件的约束，并表现出显着的晕晕交叉相关出$\sim30$ Mpc $/h$。此外，约束的效果向下扩展到较低质量的物体和低于它们所施加的尺度的尺度。最后，我们开发了一种算法，实现之间的“双”晕，并表明，大约50%的晕质量大于$10^{15}M_{\odot}/h$可以确定在所有实现的CSiBORG套件。我们使CSiBORG晕目录公开提供给未来的应用程序，需要当地晕场的知识。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Abundance and Assembly History with Extreme-Axion Wave Dark Matter at $z\ge 4$
波暗物质（$ψ\rm{DM}$）由极轻玻色子（$m_ψ \sim 10^{-22}\,\rm eV$）组成，具有低于kpc尺度德布罗意波长的量子压力抑制结构，已成为可行的暗物质候选者。与传统的自由粒子$ψ{\rm DM}$（${\rm FP} ψ{\rm DM}$）相比，Zhang & Chiueh（2017）提出的极端轴子$ψ\rm{DM}$模型（${\rm EA} ψ{\rm DM}$）具有更大的截止波数和物质传递函数的宽谱凸点。在这里，我们进行宇宙学模拟，比较三种不同的情况下：${\rm FP} ψ{\rm DM}$，${\rm EA} ψ{\rm DM}$和冷暗物质（CDM）之间的$z=4-11$的晕丰度和组装历史。我们发现，${\rm EA} ψ{\rm DM}$产生更丰富的低质量晕比${\rm FP} ψ{\rm DM}$具有相同的$m_ψ$，因此可以减轻在$m_ψ$所需的Ly $α$森林数据和kpc尺度的矮星系核心的紧张局势。我们还发现，与CDM对应物相比，大规模的${\rm EA} ψ{\rm DM}$晕平均$3-4$倍更大的$z=10-11$由于其早期形成，经历了一个缓慢的质量吸积在$7 \lesssim z \lesssim 11$，然后显示出一个快速上升的主要合并率超过CDM的$\sim 50\%$在$4 \lesssim z \lesssim 7$。这一事实…
2017-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Conditional Abundance Matching Method of Extending Simulated Halo Merger Trees to Resolve Low-Mass Progenitors and Sub-halos
提出一种条件丰度匹配算法，通过将低分辨率模拟的子晕并合树与高分辨率模拟匹配进行扩展，使其在统计上等价于高分辨率树并保留目标模拟信息，为星系形成模型提供输入。
2023-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Power spectrum of density fluctuations, halo abundances and clustering with primordial black holes
我们研究了暗物质（DM）被封装在原始黑洞（PBH）的密度波动$P(k)$的功率谱的影响，我们也看看它对晕的丰度和他们的集群的影响。我们允许泊松波动的增长，因为物质和辐射平等和研究单色和扩展PBH质量分布。我们提出了更新的单色黑洞的质量约束，要求$<10\%$的$Λ$冷暗物质功率谱的$k=1$ hMpc $^{-1}$的规模偏差。我们的结果表明，质量为$>10^4$ h $^{-1}M_\odot$的PBH被排除在宇宙中所有DM的符合之外。我们还将此条件应用于扩展的Press-Schechter（PS）质量函数，并发现即使在应用进化之前，泊松幂也与尺度相关。我们发现特征质量$M^*\leq10^2 $ h $^{-1}M_\odot$是允许的，{当与先前的约束结合时，仅留下PS质量函数的两个特征PBH质量窗口，在$M^*\sim10^2$ h $^{-1}M_\odot$和$\sim10^{-8}$ h $^{-1}M_\odot$，其中所有DM可以在PBH中。在这些窗口内产生的DM晕质量函数与由基本粒子组成的冷暗物质产生的质量函数相似。然而，一旦参数产生不切实际的$P(k)$，所产生的晕质量函数及其偏差作为晕质量的函数，强烈偏离在真实宇宙中测量的行为。
2021-04-19 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
