What to expect from dynamical modelling of galactic haloes
银河系晕的许多动力学模型都需要假设示踪剂种群的分布函数应该与时间无关（即，稳态分布函数），并且基础势是球形的。我们研究这种建模的局限性，通过应用一个一般的动力学模型与最小的假设，从宇宙学$N$体和流体动力学模拟星系晕的大样本。使用暗物质粒子作为动力学示踪剂，我们发现，测量的质量和浓度参数的系统不确定性通常有25%至40%的幅度。然而，当恒星被用作示踪剂时，系统的不确定性可以大到$2-3$的一个因子。系统不确定度并不因示踪剂样本量的增加而减小，而且随晕的不同而随机变化。这些系统的不确定性主要是由低估的统计噪声所造成的相关相空间结构，违反了稳态假设。从不确定性水平推断出的独立相空间结构的数量设置了限制样本大小，超过该限制样本大小，进一步增加不再显着提高动力学推断的准确性。系统的不确定性水平取决于晕的合并历史、晕的形状和环境。我们的结论一般适用于任何球形稳态模型。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes I. The information content of different dynamical tracers
使用流体动力学模拟，我们研究如何以及潜在的引力势的星系团可以动态模拟不同类型的示踪剂。为了隔离不同的系统和不同的估计性能的影响，我们首先专注于应用一个通用的最小假设方法（oPDF）模拟晕使用完整的6-D相空间信息。我们发现，晕的质量和浓度可以恢复在一个合奏无偏的方式，与随机偏差，从晕到晕，主要反映了从稳态的示踪剂分布的偏差。当使用暗物质粒子作为示踪剂时，典型的系统不确定度是维里质量的$\sim 0.17$ dex和浓度的$\sim 0.17$ dex。卫星星系的动力学状态接近暗物质粒子的动力学状态，而团内恒星的稳定状态较低，导致质量的系统不确定度为$\sim$ 0.26 dex。与银河晕托管银河类星系相比，集群晕显示出更大的随机偏差在恢复的质量配置文件。我们还测试的准确性，使用团内气体作为动态示踪剂建模通过广义流体静力平衡方程，并找到一个可比的系统的不确定性估计质量使用暗物质。最后，我们通过定量分离它们的统计效率和对系统学的鲁棒性，证明我们的结论在很大程度上适用于包括球形Jeans方程在内的其他稳态动力学模型。我们还估计了在每种情况下导致系统性主导制度的示踪剂的限制数量。
2021-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Modelling of the Vertical Structure and Dark Halo Parameters in Disc Galaxies
用N体数值模拟方法研究了嵌入球形晕中的银盘的弯曲不稳定性和垂直结构的非线性动力学。恒星银盘弯曲不稳定性的发展被认为是增加银盘厚度的主要因素。光盘垂直刻度高度和晕盘质量比之间的相关性预测从模拟。本文讨论了具有小凸起的边缘旋涡星系球盘质量比的估算方法。对八个边对星系NGC 891、NGC 4738、NGC 5170、UGC 6080、UGC 7321、UGC 8286、UGC 9422和UGC 9556进行了模拟。估计了星盘、暗晕和星球的参数。在我们的星系中，暗亮质量比的下限在它们的恒星盘的范围内是1的数量级。暗晕在具有非常薄的恒星盘的星系（NGC 5170，UGC 7321和UGC 8286）中占主导地位。
2010-07-27 astro-ph.CO
N-body Dark Matter Haloes with simple Hierarchical Histories
我们提出了一种新的算法，该集团的subhaloes在宇宙学N体模拟结构发现者，如SUBFIND到暗物质晕的形成历史是严格分层的。这些“Dhalo”优于通常使用的朋友的朋友（FoF）晕的一个优点是，当FoF晕通过粒子的纤细桥或通过它们的外部扩散晕的重叠而被人为地合并时，它们保留了它们的个体身份。因此，Dhaloes非常适合于模拟星系形成和他们的合并树的达勒姆半解析星系形成模型，GALFORM的基础。将Dhalo构造应用于LambdaCDM Millennium-2模拟，我们发现大约90%的Dhalo与相应的FoF halo具有一对一的双射匹配。剩余的10%通常是大FoF晕的次要成分。虽然两种晕的质量函数相似，但Dhaloes的质量与维里质量M200的相关性比FoF晕更紧密。大约80%的FoF以及双射和非双射Dhaloes根据标准准则被放松。对于这些放松晕所有三种类型有类似的浓度M200的关系，在固定的质量，浓度分布准确地描述了对数正态分布。
2014-02-28 astro-ph.CO
The imprint of $f(R)$ gravity on weak gravitational lensing I: Connection between observables and large scale structure
我们研究了$f(R)$引力对各种大尺度结构的统计特性的影响，这些结构可以在弱引力透镜测量中进行探测。一组引力透镜在$f(R)$引力的射线追踪模拟，使我们能够探索宇宙学信息（i）堆叠分析弱透镜观测和（ii）重建透镜质量地图的峰值统计。对于Hu \& Sawicki提出的$f(R)$模型，当$f(R)$模型中的附加自由度为$|f_{\rm R0}|\sim10^{-5}$时，在叠加分析中观测到的暗物质晕透镜信号在标准$Λ$ CDM模型和$f(R)$模型之间存在$\simlt10\%$差异.在叠加分析中要研究的各种大尺度结构中，槽，即前景质量晕投影平面中的低密度区域，可能有希望用$|f_{\rm R0}|\sim10^{-5}$约束模型，而空洞周围的叠加分析被发现难以改善$|f_{\rm R0}|$的约束，即使在未来的天空覆盖范围为$\sim1000$平方度的透镜测量中。在峰值统计上，我们确认了局部极大值和暗物质晕沿视线之间的对应关系，无论在我们的模拟中重力的修改。因此，即使在具有$|f_{\rm R0}|\simlt10^{-5}$的$f(R)$模型中，高显著性局部极大值的数目计数也将有助于探测暗物质晕的质量函数。我们还发现，包括当地的最小值在透镜质量地图将有助于改善$f(R)$重力常数下降到$|f_{\rm R0}|=10^{-5}$在正在进行的弱透镜调查。
2016-04-06 astro-ph.CO
Modelling the expulsion of baryons from haloes: the role of feedback and of the cosmological constant
University of Oxford（牛津大学）；Durham University（杜伦大学）
本文提出一个分析模型，基于引力坍缩、流体静压力和宇宙膨胀的平衡，预测恒星系中心距离内包含的气体质量分数等于宇宙值，揭示了暗能量在气体 expulsion 中的作用。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
Modelling galaxy stellar mass evolution from z~0.8 to today
我们将Wang等人先前工作中建立的z=0的经验方法应用于更高的红移，将星系恒星质量与z~0.8处的宿主暗物质晕质量直接联系起来。在VVDS观测的不同恒星质量间隔下，通过拟合恒星质量函数和关联函数，得到了星系恒星质量与宿主晕质量的关系，其中M_infall是星系最后一次成为中心星系时宿主晕的质量.我们发现，对于低质量的晕，他们居住的中心星系的质量在高红移比那些在低红移。对于高质量的晕，在这些晕的中心星系在高红移是一个更大的质量比星系在低红移。对于任何给定质量的宿主晕，卫星星系在早期的质量都较小。同时对SDSS和VVDS观测数据进行拟合，我们还提出了一个统一的M_stars-M_infall关系模型，该模型描述了中心星系质量随时间的演化。卫星星系的恒星质量是由星系吸积时中心星系的M_stars-M_infall关系决定的。利用这些模型，我们研究了星系恒星质量从z~0.8到现在通过星系合并和恒星形成而增加的数量。低质量星系在z~0.8到z=0之间主要通过恒星形成获得恒星质量。对于更高质量的星系，恒星质量的增加仅仅是通过合并从z=0.8可以使大质量星系比在z=0时观察到的大2倍。我们还预测了红移到z~3的恒星质量函数，结果与最新观测结果一致。
2009-11-10 astro-ph.CO
The bias of DLAs at z ~ 2.3: contraining stellar feedback in shallow potential wells
我们讨论了最近的重子振荡光谱测量的一个相当高的偏置因子的宿主星系/晕的阻尼莱曼α吸收体（DLAs），在我们以前的建模的DLAs的物理性质的背景下，在$Λ$冷暗物质范例。联合建模的柱密度分布，相关的低电离金属吸收的速度宽度分布，和偏置参数表明，DLAs托管的星系与暗物质晕质量的范围$10 < \log M_v < 12$，与一个相当尖锐的截止在较低的质量端，对应的维里速度为35公里/秒。所观察到的DLAs的性质似乎表明，在质量/维里速度低于截止值的晕中存在有效的（恒星）反馈，而在截止值以上的晕中存在较大的保留重子分数（> 35%）。
2015-11-05 astro-ph.CO
Modelling the line-of-sight contribution in substructure lensing
我们研究如何爱因斯坦环和放大弧的小质量的暗物质晕沿视线放置到引力透镜系统的影响。通过比较引力签名的视线晕与透镜星系内的子结构，我们得出一个质量红移关系，使我们能够重新调整检测阈值（即最低可检测质量）的子结构的检测阈值的视线晕在任何红移。然后，我们量化的视线的贡献，可以通过强引力透镜检测到的低质量物体的总数密度。最后，我们评估了不同质量和红移的子结构和视线晕之间的简并性，以提供对当前和未来检测的统计解释，目的是区分CDM和WDM。我们发现，视线晕统计上占主导地位的子结构，由一个量，强烈依赖于源和透镜红移，并选择暗物质模型。对于低透镜和源红移（对于SLACS透镜），子结构约占微扰子总数的30%，但对于高红移系统，子结构不到10%。我们还发现，对于具有足够高的信噪比和角分辨率的数据，双透镜平面配置产生的非线性效应使得人们能够通过观测恢复视线晕红移。在68%的置信水平下，绝对误差精度为0.15。
2018-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental screening of dark matter haloes in $f(R)$ gravity
在某些修正的引力理论中，太阳系对偏离广义相对论的限制是通过所谓的屏蔽机制来满足的，这使得理论能够在物质密度高或引力势深的区域恢复到广义相对论。就变色龙理论而言，屏蔽有两个贡献--自我屏蔽，这是由于物体本身的质量造成的，以及环境屏蔽，这是由周围物质引起的--这两个贡献通常是纠缠在一起的，第二个贡献对于质量较小的物体来说更重要。对环境对屏蔽的影响的定量理解可以证明在使用本星系群和矮星系等系统对这些理论进行观测测试时至关重要，因为环境可以以各种方式推断。我们使用Shi et al.（2015）的高分辨率{ \sc liminality}模拟来测试不同环境定义的保真度。我们发现，尽管在实践中定义环境的不同方法并不完全一致，但它们可以提供有用的指导，并交叉检查暗物质晕的屏蔽程度。此外，在暗物质晕中的次晕的筛选主要是由环境决定的，次晕质量起着次要的作用，这意味着在次晕没有得到很好解决的情况下，低分辨率的模拟仍然可以用于理解次晕内重力的变化。
2017-04-27 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
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes II. Investigating dynamical state indicators with Random Forest
基于随机森林（RF）机器学习方法，研究了各种动力学特征在预测星系团动力学状态（DS）中的重要性.我们使用了一个大样本的星系团从三百工程的流体动力学放大模拟，并从原始数据，以及从相应的模拟地图在光学，X射线，和Sunyaev Zel 'dovich（SZ）通道构建动力学特征。而不是依赖于基于杂质的特征重要性的RF算法，我们直接使用的包外（OOB）的分数来评估的重要性，个别功能和不同的功能组合。在所有的功能研究，我们发现维里比，$η$，是最重要的单一功能。直接从模拟中计算出的三维特征比从模拟地图中构建的特征包含更多关于DS的信息。与基于X射线或SZ图的特征相比，与质心位置相关的特征更为重要。尽管有大量的研究特征，但最多三个不同类型特征的组合已经可以使预测的得分饱和。最后，我们表明，最敏感的功能$η$是强烈相关的动力学建模中的众所周知的半质量偏差。在DS中没有选择的情况下，簇晕在$η$中具有不对称分布，对应于总体正的半质量偏差。我们的工作为在模拟和观测中选择最佳特征来区分星系团的DS提供了定量参考。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising dark matter haloes with computer vision
这项工作探讨了计算机视觉算法识别在不同结构形成模型中形成的暗物质晕的能力。我们在一套8个数值模拟中产生最大质量晕的表面质量密度图，所有这些模拟都基于相同的初始条件，但采用不同的重力模型。该套件包括一个标准的$Λ$ CDM模型，两个版本的$f(R)$ -重力，两个版本的对称重力和三个Dvali，Gabadadze和Porrati（DGP）模型。我们使用公开可用的WND-CHARM算法提取2919图像特征，无论是从原始像素强度的地图，或从各种图像变换，包括傅立叶，小波，切比雪夫和边缘变换。在丢弃最退化的模型后，我们在区分四种不同的重力模型时实现了超过60%的单图像分类成功率，同时使用简单的加权近邻距离（WND）来定义我们的分类度量。如果包括额外的信息，如晕质量的粗略估计，这个数字可以增加到70%以上。我们发现，当图像中的噪声水平增加时，分类成功率急剧下降，但这种趋势可以通过平滑噪声数据来大大降低。我们发现Zernike矩的傅立叶变换的原始图像或其小波变换是最具描述性的功能，其次是基尼系数的几个变换和Haralick和田村纹理的原始像素数据最终预处理的边缘变换。所提出的方法是通用的，不仅适用于修改后的重力模型的表征，但可以用来分类的任何一组模型，显示其各自的结构在二维形态的变化。
2017-04-17 astro-ph.CO gr-qc
Marked clustering statistics in $f(R)$ gravity cosmologies
我们使用N体模拟分析了变色龙$f(R)$引力模型的三个变体中晕和星系的两点和标记关联函数，并与基于广义相对论（GR）的基准$Λ$ CDM模型进行了比较。使用晕占据分布处方（HOD），我们填充暗物质晕与星系，其中HOD参数已被调整，使星系数密度和实空间星系两点关联函数的修改后的重力模型中的GR匹配的$1\sim3\%$内。我们测试的想法，因为重力的行为是依赖于环境，标记的关联函数可能会显示一个可测量的模型之间的差异。为此，我们测试基于密度场和牛顿引力势的标记。我们发现，在小于$r\lesssim 20~h^{-1}$ Mpc的尺度上，在不同的模型中测量的星系标记关联函数显示出显着的差异。通过模拟来识别合适的标记，这种方法可以用作宇宙加速膨胀的新探测器。
2018-11-22 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
MEGA: Merger graphs of structure formation
在跟踪宇宙结构的增长时，我们建议用合并图取代合并树，在合并图中，晕既可以合并，也可以分裂成单独的部分。我们表明，这会导致更平稳的质量增长，并消除灾难性的失败，其中大规模的晕没有祖先或后代。对于那些喜欢坚持合并树的人，我们发现从我们的合并图导出的树具有与以前的方法类似的质量增长特性，但再次没有灾难性的失败。对于未来的星系形成建模，可以使用两种不同的密度阈值来区分宿主晕（扩展的星系晕、星系群和星系团）和密度更高的次晕：星系形成的地点。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A general framework to test gravity using galaxy clusters III: Observable-mass scaling relations in $f(R)$ gravity
我们测试两种方法，包括一个是新提出的这项工作中，校正变色龙$f(R)$引力的影响之间的缩放关系的星系团质量和四个可观察的代理。使用的第一套宇宙学模拟，同时将两个完整的物理星系形成和胡-Sawicki $f(R)$重力，我们发现，这些重新缩放方法的工作具有非常高的精度的气体温度，康普顿$Y$参数的Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）效应和X射线模拟的$Y$参数。这允许将$f(R)$重力中的比例关系映射到它们的$Λ$ CDM对应物，误差在几个百分比之内。我们确认，一个简单的分析双曲正切公式的动态和真实质量之间的比率在变色龙$f(R)$引力晕，提出和校准使用暗物质的模拟在以前的工作中，同样适用于晕识别模拟两个非常不同的-全物理和非辐射-重子模型。利用这个双曲正切公式可以计算出标度关系的映射，它依赖于晕质量、红移和背景标量场的大小，也具有很好的精度。我们的研究结果可以用于准确确定的集群质量使用SZ和X射线观测，并将形成一个一般框架的一部分，无偏和自洽的重力测试使用的数据从目前和即将到来的星系团调查。我们还提出了一种替代的重力测试，使用$Y_{\rm X}$-温度关系，它不涉及质量校准。
2021-02-15 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
Modelling the matter bispectrum at small scales in modified gravity
未来的大尺度结构调查将测量具有高统计显著性的三点统计。这将大大提高我们对重力的理解，只要我们能准确地模拟这些统计数据。我们评估了几种方案的理论建模的物质双谱，包括晕模型为基础的方法和拟合公式的性能。我们比较模型预测N体模拟，考虑规模高达$k_{\rm max} = 4 h/{\rm Mpc}$，以及进入非线性制度的结构形成。我们以等边结构为中心，对三种引力理论进行了分析：广义相对论、$f(R)$引力和DGP膜世界模型。此外，我们计算了这些模型的透镜收敛双谱。我们发现，目前所有的修正重力模型处方，特别是与尺度相关的线性增长的理论，未能达到所需的精度，如\emph{Euclid}的第四阶段调查的精度。在这些模型中，我们发现光环模型校正的拟合公式获得了最佳的整体性能。
2020-02-17 astro-ph.CO
Testing Gravity using Cosmic Voids
我们探索$Λ$ CDM和胡-Sawicki $f(R)$模型模拟暗物质和晕场的空洞。在$f(R)$引力中，暗物质空洞丰度大于广义相对论（GR）。然而，当使用晕来识别空隙时，空隙丰度的差异变得小得多，但原则上对于$|f_{R0}|=10^{-6}$、$10^{-5}$和$10^{-4}$的$f(R)$模型参数幅度，在2、6和14 $σ$水平上仍然可以区分开。相比之下，在$f(R)$重力中使用晕发现的大空隙的丰度低于GR。在欠密度区域中更有效的晕形成使得$f(R)$空隙中的晕不那么空。这个反直觉的结果表明，如果我们观察空洞中的星系，$f(R)$中的空洞并不一定更空。事实上，空洞的晕圈数密度分布与GR无法区分。然而，相同的$f(R)$空洞更缺乏暗物质。这在原则上可以通过空洞的弱引力透镜观测到，为此，在同一天空上结合使用光谱$z$和照片$z$测量是必要的。对于1~（Gpc/ $h$）$^3$的体积，忽略透镜形状噪声，$|f_{R0}|=10^{-5}$和$10^{-4}$可以通过4和8 $σ$与利用空隙周围的透镜切向剪切信号的GR区分开来。大尺度结构的视线投影是限制该信号意义的主要系统，限制了$|f_{R0}|=10^{-6}$的约束力。$f(R)$模型中的晕空丰度更小和暗物质空轮廓变陡是独特的特征，可以结合起来打破$|f_{R0}|$和$σ_8$之间的简并性。在$f(R)$中，从空穴中心…
2014-10-30 astro-ph.CO
Halo asymmetry in the modelling of galaxy clustering
本文在 HOD 框架中引入描述暗晕形变的 NFW 参数 $ϕ$，利用 BolshoiP 模拟和实测 $w_p(r_p)$ 验证其能在 1σ 内恢复暗晕不对称性，并给出与经典模型 2–6% 的暗晕质量差异。
2024-04-07 astro-ph.CO
A forward-modelling method to infer the dark matter particle mass from strong gravitational lenses
冷暗物质（CDM）结构形成模型的一个基本预测是存在大量的暗物质晕，这些晕延伸到太阳下的质量。相比之下，其他的暗物质模型，如温热遗迹（WDM），预测质量函数的截止点在一个质量上，对于流行的模型，大约在$10^7$和$10^{10}~{\rm M}_\odot$之间。我们使用模拟观测证明了一种正向建模方法的可行性，该方法可以提取有关低质量暗晕的信息，这些暗晕位于星系-星系强透镜的视线上。这可以用来限制热遗迹暗物质粒子$m_\mathrm{DM}$的质量。在哈勃空间望远镜分辨率下有50个强透镜，最大像素信噪比为$\sim50$，对于类CDM模型（在$10^{7}~{\rm M}_\odot$处具有晕质量截止），预期的中值2 $σ$约束为$m_\mathrm{DM} > 4.10 \, \mathrm{keV}$（将$m_{\rm DM}$约束为优于4.10 keV的机会为50%）。然而，如果暗物质是$m_\mathrm{DM}=2.2 \, \mathrm{keV}$的温暖粒子，那么我们的“近似贝叶斯计算”方法将导致$m_\mathrm{DM}$的中位数估计值在1.43至3.21 keV之间。我们的方法可以扩展到未来望远镜将观察到的强透镜的大样本，并可能排除标准的宇宙起源CDM模型。为了帮助未来的调查设计，我们量化这些限制将如何取决于数据质量（空间分辨率和积分时间）以及透镜几何（源和透镜…
2022-02-09 astro-ph.CO
Improved strong lensing modelling of galaxy clusters using the Fundamental Plane: detailed mapping of the baryonic and dark matter mass distribution of Abell S1063
强引力透镜（SL）已经成为一个非常精确的探测团和星系尺度的暗物质（DM）晕在星系团的内部区域的质量分布。DM晕的衍生性质可以与高分辨率宇宙学模拟的预测相比较，为我们提供了标准宇宙学模型的测试。通常选择简单的幂律标度关系来联系成员的总质量和它们的光度，这是星系团SL模型中可能固有的系统学之一，因此也是对导出的星系团质量的影响。使用新的信息，他们的结构参数（从HST成像）和运动学（从MUSE数据），我们建立了基本面（FP）的早期型星系团阿贝尔S1063。我们利用校准的FP来开发团簇核心总质量的改进SL模型。新的方法使我们能够获得更准确和复杂的关系，描述集群成员的观测量，并完全固定其质量从他们的观察到的幅度和有效半径。与幂律方法相比，我们发现了不同的质量和速度分散的成员之间的关系，这表现出显着的分散。由于一个新的估计的恒星质量的集群成员从HST数据，我们测量的累积投影质量分布半径为350千秒差距，所有重子和DM组件的集群。最后，我们比较了我们的模型和高分辨率流体动力学模拟预测的子晕的物理特性。我们得到兼容的结果，在恒星的总质量分数的成员。另一方面，我们证实了最近报道的差异，在子晕的紧凑性：在一个固定的总质量值，模拟子晕是不那么紧凑比我们的SL模型预测。
2022-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions
The University of Tokyo（东京大学）；Center for Data-Driven Discovery (CD3), Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心 (CD3)，Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，UTIAS，东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS), The University of Tokyo（Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，东京大学高级研究学院 (UTIAS)，东京大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。
2026-07-14 astro-ph.CO
A non-parametric approach to the relation between the halo mass function and internal dark matter structure of haloes
本研究提出一种非参数形式体系，通过暗晕稀疏度分布实现不同过密度定义下暗晕质量函数的精确映射，复现Uchuu模拟结果并可关联暗晕密度轮廓，为星系团稀疏度测量约束宇宙学提供新途径。
2023-05-10 astro-ph.CO
Are Over-massive Haloes of Ultra Diffuse Galaxies Consistent with Extended MOND?
基于扩展修正牛顿动力学（EMOND）模型，对后发座星系团超扩散星系（UDG）进行了模拟，旨在解释在这些星系团中观测到的大的类暗物质效应.我们首先建立了一个模型的后发座星系团的EMOND的背景下，使用气体和星系的质量配置文件的文献。然后假设UDG的动力学质量满足其他椭圆星系的基本流形，并且UDG的恒星质光比与它们的颜色相匹配，我们可以通过比较UDG重子质量的两个预测来验证EMOND公式。我们发现，EMOND可以解释的UDG质量，在预期的建模误差，如果他们躺在基本流形的椭球，然而，鉴于测量显示一个UDG躺在基本流形，观测更多的UDG需要确认这一假设。
2017-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-point intrinsic alignments of galaxies and haloes in the FLAMINGO simulations
Leiden University（莱顿大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
该研究在FLAMINGO模拟中测量星系和晕的IA三点相关函数等统计量，用树级EFT建模，对比其他模型，发现简化EFT表现佳，还研究了高阶偏差参数的红移和质量依赖性，其共演化关系对光度剪切调查有价值。
2026-07-09 astro-ph.CO
Gas around galaxy haloes: methodology comparisons using hydrodynamical simulations of the intergalactic medium
为了模拟星系的气体环境，我们使用数值重力流体动力学程序GADGET-3和Enzo对红移z ~ 3的星系际介质（IGM）进行了宇宙学模拟。我们使用三种不同的算法识别模拟中的晕。不同的质量结果的晕等级排序，引入了一个限制因素，在确定晕与观测星系。我们还比较了两个代码之间的气体的物理性质，主要集中在气体的维里半径以外，最近的HI吸收测量z ~ 2 - 3星系周围的气体的动机。气体在晕中的内部弥散速度在30 Mpc的盒子尺寸下收敛，但在60 Mpc的盒子尺寸下，晕的质心特征速度没有收敛。的密度和温度的气体内的瞬时回转半径的晕被充分捕获的盒子大小为30 Mpc的一侧，但结果是高度敏感的未解决的，快速冷却的气体的治疗，与气体质量分数的维里半径内严重耗尽的恒星形成在GADGET-3模拟。在大尺度上的气体特有的速度场的收敛需要至少60 Mpc的盒子大小。在转弯半径之外，气体的物理状态与盒子大小和模拟方法之间的一致性达到30%或更好。我们的结论是，通用IGM模拟作出准确的预测星系际气体的性质超出了晕回转半径，但在较小的尺度上的气体性质是高度依赖于恒星的形成和反馈的实现。
2014-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-linear matter power spectrum without screening dynamics modelling in $f(R)$ gravity
Halo模型是一种物理上直观的非线性功率谱建模方法，尤其适用于标准$Λ$ CDM模型的替代方案。本文对以前的\texttt{CHAM}方法\citep{2018MNRAS.476L..65H}中采用的Sheth-Tormen势垒公式进行了检验。作为一个例子，我们在$f(R)$引力模型的顶帽暗物质晕的椭球崩溃。Sheth-Tormen公式与我们的结果有很好的一致性。椭球体塌陷屏障的相对差异小于或等于$1.6\%$。此外，我们验证了，对于F4和F5的情况下，胡-Sawicki $f(R)$重力，屏蔽机制不发挥至关重要的作用，在非线性功率谱建模高达$k\sim1[h/{\rm Mpc}]$。我们比较了两个版本的修改后的重力模型，即有/无筛选。我们发现，将有效牛顿常数视为常数（$G_{\rm eff}=4/3G_N$）是可以接受的.引力耦合的尺度依赖性是次相关的。F4和F5中的所得光谱与之前的$0.1\%$结果一致。发布代码的速度明显加快。最后，我们比较了我们的晕模型预测与N体模拟。我们发现，一般的光谱轮廓同意，定性。然而，通过晕模型方法，在$0.3 h/{\rm Mpc}$和$3 h/{\rm Mpc}$之间的同向移动波数范围内存在对物质功率谱的系统性低估。这些尺度与从两个晕项主导的制度到一个晕项主导的过渡尺度重叠。
2020-01-24 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: characteristics of galaxies and haloes
我们讨论的宇宙学流体动力学模拟的星系形成与新的移动网格代码AREPO，这承诺更高的精度相比，传统的SPH技术，已被广泛用于这个问题。我们使用一套相同的物理在相应的模拟进行了测试良好的SPH代码GADGET，也采用相同的高分辨率重力求解器。因此，我们能够比较两个模拟集上的对象，对象的基础上，使我们能够干净地隔离不同的流体动力学方法对星系和晕属性的影响。在随附的论文中，我们重点分析了模拟代码预测的全局重子统计数据（Vogelsberger等人，2011）以及强调流体动力学方案之间差异的补充理想化模拟（Sijacki等人，2011）。在这里，我们研究它们对模拟星系及其周围晕的重子性质的影响。我们发现，AREPO导致显着更高的恒星形成率的星系在大规模的晕和更广泛的气体盘在星系中，这也具有更薄，更光滑的形态比他们的GADGET同行。因此，在AREPO中形成的星系比它们的SPH对应星系具有更大的尺寸和更高的比角动量。AREPO中更有效的冷却流在晕中心产生更高的密度和更低的熵（在晕外围则相反），导致大质量星系的恒星形成率更高。虽然这两个代码同意接受的准确度上的一些重子性质的宇宙结构，我们的研究结果清楚地表明，星系形成模拟大大受益于使用更准确的流体力学技术，如AREPO。
2012-07-23 astro-ph.CO
Using Dark Matter Haloes to Learn about Cosmic Acceleration: A New Proposal for a Universal Mass Function
结构的形成提供了对任何宇宙加速模型的强有力的检验，因为一个成功的暗能量模型不能抑制{ \black或过度预测}观测到的大尺度结构的发展。传统的研究暗能量或修正引力作用下结构形成的方法采用修正的Press-Schechter形式，将线性超密度与暗物质晕的丰度联系起来。我们严格审查的普适性的Press-Schechter形式主义为不同的宇宙学，并表明，晕丰度是最好的相关性与球形线性超密度在94%的崩溃（或观察）时间。然后，我们将这一论点扩展到椭球坍缩（这减少了小晕的最佳相关的分数时间，并表明我们的结果与模拟质量函数中看到的修改后的Press-Schechter形式主义的偏差一致。这提供了一个新的通用处方来衡量线性密度演化，基于当前和未来的观察团簇（或暗物质）晕质量函数。特别是，即使是在一个单一的时代集群丰度的观测将限制整个历史的线性增长的宇宙学的扰动。
2010-10-26 astro-ph.CO gr-qc
How cosmological merger histories shape the diversity of stellar haloes
我们引入并应用一种新的方法来探测星系恒星晕对宇宙学合并历史和星系形成物理之间相互作用的响应。我们执行暗物质，放大模拟两个银河系质量的主机和有针对性的，控制的变化，他们的宇宙历史使用遗传修饰技术。用半经验的粒子标记方法填充每个历史的恒星晕，然后进行受控研究，所有实例都收敛到相同的大尺度结构，动力学和恒星质量，以$z=0$作为参考。这些相关的合并方案单独产生的恒星晕质量分数（1.5德克斯）的扩展到所观察到的人口，与最大的分散实现增长后期（$z\leq1$）的主要合并，分散现有的恒星，创造大规模的，在原地占主导地位的恒星晕。在$z\sim2$增加最后一次大合并会将更多的吸积恒星带入内部区域，导致外围的散射较小，这些散射主要是由随后的小事件造成的。利用我们的半经验方法的灵活性，我们表明，恒星晕质量的多样性跨场景减少，允许浅斜率的恒星质量-晕质量关系的矮星系，而它仍然保守时，中央恒星诞生的热运动学在宇宙时间。因此，恒星晕的合并依赖多样性明显地响应于分别模拟中央星系和矮星系的假设，开辟了令人兴奋的前景，以约束恒星的形成和反馈，在不同的星系质量尺度与下一代的深，测光天文台。
2022-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The quasi-adiabatic relaxation of haloes in the IllustrisTNG and EAGLE cosmological simulations
已知引力束缚晕中的暗物质含量会受到星系和它所在气体的影响。在流体动力学模拟套件IllustrisTNG和EAGLE中，我们对跨越四个数量级的质量晕的响应进行了验证。我们提出了简单的拟合函数的球平均准绝热弛豫框架，准确地捕捉暗物质的反应在整个范围内的晕质量和晕中心的距离，我们探索。我们发现，常用的计划，认为在半径$r_f/r_i-1$的球形暗物质壳的相对变化是一个功能，只有其质量的相对变化$M_i/M_f-1$，不准确地描述了所测得的响应大多数晕在IllustrisTNG和EAGLE。相反，$r_f/r_i$还明确地取决于具有维里半径$R_{\rm vir}$的晕的晕中心距离$r_f/R_{\rm vir}$，在IllustrisTNG和EAGLE之间以及跨晕质量非常相似。我们还考虑了以前未建模的效应，可能是由反馈相关的流出驱动的，其中具有$r_f/r_i\simeq1$的壳（即，无松弛）的$M_i/M_f$与1显著不同。我们的研究结果是立即适用于一些半分析工具，模拟银河系和大尺度结构。我们还研究了这种响应的依赖性的几个晕和星系的总质量以外的属性，发现它主要是与晕浓度和恒星形成率。我们讨论了这些结果的可能扩展，以建立一个更深层次的物理理解暗物质和重子之间的小尺度连接。
2023-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmology dependence of the concentration-mass-redshift relation
暗物质晕的浓度提供了关于其内部结构以及它如何依赖于质量和红移的关键信息-所谓的浓度-质量-红移关系，表示为$c(M,z)$。我们在这里提出了一个广泛的研究的宇宙学依赖的$c(M,z)$是基于一套72重力，全N体模拟，其中以下宇宙学参数是不同的：$σ_{8}$，$Ω_{\mathrm{M}}$，$Ω_{\mathrm{b}}$，$n_{\mathrm{s}}$，$h$，$M_ν$，$w_{0}$和$w_{\mathrm{a}}$。我们的特点，这些参数对浓度的影响，不同的晕质量和红移。与之前的工作一致，对于研究的所有宇宙学，我们发现暗物质晕在其尺度半径内的特征密度$r_{-2}$与适当定义的宇宙临界密度之间存在密切相关性形成时间。这一发现，结合漂移集模型的晕形成的历史，使我们能够准确地预测暗物质晕的浓度作为质量，红移和宇宙学的函数。我们使用我们的模拟来测试一些已发表的模型预测晕浓度的可靠性，并强调当他们成功或失败，重现宇宙学的$c(M,z)$关系。
2022-07-27 astro-ph.CO
Dissecting and Modelling Galaxy Assembly Bias
理解星系晕的联系是现代星系团模型的基础。晕的组装历史和环境对星系团的影响程度（也称为星系团）。星系组装偏差（GAB）仍然是一个复杂而具有挑战性的问题。利用半解析的星系形成模型，我们研究了不同次级晕性质对GAB信号的贡献。这些是通过比较恒星质量的选择样本的集群洗牌样本的星系随机重新分配到固定质量的晕和指定的次级晕属性。我们探讨了大范围的内部晕属性和环境措施。我们发现，通常使用的属性，如晕年龄或浓度的金额只有20- 30%的信号，而平滑的物质密度或潮汐各向异性可以占GAB的全部水平（虽然应注意的具体定义）。对于“成功”的措施，我们检查的占用变化和相关的变化的光环占用功能参数。这些用于创建模拟目录，再现GAB的完整级别。最后，我们提出了一个实际的修改标准的晕占据分布模型，它可以调整到任何水平的组装偏差。拟合我们的半解析模型的参数，我们证明了相应的模拟目录恢复GAB的目标水平以及占用的变化。我们的研究结果能够产生逼真的模拟目录，并直接告知装配偏差的理论建模，并试图在宇宙中检测它。
2021-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic biases on galaxy haloes parameters from Yukawa-like gravitational potentials
一个可行的替代暗能量作为宇宙加速问题的解决方案是引力扩展理论。如果情况确实如此，不仅会对宇宙学尺度产生影响，而且会对任何尺度产生影响，从太阳系到河外星系。特别是，在计算螺旋星系旋转曲线的圆速度时，引力势可以不同于牛顿引力势。唯象建模修改后的质点势的总和牛顿和汤川一样的校正，我们模拟观察到的旋转曲线的螺旋星系描述为一个指数盘和NFW暗物质晕的总和。然后，我们拟合这些曲线，假设参数化的晕模型（无论是内部尖点或核心），并使用牛顿势估计的理论旋转曲线。这样的研究，使我们能够调查的偏见的光盘和晕模型参数所引起的系统误差所引起的重力理论是牛顿的，当它不是。作为一个一般的结果，我们发现，这两个晕尺度长度和维里质量显着高估，而光盘光学半径内的暗物质质量分数通常被低估。此外，如果汤川标度长度小于盘的半质量半径，那么晕密度分布的对数斜率将比NFW的对数斜率更浅。最后，核心模型能够很好地拟合模拟的旋转曲线，提供光盘质量偏高与文献中的结果一致，有利于核心晕和最大光盘。这样的结果使我们认为，尖点/核心的争论实际上可能是一个错误的假设的结果，在计算理论圆周速度时必须实际使用哪种引力理论。
2011-02-04 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 astro-ph.CO
Priors on Lagrangian bias parameters from galaxy formation modelling
研究了混合拉格朗日偏差展开模型参数之间的关系，拟合了有偏差的自功率谱和互功率谱，直至$k_{\rm max} = 0.7 \, h \, \mathrm{Mpc}^{-1}$。我们考虑$\sim 8000$晕和星系样本，不同的晕质量，红移，星系数密度，和不同的参数的星系形成模型。星系样本是通过最先进的扩展次晕丰度匹配技术获得的，包括恒星质量和恒星形成率选定的星系。所有这些合成星系样本都可以在https://bacco.dipc.org/galpk.html上公开获得。我们发现，混合拉格朗日偏差模型提供了准确的适合我们所有的晕和星系样本。星系偏置参数之间的协同演化关系，虽然大致兼容的晕，显示系统的变化和较大的散射。我们探索这种差异的可能来源，在每个样品的依赖晕占领和组装偏差。在这项工作中显示的偏差参数关系，可以用作未来贝叶斯分析采用混合拉格朗日偏差扩展模型的先验。
2022-06-27 astro-ph.CO
Clustering and redshift-space distortions in modified gravity models with massive neutrinos
修正的引力和大质量中微子宇宙学是最近探索的两个最有趣的场景，以解释可能的观测偏离和谐$Λ$ -冷暗物质（$Λ$ CDM）模型。在这种情况下，我们研究了宇宙的大尺度结构，利用\dustp模拟，同时实施，$f(R)$引力和大质量中微子的影响。为了研究打破这两种效应之间简并性的可能性，我们分析了不同红移下暗物质晕成簇的红移空间畸变。具体地说，我们着重研究了实空间和红移空间中两点关联函数的四极矩和四极矩。相对于$Λ$ CDM模型的偏差已被量化的线性增长率参数。我们发现，红移空间扭曲提供了一个强大的探针，以区分$Λ$ CDM和修改后的重力模型，特别是在高红移（$z \gtrsim 1$），即使在大质量中微子的存在下。
2019-07-12 astro-ph.CO
Modelling galaxy clustering: Is new physics needed in galaxy formation models?
星系的成团幅度取决于它们的内禀光度。我们比较了公开可用的星系形成模型的性质与聚类测量从2度场星系红移调查。模型预测显示出与数据相同的定性行为，但未能在当前测量的准确度水平上与观察结果相匹配。我们证明，这是由于模型产生太多的卫星星系在大规模的晕。我们实施简单的模型来描述两个新的过程，卫星卫星合并和潮汐溶解的卫星，以调查其对预测的聚类的影响。我们发现，这两个过程都需要包括在内，以产生一个模型，该模型与观测结果相匹配。
2009-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DESI One-Percent Survey: Modelling the clustering and halo occupation of all four DESI tracers with Uchuu
本研究基于Uchuu模拟构建DESI百分之一巡天的模拟光锥，用SHAM技术匹配四种示踪天体，分析成团性与HOD特征，为后续巡天提供高保真光锥工具并深化星系-暗晕连接认知。
2024-09-19 astro-ph.CO
The evolving role of astrophysical modelling in dark matter halo relaxation response
本文研究了天体物理建模在宇宙学流体动力学模拟中对暗物质晕弛豫响应的影响，发现线性准绝热弛豫模型在 IllustrisTNG、CAMELS 和 EAGLE 模拟中均适用，且反馈能流和气体状态方程是影响弛豫响应的关键因素。
2025-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic voids in modified gravity models with massive neutrinos
宇宙空洞正逐渐成为一种新的可行的宇宙学探测器。它们的丰度和密度分布对重力的变化以及暗能量和中微子都很敏感。本工作的主要目标是研究利用宇宙空洞统计来解开由$f(R)$修正引力和中微子质量的适当组合所产生的简并的可能性。我们使用N体模拟来分析由暗物质粒子和晕追踪的空洞的密度分布和尺寸函数。我们在$z=1$的空隙密度分布中发现了$f(R)$宇宙学中引力增强的明确证据。然而，这些效应几乎可以完全被大质量中微子的存在所抵消，因为它们的热自由流。尽管有限的体积的分析模拟不允许我们实现一个统计上相关的丰度大于$40 \ \mathrm{Mpc}/h$的空隙，我们发现，在高红移和大空隙的空隙尺寸函数是潜在的一个有效的探针来解开这些退化的宇宙模型，这是未来的宽场红移调查的前景的关键。
2021-05-20 astro-ph.CO
Galaxy formation with L-GALAXIES: Modelling the environmental dependency of galaxy evolution and comparing with observations
我们提出了一个变化的慕尼黑半解析星系形成模型，L-Galerkin，一个新的气体剥离方法。扩展早期的工作，我们直接测量星系的局部环境特性，制定一个更准确的治疗所有星系的冲压压力剥离。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，以恒星质量函数和星系在$0\leq z\leq2$的淬灭分数作为约束条件，对改进的L-Galerkin模型进行了全面的重新校准。由于这种重新校准，全球星系人口的关系，包括恒星质量函数，淬火分数与星系质量和HI质量函数都在很大程度上保持不变，并保持与观测一致。通过比较SDSS和HSC调查在不同环境中的星系属性的数据，我们表明，我们的修改后的模型提高了与淬火分数和星系的恒星形成率作为环境，恒星质量和红移的函数的协议。总体而言，在附近的晕与总质量$10^{12}$ $10^{15}\rm M_{\odot}$在$z=0$，我们的新模型产生更高的淬火分数和更强的环境依赖性，更好地恢复观察到的趋势与盐心距离高达几维里半径。通过分析在我们的模型中从星系中剥离的实际气体量，我们表明，那些在大质量晕附近的星系在成为卫星之前会失去很大一部分热晕气体。我们证明，这影响星系淬火内和超越晕边界。这可能会影响星系之间的相关性高达数十兆秒差距。
2020-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in Galaxy Clusters: a Parametric Strong Lensing Approach
我们提出了一个参数强透镜分析的三个大规模集群。我们的目标是探索暗物质晕的内部形状，特别是核的存在。我们采用以下工作假设：任何集团/集群规模的暗物质块在建模中引入应与发光的对应物。我们还在分析中采用了一些额外的动机良好的先验，即使这会降低拟合的质量，使用观察到的图像和模型生成的图像之间的RMS进行量化。特别是，为了减轻平滑底层分量和星系尺度扰动之间的简并性，我们使用Bergamini等人（2019）的光谱活动结果，允许固定星系尺度分量的质量。在单峰星系团AS 1063中，相对于非核心质量模型，核心质量模型更受青睐，在多峰星系团MACSJ 0416中也是如此。在单峰集群MACSJ 1206中，我们未能使用参数化方法在所采用的工作假设内再现强透镜约束。然后，我们成功地添加了一个轻微的扰动的形式叠加的B-样条潜力，允许得到一个体面的拟合（RMS=0.5”），最后发现，核心质量模型是有利的。总的来说，我们的分析表明核心集群规模的暗物质晕的证据。这些发现可能有助于解释替代暗物质的情况下，作为自相互作用的暗物质。我们提出了一个工作假设参数强透镜建模的最佳拟合模型的追求将被平衡的追求提出一个物理动机的质量模型，特别是通过施加先验。
2022-06-16 astro-ph.CO
Modelling Void Abundance in Modified Gravity
在广义相对论以及修正引力的f（R）和Wavelon模型的背景下，我们使用了一个球形模型和一个扩展的漂移集形式主义（extended excursion set formalism with driving diffusive barriers）来预测宇宙空洞的丰度。我们检测球形空洞从一套N体模拟这些引力理论和比较测得的空洞丰度理论预测。我们发现，我们的模型正确地描述了丰富的暗物质和星系空洞，提供了一个更好的拟合比以前的建议，在文献中的基础上静态障碍。我们使用模拟丰度结果来拟合丰度模型自由参数作为修改后的重力参数的函数，并表明暗物质空隙的计数可以提供有趣的约束修改后的重力。对于星系空洞，更密切相关的光学观测，我们发现，约束修改重力从空洞丰度单独可能是更具挑战性的。在目前和即将进行的星系调查的背景下，空洞和晕统计数据，包括其丰度，配置文件和相关性的组合，应有效地区分显示不同的筛选机制的修改后的重力模型。
2016-09-08 astro-ph.CO gr-qc
Gravity at Work: How the Build-Up of Environments Shape Galaxy Properties
我们目前的结果加热的星系团间介质（ICM）的重力势能从下降的卫星。我们计算了重子从其卫星上剥离并添加到托管环境的ICM中后的可用多余能量。这种过剩能量是环境的一个强函数，我们发现，它可以超过活动星系核或超新星（SN）的贡献高达两个数量级的密集环境/晕。辐射损失造成的冷却一般会被大质量星系团和星系团中的引力加热完全补偿，其中热气体温度大于1 keV。强烈的环境依赖性的原因是在其形成过程中，与类场环境相比，子结构持续落入致密环境。我们表明，引力加热能够减少模型中过于明亮的星系的数量，并产生与观测一致的模型光度函数。
2011-01-11 astro-ph.CO
Modelling the nonlinear matter power spectrum in Hu-Sawicki $f(R)$ gravity with the Web-Halo Model
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区嫦娥科学中心）
该研究扩展Web-晕模型至Hu-Sawicki $f(R)$引力，通过轴对称椭球窗口改进模型，预测的非线性物质功率谱与e-MANTIS模拟器结果相符，为追踪屏蔽修正引力效应提供了可解释框架。
2026-08-18 astro-ph.CO
Modelling non-linear redshift-space distortions in the galaxy clustering pattern: systematic errors on the growth rate parameter
我们研究了星系各向异性两点关联函数τ（r_p，π）的最新红移空间畸变模型的能力，当应用于具有现实偏差关系的星系星表时，恢复结构f的线性增长率的精确和无偏估计。为了这个目的，我们利用一组模拟目录在z = 0.1和z = 1不同的亮度阈值，通过填充暗物质晕从一个大的N体模拟使用晕职业处方。我们研究的最新进展，红移空间扭曲模型，这占非线性分别产生的随机运动在维里化结构和密度和速度场之间的非线性耦合的小和中间尺度。我们考虑了把星系偏置的线性分量作为自由参数包括进来的可能性，并直接估计了结构f的增长率在不同的尺度范围内，将结果与使用标准离散模型获得的结果进行比较。我们发现，Taruya等人（2010）的模型是本分析中考虑的最复杂的模型，通常提供了结构增长率的最无偏估计，在亮度介于L > L* 和L > 3L* 之间的大范围星系群上，系统误差在4%以内。在拟合准非线性尺度时，星系偏差的尺度依赖性对恢复f的无偏估计起着重要作用。它的影响对大多数发光星系特别严重，对这些星系，建模中的系统影响可能更难以减轻，必须进一步研究。[...]
2012-07-30 astro-ph.CO
CNN+FoF: application of deep learning to the identification of dark matter haloes
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, UNC–CONICET（科尔多瓦国立大学-阿根廷国家科学研究委员会理论及实验天体物理研究所）；Observatorio Astronómico de Córdoba, UNC（科尔多瓦天文台）
本文提出基于深度学习和FoF算法的暗物质晕识别方法，通过高精度分类和聚类实现高效、可扩展的晕查找，较传统方法加速约一个数量级。
2026-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Modelling Quintessential Inflation in Palatini Modified Gravity
本文研究了在Palatini形式下，在非最小耦合标量场的$R^2$修正引力中构造的典型暴胀模型。我们的非最小暴胀子场的特点是由一个简单的指数潜力。我们发现，成功的典型通货膨胀可以实现没有微调的模型参数。对暗能量特征的预测将在不久的将来通过观测进行检验，而与现有观测的对比提供了对修改后的重力背景的见解，例如非最小耦合的值及其运行。
2022-04-01 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
