On merger bias and the clustering of quasars
我们使用的大目录的晕千年模拟测试是否最近合并的晕表现出更强的大规模集群比其他晕相同的质量。这种效应有助于理解类星体在高红移时的强烈聚集现象。然而，我们发现在红移范围2 < z < 5内，最近合并的晕没有统计学上显著的过量偏差，最大质量的晕显示出至多~ 5%的过量偏差。我们还考虑从建立在千年模拟的半解析模型中提取的星系。在固定的恒星质量，我们发现一个额外的偏差~ 20-30%，最近合并的对象，随着恒星质量的增加而减少。事实上，最近合并的星系被发现在系统上比相同恒星质量的其他星系更大质量的晕占了这个信号的一半左右，对于高质量星系来说可能更多。大质量系统的弱合并偏差表明，合并驱动性质的物体，如类星体，与其他具有相同特征质量的物体相比，不会有显着不同的聚集。我们讨论了这些结果的解释聚类数据类星体的占空比，可见时间，并在黑洞主机质量关系的演变的影响。
2009-08-31 astro-ph.CO
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
Topological bias: How haloes trace structural patterns in the cosmic web
本文通过持久性与Betti曲线分析Planck-Millennium模拟中的晕分布，发现晕质量与多尺度拓扑呈线性关系，即独立于聚类偏置的拓扑偏置。
2024-01-22 astro-ph.CO
Surface Density of dark matter haloes on galactic and cluster scales
本文在二次坍缩模型的框架下，分析了最近在大尺度上研究的星系晕、星系团晕、暗物质晕的中心面密度与晕核半径的关系。我们采用Del Popolo（2009）的二次入轨模型，考虑了有序和随机角动量、动力学摩擦和暗物质（DM）绝热收缩，计算了暗物质晕的密度分布，并利用这些密度分布确定了DM晕的表面密度。主要结果是$r_\ast$（晕特征半径）不是Donato等人（2009）和Gentile等人（2009）所声称的普适量。相反，我们发现与晕质量$M_{200}$的相关性与Cardone & Tortora（2010），Boyarsky等人（2009）和Napolitano等人（2010）一致，但具有明显较小的分散性，即$0.16 \pm 0.05$。我们还考虑重子柱密度发现后者确实是一个常数的低质量系统，如矮星，但与质量的斜率$α= 0.18 \pm 0.05$。在暗物质的表面密度的情况下，仅由暗物质组成的系统，在无耗散模拟，我们得到$α=0.20 \pm 0.05$。这些结果几乎没有为最近声称的（暗和恒星）柱密度的普遍性留下空间。
2012-12-31 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
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 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
Strong orientation dependence of surface mass density profiles of dark haloes at large scales
我们研究了表面质量密度分布的依赖性，这可以直接测量弱引力透镜，晕相对于视线方向的方向，使用一套$N$体模拟。我们发现，当晕的主轴与视线方向对齐时，表面质量密度分布具有比所有晕方向上的平均值更高的振幅，在我们研究的从$0.1$到$100\,\mathrm{Mpc}/h$的所有尺度上。虽然在小尺度的取向依赖性归因于晕三轴性，我们的研究结果表明，甚至更强的取向依赖性，在所谓的两晕制度，高达$100\,\mathrm{Mpc}/h$。两个晕项的取向依赖性很好地近似于振幅的乘法移位，因此近似于晕偏置参数值的移位。根据视角，来自双晕项的晕偏差可被高估或低估达$\sim 30 \%$，这转化为估计的晕质量的偏差达晕偏差测量的两倍。在大尺度上的取向依赖性源于各向异性晕物质相关函数，它具有椭圆形状，$\sim 0.55$的轴比高达$100\, \mathrm{Mpc}/h$。我们讨论了晕取向偏差对其他观测量的潜在影响，如光学选择的集群样本和类星体等大尺度结构示踪剂的聚类分析。
2018-04-11 astro-ph.CO
Dependence of Halo Bias and Kinematics on Assembly Variables
利用在大型$N$体模拟中发现的暗物质晕，我们研究了晕组装偏差，晕形成时间，峰值最大圆周速度，浓度和自旋作为组装变量。而不是在固定的质量分组晕到每个组件变量的不同的halles，我们提出的联合依赖晕偏差的{ \it值}晕质量和每个组件变量。在晕质量和一个装配变量的平面中，联合依赖性可以在很大程度上描述为从全局最小值向外增加的晕偏置。我们发现它不太可能有一个组合的晕变量吸收所有的组装偏差的影响。然后，我们提出了联合依赖的晕偏置两个组件变量在固定的晕质量。晕偏差的梯度不一定遵循两个集合变量的相关方向，它随晕质量而变化。因此，一般来说，对于两个相关的组装变量，在预测晕组装偏差趋势时，一个不能用作另一个的替代。最后，晕组装被发现影响晕的运动学。较早形成的低质量晕比大质量晕有更高的速度弥散。在一般情况下，晕组装导致晕偏差和晕成对速度分布之间的相关性，更强烈的集群晕具有较高的成对速度和速度分散。然而，相关性并不紧密，在固定的晕偏置晕的运动学仍然依赖于晕质量和组装变量。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical origins of low-mass spin bias
在$z=0$，质量高于$\log(\text{M}_{\text{c}}/h^{-1}\text{M}_\odot)\simeq 11.5$的高自旋晕比相同质量的低自旋晕有更高的偏置。然而，已知该趋势在低于该特征交叉质量$\text{M}_{\text{c}}$时反转。本文测量了低质量端晕自旋偏置的红移演化和标度依赖性，并证明了信号的反转完全是由回溅晕效应产生的。这些低质量的晕倾向于生活在更大质量的晕附近，因此共享它们的大规模偏置特性。我们进一步表明，红移相关的交叉质量尺度$\text{M}_{\text{c}}(z)$的位置是完全由低自旋和高自旋子群中的回溅的相对丰度决定的。一旦从样品中去除回溅晕，自旋偏置的固有质量依赖性就恢复了。由于回溅已被证明占一些组装偏置信号在低质量端，我们的研究结果揭示了两个不同的二次偏置趋势之间的特定联系：自旋偏置和组装偏置。
2020-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital parameters of infalling satellite haloes in the hierarchical $Λ$CDM model
本文给出了质量范围为$10^{12}-10^{14}$ M $_\odot$的$Λ$ CDM晕坠落卫星的轨道参数分布，它代表了宿主晕内部子结构随后演化的初始条件。我们使用合并树构造在一个高分辨率的宇宙学N体模拟跟踪卫星晕，并确定的时间。我们发现显着的趋势与主机晕质量和卫星的主机晕质量的比例的轨道参数的分布。对于所有的主机晕质量，卫星的落质量是一个较大的分数的主机晕质量有更多的偏心，径向偏置的轨道。在固定的卫星与宿主晕质量比，高质量的晕偏向于吸积卫星上稍微更径向轨道。为了充分表征轨道分布，需要拟合两个选定的轨道参数（例如径向和切向速度或能量和角动量）的相关二元分布。我们提供了简单的适合一个选择的二元分布，当忠实地转换，捕捉任何预测的一维分布的行为。
2015-01-27 astro-ph.CO
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The nature of assembly bias - II. Halo spin
我们研究了由影响大质量结构的无量纲自旋参数化的聚集型偏差。在数值模拟中，高自旋晕比相同质量的低自旋晕更强烈地聚集。我们检测到的差异超过30%的暗物质晕的10^13-10^14 Msun，这是类似的结果贝特等人的集群强度。我们探讨是否集群强度的依赖晕自旋被删除，如果我们应用的超密度峰高的重新定义提出的Lacerna和Padilla（论文I）获得使用组装年龄。我们发现情况并非如此，原因有二。首先，只有少数低维里质量的物体被移动到质量范围内，在使用这种重新定义后，自旋引入组装偏差。其次，这种形式主义并不改变大质量物体的质量。然后，我们重复找到纸I的重新定义的峰高的过程，但使用旋转。在这种情况下，新的群众没有自旋相关的组装偏差，但他们介绍了以前没有组装偏差相对年龄。从这个结果，我们得出结论，组装型偏置相对于晕自旋有一个不同的起源比组装年龄。前者可能是由于大量晕吸积的丝状物质在高密度环境中得到增强，从而导致更极端的自旋值，而不会显着改变晕的形成年龄。此外，在某些情况下，高质量物体可能对应于与数值模拟中其质量所暗示的不同的峰值高度，这为相对于自旋的组装偏差提供了可能的解释。（节略）
2012-07-18 astro-ph.CO
Reducing sample variance: halo biasing, non-linearity and stochasticity
比较暗物质分布的不同偏置示踪剂的聚类提供了减少某些宇宙学参数测量中的宇宙方差误差的机会。我们开发了一个形式主义，包括偏见的非线性和随机性。我们的形式主义足够通用，可用于优化测量设计和示踪剂选择，并最佳分割（或组合）示踪剂，以最大限度地减少宇宙学上有趣的量的误差。我们的方法推广了McDonald & Seljak（2009）提出的方法，即在$f\equiv d \ln D/d\ln a$的测量中规避样本方差。我们分析了偏差、噪声、非线性和随机性对$Df$测量的影响，并探讨了在哪种信噪比下，将星系样本分成两个不同偏差的示踪剂是非常有利的。我们使用N体模拟找到现实的价值观的参数描述不同质量和数量密度的暗物质晕的偏置特性。我们发现，即使暗物质晕可以被用作示踪剂，并选择在一个理想的方式，对于现实的晕，样本方差限制只能减少到一个因素$σ_{2tr}/σ_{1tr}\simeq 0.6$。如果不将两个示踪剂分开，这仍相当于三倍大的调查量所带来的收益。在任何实际应用之前，我们应该记住，这些发现适用于作为示踪剂的暗物质晕，而现实的调查将选择星系：星系-宿主晕关系可能会引入额外的随机性，这可能会进一步减少增益。
2010-12-07 astro-ph.CO
Signature of primordial non-Gaussianity of phi^3-type in the mass function and bias of dark matter haloes
我们探讨了立方修正gnl*phi^3对从一系列大型N体模拟中提取的暗物质晕的质量函数和偏差的影响，并将其与理论预测进行了比较。这种三次项可以在像曲率模型这样的场景中被激发，其中可以产生大的三次校正，同时保持二次fnl* φ ^2校正小。偏离高斯晕质量函数与理论预测是合理的。从晕的自功率谱和互功率谱测量的尺度依赖的偏差校正Δ b_kappa（k，gnl）与fnl模式中的校正类似，但幅度低于理论预期。使用Slosar等人（2008）的LSS数据汇编，我们首次获得gnl的限值为-3.5 10 ^5 < gnl < +8.2 10 ^5（95%CL）。这一限制将随着未来的LSS数据而改善1-2个数量级，这应该测试许多这种类型的场景。
2009-11-15 astro-ph.CO hep-ph
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
Void bias from primordial non-Gaussianities
我们研究了原始的非高斯性如何影响大尺度上空洞的聚集。利用泛函积分方法，导出了由非高斯性引起的空穴偏置公式。以类似的方式晕，我们发现，原始的非高斯性可以产生规模依赖的偏见，在大尺度的空隙。此外，我们还指出，通过观察空洞和晕的互功率谱，我们可以检查非线性参数f_NL和τ_NL之间的一致性关系。大的空洞（高峰值物体）将是很好的目标，因为非高斯性的影响更突出，而“云中空洞”的影响不太显著。
2012-05-01 astro-ph.CO
The nature of assembly bias - I. Clues from a LCDM cosmology
我们提出了一个新的代理的过密度峰值高度的大规模集群的晕的一个给定的质量不随大会的历史显着变化。峰高通常用维里质量来表示，但也可以用不同半径的球体内部的质量来近似，在某些情况下，球体内部的质量可以大于维里半径，因此包括单个宿主晕外部的质量。球半径被定义为r = $a$ delta_t + $b$ log_10（M_vir/M_nl），其中delta_t是相对于由维里质量M_vir的晕所承载的星系的典型年龄的年龄，M_nl是非线性质量，$a$ = 0.2和$b$ =-0.02是被调整以追踪组装偏差效应的自由参数。注意，$r$取决于晕圈质量和年龄。在这种新方法中，一些最初被认为是低质量峰的物体属于具有较高过密度的区域。在大尺度上，即在两个晕制度，该模型正确地恢复简单的处方，其中的偏差响应于单独的质量峰的高度，在通常的定义（维里质量），显示出强烈的依赖于额外的晕属性，如形成时间。单晕项对年龄的依赖性也显著降低。根据这个新定义，其"峰高"发生变化的星系群主要由老的恒星星族组成，并且优先由位于更大质量物体附近的低质量晕所承载。后者是在最近的结果表明，旧的，低质量的晕将遭受截断质量吸积附近较大的晕或仅仅是由于其周围的高密度，从而显示出组装偏置效应。质量的变化足够小，使得Sheth等人（2001）的质量函数仍然很好地拟合新质量的分布。
2010-11-05 astro-ph.CO
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
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
What sets the splashback radius of dark matter haloes: accretion history or other properties?
暗物质晕的密度剖面包含了关于其生长历史和物理性质的丰富信息。一个特别有趣的区域是回溅半径$R_{\rm sp}$，它标志着在晕中轨道运行的粒子和经历第一次坠落的粒子之间的过渡。虽然$R_{\rm sp}$对最近的吸积速率的依赖性已经得到了很好的建立，并且在理论上是可以预期的，但是还不清楚$R_{\rm sp}$对吸积历史的哪些部分做出了反应，以及还有哪些其他的晕属性可能会另外影响它的位置。我们全面调查这些问题相关的动态测量的溅回半径的一个大的模拟晕与他们的个人成长的历史，以及他们的结构，动力学和环境特性。我们发现，$R_{\rm sp}$是敏感的吸积超过一个交叉的时间，但在很大程度上不敏感的先前的历史（与浓度，探测更早的时代）。所有的次级相关性都弱得多，但我们发现，在质量较小、年龄较大、椭圆形和潮汐变形较多的晕中，$R_{\rm sp}$相对较高。尽管有这些微小的影响，我们得出结论，回溅半径是一个干净的指标晕的增长在过去的动力学时间。我们预测，星等差距应该是一个有前途的观测指标晕的吸积率和回溅半径。
2022-10-25 astro-ph.CO
Density profiles of dark matter haloes on Galactic and Cluster scales
在本文中，我们改进了Williams等人（2004）的“扩展的二次入水模型”（ESIM），以获得对尖点/核问题的进一步认识。该模型考虑了有序角动量和随机角动量、动力学摩擦和重子绝热收缩的影响，以得到更接近坍缩实际的二次坍缩模型。该模型适用于星系尺度（正常和矮旋涡星系）和星系团尺度的结构。得到的结果表明，角动量和动力学摩擦是能够，在星系尺度上，克服绝热收缩消除尖点的竞争效应。在我们的模型中，只有当系统仅由暗物质构成，并且角动量和动力学摩擦的大小相对于模型本身预测的值减小时，才能重新获得NFW轮廓。将de Blok & Bosma（2002）的4个LSB星系的自转曲线与本文模型得到的自转曲线进行了比较，得到了与观测数据较好的拟合。在尺度小于$\simeq 10^{11} h^{-1} M_{\odot}$的斜率$α\simeq 0$和集群规模上，我们观察到类似的演变的暗物质密度分布，但在这种情况下，密度分布斜率$α\simeq 0.6$的集群的$\simeq 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$。与暗物质不同的是，总质量分布显示出一个中心尖点，该中心尖点与NFW模型很好地拟合。
2009-06-06 astro-ph.CO
Modelling the stochasticity of high-redshift halo bias
一个非常大的动态范围，同时捕获的大尺度和小尺度的宇宙结构的模拟是需要正确的许多宇宙学现象的建模，特别是在高红移。这并不总是可用的，或者当它是，它使得这样的模拟非常昂贵。我们提出了一种新的亚网格方法建模低质量（$10^5\,M_\odot\leq M_{\rm halo}\leq 10^9\,M_\odot$）晕，否则无法解决的大体积宇宙学模拟有限的数值分辨率。除了捕获平均属性的确定性晕偏置之外，我们还对其在时间上相关的随机性进行了建模。我们发现，瞬时分箱分布的晕的数量是很好地近似的对数正态分布，与整体幅度调制的这个“时间相关偏差”。我们的新方案的鲁棒性进行了测试，对各种统计措施，我们发现，时间相关的随机性产生模拟晕数据，这是显着更可靠的时间不相关的随机性比。我们的方法可以应用于模拟过程，依赖于小尺度和大尺度结构，特别是对于那些敏感的结构形成的演化历史，如宇宙再电离过程。作为一个示例应用程序，我们在一个500 Mpc的$\,h^{-1}$、$300^3$网格模拟盒中生成中等质量（$ 10^{8} \leq M/M_{\odot} \leq 10^{9}$）晕的模拟分布。这个模拟晕目录承担一个合理的统计协议与晕目录从数字解决晕在一个较小的盒子，因此将允许一个非常自我一致的宇宙再电离模拟集在一个盒子足够大，以产生统计上可靠的数据。
2019-10-28 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
A halo bias function measured deeply into voids without stochasticity
我们研究暗物质晕和物质之间的关系，在MIP $N$体模拟合奏，它允许精确测量这种关系，甚至深入到空隙。这是因为缺乏离散性、随机性和排斥性，这是通过对数百组可能的初始小尺度模式进行平均来实现的，同时保持固定的大尺度模式，从而形成宇宙网。我们发现：（1）暗物质晕的形成在空洞中受到很大的抑制;在低密度下，幂律物质对晕密度偏置函数呈指数下降。因此，空洞中晕的稀有性类似于最大星系团的稀有性，它们的丰度对宇宙学参数非常敏感。指数下降既出现在一个波动集模型中，也出现在一个模型中，在这个模型中，波动在空隙中演化，就像在一个开放的宇宙中，有效的$Ω_m$与大尺度密度成正比。我们还发现，（ii）晕通常填充的平均晕密度场的超泊松的方式，即方差超过平均值;和（iii）秩高斯晕和暗物质领域是令人印象深刻的相似傅立叶空间。我们比较了它们的功率谱和互相关，支持的结论是，一个大致是一个严格增加映射的其他。MIP合奏，特别是揭示了如何晕丰度变化与“环境”的数量超出当地的物质密度;（四）我们发现一个视觉上的建议，在固定的物质密度，丝更人口比集群的晕。
2014-03-24 astro-ph.CO
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
The Beyond-Halo Mass Effects of the Cosmic Web Environment on Galaxies
本研究通过模拟探讨宇宙网环境对星系的影响是否独立于宿主晕质量，发现次级星系偏置优先将星系置于更强成团的晕中，且与节点或纤维关联更强的晕中偏置效应更显著，强调在星系-晕连接中需去除晕质量效应。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
SARCS strong-lensing galaxy groups: II - mass-concentration relation and strong-lensing bias
我们的工作是基于对80个强透镜星系群的叠加弱透镜分析。我们的主要结果如下：（i）与预期的NFW质量分布相比，透镜信号不允许我们坚定地拒绝一个简单的奇异等温球质量分布;（ii）我们获得的平均浓度$c_{200}=8.6_{-1.3}^{+2.1}$远高于相应平均质量$M_{200}=0.73_{-0.10}^{+0.11}\times10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$的数值模拟的预期值;（iii）将我们的结果与较大质量尺度下的结果相结合，给出了近20年质量的质量-浓度关系$c(M)$，其斜率与使用无偏暗物质晕总体的数值模拟的预测不一致;（iv）我们的组合$c(M)$关系匹配的结果，从模拟只使用晕与一个大的强透镜横截面，即延长与长轴接近的视线;（v）对于最简单的情况下，长晕，我们估计与玩具模型的下限上的短轴：长轴比$a/c=0.5$的平均SARCS星系群。我们基于星系群的分析证实了在更大质量尺度下获得的结果：强透镜呈现出明显过大的浓度，这可以用优先沿视线取向的三轴晕来解释。因为质量较大的星系已经有较大的透镜截面，所以它们不需要沿着视线有很大的伸长，这与质量较小的星系群相反。因此，这是自然的，以观察较大的透镜（预计）浓度为这样的系统，导致整体质量浓度关系比非透镜晕陡峭。
2014-09-20 astro-ph.CO
Cosmology with massive neutrinos I: towards a realistic modeling of the relation between matter, haloes and galaxies
通过使用一套大盒子大小的N体模拟，将大量的中微子作为一组额外的粒子，我们调查的影响中微子质量的空间分布的暗物质晕和星系。我们使用统计工具，如功率谱和两点关联函数计算暗物质晕的空间分布和整体物质和冷暗物质分布之间的偏差。总的来说，我们发现了一个规模依赖的大尺度上的宇宙学与大质量中微子的偏见。然而，我们的研究结果表明，规模依赖的偏见减少，如果后者是相对于冷暗物质分布计算。我们发现，一旦使用线性冷暗物质功率谱，而不是总物质功率谱，廷克拟合公式可以合理地再现大尺度上的偏差值。我们调查是否真的是来自纯粹的中微子效应或从非线性引力坍缩晕的尺度依赖的偏见。为此，我们讨论了$Ω_ν$ - $σ_8$简并，发现这种简并不是完美的，这意味着中微子的印记轻微的规模依赖于大规模的偏见。最后，利用一个简单的晕占据分布（HOD）模型，我们研究了大质量中微子对星系在暗物质晕中分布的影响。我们使用斯隆数字巡天II数据发布7中的主要星系样本来研究是否可以单独使用小尺度星系聚类来区分具有不同中微子质量的不同宇宙学模型。我们的研究结果表明，不同的选择的HOD参数可以重现观测测量相对较好，我们量化的HOD参数的值之间的差异无质量和大质量中微子宇宙学。
2013-11-04 astro-ph.CO hep-ph
The Ultramarine Simulation: properties of dark matter haloes before redshift 5.5
我们介绍群青模拟，一个非常大的$N$体模拟的结构形成和演化的红移5.5，宇宙再电离刚刚完成。该模拟在$512~h^{-1}$ Mpc立方体内演化2.1万亿个粒子，并且对于这种大体积模拟具有前所未有的质量和力分辨率，分别为$5.6\times 10^6 h^{-1}$ M $_\odot$和$1.2~h^{-1}$ kpc。我们给出了模拟的一些基本统计结果，包括晕质量函数、晕偏置参数以及高红移下的晕质量-浓度关系，并与已有的一些代表性模型进行了比较。我们发现与一些模型的高红移晕质量函数，但无论是晕偏置因子，也晕质量浓度关系。所有晕偏置模型的比较超过预测高红移晕偏置的大因素，一个准确的适合我们的模拟。高红移的暗物质晕仍然可以用NFW模型进行合理的描述，晕的质量-浓度关系是单调的，质量越大的晕浓度越低，不利于一些研究报道的上升特征。质量浓度关系在$z=5.5$到$z=10$之间几乎没有变化，与大多数现有模型预测的强烈变化相反。此外，高红移暗物质晕的浓度参数远低于大多数模型的预测。
2022-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly bias and the tidal anisotropy of the local halo environment
我们研究的作用，当地的潮汐环境在确定暗物质晕的组装偏差。以前的结果表明，晕环境的各向异性（即，它是否位于灯丝或更各向同性的区域）可以在确定晕的最终质量和年龄方面发挥重要作用。我们统计隔离这种影响使用的大规模和小规模的环境之间的相关性，在$z=0$与质量之间的$10^{11.6}\lesssim (m/h^{-1}M_{\odot})\lesssim10^{14.9}$模拟晕。我们探测大规模的环境中使用一种新的晕晕线性偏差估计。对于小规模的环境中，我们确定了一个变量$α_R$，它捕获的$\textit{tidal anisotropy}$在半径$R=4R_{\textrm{200b}}$周围的晕区域，并在固定的质量与晕偏置强烈相关。用$α_R$分离晕揭示了两个不同的种群。在高度各向同性的局部环境（$α_R\lesssim0.2$）中的晕的行为与结构形成的最简单的球形平均分析模型的预期一致，显示出在$\textit{all}$质量下它们的浓度与大尺度偏差之间的$\textit{negative}$相关性。相比之下，在各向异性的，类似磁场的环境（$α_R\gtrsim0.5$）中的晕往往显示出$\textit{positive}$之间的相关性偏差和浓度在任何质量。我们的多尺度分析清楚地展示了整个光环质量的总体装配偏差趋势如何作为这些不同光环种群的平均值出现，并为构建正确结合装配偏差的分析…
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Including beyond-linear halo bias in halo models
我们推导出一个简单的处方，包括超越线性晕偏差内的标准，分析晕模型功率谱计算。这导致一个校正项被添加到通常的双晕项。我们使用$N$ -体模拟的数据来测量这种校正，并证明它可以在尺度$k\sim0.7\,h Mpc^{-1}$上通过$\sim2$的因子在两个光环项中提升功率，提升的确切幅度由两点函数中的特定场对确定。这如何转化为全功率谱取决于单晕项的相对强度，这可以在更大或更小的程度上掩盖这种校正的重要性，同样取决于场。一般来说，我们发现，我们的修正是更重要的信号，产生的质量较低的晕。当将我们的计算与模拟数据进行比较时，我们发现，通常困扰光环模型计算的两个光环项和一个光环项之间的过渡区域中的功率预测不足，在包括完全非线性光环偏差时几乎完全消除。我们改进的结果的自动和交叉光谱的星系，晕和物质。在物质-物质或物质-晕能量的特定情况下，我们注意到，很大一部分的改善来自低质量和高质量晕之间的非线性偏置。我们设想我们的模型是有用的互相关信号的分析建模。我们的非线性偏置光环模型代码可在https://github.com/alexander-mead/BNL上获得
2021-03-24 astro-ph.CO
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
Unbiased estimates of the shapes of haloes using the positions of satellite galaxies
本文提出一种建模采样噪声的方法，以校正利用少量卫星星系示踪暗物质晕形状时的偏差，使投影轴比偏差降低约三分之二，实现更低质量下晕形状的统计测量。
2025-02-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
Evaluating the origins of the secondary bias based on the correlation of halo properties with the linear density field
利用两组大规模$N$ -体模拟，研究了在给定晕质量下，晕的聚集时间（$z_{\rm f}$）、浓度（$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$）和自旋（$λ$）与大尺度演化密度场的相关性，即二次偏置的来源.我们发现，二次偏差是晕性质的相关性的二次效应与线密度估计在相同的同动尺度。使用不同尺度上的线性密度，我们发现两种类型的相关性。内相关性反映了晕性质与晕拉格朗日半径$R_{\rm L}$内的平均线性超密度$δ_{\rm L}$的相关性，对于$z_{\rm f}$和$v_{\rm max}/v_{\rm 200}$均为正相关，而对于$λ$为负相关。外部相关性描述了给定$δ_{\rm L}$的$R>R_{\rm L}$处晕属性与线性超密度的相关性，显示出与内部相关性相反的趋势。外部和内部的相关性只依赖于微弱的晕质量，表明不同质量的晕的起源相似。我们的研究结果提供了一个透明的角度来看，次要偏见的起源。二次偏置主要是由内外相关的竞争以及不同尺度上线性密度场的相关性共同作用的结果。这两种类型的相关性相结合，可以建立复杂的晕质量依赖的二次偏置中观察到的模拟。
2021-09-27 astro-ph.CO
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering and bias of radio-selected AGN and star-forming galaxies in the COSMOS field
星系所处的暗物质晕很可能对它们的演化产生重大影响。我们调查暗物质晕和它们的组成星系之间的联系，通过测量射电源的角两点相关函数，使用最近发布的3 GHz的成像超过$\sim 2 \ \mathrm{deg}^2$的COSMOS领域。我们将射电源群分为恒星形成星系（SFG）和活动星系核（AGN），并进一步将活动星系核分为辐射效率高和效率低的吸积体。限制我们的分析$z<1$，我们发现SFG有一个偏见，$b = 1.5 ^{+0.1}_{-0.2}$，在$z=0.62$的中位红移。另一方面，活动星系核与中位红移为0.7的$b = 2.1\pm 0.2$明显更强地成簇。这支持了活动星系核由比SFG更大质量的晕承载的观点。在相同的红移（$b = 2.9 \pm 0.3$）下，低吸积率活动星系核比高吸积率活动星系核（$b = 1.8^{+0.4}_{-0.5}$）更加聚集，表明低吸积率活动星系核存在于更高质量的晕中。这支持了先前的证据，即居住在最大质量晕中的相对较热的气体无法轻易地被中心活动星系核吸积，导致它们效率低下。我们还发现证据表明，低吸积率活动星系核似乎居住在晕质量的$M_{h} \sim 3-4 \times 10^{13}h^{-1}$ M $_{\odot}$在所有的红移。另一方面，有效吸积物在低红移时存在于$M_{h} \sim 1-2 \times 10^{13}h^{-1}$…
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
How does the cosmic web impact assembly bias?
质量，吸积率和形成时间的暗物质晕附近的原丝（确定为鞍点的潜力）的解析预测使用的条件版本的偏移集的方法在其所谓的“upcrossing”近似。该模型预测，在固定的质量，质量吸积率和形成时间随方向和距离鞍，表明组装偏差确实是由宇宙网施加的潮汐的影响。饥饿，早期形成的晕较小的质量优先沿主轴的细丝，而更大规模和年轻的晕被发现更接近节点。不同的示踪剂，如典型的质量和吸积率的不同梯度发生，因为鞍条件是各向异性的，因为这些观测量的统计依赖于条件均值和协方差。将该理论推广到势场的其它临界点。的质量函数的物质密度场的变化（所谓的大尺度偏差）的响应进行了计算，其趋势与吸积率沿灯丝反转。这个模型的签名应对应于在低红移的一个多余的红星系主机在固定的质量沿首选方向，最近在光谱和光度测量和流体动力学模拟报告。因此，宇宙网的各向异性成为联合描述星系动力学和物理学的重要成分，例如在内在排列或形态多样性的背景下。
2017-09-04 astro-ph.CO
Connecting clustering and the cosmic web:Observational constraints on secondary halo bias
CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论天体物理学研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC). Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC)（科尔多瓦国立大学科尔多瓦天文台）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（圣马利亚技术大学物理系）
研究通过观测数据探测星系团的次级晕偏置，发现中心星系颜色和环境因素显著影响团聚类强度。
2025-12-28 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
The Angular Clustering of WISE-Selected AGN: Different Haloes for Obscured and Unobscured AGN
我们计算了从宽视场红外巡天探测器（WISE）星表中提取的170，000 AGN样本的角关联函数，选择具有红色中红外颜色（W1 - W2 > 0.8）和4.6微米通量密度（亮度大于0.14 mJy）。预计该样本在识别活动星系核时的可靠性大于90%，并且平均红移为z=1.1。总的来说，WISE-AGN的角成团与光学AGN的角成团大致相似。我们将这些天体与光度学SDSS星表交叉匹配，并将（r-W 2）> 6的遮蔽源与更蓝、未遮蔽的活动星系核区分开来。模糊的源呈现出比未模糊的源更高的聚类信号。由于遮蔽活动星系核的宿主星系形态不是典型的红序椭圆星系，在许多情况下显示磁盘，这是不太可能的，增加的集群强度的遮蔽人口是由宿主星系分离偏置驱动。通过使用相对完整的红移分布从宇宙巡天，我们发现在平均红移z=0.9的遮蔽源有一个偏差b = 2.9 \pm 0.6和托管在暗物质晕与一个典型的质量log（M/M_odot）~13.5。相比之下，在z~1.1处，未被遮蔽的活动星系核具有b = 1.6 \pm 0.6的偏差，并且存在log（M/M_odot）~12.4的晕。这些研究结果表明，模糊AGN居住密度比unobscured AGN的环境，是很难调和与最简单的AGN统一模型，其中的昏暗是完全由方向驱动。
2014-04-16 astro-ph.CO
The Dark Matter Haloes and Host Galaxies of MgII Absorbers at z~1
单离子化镁（Mg II）的强前景吸收特征通常在类星体的光谱中观察到，并被认为可以探测广泛的银河系环境。到目前为止，通过与发光星系的大尺度互相关，对介于其间的Mg II吸收体的平均暗物质晕质量的测量被限制在z<0.7。在这项工作中，我们交叉关联了21个强（Wλ2796>0.6 °A）Mg II吸收系统，这些系统来自斯隆数字巡天数据发布7的类星体光谱，与来自DEEP 2星系红移巡天的约32，000个光谱确认的星系在0.7<z<1.45。我们测量的暗物质（DM）晕偏差b_G=1.44 \pm 0.02和b_A=1.49 \pm 0.45的DEEP 2星系和Mg II吸收体，分别表明它们的集群振幅大致一致。我们对Mg II吸收体测量的具有偏差的晕具有1.8（+4.2/-1.6）\times 10^12 h-1 M_sun的相应质量，尽管实际平均吸收体晕质量将取决于DM晕内吸收体的精确分布。该质量估计值与z=0.6时的观测值一致，表明典型Mg II吸收体的晕质量不会从z~1显著演化。另外，我们还测量了DEEP 2星系周围60 h-1 kpc内Wλ2796>0.6 μ m的平均气体覆盖率f =0.5，并且发现在40 h-1 kpc的投影距离之外，没有强的Mg II吸收。虽然恒星形成z>1的DEEP 2星系被认为表现出普遍的蓝移Mg II吸收，但我们在我们的小样本中没有发现直接证据将Wλ2796…
2011-06-08 astro-ph.CO
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multi-dimensional halo assembly bias can be preserved when enhancing halo properties with HALOSCOPE
HALOSCOPE通过机器学习保留多维光晕组装偏差，增强未解析光晕属性，将模型星系成团精度提升3倍。
2025-05-26 astro-ph.CO
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
Formation and Evolution of Early-Type Galaxies. III Star formation history as a function of mass and over-density
我们调查的初始原星系的过度密度和质量对它们的演化的影响，了解是否原星系晕的内部属性是足以说明银河系人口的不同属性。通过完全流体动力学N体模拟与代码EvoL进行，我们产生了12个自相似模型的早期类型的星系不同的初始质量和过密度，以下其从z \geq 20到z \leq 1的演变。模拟包括辐射冷却，恒星形成，恒星能量反馈，再电离光加热背景，和化学富集的ISM。我们发现一个很强的相关性之间的初始属性的原晕和他们的恒星形成的历史。大规模（10^13 M \odot）晕经历一次单一的、强烈的恒星形成爆发（\geq 10^3 M \odot /yr），与观测结果一致，对初始超密度的依赖性不太明显;中等质量（10 ^11 M \odot）晕的历史强烈地依赖于它们的初始超密度，而小的（10^9 M \odot）晕总是有着支离破碎的历史，由于“星系呼吸”现象，导致了多个恒星星族。星系模型具有与真实星系相当的形态、结构和光度特性，通常与观测数据密切匹配;尽管仍然存在一些分歧，可能是一些数值选择的结果。我们的结论是，内部属性基本上是足够的解释许多早期类型的星系，特别是复杂的和不同的恒星形成的历史所示的晕的质量非常不同的观察到的功能。在这幅图景中，先天似乎起着主导作用，而后天教育则是次要的。
2012-08-17 astro-ph.CO
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Biases to primordial non-Gaussianity measurements from CMB secondary anisotropies
本文利用模拟研究CMB次级各向异性对原初非高斯性测量的偏差，发现CIB和tSZ等效应产生显著偏差，前景清理可抑制但依赖抵消，需显式去除以保证稳健性。
2022-08-25 astro-ph.CO
