Three-Dimensional Reconstruction of Weak Lensing Mass Maps with a Sparsity Prior. I. Cluster Detection
我们提出了一种新的方法来重建高分辨率的三维质量地图使用光度弱透镜调查的数据。我们应用自适应LASSO算法进行基于稀疏性的重建的假设下，基本的宇宙密度场表示的总和Navarro-Frenk-White晕。我们产生现实的模拟星系形状目录考虑剪切变形从孤立的晕的配置匹配斯巴鲁超Suprime-Cam调查与其光度红移估计。我们表明，自适应方法显着减少了视线拖尾，这是由在不同的红移的透镜内核之间的相关性。质量下限为$10^{14.0} h^{-1}M_{\odot}$、$10^{14.7} h^{-1}M_{\odot}$、$10^{15.0} h^{-1}M_{\odot}$的透镜状团簇可分别在低（$z<0.3$）、中位（$0.3\leq z< 0.6$）和高（$0.6\leq z< 0.85$）红移处以1.5- $σ$置信度检测到，平均错误检测率为0.022 deg $^{-2}$。对于$z\leq 0.4$处的晕，估计的星系团红移系统地低于$Δz \sim 0.03$的真实值，但对于$0.4<z\leq 0.85$处的星系团，相对红移偏差低于$0.5\%$。红移估计的标准差是$0.092$。我们的方法可以直接三维集群检测准确的红移估计。
2022-02-02 astro-ph.CO
From inflation to dark matter halo profiles: the impact of primordial non-Gaussianities on the central density cusp
本研究通过无碰撞模拟和稀疏度分析考察小尺度强局域PNG对暗物质晕轮廓的影响，发现负$f_{\rm NL}$下NFW不再是稳定吸引子，而$z=1$晕最能保留PNG信息。
2024-04-07 astro-ph.CO
Mass functions and bias of dark matter halos
我们重新研究的质量函数和暗物质晕的偏见。针对稀有质量晕的极限，指出对于晕质量函数的大质量尾，可以得到精确的解析结果。这是最容易从最陡下降的方法，成为渐近精确的罕见事件。我们也重新审视了传统的大规模晕的偏差，与原始密度场中的过密区域。我们检查，理论上的大质量截止同意在数值模拟中测得的质量函数。对于由非线性阈值$δ=200$定义的光晕，这对应于使用线性阈值$δ_L\simeq 1.59$而不是传统值$\simeq 1.686$。我们还提供了一个拟合公式，匹配模拟在所有的质量尺度，并遵守确切的大质量的尾巴。其次，我们注意到拉格朗日-欧拉映射（即与晕运动相关的修正），改进了质量晕偏差的标准解析公式。我们检查，我们的预测，其中不包含自由参数，同意相当好的数值模拟。特别是，它恢复了陡峭的依赖规模的偏见，观察到在较高的红移，出版的拟合公式没有捕捉。这种行为主要是由非线性偏置引起的。
2010-01-19 astro-ph.CO
Mass function and bias of dark matter halos for non-Gaussian initial conditions
我们重新推导的质量函数和非高斯初始条件下的暗物质晕的偏见。我们使用最速下降法指出，精确的结果，可以得到高质量的晕质量函数和两点相关的大质量晕的尾巴。专注于本地类型的原始非高斯性，我们检查，这些结果与数值模拟。晕质量函数的高质量截断形式与Press-Schechter形式相同，但具有依赖于晕定义的线性阈值$δ_L$。我们表明，一个简单的公式，它服从这个高质量的渐近，并使用高斯初始条件下获得的拟合，匹配数值模拟，同时保持归一化为统一的质量函数。其次，通过在Kaiser（1984）的精神下推导实空间晕两点关联并进行傅里叶变换，我们获得了与模拟很好的一致性，用于校正由于原始非高斯性引起的晕偏差。因此，如果使用正确的线性阈值$δ_L$并注意晕轮位移，则晕轮质量函数和偏置都不需要自组织参数$q$。非线性实空间表达式可用于检查“线性化”偏差是否为有效近似。此外，它清楚地显示了如何在$\sim 100 h^{-1}$ Mpc的重子声学振荡放大的大质量晕的偏见和修改的原始非高斯性。在较小的尺度上，对实空间偏差的校正大致按$\fNL \, b_M(\fNL=0) \, x^2$缩放。低$k$行为的晕偏差并不意味着发散的实空间相关性，因此不需要引入依赖于调查规模的反项。
2011-02-09 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
Weak lensing mass reconstruction using sparsity and a Gaussian random field
我们介绍了一种新的方法来重建暗物质的质量图从弱引力透镜测量。所提出的方法的基石在于在宇宙中的物质密度场作为两个组件的混合物的一个新的建模：（1）一个基于稀疏性的组件，捕获非高斯结构的字段，如在不同的空间尺度的峰值或晕;和（2）高斯随机场，这是众所周知的，以及代表的线性特性的字段。我们提出了一种算法称为MCALens联合估计这两个组件。MCAlens是基于一个交替的最小化，结合稀疏恢复和一个近端迭代维纳滤波。模拟数据的实验结果表明，该方法具有更高的估计精度相比，国家的最先进的质量地图重建方法。
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
The impact of baryons on the sparsity of simulated galaxy clusters from The Three Hundred Project
本文利用 The Three Hundred project 的多组 N 体/流体模拟，分析重子反馈、气体分数及 HE 质量偏差对星系团稀疏度和 $S_8$ 约束的影响，并提出线性偏差校正以获得更紧的无偏宇宙学约束。
2025-03-21 astro-ph.CO
Mergers and Mass Accretion for Infalling Halos Both End Well Outside Cluster Virial Radii
我们发现下落的暗物质晕（即，卫星晕的祖先）在其最终宿主晕的维里半径之外开始损失质量。z=0卫星的祖先的质量峰值出现在一个簇中心距离范围内，其中位数和第68百分位数范围为1.8 + 2.3/-1.0 R_（vir，host）。在较大的距离（3.7 + 3.3/-2.2 R_（vir，host）at z=0）处，出现了下降晕的峰值圆速度。这种差异的产生是因为不同的物理过程为下降晕设定了峰值圆速度（通常为1：5或更大的合并，导致瞬时圆速度峰值）和峰值质量（通常为平滑吸积）。我们发现，下降晕也停止有重大的合并之前，他们进入维里半径的最终主机。当质量吸积结束时，质量吸积比大于1：40的合并，在相似的星团中心距离（~ 1.9R_（vir，host））处，晕的质量吸积结束。然而，合并大于1：3通常结束下降晕超过4维里径向远离他们的最终主机。这限制了合并的能力，影响淬火和形态变化的集群。我们还注意到，瞬时尖峰设置峰值圆速度可能会导致与该参数的丰度匹配的问题，包括非物理星系恒星质量增长曲线附近的集群，我们提出了一个简单的观测测试，以检查是否存在更好的晕代理星系恒星质量。
2013-10-08 astro-ph.CO
Cosmology dependency of halo masses and concentrations in hydrodynamic simulations
本文利用Magneticum流体动力学模拟，首次提供了跨多种宇宙学的质量-浓度关系及稀疏性关系，并量化了NFW假设的影响，发布了转换工具hydro_mc。
2023-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of the dark matter haloes of dwarf galaxies and correlations with the environment
根据现在强烈支持的和谐$Λ$ CDM模型，星系可以粗略地描述为嵌入在暗物质晕中的发光成分。这些质量主导晕的密度分布可以通过N体模拟来确定，N体模拟模拟了导致我们今天观察到的结构的过程中微小的初始密度扰动的演变。不幸的是，当考虑重子的影响时，由于模拟它们的物理学的困难，情况变得更加复杂。因此，关于暗物质晕目前应该是什么样子的确切预测仍然没有。在这里，我们从观测的角度重新审视这个问题，把我们的注意力集中在矮星系上。这些系统可能是暗物质占主导地位，是研究当今晕密度分布和检查暗物质相关量是否与恒星或环境相关的理想候选者。通过拟合大量实测旋转曲线样本，我们推断出对晕结构参数（如密度分布的对数斜率及其浓度）和导出量（例如，质量分数和牛顿加速度），然后可以用它来约束星系形成的情况。此外，我们还研究了晕的性质是否与星系所处的环境有关，从而为加深我们对星系形成的理解提供了一个新的工具。
2012-03-15 astro-ph.CO
Dynamical Tidal Locking Theory: A new source of the Spin of Dark Matter Halos
我们重新讨论的问题是什么机制是负责自旋晕的暗物质。这个问题的答案是非常重要的建模星系的内在排列，这可能会污染当前和未来的透镜数据。特别是，我们表明，当暗物质晕通过几乎彼此在稠密的环境-即晕组件-他们摆动和旋转通过施加相互的潮汐力矩。我们发现，这有一个显着的贡献，自旋的暗物质晕可比的所谓的潮汐扭矩理论（TTT）计算。我们使用最先进的模拟的结果的Illutris检查这个理论的预测对模拟数据。
2020-07-26 astro-ph.CO gr-qc
Constraining the halo mass function with observations
宇宙中暗物质晕的丰度可用晕质量函数（HMF）来描述。它进入了大多数宇宙学分析，并参数化了原始扰动的线性增长如何与这些丰度相联系。有趣的是，这种联系可以近似地与宇宙学无关。这使得通过大规模模拟来详细绘制其近乎普遍的行为成为可能。然而，这种模拟可能会受到系统效应的影响，特别是如果包括重子物理。在本文中，我们问如何观察可以直接约束HMF。我们考虑的观测量是星系团数、星系团功率谱和Ia型超新星的透镜效应。我们的研究结果表明，DES是能够把第一个有意义的限制HMF，而欧几里德和J-PAS可以提供更强的约束，从国家的最先进的模拟。我们还发现，一个独立的测量集群质量是更重要的测量HMF比约束的宇宙学参数，可以大大提高晕质量函数的测定。因此，测量HMF可以用来交叉检查重子物理学的模拟及其实现。如果不能解释偏差，它甚至可以暗示新的物理学。
2016-08-22 astro-ph.CO
A comparative study of radio halo occurrence in SZ and X-ray selected galaxy cluster samples
我们的目标是在一个公正的人口普查的无线电晕在星系团和测试是否目前的无线电晕的低数量计数产生的选择偏差。我们构建了基于X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的星系团星表，并通过分析国家射电天文台甚大阵列巡天的数据，在星系团中心附近寻找扩散的扩展（Mpc尺度）发射。我们删除紧凑的源使用匹配滤波算法和模型的漫发射使用两个独立的方法。在1.4 GHz的无线电晕功率和质量观测值之间的关系建模使用幂律，允许集群托管没有无线电晕发射的“辍学”人口。一套广泛的模拟用于检查我们的方法中的偏差。我们的研究结果表明，对于使用SZ效应选择的集群，托管无线电晕的目标的比例可能必须向上修正：虽然发现约60%的X射线选定目标不包含扩展无线电发射，与以前的发现一致，在SZ选定的样本中，相应的比例约为20%。我们提出了一个简单的解释，基于不同的时间演化的SZ和X射线观测在集群合并，并偏向放松，冷芯集群中的X射线选择。
2013-11-20 astro-ph.CO
Weighing dark matter haloes with gravitationally lensed supernovae
高红移的Ia型超新星（SNe Ia）很可能被前景星系的暗物质晕引力透镜化。由于超新星Ia在经过光变曲线形状和颜色校正后色散非常小，它们的亮度可以通过引力放大来测量暗物质晕的性质。利用大天文台起源深度巡天（GOODS）对星系和Ia超新星的观测，测量了星系光度与暗物质晕质量之间的关系。我们研究的关系是速度色散和星系光度之间的标度律在B波段。这种关系的最佳拟合值（速度弥散归一化和指数）分别为136 km/s和0.27。我们发现，在95%的置信水平下，速度弥散归一化小于190公里/秒。这种方法提供了一个独立的交叉检查测量星系星系透镜研究的暗物质晕属性。我们的结果与星系-星系透镜效应的结果一致，但有更大的不确定性。Ia型SNe的GOODS样本相对较小（我们包括24个SNe），因此结果取决于单个Ia型SNe。我们已经研究了一些潜在的系统性影响。光变曲线拟合是影响Ia超新星亮度推断的最重要的方法。使用不同的光变曲线拟合程序获得的结果在68.3%的置信水平上存在差异。
2009-10-21 astro-ph.CO
Halo Properties and Mass Functions of Groups/Clusters from the DESI Legacy Imaging Surveys DR9
基于一个大的组/集群目录最近构建的DESI遗产成像调查DR 9使用扩展的基于晕的组发现者，我们测量和建模的组/集群的弱透镜信号的红移范围内的几个红移箱$0.1 \leqslant z<0.6$。这里，背景剪切信号是基于用\textsc{Fourier\_Quad}方法导出的DECaLS测量形状目录获得的。我们将透镜样品分成5个等间距的红移仓和7个质量仓，这使我们能够探测透镜信号的红移和质量依赖性，从而得到晕的性质。除了这些样本选择，我们还检查了不同群体中心周围的信号，例如，最亮中心星系（BCG）、光度加权中心和数量加权中心。我们使用一个透镜模型，包括偏心来描述我们测量的所有质量和红移箱的透镜信号。结果表明，我们的模型预测的晕质量，偏差和浓度是稳定的和自洽的不同样本之间的不同群体中心。利用非常大的和完整的样本组/集群，以及可靠的估计其晕质量，我们提供的测量的累积晕质量函数红移$z=0.6$，质量精度在$0.03\sim0.09$ dex。
2022-07-26 astro-ph.CO
Accurate Model of the Projected Velocity Distribution of Galaxies in Dark Matter Halos
本文提出了一个精度达百分比级别的暗物质晕周围星系视线速度分布模型，将星系划分为轨道、内落和穿插三类，并发现速度弥散剖面的五个独立参数与质量相关，可用于系统性检查及约束宇宙学。
2023-01-26 astro-ph.CO
Magnification by Galaxy Group Dark Matter Halos
我们报告的检测引力透镜放大率的人口的星系群，在4.9西格玛的显着性水平。我们使用宇宙1.64度^[2]场中的X射线选择群和高红移莱曼break星系作为源，测量了样品之间的透镜诱导角互相关。在证明我们确实检测到放大信号并且没有受到样本物理重叠的污染的满意一致性检查之后，我们继续实施最佳加权交叉关联函数以进一步提高测量的信噪比。解释这种最佳加权测量使我们能够研究透镜群的性质。我们使用复合晕的方法，考虑到奇异的等温球和Navarro-Frenk-White配置文件，并找到我们的最佳拟合值是一致的，使用弱透镜剪切技术恢复组质量的完整分布。我们认为，未来的弱透镜的研究将需要结合放大以及剪切，既要减少残留的系统学，并充分利用所有可用的源信息，在努力最大限度地提高科学产量的观察。
2012-06-22 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo density profile
利用二次入射（SI）模型，推导了分层宇宙学中无碰撞无耗散暗物质晕的密度分布。这些新奇之处是：i）我们处理三轴维里化对象; ii）他们的种子在线性政权的峰值赋予{ \it unconvolved}球平均密度分布根据峰值形式主义; iii）考虑到初始的特殊速度;和iv）吸积晕被假定为从内到外发展，保持瞬时内部系统不变。后一种假设的有效性准确地检查比较分析预测，这样的增长与数值模拟的结果。我们表明，球平均密度轮廓的维里化对象可以推断，而不需要指定它们的形状。{ \it典型}球平均晕密度分布推断，到任意小的半径，从密度扰动的功率谱。在$Λ$ CDM宇宙学中的预测轮廓近似地由Einasto轮廓描述，这意味着它没有尖点，而是有一个核心，其中内部斜率缓慢地收敛到零。下降到百分之一的总半径，配置文件有正确的NFW和Einasto的形式，接近后者下降到一个半径约4个数量级less. the模型的内部一致性意味着，晕的密度配置文件海港没有信息，他们过去的聚集历史。这就解释了为什么大的合并不会改变SI形成的维里化天体的典型密度分布，也不会使基于这种形成的峰值形式主义失效。
2012-07-09 astro-ph.CO
The SRG/eROSITA All-Sky Survey: Weak-Lensing of eRASS1 Galaxy Clusters in KiDS-1000 and Consistency Checks with DES Y3 & HSC-Y3
利用KiDS-1000弱引力透镜数据校准eRASS1星系团的X射线计数率-晕质量关系，并通过与DES Y3和HSC-Y3的一致性检验，首次实现由三个先进WL巡天校准的星系团宇宙学约束。
2024-02-13 astro-ph.CO
Halo-independent methods for inelastic dark matter scattering
我们提出了晕独立的方法来分析假设非弹性散射的暗物质直接探测实验的结果。我们专注于DAMA/LIBRA报告的年度调制信号，并提出了三种不同的Halo独立测试。首先，我们将其与Xenon 100的未调制速率上限进行比较，使用（a）年调制幅度必须小于未调制速率上限的琐碎要求，以及（b）基于地球速度扩展的年调制幅度上限。第三个测试使用非弹性散射信号形状的特殊预测，并允许在不参考任何天体物理学的情况下对数据进行内部一致性检查。我们的结论是，DAMA/LIBRA和XENON 100之间的强烈冲突的自旋无关的非弹性散射的框架可以建立独立的本地属性的暗物质晕。
2013-07-28 astro-ph.CO hep-ph
Accuracy of analytical models of the large-scale matter distribution
我们研究了物质密度功率谱和关联函数的解析模型可能达到的精度。使用一个现实的描述，结合微扰理论与晕模型的功率谱，我们研究了几个微扰膨胀计划的收敛速度和非微扰效应的影响，以及唯象晕参数的敏感性。我们检查，简单的重组标准微扰展开，高斯阻尼前置因子，提供了一个良好的有序收敛和有限的关联函数，产生百分之准确度在重子声学振荡峰值（只要一去二阶）。拉格朗日空间展开在低阶截断时更有效，但在高阶可能发散。我们发现，而晕轮廓质量浓度关系的不确定性不是一个很强的限制，晕质量函数的不确定性可以严重限制$P(k)$的理论预测的准确性（这也适用于数值模拟中测得的功率谱）。实空间关联函数提供了一个更好的分离微扰和非微扰效应，这是限制在$x \lesssim 10 h^{-1}$ Mpc的所有红移。
2014-01-16 astro-ph.CO
On the choice of the most suitable indicator for the assembly state of dark matter haloes through cosmic time
星系和星系团及其高红移前体的动力学状态和形态特征与它们的聚集历史紧密相关，编码了关于这些宇宙结构形成和演化的关键信息。作为第一步，寻找一个最佳的指示器的组装状态的观察到的结构，我们使用的宇宙学模拟的一个中等的体积，严格审查的最佳定义的一个指标，能够区分暗物质晕进行合并和/或强吸积晕实验一个轻松的演变。使用中心偏移，维里比，平均径向速度，稀疏性和椭圆率的暗物质晕的组合，我们研究如何对这些参数的阈值，以及它们的相对权重，应与红移的演变，以提供最好的分类可能。这使我们能够将晕的样本分为完全放松的，轻微放松的和未放松的子样本。由此产生的分类强烈相关的合并活动，从整个模拟数据中提取的完整的合并树的分析。关于不同指标如何取决于红移和晕质量的结果，以及它们的最佳组合如何更好地匹配晕的真实组装历史，可以构成相关的提示，以找到一套适用于观测数据的合适指标。
2023-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Covariance matrices for halo number counts and correlation functions
我们研究的平均数计数和两点关联函数，以及它们的协方差矩阵，宇宙学调查，如集群。特别是，我们认为关联函数平均在有限的红移间隔，这是非常适合于集群调查或人口的稀有物体，其中需要整合超过非零红移箱积累足够的统计。我们开发了一个分析的形式主义，以获得明确的表达式，这些手段和协方差矩阵的所有贡献，同时考虑到散粒噪声和样本方差的影响。我们计算低阶以及高阶（包括非高斯）的条款。我们推导出表达式的计数每红移箱的一般情况下，小窗口近似。我们估计林伯近似的有效性范围和不同红移仓之间的相关性。我们还得到了完整的三维关联函数和二维角相关的显式表达式。我们比较了散粒噪声和样本方差贡献的相对重要性，以及低阶和高阶项。我们检查我们的分析结果的有效性，通过与地平线全天空数值模拟的比较，我们得到了未来几个集群调查的预测。
2012-01-24 astro-ph.CO
A direct and robust method to observationally constrain the halo mass function via the submillimeter magnification bias: Proof of concept
目标。本工作的主要目的是通过研究高红移亚毫米星系的放大率偏差效应，提供一种推导晕质量函数（HMF）观测约束的方法。在普适性假设下，我们根据两种传统模型，即Sheth和Tormen（ST）和Tinker拟合，对HMF进行参数化，并评估它们在解释Λ冷暗物质（ΛCDM）模型中的测量数据时的性能。我们还研究了在这种分析中的晕占据分布（HOD）参数的潜在影响，并讨论了两个重要方面的HMF参数化。方法.我们测量了红移在$0.2<z<0.8$范围内的GAMA星系的前景样本和红移在$1.2<z<4.0$范围内的H-ATLAS星系的背景样本之间的互相关联函数，并执行MCMC算法来检查这一可观察性与其在晕模型形式主义内的数学预测。结果如果假设所有的HMF参数都是正的，ST拟合似乎只能通过迫使晕中卫星星系的平均数量从其先前的平均值大幅增加来充分解释测量结果。另一方面，Tinker拟合提供了对数据的鲁棒描述，而没有HOD参数的相关变化，但对其两个参数的先验范围有一定的依赖性。当HMF的归一化条件被丢弃并且我们允许ST拟合中的$p_1$参数为负值时，与先前的模型不同，所有涉及的参数都被更好地确定，从而导出最一般的HMF约束。虽然所有的情况下，在传统的不确定性内的配合是一致的，最后一个暗示在中等和高质量的晕的数量略高，提高了允许的参数范围的重要点。
2021-02-07 astro-ph.CO
Addressing the too big to fail problem with baryon physics and sterile neutrino dark matter
在$Λ$ CDM模型中对结构形成的N体暗物质模拟预测了星系晕中的一群次晕，这些次晕的中心密度比银河系卫星的中心密度要高，这种紧张局势被称为“太大而不能倒”问题。提出的解决方案包括重子效应、银河系晕的较小质量和温暖的暗物质。我们测试这三种可能性，使用半解析模型的星系形成银河系晕模拟卫星人口，其结果耦合到江和范登博世模型的subhalo剥离预测subhalo $V_\mathrm{max}$功能的10个最亮的卫星的光度函数。我们发现，选择最明亮的卫星（而不是最大的）和模拟气体的超新星在早期的驱逐增加了可能性产生观察到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能。首选的晕质量是$6\times10^{11}M_{\odot}$，它有14%的概率拥有像银河系卫星那样的$V_\mathrm{max}$功能。对于$1.0\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到8%，对于$1.4\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到3%。我们的结论是银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能是兼容的CDM宇宙学，如以前发现的Sawala等人。使用流体动力学模拟。无菌中微子-暖暗物质模型与观测结果的一致性更高，最大有35%的机会产生观测到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$函数。然而，还需要做更多的工作来检查半解析剥离模型在无菌中微子宇宙学中是否正…
2017-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sparse sampling, galaxy bias, and voids
为了研究稀疏性和星系偏差对空隙统计的影响，我们使用一个单一的大体积，高分辨率的N体模拟来比较多个层次的子采样暗物质，晕人口和模拟星系从晕占领分布模型调整到不同的星系调查密度的空隙。我们的比较集中在三个关键的观测统计：数函数，椭圆率分布和径向密度分布。我们使用空洞的层次树结构来解释采样密度和星系偏差的影响，并使用理论和经验函数来描述我们所有样本种群的统计数据。我们能够对理论预期进行简单的调整，以提供从分析转换到现实观察中测量的空隙属性的处方。我们发现，采样密度有一个更大的影响比星系偏差的空洞大小。在较低的示踪剂密度下，小的空隙消失，剩余的空隙更大，更球形，并具有稍微陡峭的轮廓。当选择一个适当的较低的质量阈值，在晕分布的空隙在很大程度上模仿星系人口中发现的，除了椭圆，星系的偏见导致更高的值。我们使用Hamaus等人（2014）的空隙密度分布图来表明空隙遵循自相似和普遍的趋势，允许在暗物质中研究的空隙和星系调查中识别的空隙之间进行简单的平移。我们已经将这项工作中使用的模拟虚空目录添加到公共宇宙虚空目录http://www.cosmicvoids.net。
2014-05-21 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
DESI forecast for Dark Matter-Neutrino interactions using EFTofLSS
本研究将EFTofLSS应用于与中微子耦合的IDM模型，验证其可复现N体模拟的晕-晕功率谱，经DESI ELG类实验预测发现保守先验下无法强约束暗物质相互作用，而明确抵消项与随机项的红移演化后有望通过全形状功率谱探测真实IDM模型。
2025-04-15 astro-ph.CO
The morphological transformation and the quenching of galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）第七次数据发布（DR 7），研究了星系从晚型到早型的形态转变和猝灭现象。在恒星形成率-质量图（$\lg SFR - \lg M_*$）上，发现早型星系和晚型星系都具有双峰分布。因此，我们将它们分为四种类型：恒星形成早期型（sEs），淬灭早期型（qEs），恒星形成晚期型（sLs）和淬灭晚期型（qLs）。我们检查了各种环境尺度上的许多参数对晚型和早型淬灭率的潜在影响，以及恒星形成星系和淬灭星系之间的早型组分。这些参数包括：恒星质量$M_*$和晕质量$M_{halo}$ ;小尺度环境参数，如晕中心半径$R_p/r_{180}$和第三近邻距离（$d_{3nn}$）;大尺度环境参数，特别是它们是否位于星团、细丝、片或空洞中。我们发现，形态的转变主要是由恒星质量。对于质量较大的星系，猝灭主要由恒星质量驱动，而对于质量较小的星系，猝灭主要由晕质量驱动。此外，我们还观察到早型星系的晕淬灭效应总体上较强，这可能是由于它们缺乏冷气体或较早地吸积到大质量的宿主晕中。
2019-05-27 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
SZ effects from annihilating dark matter in the Milky Way: smooth halo, subhalos and intermediate-mass-black-holes
我们研究了由银河系中的暗物质湮灭或衰变注入的相对论电子可能产生的Sunyaev-Zel'dovich效应，并检查它是否可以被普朗克或阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观察到，甚至将当前的CMB数据印为，例如，根据最近对WMAP-5数据的重新分析，我们专注于高纬度地区，以避免污染的银河系天体物理学电子前景，并考虑湮灭或衰变来自光滑的暗物质晕以及从subhalos，进一步扩展我们的分析，以通用建模的尖峰周围产生的中等质量的黑洞。我们表明，所有这些黑暗的银河系组件不太可能产生任何可观察到的Sunyaev-Zel'dovich效应。对于一个自湮灭的暗物质粒子的10 GeV的典型属性，最大的光学深度，我们发现是$τ_e \lesssim 10^{-7}$的大规模孤立的subhalos托管中等质量黑洞。我们的结论是，银河系尺度上的暗物质湮灭或衰变不会导致CMB光谱的显著Sunyaev-Zel'dovich扭曲。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Solitary dwarf galaxy groups as tracers of dark matter halos in the local Universe
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文学与技术国家重点实验室）；School of Astronomy, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学院）
利用光学巡天数据，搜索仅由矮星系组成的群，发现14个孤立矮星系群，其恒星质量远低于标准关系预测，表明这些群是仅包含少量新形成矮星系的原始暗物质晕。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The functional form of galaxy and halo luminosity and mass functions
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；CNRS & Sorbonne Université（法国国家科学研究中心与索邦大学）；Institut d’Astrophysique de Paris (IAP)（巴黎天体物理研究所）；University of Oxford（牛津大学）
本文通过符号回归算法自动寻找最优的星系光度-质量函数和暗物质团质量函数形式，发现多种函数在精度和复杂度上优于传统模型，同时提出了一种自动化发现最优函数的框架。
2026-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The darkness that shaped the void: dark energy and cosmic voids
目的：我们评估空洞形状的敏感性，暗能量的性质，在最近的研究中指出。我们调查是否空洞的形状是可用的观测探测星系红移调查。我们重点讨论了平均空穴椭圆率的演化及其物理原因。研究方法：我们分析了五组宇宙学N体模拟中空洞的形态学性质，每组都具有不同的暗能量性质。比较空隙的暗物质分布的晕人口，我们解决的问题，是否星系红移调查产生足够准确的空隙形态。使用参数“自由流域空隙”来识别空隙。红移失真的影响进行了研究。结果：我们证实了暗物质分布中空隙的统计学显著敏感性。我们确定由σ_8（z）测量的聚类水平是平均空隙形状<ε>差异的主要原因。我们发现，在晕和/或星系的分布，它实际上是不可行的，以区分在统计上显着的水平之间的各种宇宙学由于稀疏性和空间偏差的样本。
2012-06-12 astro-ph.CO gr-qc
Numerical challenges for energy conservation in N-body simulations of collapsing self-interacting dark matter halos
研究坍缩自相互作用暗物质晕N体模拟中的能量不守恒问题，发现时间步长非可逆、树算法引力不对称及SIDM速度踢破坏时间对称性是主因，调参可改善但成本过高，需开发更优数值方案。
2024-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dipolar dark matter simulations on galaxy scales with the RAMSES code
我们在星系尺度上数值研究了基于引力极化概念的偶极暗物质（DM）模型。这个DM模型已经被提出作为一种自然的方式来重现所观察到的紧密的星系标度关系，如重子塔利-费舍尔关系和径向加速度关系。我们提出了一个自定义版本的\texttt{RAMSES}代码，包括第一次在$N$体模拟的动力学，这双极DM。作为该代码的第一个应用程序，我们检查，我们恢复的平衡配置，已被发现分析，低密度偶极DM晕是在休息相对于其中央星系，恢复上述标度关系。这个平衡模型的一个特征签名是，它具有动力学不稳定性的特征时间取决于偶极DM晕密度，我们恢复数值。这代表了测试这一框架所需的更复杂模拟的第一步，从星系相互作用到结构形成。
2022-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Concentrations and the New Baseline X-ray Luminosity-Temperature and Mass Relations of Galaxy Clusters
星系团形成的标准自相似模型预言，在没有重子物理（如辐射冷却和来自恒星和黑洞的反馈）的情况下，星系团的X射线光度-温度（$L_X$）关系应该是$L_X\propto T_X^2$。然而，这种基线关系的预测没有考虑这样一个事实，即晕浓度和集群的特征密度增加，因为它们的质量减少，这是宇宙的层次结构形成的结果。在这里，我们表明，实际的基线关系应该是$L_X\propto T_X^α$，其中$α\sim 1.7$，而不是$α=2$，给定的质量依赖的浓度和基本平面关系的星系团。数值模拟结果表明，$α\sim 1.6$与理论预测是一致的.我们还表明，基线亮度质量（$L_X$ - $M_Δ$）的关系应该是$L_X\propto M_Δ^β$，其中$β\sim 1.1$-1.2，与传统的预测（$β=4/3$）。此外，$L_X$ - $M_Δ$关系中的一些分散可归因于浓度-质量（$c$ - $M$）关系中的分散。浅层边坡的确定可以作为系统聚类的一个证明。作为一个例子，我们表明，新的基线关系可以检查通过研究温度或质量依赖的气体质量分数的集群。此外，如果适当地去除冷核和团簇合并的影响，最高温度的团簇将遵循浅基线关系。
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Baryonification III: An accurate analytical model for the dispersion measure probability density function of fast radio bursts
Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿根德天文学研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理学与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Astronomy and Oskar Klein Centre, AlbaNova, Stockholm University（斯德哥尔摩大学阿尔巴诺瓦天文学与奥斯卡·克莱因中心）；Department of Astrophysics, University of Zurich（苏黎世大学天体物理学系）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（卓越集群ORIGINS）
本文提出一个分析框架，预测快速射电暴色散措施的概率分布函数，基于重子化模型，通过halo质量函数和halo偏置，结合不同质量的halo贡献，验证了模型与模拟的一致性，展示了BFC参数对PDF形状的主导作用。
2026-04-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Non-parametric uncertainties in the dark matter velocity distribution
我们调查的影响，不确定性的速度分布的暗物质的直接探测实验。我们构建了一个多项式先验与超参数$β$，描述了我们的信念在各向同性麦克斯韦-玻尔兹曼速度分布的强度。通过改变$β$，我们在晕圈独立和晕圈相关分析之间进行插值。我们提出了一种新的近似边缘化的先验，适用于任何计数实验。使用此公式，我们研究了XENON 1 T限值的不确定性的影响。对于暗物质质量大于约60 GeV，我们发现非常温和的敏感性的分布。低于60 GeV，如果我们假设银河系中的各向同性分布，极限减弱不到一个数量级。如果我们允许各向异性分布，极限进一步减弱，但最多约两个数量级。最后，我们检查参数不确定性的影响，并讨论我们的技术在全局拟合中可能包含的内容和影响。
2018-12-05 astro-ph.CO hep-ph physics.data-an
