Accurate halo mass functions from the simplest excursion set theory
本研究利用数值采样方法在无近似条件下验证最简excursion set理论，发现球形顶帽窗函数加恒定δ=1.5阈值可精确预测多种宇宙学下的M₂₀₀暗晕质量函数，并给出适用参数范围广的拟合函数。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Correspondence between Convergence Peaks from Weak Lensing and Massive Dark Matter Haloes
在弱透镜作用下，通过星系形状测量构造的会聚峰可以与下划线的暗物质晕联系起来，是宇宙学的一个强有力的探索。然而，收敛峰统计的能力受到星系形状测量中的噪声、信噪比以及大尺度结构沿视线（LOS）投影质量分布贡献的影响。在本文中，我们使用光线追迹模拟在弯曲的天空调查之间的对应关系的会聚峰和暗物质晕在LOS。我们发现，在没有噪声的情况下，对于$z_{\rm s}=1$处的源星系，多个具有$\text{SNR} \geq 3$（信噪比）的$65\%$峰与多个质量大于$10^{13} {\rm M}_{\odot}$的质量晕有关。这些巨大的晕贡献$87.2\%$的高峰（$\text{SNR} \geq 5$）与其余的贡献是来自大规模的结构。另一方面，星系形状测量中的噪声会使峰值分布发生偏斜，特别是对于信噪比较低的峰值。在形状噪声被建模为高斯分布的噪声场中，大约$60\%$的高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是真实峰值，并且对于较低的峰值（$ 3 \leq \text{SNR} < 5$），分数减小到$20\%$。此外，我们发现，高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是由非常巨大的晕大于$10^{14} {\rm M}_{\odot}$。
2018-05-16 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Peaks and dips in Gaussian random fields: a new algorithm for the shear eigenvalues, and the excursion set theory
我们提出了一种新的算法来采样与高斯统计相关联的初始剪切场的约束特征值，称为“基于峰/谷偏移集”的算法，在对应于相关密度场的峰或谷的位置。计算过程是基于一个新的公式，该公式扩展了Doroshkevich的线性潮汐场的本征值的无条件分布，考虑到晕和空隙可能对应于密度场的最大值或最小值的事实。区分空间中的随机位置和特殊点（在这些点周围可能形成晕圈或空洞（峰/谷））的能力，在新公式中编码并在算法中反映，自然导致高斯随机场中峰和谷的偏移集模型的直接实现-该采样过程的关键优点之一。此外，它为宇宙网络的统计描述提供了新的见解。作为第一个物理应用程序，我们展示了如何在三轴模型的结构形成的剪切椭圆率和长轴性的标准分布修改的约束。特别是，我们提供了一个新的表达式的条件分布的形状参数给定的密度峰值约束，推广了以前的一些文献工作。该公式对于非球形暗物质晕形状的建模具有重要意义，与它们的初始形状分布有关。我们还测试和确认我们的理论预测的个别分布的特征值的极值约束，以及其他直接相关的条件概率。最后，我们指出了如何自然地融入标准的偏移集模型，可能解决其一些众所周知的问题，并进入椭球崩溃框架所提出的采样过程。（节略）
2013-02-22 astro-ph.CO
Excursion set peaks: the role of shear
最近对暗晕丰度和聚类建模的分析工作证明了将偏移集方法与峰值理论相结合的优势。我们扩展了这些想法，并引入了一个模型的游览集峰值，结合了初始潮汐效应或剪切的作用，在确定的引力坍缩的黑暗晕。该模型-其中崩溃的临界密度阈值取决于潮汐作用于原晕的影响-是很好的动机从椭球崩溃的论点，也是足够简单，易于分析。我们表明，该模型的预测是在很好的协议与测量的晕质量函数和传统的尺度依赖晕偏置在N体模拟在很宽的范围内的群众和红移。在塌陷阈值剪切的存在意味着晕偏差自然预测是非本地的，并在固定质量的原晕密度自然预测有对数正态分布。我们提出了第一个直接估计的拉格朗日非局部偏置N体模拟，发现广泛的协议与模型预测。最后，简单的模型（基本上有一个自由参数）打开了大门，建立有效的和准确的非通用的拟合函数的晕丰度和偏差用于精密宇宙学。
2016-11-11 astro-ph.CO
The Bias and Mass Function of Dark Matter Halos in Non-Markovian Extension of the Excursion Set Theory
基于球形或椭球形引力坍缩的漂移集理论为计算暗物质晕的质量函数和大尺度偏差提供了一个简洁的分析框架。该理论假设扰动密度场随光滑尺度随机演化，并在密度势垒存在时表现出马尔可夫随机游动。在这里，我们推导出一个新的理论模型，结合非马尔可夫扩展的漂移集理论与随机障碍的晕偏差的解析表达式。这个模型允许我们处理非马尔可夫随机游动和计算微扰这些标准马尔可夫预测的晕质量函数和晕偏差。我们的模型只包含两个参数：kappa，它参数化非马尔可夫性的程度，其确切值取决于用于平滑密度场的滤波函数的形状，以及a，它参数化障碍的随机性程度。在我们的新模型中，适当选择kappa和a可以导致与最新N体模拟中的晕质量函数和晕偏置比标准偏移集理论更接近。
2010-10-25 astro-ph.CO
One step beyond: The excursion set approach with correlated steps
我们提供了一个简单的公式，准确地近似的第一个交叉分布的障碍具有各种各样的形状，随机行走与广泛的步骤之间的相关性。它的特殊情况是有用的估计晕丰度，演化和偏见，以及细胞分布中的非线性计数。我们讨论了它如何可以扩展到允许的依赖性的障碍上的数量比过密，构建一个偏移集模型的峰值，并显示为什么组装和规模依赖的偏见是通用的，即使在线性水平。
2012-01-18 astro-ph.CO hep-th
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 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 locations of halo formation and the peaks formalism
本文研究了从拉格朗日密度场的性质预测晕质量函数的问题。我们专注于一个小尺度的截断扰动谱（如在温暖的暗物质宇宙学）。这种截止导致了对低质量物体的强烈抑制，为严格测试哪些扰动坍缩以及坍缩到什么质量提供了额外的杠杆。我们发现，所有的晕是一致的形成附近的初始密度场的峰值，与原晕密度和椭圆率之间的强相关性。我们证明，虽然标准的偏移集理论与相关的步骤完全无法重现的质量函数，包含的峰值约束导致正确的晕数，但显着低估了低质量物体的质量（与预测晕质量函数在低质量的行为类似dn/dln m ~ m^{2/3}）。这种预测是非常稳健的，不能在单一崩溃屏障的框架内轻易改变。因此，在存在小尺度截止的情况下崩溃的性质表明，偏移集计算需要更详细地了解一般椭球扰动的时间，以预测峰的最终崩溃质量--这是一个隐藏在CDM中大量小尺度结构中的问题。我们演示了如何在偏移集框架内解决这个问题。
2013-12-04 astro-ph.CO
Formation rates of Dark Matter Haloes
我们推导出的暗物质晕的形成率每单位体积的晕质量和红移的函数的估计。对暗物质晕的数密度的分析估计在模拟几种宇宙学现象中是有用的。我们使用偏移集理论计算了暗物质晕的形成率。我们使用的方法，使我们能够区分主要和次要的合并，因为这是一个相关的问题，半解析模型的星系形成。我们计算形成率的Press-Schechter和Sheth-Tormen质量函数。我们表明，以这种方式计算的形成率是积极的在所有尺度。我们评论Sasaki形式主义，负晕形成率。我们的估计与各种模型的N-Body模拟相比非常好。我们还讨论了晕的存活概率和形成红移分布。
2011-12-27 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes II: collapse time and tides
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成的LambdaCDM方案研究暗物质晕的演化历史，并从它们形成的拉格朗日区域的特征。我们专注于在红移z_id=0的晕，并表明经典的椭球坍缩模型系统地高估了他们的崩溃时间。如果强加晕塌缩发生在z_id处，则该模型需要从比在晕形成位置处的模拟中测量的线性密度对比度显著更低的线性密度对比度开始。我们试图通过测试模型的两个关键假设来解释这种差异。首先，我们表明，由于周围的大尺度结构的崩溃晕感到潮汐演变的非线性。虽然这种影响变得越来越重要的低质量的晕，占它在椭球崩溃模型中，只有轻微地提高了与N体模拟的协议。其次，我们跟踪的时间演化的物理体积所占据的形成晕，并表明，在转向后，它通常稳定在一个明确定义的红移，z_c>z_id，相反的基本假设扩展Press-Schechter理论的基础上的偏移集。我们讨论了这一结果的影响，了解质量依赖性和分散的线性阈值晕形成的起源。最后，我们表明，当调整崩溃在z_c，一个修改后的版本的椭球体崩溃模型，也占了三轴性质的原晕预测其线性密度对比在一个公正的方式。
2014-11-07 astro-ph.CO
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
The formation of CDM haloes I: Collapse thresholds and the ellipsoidal collapse model
在偏移集方法中，如果线性密度场的线性外推密度对比度在该尺度上平均超过某个临界阈值$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，则线性密度场的初始球形区域坍缩形成红移为$z_{\rm id}$的质量$M$的晕。$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的值通常是从球形或椭球形坍缩模型中计算出来的，这些模型在给定位置的潮汐场的辅助特性下提供了定义明确的预测。我们使用两个宇宙学模拟的结构增长的$Λ$冷暗物质的情况下，量化$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$，它对周围的潮汐场的依赖，以及在$z_{\rm id}$崩溃形成晕的拉格朗日区域的形状。我们的研究结果表明，椭球坍缩模型提供了一个准确的描述$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$的平均依赖于潮汐场的强度和晕质量。然而，对于给定的$z_{\rm id}$，$δ_{\rm c}(z_{\rm id})$强烈地依赖于晕的特征形成红移：晕形成越早，其初始密度对比度越高。令人惊讶的是，大多数形成$today$的晕落在椭球体崩溃障碍之下，与模型预测相矛盾。我们追踪这种效果的起源，拉格朗日晕，这是自然产生的，由于线性潮汐场的不对称性的非球形形状。我们表明，一个修改后的崩溃模型，占原晕的三轴形状，提供了一个更准确的描述最近塌陷物体的测量最小超密度。
2014-11-06 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
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
A Better Way to Define Dark Matter Haloes
暗物质晕长期以来被认为是大尺度结构形成模型的基本组成部分之一。尽管他们的重要性--或者也许正因为如此！晕轮的定义继续朝着更符合物理动机的标准发展。在这里，我们提出了一个新的定义，这是物理动机，有效地独特和无参数：“一个暗物质晕是由粒子的集合轨道在自己的自生潜力。这个定义是由这样一个事实实现的，即使每个晕圈只有$\approx 300$粒子，几乎每个晕圈附近的粒子都可以根据其动力学历史被唯一地分类为轨道或下落。为了简洁起见，我们将以这种方式选择的晕称为物理晕。我们证明：1）物理晕的质量函数为Press-Schechter函数，条件是允许崩溃临界阈值随峰高缓慢变化; 2）物理晕成簇幅度的峰-背景分裂预测与模拟数据统计一致，精度不劣于$\approx 5\%$。
2022-07-24 astro-ph.CO
Peaks above the Maxwellian Sea: A New Approach to Finding Substructure in N-Body Haloes
我们描述了一种新的算法，从N体模拟中寻找暗物质晕内的子结构。该算法依赖于这样的事实，即晕中动态不同的子结构将具有显著不同于平均值的{ \em局部}速度分布，即平滑背景晕。我们使用粗粒度的细胞为基础的方法来表征大尺度的平均场，而核平滑过程被用来确定当地的速度分布。比较这两个估计的比率，使我们能够识别出相对于背景在速度空间中强烈聚集的粒子，从而驻留在子结构中。从这个离群值群体中，使用类似于双曲线的方法来识别组。使用泊松噪声参数拒绝误报。这种方法不需要搜索光环的完整相空间结构，这是一项重要的任务，因此在计算上是有利的。我们将我们的算法应用到几个测试案例中，并表明它不仅可以识别subhaloes，相空间中的约束超密度，但可以恢复潮汐流具有高纯度。我们的方法甚至可以找到在物理空间或相空间中不显着过密的流。
2011-07-21 astro-ph.CO
Substructure of fuzzy dark matter haloes
通过求解与质量相关的势垒函数的偏移集问题，导出了模糊暗物质的晕质量函数。我们发现，与Sheth-Tormen HMF的FDM方法相比，我们的方法具有更高的截止质量，并且截止质量随红移的变化不太强烈。使用合并树构造与修改后的版本的莱西和科尔形式主义，占抑制小尺度功率和FDM晕的尺度依赖性的增长和半解析GALACTICUS代码，我们研究了统计的晕子结构，包括从动态摩擦和潮汐剥离的影响。我们发现，如果暗物质是冷暗物质（CDM）和FDM的混合物，则在小尺度上会对晕子结构产生抑制，这可能能够解决纯CDM模型所面临的缺星问题。随着FDM分数的增加或FDM质量的减少，抑制变得更强。因此，它可以用于约束FDM模型。
2016-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Primordial black holes from metric preheating: mass fraction in the excursion-set approach
计算了度规预热过程中产生的原初黑洞的质量分布。暴胀后，暴胀子在其位源底部的振荡对小尺度标量扰动产生参数共振不稳定性，可能坍缩成黑洞。在回顾了不同的技术，在文献中已经开发出的教学方法来计算质量分布的PBH，我们专注于的投影集的方法。我们推导出一个Volterra积分方程，是免费的奇点有时会遇到，并将其应用到度量预热的情况下。我们发现，如果能量密度的不稳定性停止时，$ρ_Γ$，是足够小的比膨胀结束时，$ρ_\mathrm{end}$，即如果$ρ_Γ^{1/4}/ρ_\mathrm{end}^{1/4}< 10^{-5}(ρ_\mathrm{end}^{1/4}/10^{16}\mathrm{GeV})^{3/2}$，那么PBH占主导地位的宇宙内容在振荡阶段结束。这证实了之前对arXiv：1907.04236的分析。通过适当考虑"云中云"机制，我们发现质量分布在低质量时比以前认为的更受抑制，并且在膨胀结束时比哈勃质量高出几个数量级。峰值质量范围从$10$ g到恒星质量，从而产生我们讨论的不同可能的宇宙学效应。
2021-03-23 astro-ph.CO gr-qc hep-th
The halo mass function and inner structure of ETHOS haloes at high redshift
我们在ETHOS框架下研究了高红移下的晕质量函数和内晕结构（$z\geq5$）。各种强度的冷暗物质（CDM）、热暖暗物质（WDM）和暗声振荡（DAO）等场景都包含在ETHOS中，只有两个参数$h_{\rm peak}$和$k_{\rm peak}$，即第一个DAO峰值的幅度和尺度。具有平滑$k$滤波器的扩展Press-Schechter（EPS）形式能够预测ETHOS模型（由$k_{\rm peak}$控制）中小尺度功率抑制产生的晕质量函数的截止值，以及依赖于$h_{\rm peak}$的小质量下的斜率。有趣的是，我们发现DAO引入了一个本地化的功能，在质量分布的晕，导致质量函数是不同的形状相比，无论是CDM或WDM。我们发现，${\it all}$ ETHOS模型的晕密度分布很好地描述了NFW的配置文件，浓度低于CDM的情况下，在某种程度上，由$k_{\rm peak}$。我们发现，DAO模型的浓度-质量关系可以很好地近似的质量组装模型的基础上扩展的Press-Schechter理论，这已经提出了CDM和WDM的其他地方。我们的研究结果可以用来执行廉价的计算晕质量函数和浓度-质量关系内的ETHOS参数化，而不需要$N-$体模拟。
2021-06-16 astro-ph.CO
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
The Peak/Dip Picture of the Cosmic Web
初始剪切场在形成大尺度结构、塑造宇宙网的几何形状、形态和拓扑结构中起着核心作用。我们讨论了最近的理论框架的剪切张量，被称为“峰/倾角图片”，它占的事实，晕/空隙可能会形成从局部极值的密度场-而不是从随机的空间位置;标准Doroshkevich的形式主义是广义的，包括密度Hessian和剪切场之间的相关性在空间中的特殊点周围的晕/空隙可能会形成。然后，我们提出了“峰/谷偏移集为基础的”算法，以及其最近的应用-合并峰值理论与标准偏移集的方法。
2014-11-05 astro-ph.CO
Towards a universal model for the density profiles of dark matter haloes
从宇宙学模拟中可以很好地确定，暗物质晕并不是精确的自相似的，除了它们的浓度之外，还需要一个额外的参数来精确地描述它们的球平均质量密度分布。我们提出了，第一次，一个模型，以一贯的预测晕浓度，$c$，和这个额外的“形状”参数，$α$，对于给定的质量和红移的晕为指定的宇宙学。根据最近的研究，我们重铸依赖于质量，红移和宇宙学的依赖于“峰高”。我们表明，当采用峰高的标准定义时，即采用所谓的球形顶帽（STH）窗口函数时，浓度-峰高关系对宇宙学有很强的残差依赖性（即，它不是由峰高唯一确定的），而当采用STH窗函数时，$α$ -峰高关系近似是通用的。考虑到窗口函数选择的自由度，我们探索了一个简单的修改STH函数，限制其形式，使其产生的浓度和$α$作为一个函数的峰高使用一个大的宇宙学模拟的通用关系。它被发现，两个密度分布参数的普遍关系确实可以推导出，这些参数设置的线性功率谱，$P(k)$，过滤在不同的尺度上。我们表明，这项工作的结果概括到任何（合理）的$P(k)$和背景膨胀的历史，$H(z)$的组合，从而在广泛的宇宙学的暗物质晕的密度分布的准确预测。
2021-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
Self-consistency of the Excursion Set Approach
偏移集方法提供了一个框架，用于预测暗物质晕的丰度如何取决于初始条件。这种形式主义的一个关键成分来自于晕形成的物理学：一个临界过密度阈值（障碍）的规范，如果它们在以后的时间形成束缚的维里化晕，原晕必须超过这个阈值。另一个要素是统计，因为它需要指定适当的统计集合，以便在进行预测时进行平均。偏移集方法明确地对所有初始位置求平均，从而隐含地假设适当的系综是与空间中随机选择的位置相关联的系综，而不是诸如初始密度场的峰值之类的特殊位置。由于已知晕在特殊位置附近坍缩，因此不清楚作为偏移集方法基础的物理和统计假设是否自洽。我们认为，他们至少是低质量的晕，并说明比较我们的漂移集的预测与数值数据的DEUS模拟。
2014-11-11 astro-ph.CO
Shear and vorticity in the spherical collapse of dark matter haloes
传统的球形塌陷的对象研究相对于一个统一的背景密度，产生的临界过密度$δ_\mathrm{c}$作为维里化对象的质量函数的关键成分。本文研究高斯随机场中作用于峰值的剪切和旋转。通过假设坍缩的物体主要形成在这些峰值处，我们使用这种剪切和旋转作为外部效应来改变球形坍缩的动力学，这是由Raychaudhuri方程描述的。因此，我们假设剪切和旋转在它们的宇宙演化之上没有额外的动力学，因此在微分方程中只表现为不均匀性。
2017-11-06 astro-ph.CO
Buried but not destroyed: the evolution from prompt cusps to NFW haloes
研究通过模拟揭示了暗物质晕从即时尖峰到NFW剖面的演变路径，发现并合、碎片吸积和纤维相互作用是主要影响因素。
2025-12-15 astro-ph.CO
Topology and geometry of the dark matter web: a multistream view
单流空洞和多流细丝和壁的拓扑连接揭示了不同于传统质量密度场的宇宙网络结构。单空结构不仅使多流场向各个方向扩展，而且占据了99%以上的单流区域。在小于模拟分辨率的尺度上的子网格分析揭示了由结构的膜隔离的微小空隙。对于多流漂移组，在过密度漂移方法中，螺旋结构明显比细丝薄。多流场的海森特征值被用作暗物质结构的局部几何指标。单流区域具有大部分零特征值。在多流区域中的特征值上的无参数条件可用于描绘具有对应于细丝、壁和晕的凹部的原始几何形状。
2017-05-04 astro-ph.CO
Halo bias in the peak model. A first-principles non-parametric approach
本文应用CUSP形式体系从第一性原理无自由参数地推导峰模型中晕偏置的解析表达式，成功重现模拟结果，并指出低质量端偏差源于Spherical Overdensity算法的虚假晕分裂与合并。
2024-10-04 astro-ph.CO
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
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
Theoretical dark matter halo kinematics and triaxial shape
在最近的一篇论文中，Salvador-Solé等人（2012）从初始随机高斯密度场中的峰值推导出了暗物质晕的典型内部结构，该密度场由表征所考虑的分层宇宙学的密度扰动的功率谱确定。在本文中，我们将这种形式主义的典型运动学和三轴形状的晕。具体来说，我们建立这样的晕属性和密度扰动的功率谱之间的联系，通过典型的形状的峰值。预测的典型晕形、赝相空间密度和各向异性分布的变化趋势与数值模拟结果吻合较好。我们的模型揭示了起源的幂律般的伪相空间密度轮廓的维里化晕。
2012-09-12 astro-ph.CO
Vector modes in $Λ$CDM: the gravitomagnetic potential in dark matter haloes from relativistic $N$-body simulations
我们调查的横向模式的引力和速度场的$Λ$ CDM，使用自适应网格细化广义相对论$N$体代码GRAMSES进行高分辨率模拟的基础上。我们研究了低红移下暗物质速度场中涡度的产生，在一定尺度范围内拟合了其功率谱的形状和演化。通过分析重力磁矢势，这是缺乏在牛顿模拟，在暗物质晕质量范围从$\sim10^{12.5}~h^{-1}{M}_{\odot}$到$\sim10^{15}~h^{-1}{M}_{\odot}$，我们发现，其大小与晕质量，峰值在内部区域。然而，平均而言，它与标量引力势的比值保持相当恒定，低于百分之一水平，随红移近似线性下降，并显示出对晕质量的弱依赖性。此外，我们表明，重力磁加速度在晕峰值朝向核心，并达到几乎$10^{-10}$ $h$ cm/s $^2$在最大规模的晕的模拟。然而，不管晕的质量如何，重力磁力和标准重力之间的比值通常在晕内的$10^{-5}$水平附近，同样没有明显的半径依赖性。这一结果证实，重力磁效应对结构形成的影响可以忽略不计，即使是最大质量的结构，但其在低密度区域的行为仍有待探索。同样，对观测的影响仍有待于今后了解。
2020-12-28 astro-ph.CO
Dark-ages Reionization & Galaxy Formation Simulation II: Spin and concentration parameters for dark matter haloes during the Epoch of Reionization
我们使用高分辨率的N体模拟研究的浓度和自旋参数的暗物质晕的质量范围$10^8\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1} < {\rm M} < 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}\, h^{-1}$和红移$5{<}z{<}10$，对应的星系晕被认为是负责再电离。我们建立了一个子样本的平衡晕和对比他们的属性，也包括非放松系统的完整人口。通过将NFW和Einasto剖面拟合到单个晕的球平均密度剖面来计算浓度。在去除平衡外的晕后，我们发现一个$z{>}5$浓度$-$质量（$c(M)$）的关系，几乎是平坦的，以及描述了一个简单的幂律NFW和Einasto拟合。在$z=5$中，平均值关系周围的固有离散度为$Δc_{\rm{vir}}{\sim1}$（或20%）。我们还发现，由Ludlow等人提出的分析模型。再现晕浓度的质量和红移依赖。我们的最佳拟合Einasto形状参数$α$以$α{=}0.0070ν^2{+}0.1839$准确描述的方式取决于峰高$ν$。自旋参数$λ$的分布对平衡态的依赖性很弱;对于我们的弛豫样品，$λ$的峰值大约在${\sim}0.033$，对于全布居，峰值在${\sim}0.04$。自旋-维里质量关系在高红移处有轻微的负相关。
2015-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase-space simulations of prompt cusps: simulating the formation of the first haloes without artificial fragmentation
本文开发了基于暗物质相空间片的新模拟方法，消除了人工团块，证实第一代晕坍缩时确实会迅速形成密度ρ∝r^-1.5的瞬现尖峰，并指出剔除受人工团块影响的区域后可安全使用N体模拟研究其结构。
2023-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A deeper look into the structure of ΛCDM haloes: correlations between halo parameters from Einasto fits
我们使用高分辨率的暗物质宇宙学模拟来研究Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）晕随宇宙时间的结构特性。在我们的研究中，晕的质量范围从$\sim 10^{10}$到$\sim 10^{12} \mathrm{M}_\odot$，并与$10^5$到$10^7$颗粒相分离。我们用三参数Einasto函数拟合了DM晕的球平均密度剖面。对于我们的样本晕，Einasto形状参数，$α$，是不相关的浓度，$c$，在固定的晕质量，并在所有的红移。以前的反相关性报告追溯到拟合退化，由于我们的空间分辨率较高，我们的拟合对退化不太敏感。然而，对于单个晕，$α$和$c$的演化是反相关的：在红移处，$z=7$、$α\simeq 0.4$和随时间减小，而$c\simeq 3$和随时间增大。结构的演化主要是由于在较大半径处的质量吸积。我们认为，$α$跟踪的进化状态的晕，动态年轻的晕具有高$α$（接近顶帽：$α^{-1}=0$），和动态放松的晕具有低$α$（接近等温：$α=0$）。这种进化的依赖性调和的PDMATHAMR与峰高，PDMATHAMY，与依赖性的初始密度波动的功率谱的斜率由以前的研究发现的增加。
2018-11-12 astro-ph.CO
Stochastic bias in multi-dimensional excursion set approaches
我们描述了一个简单的完全解析模型的偏移集的方法与两个高斯随机游走：第一个行走代表了初始的超密度周围的原晕，第二个是一个粗糙的方式，允许其他因素可能会影响晕的形成。该模型比基于单次行走的模型更丰富，因为它在第一次穿越时产生高度分布。我们提供了明确的表达式的无条件的首次交叉分布，这通常是用来模拟晕质量函数，祖分布，和条件分布，通常估计与环境的相关性。后者也许表现出通常称为非局部偏差的最简单形式，我们更愿意称之为随机偏差，因为新的偏差效应来自密度以外的“隐藏变量”，但这些变量仍然可以在局部定义。我们为这些新的偏差因子提供了明确的表达式。我们还提供了无条件和有条件的情况下，在第一个交叉高度的分布公式。与第一个交叉点的分布相反，这些分布是精确的，即使对于移动的障碍物和具有相关步骤的步行也是如此。条件分布产生的晕浓度分布的预测在固定的质量和形成红移。他们也表现出组装偏差一样的效果，即使在步行本身的步骤是不相关的。最后，我们将展示如何修改的预测，如果我们添加的要求，晕峰周围的形式：这些取决于峰值约束是否适用于一个组合的密度过大和其他变量，或单独的密度过大。我们的研究结果表明，需要模型再现不仅晕计数，但在固定的原晕质量的超密度分布的权力。
2013-01-22 astro-ph.CO
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 astro-ph.CO
Spin and structural halo properties at high redshift in a LCDM Universe
在这篇论文中，我们详细研究了高红移暗物质晕的关键结构特性随自旋参数的变化。我们执行和分析的LCDM宇宙中的结构的形成的高分辨率宇宙学模拟。我们研究了z = 15 - 6的大样本暗物质晕的质量函数、椭圆率、形状、密度分布、旋转曲线和维里化。我们还提出了详细的收敛测试个人晕。我们发现，高自旋晕有更强的集群强度（高达25%），在所有的质量和红移范围内，在这些早期的时代。高红移的球形晕也比非球形晕多50%的聚集。在这些红移的高自旋晕也优先在高密度环境中发现，并且比它们的低自旋对应物有更多的邻居。我们报告了一个系统的偏移量的峰值的圆速度曲线的高，低自旋晕相同的质量。因此，在没有自旋知识的情况下，仅使用圆速度估计晕质量会产生高达40%的误差。我们在这里报告的关键结构特性对自旋的强烈依赖可能对研究这些星系的恒星形成和反馈具有重要意义。
2010-05-06 astro-ph.CO
Precision measurement of the local bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量线性，二次和立方局部偏置的暗物质晕，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将无限波长的超密度。这可以被看作是峰值-背景分裂参数的精确实现。我们将计算结果与从晕物质功率谱和双谱测量的线性和二次偏差进行了比较，发现两者吻合较好。另一方面，应用于Sheth & Tormen（1999）和Tinker等人（2008）晕圈质量函数的标准峰-背景分裂仅在10%的水平上与测量的线性偏差参数相匹配。从偏移集峰值方法的预测性能要好得多，这可以归因于在偏移集峰值预测中采用的随机移动障碍。我们还提供了方便的非线性偏置参数$b_2(b_1)$和$b_3(b_1)$的拟合公式，它可以很好地工作在红移范围内。
2016-04-14 astro-ph.CO
The connection between massive galaxies and their dark matter haloes from $z=0.25$ to $z \sim 4$ from the combined COSMOS, XMM-LSS and ECDF-S fields
University of Oxford（牛津大学）；University of the Western Cape（西开普敦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
该研究结合三个天区的巡天数据，分析z=0.25至z≈4的大质量星系与暗物质晕的关联，发现z<1时大质量星系形成效率降低、卫星星系占比增加，归因于活动星系核反馈抑制中心星系生长。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal virialization of dark matter haloes with clustering dark energy
我们扩展了佩斯等人的分析，JCAP，2019，060，通过考虑扩展球形坍缩模型中的维里化过程来聚类暗能量模型，即，解释了暗能量波动与标准方法不同的是，这里的维里化自然是通过适当地模拟潮汐相互作用引起的剪切和旋转引起的球形偏差来实现的。我们研究了七个团簇动力学暗能量模型中位力超密度$Δ_\mathrm{vir}$的时间演化，并将结果与$Λ$ CDM模型和相应的光滑暗能量模型进行了比较.考虑到所有适当的修正，我们推导出的收敛峰鲁宾天文台LSST和欧几里得弱透镜调查，Sunyaev-Zel'dovich峰的西蒙天文台一样的CMB调查，和X射线峰的eROSITA一样的调查。尽管聚集暗能量模型和光滑暗能量模型之间的$Δ_\mathrm{vir}$存在微小差异，但由于这些调查覆盖的体积很大，七个聚集暗能量模型中有五个可以从统计上与$Λ$ CDM区分开来。暗能量涨落的贡献是不可忽略的，特别是对于Chevallier-Polarski-Limber和Albrecht-Skordis模型，只要仪器配置提供高的信噪比。这些结果几乎与潮汐维里化模型无关。
2022-04-06 astro-ph.CO gr-qc
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
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
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
Weak Lensing Peaks in Simulated Light-Cones: Investigating the Coupling between Dark Matter and Dark Energy
本文研究了由宇宙学模拟产生的光锥中弱透镜峰的统计性质。为了评估这种观测作为宇宙学探测器的前景，我们考虑模拟，包括相互作用的暗能量（以下简称DE）模型与DE和暗物质之间的耦合项。产生大量大质量星系团的宇宙学模型具有更多的高信噪比峰值;在具有可比数量的星系团的模型中，具有更集中的晕的模型产生更多的峰值。研究中的最极端模型显示，相对于参考$\mathrmΛ$ CDM模型，峰计数的差异约为$20\%$。我们发现，峰值统计可以用来区分一个耦合DE模型从参考一个具有相同的功率谱归一化。膨胀历史和结构形成的增长率的差异反映在它们的晕计数，非线性尺度特征，并通过它们，在透镜峰的属性。对于一个源的红移分布与未来的基于空间的宽视场调查的期望一致，我们发现，通常百分之七十的集群人口有助于弱透镜峰的信噪比大于2，和集群的分数在峰值接近百分之百的红移z $\leq$ 0.5晕。我们的分析表明，峰值统计是一个重要的工具，通过准确地跟踪结构形成过程作为宇宙时间的函数来解开DE模型。
2018-05-16 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
Inner cusps of the first dark matter haloes: Formation and survival in a cosmological context
本文通过高分辨率宇宙学缩放模拟研究十二个第一代暗物质晕，发现初始坍缩形成稳定的 $\rho\propto r^{-3/2}$ 内部尖点，并能在并合与晕增长后于最小尺度持续存活。
2022-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
