Splashback Shells of Cold Dark Matter Halos
暗物质晕外围的密度场是不连续的，这是由于物质在其第一个远心点处形成的焦散。在本文中，我们提出了一种算法来识别“回溅壳”形成的这些远心在个人模拟晕只用一个单一的快照的密度场。我们实现了这个算法的代码SHELLFISH（SHELL发现在球形晕），并证明该代码正确识别回溅壳和测量其属性的精度$<5\%$晕超过50,000个粒子和质量吸积率的$Γ_\textrm{DK14}>0.5$。使用SHELLFISH，我们提出了对单个回溅壳的几个基本性质的第一次估计，如半径、$R_\textrm{sp}$、质量和过密度，并提供了这些量作为$Γ_\textrm{DK14}$、$ν_\textrm{200m}$和$z.$的函数的分布的拟合。我们证实了以前的发现，即$R_\textrm{sp}$随着$Γ_\textrm{DK14}$的增加而减小，但我们表明，与吸积速率无关，它也随着$ν_\textrm{200m}$的增加而降低。我们还研究了这些壳的三维结构，发现它们通常具有非椭球的椭圆形状。我们发现，由SHELLFISH估计的回溅半径是$20\%-30\%$大于那些在以前的研究中估计的堆积密度分布在高吸积率。我们证明，后者是有偏见的低，由于高质量的subhalos对这些配置文件的贡献，并表明，使用中位数，而不是平均密度在每个径向箱减轻子结构的影响，密度配置文件，并删除的偏见。
2017-05-08 astro-ph.CO
The splashback radius as a physical halo boundary and the growth of halo mass
冷暗物质晕的边界通常被定义为包含相对于参考（平均或临界）密度的密度对比$Δ$。我们认为，一个更物理的边界晕是半径吸积物质到达其第一个轨道远心后转向。这个回溅半径，$R_{sp}$，表现为在晕外围的密度急剧下降，在一个位置，取决于质量吸积率。我们目前的校准$R_{sp}$和封闭的质量，$M_{sp}$，作为吸积率的函数，或者峰高。我们发现$R_{sp}$在快速吸积晕的$\approx0.8-1R_{200m}$和缓慢吸积晕的$\approx1.5R_{200m}$之间变化。因此，晕圈的范围及其相关的环境影响可以远远超出传统定义的“维里”半径。我们发现，$M_{sp}$和$R_{sp}$发展相对较强的其他常用的定义相比。特别是，即使对于$z=0$中最小的矮型晕，$M_{sp}$也会发生显著的演化。我们还对比$M_{sp}$与质量封闭在四个规模半径的晕密度分布，$M_{<4rs}$，其特点是内晕。在晕组装的早期阶段，$M_{sp}$和$M_{<4rs}$演化相似，但在晚期阶段，$M_{<4rs}$停止增加，而$M_{sp}$继续显著增长。这说明，低$z$的晕可以有“安静”的内部，同时继续在其外围增加质量。我们讨论了潜在的观测估计的回溅半径，并表明它可能已经被发现在星系团。
2015-04-21 astro-ph.CO
The measurement of the splashback radius of dark matter halo
本文利用DECaLS DR8剪切星表，在迄今最大的质量与红移范围内测量暗物质晕溅回半径，揭示其随质量和峰值高度的演化规律，并发现大多数晕吸积率较低。
2024-06-10 astro-ph.CO
The Effect of Splashback on Weak Lensing Mass Estimates of Galaxy Clusters and Groups
本文研究暗物质晕溅回半径对弱引力透镜质量估计的影响，发现其对星系群尺度晕可造成超过0.1 dex的低估偏差，并会略微降低宇宙学分析中的Ωm值。
2023-05-25 astro-ph.CO
The outer profile of dark matter halos: an analytical approach
暗物质晕外密度剖面的陡化特征指示了反溅半径，近年来引起了人们的广泛关注。可能的观测探测甚至已经对星系团进行了。从理论上讲，Adhikari等人通过计算暗物质壳层穿过具有NFW轮廓的不断增长的暗物质晕的二次下落轨迹，估计了回溅半径的位置。然而，由于他们强加了晕轮廓的形状，而不是根据暗物质壳层的轨迹来计算，他们无法提供回溅半径周围暗物质轮廓的完整形状。我们通过将Fillmore \& Goldreich的自相似球形坍缩模型推广到$Λ$ CDM宇宙来改进这一点。这使我们能够计算的暗物质晕轮廓和轨迹同时从质量吸积的历史。我们的溅回位置的结果同意与Adhikari等人定性，但在大质量吸积率的小的定量差异。提出了各种形式的回溅半径$R_{\rm sp}$的新拟合公式，包括$R_{\rm sp} / R_{\rm 200c}$和$R_{\rm sp} / R_{\rm 200m}$的比值。数值模拟得出了一个令人困惑的发现，即回溅半径与$R_{\rm 200m}$很好地成比例，而与$R_{\rm 200c}$不成比例。我们追踪的起源，这是相关的增加$Ω_{\rm m}$和平均晕质量吸积率增加红移。
2016-06-13 astro-ph.CO
Detection of the Splashback Radius and Halo Assembly bias of Massive Galaxy Clusters
我们发现，SDSS光度星系周围的星系团的投影数密度分布显示强有力的证据，飞溅半径，一个尖锐的晕边缘对应的卫星星系的第一个轨道远心的位置后，他们的陷落。我们分裂成两个子样本的集群与不同的平均投影径向距离的成员，$\langle R_{\rm mem}\rangle$，在固定的丰富度和红移，并表明，样本较小的$\langle R_{\rm mem}\rangle$有一个较小的比例的回溅半径传统的晕边界$R_{\rm 200m}$，比子样本较大的$\langle R_{\rm mem}\rangle$，表明不同的质量吸积率的两个子样本。Miyatake等人最近使用了相同的集群样本，以表明尽管它们具有相似的弱透镜质量，但它们的大规模集群不同，这证明了晕组装偏差的强有力证据。我们扩大了这一结果，提出了一个6.6-$σ$检测晕组装偏差使用集群光度星系互相关。我们测得的回溅半径较小，而组装偏置信号的强度更强，比预期的N体模拟的基础上$Λ$为主，冷暗物质结构形成模型。动力学摩擦或集群发现系统学，如偏心或投影效应不太可能是这些差异的唯一来源。
2016-01-22 astro-ph.CO
Splashback radius of nonspherical dark matter halos from cosmic density and velocity fields
我们基于宇宙密度场和速度场研究了暗物质晕的回溅特征。除了文献中采用的由晕取向角划分的密度关联函数外，我们首次引入了相应的速度统计量--排列动量关联函数，以考虑晕的非球面性。使用大体积，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计。在晕尺度上，$x\sim R_\mathrm{200m} \sim 1Mpc/h$，我们发现与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们还发现，由密度关联确定的回溅半径变得比由动量关联确定的回溅半径小$\sim 3.5\%$，其相关系数为0.605。此外，由于晕的非球面性的取向相关的回溅功能测量时，密度分布是由暗物质粒子，这可以被用来作为碰撞CDM的测试，因为晕的形状被预测为在这样的模型是圆的。
2018-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the splashback feature: Dependence on halo properties and history
本研究基于MillenniumTNG流体模拟定义溅落深度与宽度两个新参数，量化二者对暗晕质量、组装历史等性质的依赖关系及拟合公式，可补充现有参数表征暗晕结构与演化。
2025-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Phase Space Structure of Dark Matter Halos
暗物质晕的相空间结构可以用来测量晕的质量，推断质量吸积速率，并探测修正引力的影响。以往的研究表明，可以在位置空间中使用密度剖面的斜率来测量回溅半径。使用N体模拟，我们表明，相空间结构的暗物质晕不结束在这个溅回半径。相反，存在着一个区域，其中降落，回溅，和维里化晕空间混合。我们的三个运动学上不同的人口分布模型，并表明存在一个“边缘半径”，超过该半径的暗物质晕没有轨道子结构。这个半径是在以前的作品中定义的回溅半径的固定倍数，并且可以被解释为包含暗物质粒子的远心的固定分数的半径。我们的研究结果为Tomooka等人的论文中采用的卫星星系模型提供了坚实的理论基础，在那里我们分析了SDSS redMapPer团簇的相空间分布。
2021-02-19 astro-ph.CO
How Accurately Can We Detect the Splashback Radius of Dark Matter Halos and its Correlation With Accretion Rate?
利用弱引力透镜和与星系的互相关测量了暗物质晕的回溅半径（$R_{\rm sp}$）。然而，已使用不同的方法来测量$R_{\rm sp}$并评估其检测的意义。在本文中，我们使用模拟研究的精度和准确性，我们可以检测回溅半径与三维密度，三维subhalo，和弱透镜的配置文件。我们研究如何以及各种方法和示踪剂恢复$R_{\rm sp}$通过比较它与直接从粒子动力学测量的值。我们发现，估计的$R_{\rm sp}$从密度和subhalo配置文件对应于不同的基本$R_{\rm sp}$分布的粒子轨道。在低的吸积率，第二焦散出现，并可能偏差的结果。最后，我们表明，即将到来的透镜调查可能能够直接约束回溅吸积率的关系。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
One Halo, Two Boundaries: Relating Accretion Shocks and Splashback Radii in Galaxy Clusters
Indian Institute of Science Education and Research Pune（印度科学教育研究所浦那分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）
研究通过模拟发现星系团中溅射回边界与冲击波边界存在偏移，原因在于气体耗散能量而暗物质未受此影响。
2026-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
Shock and Splash: Gas and Dark Matter Halo Boundaries around LambdaCDM Galaxy Clusters
对星系团的模拟和观测的最新进展表明，大质量星系团大小的暗物质晕存在一个物理外边界。在这项工作中，我们调查的外部边界的暗物质和气体周围的集群大小的暗物质晕的位置，通过分析65个大规模的暗物质晕的样本提取的Omega 500放大流体动力学宇宙学模拟。我们发现吸积激波的位置偏离了暗物质的回溅半径，与自相似模型的预测相反。吸积激波半径比文献中所有的反溅半径定义大20- 100%。用熵压剖面中最陡的下降定义的吸积激波半径比用暗物质密度剖面中最陡的斜率定义的回溅半径大约大2倍，比暗物质相空间结构的边缘大1.2倍。我们讨论了我们的研究结果的多波长研究的星系团的影响。
2021-10-22 astro-ph.CO
The Splashback Mass Function in the Presence of Massive Neutrinos
我们提出了一个补充的方法来约束总中微子质量，$\sum m_ν$，基于暗物质晕的回溅质量函数的扩散系数。通过分析大质量中微子模拟的快照数据，我们数值计算得到了两种不同情况（$\sum m_ν=0.0$ eV和$0.1$ eV）下不同晕的数密度随其回溅质量的变化关系。然后，我们拟合的数值结果，最近开发的解析公式，其特征在于量化的模糊程度的扩散系数，在识别的回溅边界。我们的分析证实，即使在中微子的存在下，解析公式也能很好地工作，并且在$0.2\le z\le 2$的红移范围内，其扩散系数随红移的减小可以用线性拟合$B(z-z_{c})$很好地描述。结果表明，与无质量中微子情况相比，有质量中微子情况下的$B$值显著降低，而$z_{c}$值显著升高，这表明中微子质量越大，回溅边界受周围环境干扰越严重。根据我们的结果，我们可以得出结论，总中微子质量原则上可以通过测量如何快速的回溅质量函数的扩散系数减少红移在$z\ge 0.2$。我们还讨论了在较低的红移的$\sum m_ν$的情况下发现的扩散系数的异常行为，并将其归因于在$z\le 0.13$的SPARTA代码的基本限制。
2022-06-21 astro-ph.CO
Intrinsic Alignments and Splashback Radius of Dark Matter Halos from Cosmic Density and Velocity Fields
我们研究了暗物质晕形状的内在排列（IA）对宇宙密度和速度场的影响，从星系团到宇宙尺度超过100 Mpc/h。除了文献中采用的由晕取向角分组的密度关联函数外，我们首次引入了相应的两种速度统计量，即角分组的成对下落动量和动量关联函数。使用大容量，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计，无论是在真实的和红移空间。我们发现，在线性尺度的红移空间失真的对齐信号是不放大。IA在速度统计中的行为与密度统计中的行为相似，只是晕圈方向与速度场对齐，其尺度大于密度场的尺度，x>100 Mpc/h。在晕尺度上，x~ R_{200m} ~ 1 Mpc/h，我们检测到与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们的研究结果表明，观测IA的速度场可以提供额外的信息，从大尺度的宇宙学模型和小尺度的晕的物理尺寸。
2017-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Diffusion Coefficient of the Splashback Mass Function as a Probe of Cosmology
在广义漂移集理论和自相似球坠模型的框架下，提出了一个由单系数参数化的暗物质晕回溅质量函数的解析模型.量化回溅边界扩散性质的单个系数的值是通过将模型与普朗克和WMAP 7宇宙学的埃里伯斯N体模拟的数值结果进行比较来确定的。显示最佳拟合系数的分析模型提供了很好的匹配的数值结果在质量范围内的$5\le M/(10^{12}h^{-1}\,M_{\odot})< 10^{3}$，我们采用贝叶斯和赤池信息准则测试，以确认我们的模型是最优选的数值结果，以前的模型在红移为$0.3\le z\le 3$的宇宙学。它也被发现，扩散系数几乎线性减少的红移，收敛到零，在一定的阈值红移，$z_{c}$，其值显着不同的普朗克和WMAP 7宇宙学。我们的结果表明，$z\ge z_{c}$暗物质晕的回溅质量函数可以用一个无参数的解析公式很好地描述，并且$z_{c}$可能具有独立约束宇宙初始条件的潜力.
2021-06-15 astro-ph.CO
The splashback boundary of haloes in hydrodynamic simulations
回溅半径，$R_{\rm sp}$，是一个物理驱动的晕边界，分离降落和坍缩的物质晕。我们研究了$R_{\rm sp}$在流体动力学和暗物质只有illustrisTNG模拟。$R_{\rm sp}$最常用的特征是径向密度分布最陡的半径。因此，我们明确优化我们的密度曲线拟合曲线斜率，并发现这导致了一个$\sim5\%$更大的半径相比，其他优化。我们计算了质量在$10^{13-15}{\rm M}_{\odot}$之间的晕的$R_{\rm sp}$作为晕质量、吸积率和红移的函数。$R_{\rm sp}$减少与质量和红移的晕类似的$M_{\rm200m}$与以前的工作。我们还发现，$R_{\rm sp}/R_{\rm200m}$与晕吸积率减少。我们应用我们的分析暗物质，气体和卫星星系与晕调查的观测潜力的$R_{\rm sp}$。气体剖面中最陡斜率的半径始终小于从暗物质剖面计算的值。在观测中经常使用的星系轮廓中，最陡的斜率往往与暗物质轮廓一致，但对于质量较小的晕，斜率较低。我们比较了$R_{\rm sp}$在流体动力学和N体暗物质的模拟，并没有发现一个显着的差异所造成的重子物理。因此，结果从暗物质只有模拟应适用于现实的晕。
2021-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Causes of Low-Mass Assembly Bias
我们提出了一个详细的分析的物理过程，导致晕组装偏差-晕集群的依赖代理晕形成时间。我们专注于组装偏差的起源在质量范围内对应的主机的典型星系和使用晕浓度作为我们的主要代理晕形成时间。我们还重复了我们的主要分析范围广泛的晕群众和替代形成时间的定义。我们表明，回溅subhaloes负责三分之二的组件偏置信号，但不占整个效果。后回溅subhaloes已被删除，我们发现，剩余的组件偏置信号是由于一个相对较小的分数（$\lesssim 10\%$）在密集地区的晕。我们测试了一些额外的物理过程被认为有助于组装偏差，并证明了两个关键过程是大规模的潮汐场和高速度的环境物质片和细丝的质量增长放缓。我们还排除了其他几个提出的物理原因晕组装偏见。基于我们的研究结果，我们认为，有三个过程，有助于组装偏差的低质量晕：大规模的潮汐场，重力加热由于大尺度结构的崩溃，和位于维里半径以外的回溅subhaloes。
2019-01-31 astro-ph.CO
Splashback radius in a spherical collapse model
几年前就已经表明，暗物质晕外围的特征是在一个非常小的径向范围内具有非常陡峭的密度分布。这一特征被解释为不同粒子轨道在相似位置的堆积，即坍缩后半个轨道处的回溅物质。Adhikari等人（2014年）通过一个非常简单的模型获得了回溅半径的位置，即在二次坠落模型中计算暗物质壳轨迹，同时它穿过一个不断增长的NFW轮廓形状的暗物质晕。由于他们强加了一个光环轮廓，而不是从暗物质壳层的轨迹来计算它，他们无法找到回溅半径周围的暗物质轮廓。在本文中，我们使用一个改进的球形下落模型，考虑到壳交叉，和一些物理效应，如有序的，随机的角动量，动力学摩擦，绝热收缩等，这使我们能够确定从内部到外部区域的密度分布，并研究外部密度分布的行为。我们将比较密度分布和密度分布的对数斜率与Diemer \& Kravtsov（2014）模拟的结果，发现模型预测与模拟之间的良好一致性。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Kinematic Morphology around Halos
在本文中，我们报告了一个有趣的运动学现象周围的晕的边缘有关的回溅半径。穿过壳层后，宇宙流通过混合呈现出各种旋转形态。涡量是以与大尺度结构相一致的特定方式产生的。值得注意的是，一个特定的流动形态，这是螺旋向内和压缩在第三方向，集中在晕。详细的检查，揭示了其体积分数的对数导数的急剧变化，与被定义为最外焦散结构的回溅半径的位置相一致。这种特征编码了有价值的相空间信息，并为理解晕的动力学演化提供了新的视角。作为一个体积加权量，流动形态的轮廓是纯运动学的。与其他相关研究不同的是，旋流形态捕捉到了多股流区域的各向异性相结构。
2022-11-28 astro-ph.CO
Inferring the dark matter splashback radius from cluster gas and observable profiles in the FLAMINGO simulations
本研究利用FLAMINGO模拟探究星系团气体及可观测轮廓中的溅落半径对应特征，发现气体相关轮廓梯度极值与暗物质溅落特征大致对齐，且其位置对质量更敏感，同时受反馈强度影响。
2024-03-08 astro-ph.CO
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
Lensing Constraints on the Mass Profile Shape and the Splashback Radius of Galaxy Clusters
原则上，星系团周围的透镜信号可以用来测试数值模拟对它们平均质量分布的详细预测。然而，当一个样品跨越了很大范围的集群质量是平均的物理长度单位时，轮廓的固有形状可能会模糊。这种效应尤其掩盖了梯度的快速变化，例如与回溅半径相关的陡降，即与吸积晕中最外层焦散相对应的尖锐边缘。我们通过将单个晕轮廓缩放到一些球形过密度半径来优化这种局部特征的提取，并将这种方法应用于16个X射线选择的高质量星团，这些星团是哈勃望远镜在星团透镜和超新星调查中的目标。通过对Umetsu等人提出的弱透镜和强透镜数据进行前向建模，我们表明，不管标度过密度如何，投影的系综密度轮廓都可以很好地由NFW或Einasto轮廓描述，直到$R \sim 2.5h^{-1}$ Mpc，超过该轮廓，轮廓变平。我们将NFW浓度限制为在$M_{200c} \simeq 1.0 \times 10^{15}h^{-1}M_\odot$的$c_{200c} = 3.66 \pm 0.11$，与使用常规堆叠透镜轮廓的先前工作一致并从其改进，并且与理论预期非常一致。假设Diemer和Kravtsov的剖面形式和从数值模拟校准的通用先验，我们放置在集群晕的回溅半径的下限，如果它存在的话，$R_{sp}/r_{200m} > 0.89$（$R_{sp} > 1.83h^{-1}$ Mpc）在68%的置信度。相应的密度特征是最明显的集群配置文件时，按比…
2017-02-23 astro-ph.CO
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
Splashback in galaxy clusters as a probe of cosmic expansion and gravity
回溅半径是暗物质晕中的一个物理尺度，由最近吸积的壳层的引力动力学设定。我们使用解析模型和N体模拟来研究回溅对暗能量的依赖性，并筛选了修正的引力理论。在改进的重力模型中，从屏蔽区到非屏蔽区的过渡通常发生在星团外围，这表明在回溅特征中可能存在可观察到的特征。我们研究了在变色龙和Vainshtein筛选模型中回溅的位置，并发现与$Λ$ CDM预测相比有显着差异。我们还发现了一个有趣的动力学摩擦和修改后的重力之间的相互作用，提供了一个独特的签名修改后的重力模型在作为星系光度的函数的回溅功能的行为。
2018-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-stream radial structure of cold dark matter haloes from particle trajectories: deep inside splashback radius
该研究通过宇宙学 $N$ 体模拟追踪暗物质粒子轨迹，按远心点经过次数揭示 splashback 半径内 CDM 晕的稳定双幂律多流径向结构。
2023-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of projection on measuring the splashback feature
本研究利用IllustrisTNG模拟比较三维与投影暗物质晕密度剖面，评估投影对splashback半径代理量$R_{\ m st}$测量的系统性影响。
2025-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Splashback Feature around DES Galaxy Clusters: Galaxy Density and Weak Lensing Profiles
回溅是指物质在暗物质晕上的吸积过程，到达第一个轨道远心点并在轨道上转动。这个过程发生的星系团中心半径r_sp定义了一个与星系团动力学相关的晕圈边界。我们测量了第一年暗能量巡天（DES）数据中redMaper星系团周围的星系数密度和弱透镜质量分布。对于一个平均质量为2.5 x 10^14 M_sun的星系团样本，我们发现了强有力的证据，证明星系密度轮廓的回溅式变陡，并测量出r_sp=1.13 +/- 0.07 Mpc/h，与More等人（2016）和Baxter等人（2017）早期的SDSS测量结果一致。此外，我们的弱透镜测量首次证明了星系团的物质轮廓存在一种类似于回溅的陡峭化。我们从弱透镜数据中测量到r_sp=1.34 +/- 0.21 Mpc/h，与我们的星系密度测量结果吻合得很好。对于不同的星系团和星系样本，我们发现与LCDM模拟一致，r_sp与R_200m成比例，并且在红移0.3--0.6范围内不随红移而演化。我们还发现，潜在的系统性影响与redMapPer算法可能会影响的位置r_sp。我们讨论的进展需要了解系统的不确定性和充分利用即将到来的数据DES和未来的调查，强调更现实的模拟目录和独立的集群样本的重要性。
2018-07-31 astro-ph.CO
Galaxy Cluster Mass Estimation Through The Splashback Radius
本研究利用SDSS数据与模拟分析星系团溅落半径及质量，验证观测溅落半径小于模拟预测的差异，提出溅落质量-半径标度关系，为未来宇宙学研究提供新方法。
2025-06-09 astro-ph.CO
Halo Radius (Splashback Radius) of Groups and Clusters of Galaxies on small scales
本研究基于157个近邻星系群和星系团的投影星系分布，利用累积数量剖面识别splashback radius Rsp与核心半径，并量化其与R200c、R200m的比例关系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
First measurement of the characteristic depletion radius of dark matter haloes from weak lensing
我们使用弱透镜观测，使第一次测量的特征耗尽半径，三个半径的特征区域，物质正在耗尽不断增长的晕之一。镜头取自应用于DESI Legacy Imaging Surveys DR 9的扩展的基于光晕的组/簇查找器产生的光晕目录，而源则通过Fourier_Quad管道从DECaLS DR 8成像数据中提取。我们研究晕质量$12 < \log ( M_{\rm grp} ~[{\rm M_{\odot}}/h] ) \leq 15.3$内的红移$0.2 \leq z \leq 0.3$。维里半径和回溅半径也被测量，并用于测试原来的调查结果的耗尽区。当按质量划分晕时，我们发现我们的大多数测量和CosmicGrowth模拟的预测之间是一致的，除了最低质量的箱。发现特征耗尽半径大致为$2.5$乘以维里半径和$1.7 - 3$乘以回溅半径，与近似普遍的外部密度分布一致，并且发现特征耗尽半径内的平均封闭密度大致为$29$乘以我们样本中宇宙的平均物质密度。当装箱晕的质量和代理晕浓度，我们没有检测到一个显着的变化的耗尽半径与浓度，模拟预测也是敏感的浓度代理的选择。我们还证实，测量的回溅半径随浓度不同的模拟预测。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy selection on the splashback boundaries of galaxy clusters
我们探讨如何回溅半径（$R_{\rm sp}$）的星系团，测量使用的数密度的subhalo人口，根据不同的选择标准，使用IllustrisTNG宇宙学星系形成模拟的变化。我们通过在0.5 dex宽质量箱中的堆叠簇集合中提取最陡的径向梯度来识别$R_{\rm sp}$，我们的簇具有晕质量$10^{13} \leq M_{\rm 200, mean} / {\rm M}_\odot \leq 10^{15}$。我们应用削减在subhalo质量，星系恒星质量，$i$带绝对星等和特定的恒星形成率。我们发现，一般来说，星系的质量和光度增加的痕迹较小的测量回溅半径相对于固有的暗物质半径。我们还表明，淬火星系可以用来可靠地重建的暗物质溅回半径。这种趋势可能是由于星系人口的变化。此外，我们能够调和不同的观测预测，$R_{\rm sp}$基于星系数计数和暗物质可能会对齐或显示出显着的偏移（例如，那些使用光学或SZ选择的集群），通过选择功能，这些研究采用。最后，我们证明了通过计数测量的$R_{\rm sp}$的变化不是由于星系团内外星系丰度的简单变化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Splashback Mass Function of Galaxy Clusters from Photometric Data
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG/USP)（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）
本文提出了一种基于光度数据的完整框架，用于测量星系团的溅射回溅半径和质量，并构建观测溅射回溅质量函数，通过Sloan数字天空调查数据开发出基于径向和光度红移信息的概率团成员方法，优化通过自适应概率切割，最大化团核心相对于外围的检测显著性，应用该方法到499个星系团样本中，通过建模累积星系数分布恢复溅射回溅半径，结果发现溅射回溅半径与200m半径的中位数比约为1.1，与之前的观测研究一致，通过这些测量重新校准了M_sp-R_sp缩放关系，发现斜率比恒定密度预期更浅且无显著红移演化，然后应用该关系到SDSS北银河帽的redMaPPer团中，推导出超过1.5×10^4个系统的溅射回溅质量，构建了首个仅基于光度数据的观测溅射回溅质量函数，结果在高质量端与基于模拟的预测一致，而在低质量端的偏差与已知的光学团目录完整性限制一致，结果表明基于溅射回溅的团大小、质量和丰度可以在光度调查中稳健测量，从而在没有光谱或透镜数据的情况下进行宇宙学研究。
2026-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Splashback radius and the mass accretion rate of RASS MCMF galaxy clusters
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学宇宙物质与宇宙学前沿科学研究所（WPI））；Universitaets-Sternwarte Muenchen（慕尼黑大学天文台）
研究通过测量溅射半径推断星系团质量吸积率，并验证与ΛCDM预测的一致性。
2025-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of finite halo size on the clustering of neutral hydrogen
再电离后21厘米强度测绘实验的目标是暗物质晕中中性氢（HI）的谱线。根据晕模型，这些离散的晕跟踪连续的暗物质密度场到一定的尺度，这取决于晕的物理尺寸。晕圈的物理尺寸定义了一个排除区域，该区域在HI的统计特性上留下印记。我们展示了如何排除由于有限的晕大小的影响HI功率谱的效果，与由回溅半径给定的主机晕的物理边界。最重要的是，我们表明，出现在功率谱的零动量极限的白噪声样功能是完全取消时，考虑到有限的晕的大小。这种抵消作用实际上适用于所有暗物质密度场的示踪物，包括星系。此外，我们表明，排除由于有限的晕大小导致一个亚泊松噪声签名在大尺度上，从N体模拟的结果一致
2021-06-08 astro-ph.CO
Universal multi-stream radial structures of cold dark matter halos
该研究通过宇宙学N体模拟追踪粒子轨迹，发现冷暗物质晕的多流径向密度剖面具有普适的双幂律结构，且该结构不依赖于晕质量、浓度或吸积率，并指出需考虑角动量分布或并合等复杂性。
2023-06-21 astro-ph.CO
The mass-size relation of galaxy clusters
在吸积暗物质晕的外围，密度会突然下降，从而划定了它们的多流区域。由于吸积的动力学，这个物理动机的边缘的位置强烈相关的晕增长率。使用流体力学放大模拟的高质量的集群，我们探索这一定义在现实的模拟，并找到一个明确的连接这一功能之间的暗物质和星系配置文件。我们还表明，溅回功能的深度与灯丝的方向，令人惊讶的是，最亮的星系团的方向。我们的研究结果表明，星系轮廓和弱透镜质量可以定义一个观测上可行的质量大小的星系团，它可以用来提取宇宙学信息的标度关系。
2021-05-17 astro-ph.CO
A Redefinition of the Halo Boundary Leads to a Simple yet Accurate Halo Model of Large Scale Structure
我们提出了一个模型的晕-质量关联函数，明确纳入晕排斥。我们假设晕跟踪质量的方式，可以使用一个单一的尺度独立的偏置参数来描述。然而，我们的模型表现出规模依赖性偏置由于晕排斥的影响，使用"软“（即不是无限尖锐）晕边界，和差异的一个晕项贡献$ξ_{\rm hm}$和$ξ_{\rm mm}$。这些功能自然导致我们重新定义的晕边界，位于“通过眼睛”的过渡半径从一个-晕到两个-晕项的晕-质量关联函数。当采用我们提出的定义时，我们的模型成功地描述了晕-质量关联函数与$\approx 2\%$残差的径向范围$0.1\ h^{-1}{\rm Mpc} < r < 80\ h^{-1}{\rm Mpc}$，并为晕质量的范围$10^{13}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot} < M < 10^{15}\ h^{-1}{\rm M}_{\odot}$。我们提出的晕边界是由一个大致恒定的乘法因子的回溅半径。以87百分位数为参考，我们发现$r_{\rm t}/R_{\rm sp} \approx 1.3$。令人惊讶的是，我们提出的定义结果晕丰度，以及描述的压力-Schechter质量函数与$δ_{\rm sc}=1.449\pm 0.004$。通过$\approx 10\%-15\%$使聚类偏差参数偏离标准背景分割预测。该一致性水平与使用更标准的晕轮定义所实现的一致性水平相当。
2020-06-23 astro-ph.CO
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 astro-ph.CO
Signatures of Self-Interacting dark matter on cluster density profile and subhalo distributions
暗物质粒子之间的非引力相互作用具有很强的散射，但相对较小的湮灭和耗散，已经被提出来匹配集群和群尺度上的各种观测。在本文中，我们提出的结果，从大型宇宙学模拟，其中包括不同的自相互作用的情况下的影响。特别是，我们探索的微分截面，可以依赖于相互作用的粒子的相对速度和散射的角度的模型。我们专注于如何数量，如堆叠的密度分布，subhalo计数和回溅半径的变化作为不同形式的自相互作用的函数。我们发现，自相互作用不仅影响集群的中心区域，从以前的研究中众所周知的效果，但也显着改变了subhalos的分布和粒子的密度到回溅半径。我们的研究结果表明，目前的弱透镜数据已经可以把约束的自相互作用的横截面，只是略弱于子弹集群的约束（$σ/m \lesssim 2$厘米$^2/$克），和未来的透镜调查应该能够收紧他们，甚至进一步使集群规模上的晕配置文件DM物理的竞争探针。
2019-06-28 astro-ph.CO
Some assembly required: assembly bias in massive dark matter halos
我们研究团簇大小的晕组装偏差。以前的工作几乎没有发现证据之间的相关性大规模的偏见和晕质量组装的历史模拟集群大小的晕，相反，显着的相关性之间的偏差和浓度晕这种质量。这种行为上的差异是令人惊讶的，因为浓度和组装历史都与坍塌形成晕的线性密度峰的相同性质密切相关。使用公开的模拟，我们表明，显着的装配偏差确实是发现在最大规模的晕与$M\sim 10^{15}M_\odot$，使用基本上任何定义的晕年龄。对于较低的晕质量$M\sim 10^{14}M_\odot$，未发现偏倚与常用的年龄指标$a_{0.5}$（半质量时间）之间存在相关性。我们表明，这仅仅是一个意外，并存在显着的组装偏见的其他定义的晕年龄，包括那些基于时间时，晕祖细胞获得的最终质量的某些分数$f$在$z=0$。对于具有$M_{\rm vir}\sim 10^{14}M_\odot$的晕，装配偏差的意义在$f=0.5$改变符号。我们探讨了这种行为的起源，并认为它的出现，因为标准定义的晕质量晕发现者不对应的崩溃，维里化的质量，出现在用于预测大规模集群的球形崩溃模型。由于偏差强烈依赖于晕圈质量，因此质量定义中的这些错误可能伪装成甚至掩盖实际存在的组件偏差。使用回溅的更多物理驱动的光晕定义应该没有标准光晕查找器的这个特定缺陷。
2018-04-11 astro-ph.CO
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
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
Dark Quest. I. Fast and Accurate Emulation of Halo Clustering Statistics and Its Application to Galaxy Clustering
我们用$2048^3$粒子对基于最大距离切片拉丁超立方体设计的101个平面$w$ CDM宇宙学模型进行了$N$ -体模拟系综。利用在$z=[0,1.48]$范围内多次红移提取的晕星表，我们开发了Dark Emulator，它可以快速准确地计算晕质量函数、晕-物质互相关和晕自相关，作为晕质量、红移、分离和宇宙学模型的函数，基于主成分分析和高斯过程回归的大规模输入输出数据向量。我们评估的性能的仿真器使用的$N$体模拟，不用于训练仿真器的验证集。我们表明，对于典型的晕托管CMASS星系在斯隆数字巡天，模拟器预测的晕物质的交叉相关，相关的星系星系弱透镜，精度优于$2\%$和晕自相关，相关的星系聚类相关，精度优于$4\%$。我们给出了几个模拟器的演示。它可以用来研究晕质量密度分布的性质，如不同宇宙学的质量浓度关系和回溅半径。模拟器的输出可以结合分析处方的晕-星系连接，如晕占领分布在方程的水平，而不是使用模拟目录，作出准确的预测的星系聚类统计，如星系-星系弱透镜和投影关联函数的任何模型内的$w$ CDM宇宙学，在几个CPU秒。
2019-07-26 astro-ph.CO
Connecting galaxy evolution in clusters with their radial profiles and phase space distribution: results from the IllustrisTNG hydrodynamical simulations
我们在流体动力学模拟软件IllustrisTNG 300-1中研究了星系团周围的星系种群，以研究它们演化历史对可观测性质的影响。我们测量了红移范围$z=0-1$内不同质量和颜色的星系的径向数密度分布、相空间分布和回溅半径。影响星系团内星系分布的三个主要物理效应是星系的猝灭、角动量分布和动力学摩擦。我们发现三个不同的人口的星系通过应用高斯混合模型，他们的颜色和质量分布。它们有着不同的演化历史，并在星系团晕周围的分布上留下了不同的特征。我们发现低质量红星系在星系团中的分布最集中，其回溅半径最大，而高质量红星系的分布不太集中，其回溅半径也较小。蓝色星系，大多数淬火成低质量的红色人口，有最浅的集群内的分布，与径向轨道上的迅速淬火之前到达近心。与暗能量巡天（DES）观测中来自阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）观测的Sunyaev-Zeldovich（SZ）星系团周围的星系分布进行比较，显示出模拟和数据之间星系演化差异的证据。
2021-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for galaxy assembly bias in BOSS CMASS redshift-space galaxy correlation function
建立准确而灵活的星系晕连接模型是在非线性尺度上模拟星系团的关键。最近的研究发现，光环浓度本身不能捕捉到完整的星系组装偏差效应，而光环的局部环境可以是星系组装偏差的一个很好的指标。在本文中，我们提出了一个扩展的晕占据分布模型（HOD），其中包括一个基于浓度的组装偏差项和一个基于环境的组装偏差项。我们用这个模型对重子振荡光谱巡天（BOSS）CMASS星系样本的二维红移空间2点关联函数（2 PCF）进行了很好的拟合（chi^2/DoF = 1.35）。我们发现，包括这两个组件偏置项是强烈赞成的数据和标准的5参数HOD强烈拒绝。更有趣的是，红移空间2 PCF驱动组件偏置参数的方式，优先分配星系的低质量晕。这导致星系-星系透镜效应的预测与观测结果在1 σ范围内，缓解了星系团和透镜效应之间的紧张关系。我们还展示了一个一致的3-5sigma偏好的积极的基于环境的装配偏差，持续超过变化的适合。我们推测，环境的依赖性可能是由潜在的过程，如合并和反馈，但也可能是一个更大的晕边界，如回溅半径的指示。无论如何，这项工作强调了建立灵活的星系晕连接模型的重要性，并展示了红移空间2 PCF的额外约束能力。
2021-01-26 astro-ph.CO
COLOSSUS: A python toolkit for cosmology, large-scale structure, and dark matter halos
本文介绍了Colossus，一个公共的，开源的Python软件包，用于宇宙学相关的计算，宇宙中物质的大尺度结构（LSS），以及暗物质晕的性质。该代码被设计为快速和易于使用，具有一致的，文档齐全的用户界面。宇宙学模块实现了弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克宇宙学，包括曲率，相对论物种，和不同的暗能量状态方程，并提供快速计算的线性物质功率谱，方差，和关联函数。LSS模块关注高斯随机场中的峰值和统计意义上的晕的性质，包括它们的峰值高度、峰值曲率、晕偏置和质量函数。光晕模块处理球形过密度半径和质量、密度分布、浓度和回溅半径。为了便于快速探索这些量，Colossus从文献中实现了40多种不同的拟合函数。我将详细讨论核心例程，并特别强调它们的准确性。Colossus可以在bitbucket.org/bdiemer/colossus上找到。
2018-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
AMICO galaxy clusters in KiDS-1000: Splashback radius from weak lensing and cluster-galaxy correlation function
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
利用KiDS-1000数据中的AMICO星系团样本，通过测量和建模叠加的弱引力透镜切向剪切和星系团-星系相关函数，约束暗物质晕的溅回半径、质量吸积率以及溅回半径与峰值高度的关系，并与ΛCDM模型预测一致。
2026-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 M33 Globular Cluster System with PAndAS Data: The Last Outer Halo Cluster?
我们使用CFHT/MegaCam数据来搜索M33中的外晕星团，作为泛仙女座考古调查（PAndAS）的一部分。这项工作将以前的研究扩展到50 kpc的投影半径，覆盖40多平方度。我们只发现了一个新的明确的星团，除了以前已知的五个在M33外晕（10 kpc <= r <= 50 kpc）。虽然我们确定了2440集群候选人的不同程度的信心，从我们的客观图像搜索程序，几乎所有这些都可能是背景污染物，大多是暗淡的未解决的星系。我们测量的光度，颜色和结构参数的新的集群除了五个以前已知的外晕集群。在22 kpc的投影半径下，这个新的星系团比其他外晕星系团略小、暗、红，g' ~ 19.9，（g'-i '）~ 0.6，浓度参数c ~ 1.0，核心半径r_c ~ 3.5pc，半光半径r_h ~ 5.5pc。与M31相比，M33的外晕星团如此之少，表明M33的外晕星团被M31潮汐剥离，或者M33的吸积历史非常不同，更加平静。
2011-01-12 astro-ph.CO
Halo Histories vs. Galaxy Properties at z=0, I: The Quenching of Star Formation
我们测试是否晕年龄和星系年龄相关的固定晕和星系质量。暗物质晕的形成历史和年龄与它们的大尺度密度$ρ$相关，这种效应被称为组装偏差。我们测试这种相关性是否延伸到星系通过测量星系恒星年龄对$ρ$的依赖性。为了澄清理论和观测之间的比较，并消除强烈的环境对卫星的影响，我们使用星系群目录，以确定中央星系和测量其淬火分数，$f_Q$，作为大尺度环境的函数。将光环年龄与中央星系年龄匹配的模型预测$f_Q$和$ρ$之间存在强正相关性。然而，我们表明，这种影响的幅度取决于晕年龄的定义：大会的偏见显着减少时，删除回溅晕的影响-这些晕是中央，但通过了一个更大的晕或经历了强烈的潮汐遭遇。使用峰值时的光环质量而不是当前质量定义年龄可以消除这些影响。在SDSS数据中，在M $_{\rm gal}\gtrsim 10^{10.0}$ M_sol/h $^2$下，从低密度到高密度，$f_Q$中存在$\sim 5\%$增加，这与使用峰值晕质量对暗物质晕的预测一致。在较低的恒星质量下，$f_Q$和$ρ$之间几乎没有相关性。对于这些星系，年龄匹配与我们测试的大范围晕形成指标的数据不一致。这意味着，晕形成的历史有一个小的，但统计上显着的影响淬火的恒星形成在高质量，而淬火过程中低质量的中央星系是不相关的晕形成的历史。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of the dynamical structures in a Dark Matter Halo using UMAP
本文利用UMAP对银河系质量暗物质晕的6维相空间进行降维分析，发现粒子聚类与吸积历史密切相关，并证明当前晕仍保留近期吸积历史信息且并非动力学均匀。
2024-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
