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
Protohalos and their connection to halo assembly, shape and structure
Yale University（耶鲁大学）；Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本文通过最优传输理论研究原初晕与暗物质晕组装、形状和结构的关系，提出新的估计量并揭示第三个不变量对晕形态的影响。
2026-01-09 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
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 Scale-Dependence of Halo Assembly Bias
暗物质晕的两点聚集除了受质量的影响外，还受晕特性的影响，这种现象被称为晕组装偏差。利用引力势阱的深度$V_{\rm max}$作为次级晕的性质，本文首次研究了尺度依赖的组装偏置。在大规模的线性政权，$r\geq10h^{-1}{\rm Mpc},$我们的研究结果是在与以前的结果保持一致。特别是，在低质量端（$M_{\rm vir}<M_{\rm coll}\approx10^{12.5}{\rm M}_{\odot}$），具有高$V_{\rm max}$的晕相对于具有相同质量的低$V_{\rm max}$的晕显示出更强的大规模聚集，这种趋势减弱并逆转$M_{\rm vir}\geq M_{\rm coll}.$在非线性状态下，低质量晕中的组装偏差在$500h^{-1}{\rm kpc}-5h^{-1}{\rm Mpc},$处表现出明显的尺度依赖性“凸点”。这一特征减弱，并最终消失的晕更高的质量。我们表明，这种尺度依赖的签名可以主要归因于一个特殊的亚群喷射晕，定义为当今的主机晕，以前的成员在过去的历史中的某个时候，一个更高质量的晕。我们的研究结果的一个推论是，星系集群规模的$r\sim1-2h^{-1}{\rm Mpc}$可以影响到$\sim15\%$的晕模型中使用的晕属性的选择，即使是恒星质量有限的样品。
2015-09-21 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
Dark matter halo assembly bias: environmental dependence in the non-Markovian excursion set theory
在标准的漂移集模型的结构的增长，晕的统计性质是由晕质量和独立的大尺度环境中的晕居住。然而，数值模拟发现晕的空间分布不仅取决于它们的质量，还取决于它们的组装历史和环境的细节。在这里，我们提出了一个理论框架，将这种“组装偏差”的偏移集模型。我们的推导基于Maggiore & Riotto（2010）的路径积分方法的修改，该方法将晕形成建模为非马尔可夫随机行走过程。假设扰动密度场随平滑尺度随机演化，并在存在密度障碍时表现出相关行走。我们写下来的条件概率为多个障碍交叉，并从中推导出解析表达式的后代和祖先晕质量函数和晕合并率作为一个函数的晕质量和线性超密度的大规模环境的晕。我们的研究结果预测了更高的晕合并率和更高的祖晕质量函数在高密度的区域，与N体模拟中看到的行为一致。
2013-12-19 astro-ph.CO
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
Large-scale assembly bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量组装偏置的暗物质晕，即晕偏置的质量以外的其他属性的依赖性，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将一个无限波长的物质过密度的背景密度。该方法测量了大尺度极限下的LIMD（局部物质密度）偏差参数$b_n$。我们重点研究了前两个欧拉偏差$b^E_1$和$b^E_2$对晕的四个性质的依赖性：浓度、自旋、质量吸积率和椭圆率。我们定量比较我们的结果与以前的作品中，组装偏差测量相当小的规模。尽管存在这种差异，我们的研究结果与以前的结果吻合得很好。我们还期待在两个晕属性的联合依赖性的偏见，除了质量。最后，使用偏移集峰值模型，我们试图摆脱新的见解如何组装偏差出现在这个分析模型。
2017-04-03 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
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
The Impact of Splashback Galaxies on Galaxy Assembly Bias
University of Rochester（罗切斯特大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
本研究借助Millennium模拟和TNG300模拟，探究反弹星系对星系并合偏差的影响，明确反弹星系的特征及其对星系成团性信号的作用，为星系-晕连接建模提供参考。
2026-08-11 astro-ph.CO
Galaxy and Halo Assembly Bias in Alternative Dark Matter Models
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Institut de Física d’Altes Energies（高能物理研究所）；Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）
该研究利用AIDA-TNG模拟，发现组装偏置在四种暗物质模型中差异很小，为替代暗物质模型下的星系-晕连接研究提供了稳健基线。
2026-09-29 astro-ph.CO
Anisotropic halo assembly bias and redshift-space distortions
我们使用一组N体模拟研究了大尺度潮汐场对内晕性质的影响。我们测量大尺度潮汐场和几个非标量晕属性：形状，速度色散和角动量之间的显着互相关。耦合到这些非标量晕属性的选择效应甚至可以在实空间中产生各向异性聚类。我们调查这种效果的大小，并表明，它可以产生一个非零的四极杆的大小类似的线性红移空间畸变（RSD）所产生的。最后，我们研究了红移空间中识别的晕的聚类特性，并发现与标准线性RSD模型的巨大偏差，再次由各向异性组装偏差引起。这些影响可能会污染宇宙学参数的值推断从观测到的红移空间星系团，团体，或21厘米发射原子氢，如果他们的选择取决于受晕组装偏差的属性。我们简要地讨论了在现有的和未来的大尺度结构调查中可以测量这种影响的方法。
2019-06-27 astro-ph.CO
Assembly bias in quadratic bias parameters of dark matter halos from forward modeling
我们使用的前向建模方法，星系聚类的可能性从大尺度结构的有效场理论相结合，以衡量组装偏差，即晕偏差的依赖性的性质以外的总质量，在线性（$b_1$）和二阶偏置参数（$b_2$和$b_{K^2}$）的暗物质晕在$N$体模拟。这是第一次测量潮汐偏差参数$b_{K^2}$中的组装偏差。我们专注于三个标准的晕属性：浓度$c$，自旋$λ$和球形度$s$，我们发现一个组装偏置信号在$b_{K^2}$，这是相反的$b_1$。具体而言，在固定质量下，在$b_1$中得到更多（更少）正偏置的晕，在$b_{K^2}$中得到更少（更多）负偏置。我们还研究了装配偏差对$b_2(b_1)$和$b_{K^2}(b_1)$关系的影响，发现虽然$b_2(b_1)$关系保持大致不变，但装配偏差强烈影响了$b_{K^2}(b_1)$关系。这种影响可能也延伸到星系的对应关系，这促使未来的研究设计更好的先验$b_{K^2}(b_1)$用于宇宙学约束星系聚类数据。
2021-11-08 astro-ph.CO
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
Halo assembly bias from a deep learning model of halo formation
本文提出用卷积神经网络从初始条件预测暗晕质量与聚集度，并作为代理模型推导暗晕偏袒参数，成功恢复线性、二阶及原初非高斯性偏袒的已知趋势，揭示了聚集度对组装偏袒的差异化影响。
2023-04-19 astro-ph.CO
Assembly bias and the dynamical structure of dark matter halos
基于千年模拟，我们检查组装偏差的晕属性：形状，三轴度，浓度，自旋，速度椭球的形状和速度各向异性。为了保持一致性，我们使用同一组粒子来确定所有这些性质，也就是说，所有引力自约束粒子都属于给定的朋友的朋友晕的最大质量子结构。我们确认，近球形和高自旋晕显示增强集群。对于强非球面和低自旋晕，情况正好相反。此外，低于典型的塌陷质量，M*，更集中的晕显示更强的集群，而不太集中的晕是不太集群，这是相反的质量以上M*。在前人工作的基础上，我们发现：（1）扁圆晕比长轴晕更强地聚集在一起;（2）尽管信号更强，但聚集对速度椭球形状的依赖性与实空间形状的依赖性一致;（3）速度各向异性弱的晕更容易聚集在一起，而径向各向异性的晕更容易聚集在一起;（4）对于所有高度聚集的子集，我们发现系统地径向偏移较小的速度各向异性剖面。这些结果表明，晕的速度结构与环境密切相关。
2009-11-18 astro-ph.CO
Halo assembly in cold and warm dark matter during the JWST frontier epoch
本文利用CDM与WDM的N体模拟比较高红移晕坍缩时间，发现坍缩延迟与后代晕质量反相关，JWST在无助于透镜观测时难以区分两种宇宙学。
2023-06-01 astro-ph.CO
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
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 connection between halo concentrations and assembly histories: a probe of gravity?
我们使用两个高分辨率的N体模拟，一个假设广义相对论，另一个假设$f\left(R\right)$引力的Hu-Sawicki形式和$\vert \bar{f}_{R} \vert = 10^{-6}$，研究了暗物质晕的浓度-形成时间关系.我们堆叠晕在crummically间隔的质量箱，以适应中值密度分布和提取中值形成时间。在固定的质量，在修改后的重力晕更集中比那些在GR，特别是在低质量和低红移，并不遵循的浓度-形成时间的关系中看到GR。我们评估的灵敏度的关系如何定义的浓度和形成时间，以及隔离的晕人口的量的重力筛选。我们发现一个明显的差异晕浓度和组装的历史显示在修改后的重力和GR。现有的模型的质量-浓度-红移关系，已取得成功的冷，暖暗物质模型需要修订$f\left(R\right)$重力。
2019-03-18 astro-ph.CO
Non-Gaussian halo assembly bias
大尺度暗物质晕偏置对（局部）非高斯性参数f_NL的强烈依赖性，为用大尺度结构调查约束原始非高斯性提供了一条有前途的途径。在本文中，我们提出了第一次检测的依赖性的非高斯晕偏置晕形成的历史，使用N体模拟。我们还提出了一个扩展的Press-Schechter形式主义的基础上的预期信号的解析推导。与我们的分析预测非常一致，我们发现，晕形成的历史依赖的贡献的非高斯晕偏置（我们称之为非高斯晕组装偏置）可以分解的形式近似独立的红移和晕质量。由于晕形成历史，对非高斯晕偏置的校正可以高达100%，对于最近形成的晕抑制信号，对于旧晕增强信号。如果观测选择效应只选择最近形成的晕圈，那么这在原则上对现实的星系巡天来说可能是个问题。目前的半解析星系形成模型，例如，意味着在预期的信号增强~23%和~48%的星系在z=1选定的恒星质量和恒星形成率，分别。
2010-12-13 astro-ph.CO
Elucidating the impact of massive neutrinos on halo assembly bias
本研究利用相同初始条件的成对模拟，通过追踪暗晕至初始密度峰构建孪生目录，发现大质量中微子使暗晕组装偏好减弱2%，并揭示中微子暗晕浓度与大尺度成团性反相关。
2024-04-20 astro-ph.CO
Assembly of the outer Galactic stellar halo in the hierarchical model
我们提供了一套数值N体模拟研究外银河系的恒星晕通过吸积事件的形成。在模拟了暗物质晕和逆轨道卫星晕与暗物质主晕的小合并后，我们分析了卫星星在自转速度分布中留下的信号。其目的是探索的轨道条件下，逆行信号的外部部分的晕，为了给一个可能的解释所观察到的银河系恒星晕的旋转特性。结果表明，对于质量大于主晕$\sim 1/40$的逆行卫星，动力学摩擦对不同轨道产生的最终速度分布的组合起着基础性作用，并且在低倾角轨道上运行的逆行卫星在外晕区沉积了更多的恒星，因此可以产生外晕中观察到的反向旋转行为.
2010-05-17 astro-ph.CO
Assembly bias in the local PNG halo bias and its implication for $f_{\rm NL}$ constraints
我们使用$N$体模拟来研究晕组装偏差（即，晕簇对总质量以外的性质的依赖性）的密度和原始非高斯（PNG）线性偏置参数$b_1$和$b_ϕ$。我们认为浓度，自旋和球度作为次要的晕属性，我们发现一个明确的检测$b_1$和$b_ϕ$的组装偏差。在固定的总质量，晕自旋和球形影响$b_1$和$b_ϕ$以类似的方式，大致保持的线性$b_ϕ(b_1)$关系的形状满足全球晕人口。然而，Halo浓度以相反的方向驱动$b_1$和$b_ϕ$。这引起$b_ϕ(b_1)$关系的显著变化，浓度越高的晕圈具有越高的$b_ϕ(b_1)$振幅。特别是对于$z=0.5$和$b_1 \approx 2$，包含所有晕圈、具有最低$33\%$浓度的那些或具有最高$33\%$浓度的那些的群体分别具有$b_ϕ\approx 3$、$b_ϕ\approx -1$和$b_ϕ\approx 9$的PNG偏倚。改变晕的浓度可以使$b_ϕ$变得非常小，甚至改变它的符号。这些结果有重要的影响，星系集群的本地PNG参数$f_{\rm NL}$，假设固定形式的$b_ϕ(b_1)$关系的约束。我们说明了显着的影响晕组装偏差在实际数据中使用的BOSS DR 12星系功率谱：假设BOSS星系是所有晕的代表，$33\%$最低或$33\%$最高浓度晕产量$σ_{f_{\rm NL}} = 44, 165, 19$，分别。我们的研究结果表明，在星系选择策略…
2023-01-19 astro-ph.CO
Evidence of Halo Assembly Bias in Massive Clusters
我们提出了显着的证据，晕组装偏差的SDSS redMapPPer星系团的红移范围$[0.1, 0.33]$。通过将8，648个星系团根据成员星系与星系团中心的平均距离分为两个子样本，我们首先基于小半径$R<\sim 10~h^{-1}{\rm Mpc}$处的弱透镜信号证明了这两个子样本具有非常相似的晕质量$M_{\rm 200m}\simeq 1.9\times 10^{14}~h^{-1}M_\odot$。然而，从大尺度弱透镜效应和投影自关联函数两者推断的它们的晕偏差相差$\sim$ 1.5倍，这是组装偏差的特征。弱透镜数据中的2.5 $σ$和自相关数据中的4.4 $σ$分别排除了两个子样本的相同偏差假设。这一结果可能会对星系演化和精确宇宙学产生重大影响。
2016-01-26 astro-ph.CO
A Pair of Early- and Late-Forming Galaxy Cluster Samples: a Novel Way of Studying Halo Assembly Bias Assisted by a Constrained Simulation
晕组装偏差是指暗物质晕的大尺度偏差与其质量之间的依赖关系，是标准宇宙学模型的一个基本性质。它于2005年在千禧年模拟中首次被发现，已被证明很难通过观测被发现，迄今为止只有少数令人信服的探测声明。主要的障碍在于找到一个准确的代理晕形成时间。在这项研究中，通过利用约束模拟，可以忠实地再现观测到的结构大于$2\,$ Mpc在本地宇宙中，在$z\le 0.12$的634个大质量的集群的样本，我们发现它们的对应晕在模拟和使用匹配的晕的质量增长历史来估计所观察到的集群的形成时间。这使我们能够构建一对早期和晚期形成的星系团，通过弱引力透镜测量具有相似的质量，并且大尺度偏差在$\approx 3σ$水平上不同，暗示了组装偏差的签名，这进一步证实了星系团星系的性质，包括最亮的星系团星系，以及成员星系的空间分布和数量。我们的研究铺平了道路，以进一步检测组装偏见的基础上构建的集群样本纯粹观察到的数量。
2022-08-04 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
Relating the structure of dark matter halos to their assembly and environment
我们使用一个大型的$N$体模拟来研究暗物质晕的结构性质与它们的组装历史和环境的关系。单个晕组装历史的复杂性可以很好地由少量的主成分（PC）来描述，与形成时间相比，它提供了对晕组装历史的更完整的描述，并且与晕结构性质具有更强的相关性。使用随机集成方法建立的决策树，我们发现，约$60\%$，$10\%$，和$20\%$的晕浓度，轴比和自旋的方差，分别可以解释相结合的四个主导的预测：第一PC的组装历史，晕质量，和两个环境参数。晕浓度主要受晕组装的影响。当地的环境被发现是重要的轴比和自旋，但与晕组装退化。已知的装配和环境因素解释了轴比和旋转的小百分比的方差，这表明方差是由许多细微的因素产生的，应该这样建模。晕的内在属性和环境之间的关系是弱的相比，他们的方差，与当地的潮汐场的各向异性具有最强的相关性与晕的属性。我们的降维和回归方法可以帮助简化晕布居的表征，并澄清晕属性之间的简并性。
2020-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo assembly bias from Separate Universe simulations
我们提出了一种使用分离宇宙技术的晕组装偏差的校准。具体来说，我们测量的响应晕丰度在固定的质量和浓度的存在下，一个无限波长的初始扰动。我们开发了一个分析框架，用于描述这种峰值背景分裂晕偏置的浓度依赖性-组装偏置的措施-依赖于固定晕质量的晕浓度的近对数正态分布。这种分析框架和分离宇宙技术的结合使我们能够实现非常高的精度校准的线性组件偏差$b_1$，并定性地再现已知的趋势，如单调减少（增加）的$b_1$与晕浓度在大（小）群众。同样的框架扩展到浓度依赖的高阶偏置参数$b_n$，我们提出了第一次校准组装偏置$b_2$。我们的校准是直接适用于分析晕模型计算，力求稳健地检测观测样本中的星系组装偏差。我们检测到一个非普遍性的$b_1 - b_2$的关系所产生的装配偏差，并建议同时测量这些偏差参数可以用来检测组装偏差的签名，以及减轻其在宇宙学分析的影响。
2017-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the link between galaxy assembly and dark matter halo assembly in IllustrisTNG: Insights from the Mutual Information
本文利用互信息分析IllustrisTNG模拟，发现星系形成效率F★比颜色、sSFR和星系团可观测量更能灵敏指示暗物质晕组装历史，揭示星系与晕的共同演化关系。
2025-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A KiDS weak lensing analysis of assembly bias in GAMA galaxy groups
我们调查可能的签名晕组装偏置光谱选择的星系群从GAMA调查使用弱透镜测量空间重叠区域的更深，高成像质量的光度KiDS调查。我们使用GAMA组的明显丰富度大于4，以确定样品具有可比的平均主机晕质量，但具有不同的径向分布的卫星星系，这是一个代理的形成时间的晕。我们测量的弱透镜信号的组比平均值更陡，比平均卫星分布更浅，并没有发现任何迹象的光环组件的偏见，与$0.85^{+0.37}_{-0.25}$的偏差比，这是一致的$Λ$ CDM预测。我们的星系群具有典型的$10^{13} M_{\odot}/h$质量，自然地补充了以前在星系团尺度上对晕组装偏差的研究。
2017-03-20 astro-ph.CO
Influence of the large-scale structure velocity field on halo mass assembly within cosmic filaments
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本研究利用IllustrisTNG模拟和1-DREAM框架，发现宇宙纤维内速度场的散度和涡度与暗物质晕质量及组装历史密切相关，动力学平静区域偏好大质量晕且组装更晚，为晕增长提供密度之外的补充描述。
2026-09-15 astro-ph.CO
Characterizing the assembly of dark matter halos with protohalo size histories: I. Redshift evolution, relation to descendant halos, and halo assembly bias
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究提出用原初晕大小历史量化暗物质晕组装的新方法，发现其可用双幂律描述，与后代晕中心-总恒星质量比强相关，能捕捉质量吸积历史丢失的信息，为关联原星系团与后代星系团提供新工具。
2024-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Level of Cluster Assembly Bias in SDSS
最近，几项研究发现了一个强烈的差异大规模的聚类偏差的两个子样本的星系团在相同的晕质量，分裂的平均投影成员距离$R_{\mathrm{mem}}$。这种差异的水平显着超过了最大的光环组件偏置信号LCDM预测。在这项研究中，我们探讨是否有一些聚类偏差的差异可能会造成的偏见$R_{\mathrm{mem}}$由于投影效果从其他系统沿视线。我们彻底调查晕组装偏差的光度检测redMapper集群在SDSS中，通过定义一个新的变种的平均成员距离估计$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$，这是更强大的对投影效应的集群成员身份识别。利用星系团的角标记关联函数，我们证明了在用$R_{\mathrm{mem}}$分裂时的大尺度偏差差异在很大程度上可以归因于这种投影效应。在通过$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂之后，极大的信号被减小，从而给出如从弱透镜测量的两个聚类偏差之间的比率$1.02\pm0.14$。使用一个现实的模拟集群目录，我们预测，两个$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂的子样本之间的偏差比应该是$<1.10$，这是至少60%弱于最大晕组装偏差信号（1.24）时，分裂晕浓度。因此，我们的研究结果表明，在SDSS中redMapPer集群所表现出的晕组装偏差的水平是一致的LCDM预测。随着集群数量增加十倍，更深入的持续调查将能够更强大地检测…
2017-06-22 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
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass assembly history of dark matter halos in the light of $H_0$ tension
哈勃张力可能会引入一个新的行动方针来修改标准的$Λ$ CDM模型，以解开暗能量和暗物质物理学。哈勃参数可以通过背景演化模型的后期观测独立重建。我们将重建的哈勃参数与结构形成和大尺度结构观测量联系起来。我们利用漂移集理论计算了暗物质晕的数密度和祖先物质的质量函数。我们得到的结果为马尔可夫和非马尔可夫扩展的游览集理论的背景下，球形和椭球形的崩溃。我们表明，重建模型中的暗物质晕的数密度与普朗克2018 $Λ$ CDM在$M\gtrsim10^{12}M_{\odot}$质量范围内具有近似的$\sim2σ$差异。我们还比较了暗物质晕祖质量函数与对星系的统计和他们的质量组装历史的观测数据的HST，CANDEL调查。由于在质量聚集中区分吸积和合并的比例比较复杂，我们关于对分数的结果仅用于说明。然而，$\sim5$倍更精确的观测将有希望区分重建的模型和普朗克-2018 $Λ$ CDM。
2022-01-13 astro-ph.CO
Predicting halo occupation and galaxy assembly bias with machine learning
理解晕质量以外的晕属性对星系团的影响（即星系组装偏差）仍然是当代星系团模型的一个挑战。我们探索使用机器学习来预测晕职业和恢复星系聚类和组装偏差的半解析星系形成模型。对于恒星质量选定的样本，我们训练随机森林算法的中央和卫星星系的数量在每个暗物质晕。与预测的职业，我们创建模拟星系目录和测量的集群和组装偏差。使用一系列的晕和环境属性，我们发现，机器学习预测的占用变化与次级属性，星系聚类和组装偏差都与我们的目标星系形成模型非常一致。内晕性质对中心星系的预测至关重要，而环境对卫星星系的预测起着关键作用。我们的机器学习模型都以可用的格式提供。我们证明，机器学习是一个强大的工具，模拟星系晕连接，并可用于创建逼真的模拟星系目录，准确地恢复预期的占用变化，星系聚类和星系组装偏差，必要的宇宙学分析即将到来的调查。
2021-07-02 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
Assembly Bias & Redshift-Space Distortions: Impact on cluster dynamics tests of general relativity
大质量星系团周围星系的红移空间畸变（RSD）正成为修正引力理论的一个有前途的试验平台。这种方法的传统应用依赖于这样的假设，即在集群环境中的速度场是唯一确定的集群质量配置文件。然而，在N体模拟中，真实的暗物质晕被认为违反了维里质量决定位形空间分布的假设，这种效应被称为组装偏差。在这封信中，我表明，在模拟暗物质晕组装偏见也体现在速度空间。在1-10 Mpc的环境周围的集群，高浓度的“示踪剂”晕表现出10-20%较大的成对的速度分散配置文件相对于相同质量的低浓度的示踪剂晕。这种差异与设计用于解释宇宙加速的f（R）模型预测的RSD信号的大小相当。我使用的年龄匹配技术来研究如何颜色选择的影响可能会影响集群RSD信号，发现一个~10%的效果，由于红色的卫星优先占据更高质量的晕，和一个~5%的效果，由于组装偏置的颜色的中心。为了使用星系团RSD测量来强有力地约束修正引力，我们可能需要开发比现有文献中任何模型都更复杂的经验星系形成模型。
2015-01-12 astro-ph.CO
The structure and assembly history of cluster-size haloes in Self-Interacting Dark Matter
我们执行暗物质的28个放松的大规模团簇大小的晕冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型的模拟，研究在大半径的模型之间的结构差异，重子物理的影响预计是非常有限的。我们发现，分布的径向轮廓的密度，椭球轴比，和速度各向异性（$β$）的晕之间的模型（在$\sim1σ$水平），即使在$\gtrsim10\%$的维里半径，如果自散射截面是$σ/m_χ=1$厘米$^2$ gr $^{-1}$的差异很大。直接与观测推断的密度剖面比较，不赞成$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$的SIDM，但在中间径向范围（维里半径的$\sim3\%$），重子物理的影响是不确定的。在这个水平的横截面，我们发现一个较窄的$β$分布在SIDM，明显偏向各向同性轨道，没有SIDM（90\%的CDM）晕有$β>0.12$在$7\%$维里半径。我们估计，通过$\sim30$（$\sim10^{15}$ M $_\odot$）松弛集群的观测样本，一旦观测不确定性提高几倍，$β$就有可能用于对SIDM施加竞争约束。我们研究了SIDM团簇中晕组装历史记忆的抑制。对于$σ/m_χ=1$ cm $^2$ gr $^{-1}$，我们发现，这只发生在中央晕区（$\sim1/4$的规模半径的晕），并只为晕，组装其质量在此区域内早于形成红移$z_f\sim2$。除此之外，组装的记忆仍然存在，并以类似于CDM的方式…
2017-10-19 astro-ph.CO
A Differentiable Model of the Assembly of Individual and Populations of Dark Matter Halos
我们提出了一个新的经验模型的质量组装的暗物质晕。我们近似的增长作为一个简单的幂律函数的时间，幂律指数平滑地减少晕过渡从快速吸积制度在早期，缓慢吸积制度在晚期。使用从高分辨率宇宙学模拟中获得的大量晕合并树样本，我们证明了我们的3参数模型Diffmah可以近似晕生长，对于所有现今质量大于10^11 Msun的晕，包括仅重力模拟中的子晕和宿主晕，以及TNG流体动力学模拟中的子晕和宿主晕，t > 1 Gyr的典型精度为0.1 dex。此外，我们提出了一个新的模型的组装晕人口，DiffmahPop，它不仅再现平均质量增长随着时间的推移，但也忠实地捕捉多样性与晕组装其质量。我们的python实现基于autodiff库JAX，因此我们的模型自洽地捕获了整个宇宙时间内晕质量吸积率的均值和方差。我们表明，晕组装和大规模的密度场之间的连接，被称为晕组装偏差，准确地捕获Diffmah，和我们的近似晕组装历史的残差表现出可以忽略不计的剩余相关性与密度场。我们公开的源代码可用于生成宇宙学代表晕历史的蒙特卡罗实现;我们的可微实现有助于将我们的模型纳入现有的分析晕模型框架。
2022-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Neutrino Masses and Asymmetries on Dark Matter Halo Assembly
大质量宇宙学中微子通过平滑宇宙超密度来抑制宇宙中的大尺度结构（LSS），因此结构的形成相对于标准的拉姆达冷暗物质（$Λ$ CDM）模型有延迟。我们用晕形成时间$a_{1/2}$、树熵$s$和晕叶函数$\ell(X)$描述了暗物质晕的合并和质量吸积历史，并用中微子参与的N体模拟测量了它们.我们发现，一个非零的中微子质量$M_ν$的总和延迟$a_{1/2}$的维里质量之间的$10^{13} M_\odot$和$3\times 10^{13} M_\odot$的晕，而非零的中微子不对称参数$η^2$有相反的效果。虽然平均树熵$\bar s$不显著依赖于$M_ν$或$η^2$，但晕叶函数依赖于。此外，$\ell$对$M_ν$和$η^2$的依赖性在$z$的红移中有显著的演变，$M_ν$和$η^2$的相对贡献在$z \approx 0.6$附近显示出作为$z$的函数的S形转变。与物质功率谱一起，这些晕参数使我们能够打破$M_ν$和$η^2$之间的参数简并，使它们都可以在原则上受到约束。
2022-03-10 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
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
