Modified Cosmological Expansion and the JWST CMB Optical Depth Tension in Self Interaction Gravity
S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）
该研究在自相互作用引力框架下修正宇宙膨胀历史，结合Union3超新星与DESI DR2 BAO数据约束参数，成功将预测光深降至与普朗克PR4测量一致的水平，缓解了JWST与CMB间的光深张力。
2026-08-21 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
Geometric Constraints on the Pre-Recombination Expansion History from the Hubble Tension
University of Trento（特伦托大学）；Trento Institute for Fundamental Physics and Applications (TIFPA)-INFN（特伦托基础物理与应用研究所（TIFPA）-意大利国家核物理研究所）
研究通过模型无关方法重建宇宙再结合前的膨胀历史，发现满足几何CMB约束的早期时间解决方案存在，提供哈勃张力研究的背景测试框架。
2026-04-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The mass assembly history of black holes in the Universe
我们追踪高红移种子黑洞在宇宙时间内的成长与演化。这群巨大的初始黑洞种子形成于这些早期时期，来自前星系气体盘的直接坍缩。填充暗物质晕与种子形成这种方式，我们按照他们的大规模组装的历史，目前使用蒙特卡洛合并树的方法。利用这种形式主义，我们预测黑洞的质量函数在目前的时间;在宇宙中的黑洞的积分质量密度;吸积黑洞的光度函数作为红移和散射的函数在观察到的，本地Mbhσs关系。这些大质量种子模型的特征主要出现在现今黑洞质量函数的低质量端。事实上，我们预测的Mbhσs关系在低质量端和增加散射的形状最近已被观测所证实。这些模型预测，低表面亮度，膨胀少的星系与大光盘是最不可能的网站形成的大规模种子黑洞在高红移。在高红移时，种子形成的效率也直接影响z = 0时星系中黑洞的占有率。这种效应在今天的低质量星系中更为明显，因为我们预测存在一群不拥有核黑洞的低质量星系。这是这里研究的模型和种群III残留种子模型之间的关键区别。
2011-05-24 astro-ph.CO
Probing Cosmic Dawn: Modelling the Assembly History, SEDs, and Dust Content of Selected $z\sim9$ Galaxies
在$z>9$的星系光谱能量分布（SED）中存在光谱学证实的巴耳末断裂，为我们宇宙中第一代恒星的组装历史提供了最好的探测器之一。最近对引力透镜源MACS 1149_JD 1（JD 1）的观测表明，大量的恒星形成可能发生在红移高达$z\simeq15$的地方。推断的恒星质量，尘埃质量和组装历史的JD 1，或任何其他星系在这些红移表现出强烈的巴耳末突变，可以提供一个强有力的测试，我们最好的理论模型从高分辨率的宇宙学模拟。在这项工作中，我们提出的结果从宇宙辐射流体动力学模拟的区域周围的一个巨大的莱曼break星系。对于我们的两个最大质量的系统，我们表明，灰尘优先居住在附近的年轻恒星，从而增加了强度的测量巴耳末破裂，使模拟的SED是一致的光度学的JD 1和其他两个$z>9$系统（GN-z10 -3和GN-z9 -1），提出了在高红移的巴耳末破裂。我们发现强烈的变化，几乎相同的恒星和晕质量的星系的SEDs的形状和光度，表明形态，组装历史和尘埃分布的重要性，在高红移的个别星系的属性进行推断。我们的研究结果强调，即使在极端的红移$z>9$的尘埃可能发挥调制星系的可观察的属性的重要性。
2019-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of large-scale environment on the assembly history of central galaxies
我们研究大尺度环境是否会影响其中心星系的质量组装历史。为了促进这一点，我们构建了暗物质晕合并树的宇宙学N体模拟和计算星系的形成和演化，使用半解析方法。我们证实了早期的结果，较小的晕显示出显着的差异，形成时间与大尺度环境的轻度依赖。然而，使用半解析模型，我们发现，平均而言，中央星系的恒星质量的增长率在很大程度上是不敏感的大尺度环境。虽然我们的研究结果表明，恒星形成率（SFR）和恒星质量的较小的晕中心星系的晕的组装偏差略有影响，这些星系是微弱的，在SFR的差异是微小的，因此，它是具有挑战性的，在真正的星系目前的观测精度。未来的星系调查，如BigBOSS实验和大型综合巡天望远镜，预计将提供较暗物体的观测数据，将提供一个测试我们模型预测的机会。
2014-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Past History of Galaxy Clusters told by their present neighbors
星系团可以在现代宇宙学中发挥关键作用，只要它们的演化得到正确的理解。然而，观察到的集群只给我们一个单一的时间框架，他们的动力学状态。因此，寻找与它们的组装历史有很好关联的星团的当前可观测数据构成了宇宙学的不可估量的工具。以往将星系团的环境描述因子与其形成历史联系起来的研究主要是晕的质量-环境关系。本文提出了一个无质量的集群大小晕的邻居分布和后者的质量组装历史之间的相关性。从Big Multidark模拟中，我们提取了两个大样本的随机晕，其质量范围从Virgo到Coma集群大小。此外，为了找到室女星系团形成历史的主要环境罪魁祸首，我们将室女座大小的晕与从模拟中提取的200个类似室女座的晕进行了比较。在不同的集群为中心的距离的邻居的数量允许区分集群与不同的质量吸积历史。与室女座晕类似，在大约2倍维里半径的距离内有许多邻居的星系团在z~1处经历了相对于平均值的质量吸积活跃期和平静历史之间的过渡。相反，具有很少邻居的集群共享相反的趋势：从被动到主动组装历史。此外，在大约4倍维里半径范围内有大质量伴星的星系团往往有最近的活跃合并历史。因此，星团邻居的径向分布为了解这些天体的过去历史提供了宝贵的见解。
2020-07-07 astro-ph.CO
Dark Matter Response to Galaxy Assembly History
目的：众所周知，重子的存在会影响暗物质宿主晕。探索星系聚集的历史以及暗物质晕随时间的性质可以提供一种测量这些效应的方法。研究方法：我们研究了四个银河系质量暗物质晕从宝瓶座项目在其组装历史，$z = 0 - 4$之间的属性。在这项工作中，我们使用的SPH运行Scannapieco等人。（2009）和暗物质唯一的对应物作为案例研究。为了评估我们的研究结果的鲁棒性，我们将它们与使用移动网格技术和不同子网格方案运行的晕之一进行比较。结果：我们的结果表明，暗物质晕轮廓的宇宙演化依赖于重子的组装历史。我们发现，暗物质的配置文件不显着随时间的变化，因此，他们变得稳定，当重子的分数积累在中心区域达到80%的维里半径内的质量。此外，质量吸积的历史表明，较早聚集的晕是那些含有更大量的重子质量的晕，这反过来又使暗物质晕轮廓更早地达到稳定的配置。对于SPH晕，我们发现，特定的角动量的暗物质粒子的维里半径在z = 0的百分之五，保持近似恒定的时间，其中60%的恒星质量被收集。我们探索不同的理论和经验模型的收缩晕通过红移。一个更好地描述通过红移演化的晕收缩的模型必须依赖于内部区域的恒星质量含量。
2019-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the dynamical states and mass accretion histories of galaxy clusters in IllustrisTNG
University of Waterloo（滑铁卢大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
利用IllustrisTNG模拟，研究星系团结构参数与吸积历史的关联，发现可观测量如最亮星系间星等差和恒星质量分布不对称性可有效选择近期吸积样本。
2026-05-28 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
No tension between assembly models of supermassive black hole binaries and pulsar observations
脉冲星定时阵列（PTAs）是目前唯一的手段来寻找引力波随机背景的超大质量黑洞二进制人口，被认为是在掌握当前或不久的将来的观测。然而，Parkes PTA（Shannon et al. 2013，2015）设定的严格上限被解释为在$> 90\%$置信度下排除了当前通过星系合并和恒星相互作用硬化的双星组合范例，这表明演化被加速（通过恒星和/或气体）或停滞。使用贝叶斯分层模型，我们认为这个上限的影响，全面的天体物理学的情况下，没有调用失速，也没有更多的异国情调的物理过程。我们发现，他们是完全一致的上限，但（弱）人口参数的界限可以推断。模型之间的贝叶斯因子在$\approx 1.03$ -- $5.81$之间变化，特征振幅先验和后验之间的Kullback-Leibler分歧在$0.37$ -- $0.85$之间。考虑到之前关于星系合并率的天体物理信息，最近对黑洞-星系核球质量关系的向上修订（Kormendy & Ho 2013）在$1.6σ$中与较轻的模型（例如Shankar et al. 2016）相比不受欢迎。我们还表明，如果灵敏度提高一个数量级后仍无法检测到，那么最乐观的情况在$3.9σ$中会受到不利影响。
2017-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Satellite Alignment: I. Distribution of Substructures and Their Dependence On Assembly History From N-Body Simulations
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系的主轴对齐。这种排列取决于星系的性质，例如红色卫星比蓝色卫星排列得更紧密。解释这种现象的理论工作发现，这是由于暗物质晕的非球形性质。然而，大多数研究都在假设中心星系形状遵循宿主晕形状的情况下过度预测了对齐信号。也不清楚是否颜色依赖性的对齐是由于组装偏置或进化效应。在本文中，我们研究这些问题使用宇宙学N体模拟。暗晕被用来追踪卫星星系的位置。发现暗物质晕的形状在不同的半径上是不一致的。如果中心星系与内部主晕形状相同，则排列效应较弱，与观测数据一致。然而，它预测几乎没有依赖于卫星星系的颜色对齐，虽然后期吸积subhalos显示出更强的对齐与外层的主机晕比他们的早期吸积同行。我们发现，这是由于纯N体模拟的限制，卫星星系没有相关的subhalos（“孤儿星系”）没有解决。这些孤儿（主要是红色）卫星通常位于宿主晕的内部区域，并且应该遵循内部区域中宿主晕的形状。
2014-04-10 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
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamical State of Dark Matter Haloes in Cosmological Simulations I: Correlations with Mass Assembly History
使用的统计样本的暗物质晕从一套宇宙学N体模拟的冷暗物质（CDM）模型，我们量化的影响模拟晕的质量吸积和合并的历史上两个常用的措施，其动力学状态，维里比η和质量偏移量Δ r的中心。量化这种关系是很重要的，因为晕的动态平衡的程度将影响的可靠性，我们可以测量的结构和运动学的晕人口的特征平衡属性。我们首先验证了一个光环的形成红移zform与其维里质量Mvir，我们表明，其最近的吸积质量的分数和它经历了最近的重大合并的可能性增加，增加Mvir和减少zform。然后，我们表明，η和Δ r增加增加Mvir和减少zform，这意味着大规模最近形成的晕更有可能是动态不放松比他们的质量较低，年龄较大的同行。我们的分析表明，η和Δ r是一个晕的动力学状态的良好指标，表现出较强的正相关性与最近的质量吸积和合并活动，但我们认为，Δ r提供了一个更强大的和更好的定义用于宇宙学N体模拟在z~0的动力学状态的措施。我们发现Δ r < 0.04足以在z=0处挑选出动态弛豫晕。最后，我们在以前的研究的背景下评估我们的结果，并考虑其观察意义。
2011-09-13 astro-ph.CO
Stellar mass-gap as a probe of halo assembly history and concentration: youth hidden among old fossils
我们调查使用的晕质量差距统计-定义为主机晕和它的最大的卫星subhalo之间的质量的对数差-作为探针的晕年龄和浓度。用宇宙学N体模拟研究了N ~25，000个质量范围为10^12.5 < M_halo/M_sol < 10^14.5的团簇晕。与以前的工作一致，我们发现晕的质量间隙与晕的形成时间和浓度有关。平均而言，年龄较大和浓度较高的晕有较大的晕质量差距，这种趋势是强于在类似的动态范围内的质量浓度关系。然而，由于卫星晕下总体的短暂性质，存在大量的散射，这限制了在逐个物体的基础上使用晕质量间隙统计。例如，我们发现20%的非常大的晕质量间隙系统（类似于“化石群”）是年轻的，并且可能经历了一个巨大的卫星次晕和中央次晕之间的合并。我们通过丰度匹配将晕质量隙与可观测的恒星质量隙联系起来。利用Sloan数字巡天数据Release 7构建的星系群星表，我们发现固定质量星系的恒星形成和结构性质不随恒星质量差的变化而变化。这是尽管变化的晕年龄~2.5 Gyr超过~1.2 dex的恒星质量差距。因此，我们没有发现证据表明，晕形成的历史显着影响星系的性质。
2013-09-02 astro-ph.CO
Concentrations of Dark Haloes Emerge from Their Merger Histories
浓度参数是暗物质晕的一个关键特征，它方便地将晕的现代结构与其组装历史联系起来。使用“黑暗的天空”，一套宇宙学$N$体模拟，我们调查如何晕浓度随时间的演变，并出现从质量组装的历史。我们还探讨了浓度和组装历史之间的关系的分散的起源。我们发现晕浓度的演化有两种主要模式：（1）由于伪演化而导致的平滑增加;（2）对物理合并事件的强烈响应。合并事件引起持久的和实质性的变化晕结构，我们观察到的浓度参数的普遍响应。我们认为，合并事件是一个主要的贡献者在固定的晕质量和形成时间的晕浓度的不确定性。事实上，即使是通常被归类为具有静态形成历史的晕，也会经历多次较小的合并。这些轻微的合并驱动小偏离伪进化，这会导致浓度参数的波动，并导致浓度和组装历史之间的关系有效地不可约的分散。因此，当使用当前的晕浓度参数作为晕组装历史的代理时，应谨慎，特别是如果最近的合并历史是未知的。
2020-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on perturbations to the recombination history from measurements of the CMB damping tail
小角尺度下的原初宇宙微波背景对复合时刻附近宇宙的电离和膨胀历史非常敏感。这种依赖性已被用来限制氦丰度和相对论性物质的有效数量。在这里，我们专注于允许的电离分数轨迹，$\Xe (z)$，通过约束低阶主成分的扰动标准的重组方案（$\Xe$ -本征模）在大约2011年的SPT，ACT和WMAP 7数据。虽然轨道是统计上一致的标准重组，我们发现，有一个张力类似的发现，通过改变氦分数。在本文出版之际，最终的SPT和ACT数据集已经发布，我们将我们的框架应用于它们：我们发现在2012年新的SPT数据中，张力继续存在，具有略高的显著性，但在2012年新的ACT数据中，重组的标准模型没有发现张力。我们发现，先验概率的本征振幅的影响很大的要求，$\Xe$轨迹保存电子数。我们建议需要一个足够的熵减少后，前边缘化分布之间被用作$\Xe$模式选择标准。我们发现，在2011年SPT/ACT+ WMAP 7数据的情况下，只有两个模式是可约束的，但即将到来的ACTPol，普朗克和SPTPol数据将能够测试更多的模式，更精确地解决目前的紧张局势。
2013-01-31 astro-ph.CO
The VIMOS VLT Deep Survey. The different assembly history of passive and star-forming L_B >= L*_B galaxies in the group environment at z < 1
我们利用VIMOS VLT深巡天研究了0.2 <= z < 0.95. Close neighbours of L_B >= L*_B星系（Me_B = M_B + 1.1z <= -20）的近星系环境，它们的Me_B <= -18.25，相对距离为5 h ^-1 kpc <= rp <= 100 h ^-1 kpc，相对速度Δ v <= 500 km/s。一个星系群的富度N定义为属于该星系群的MeB ≤-18.25个星系的数目。我们将主要样本分为NUV-r>= 4.25的红色被动星系和NUV-r < 4.25的蓝色恒星形成星系。我们发现，有一个亲密的同伴的蓝色星系主要位于贫穷的群体，而红色的是在丰富的群体。每个红色星系的近邻数量随着N的增加而增加，其中n_red与0.11N成正比，而蓝色星系的近邻数量与N无关，并且大致恒定。此外，这些趋势被发现是独立的红移，只有平均的n_blue的演变，随着宇宙时间的减少。我们的结果支持了L_B >= L*_B星系在星系团环境中的聚集历史：红色大质量星系在早期（z >= 1）形成于星系团的暗物质晕中或被星系团的暗物质晕吸积，因此它们的邻居数量提供了星系团的恒星质量聚集的化石记录，可以用它们的丰度N来追踪。另一方面，蓝色的，质量较小的星系最近被群势吸积，并且仍然在它们的母暗物质晕中，无论N…
2013-09-04 astro-ph.CO
On Detecting Halo Assembly Bias with Galaxy Populations
暗物质晕的聚集不仅取决于它们的质量，而且还取决于形成时代，这是冷暗物质结构形成理论的一个突出但微妙的特征，被称为组装偏差。在低质量尺度（$\sim 10^{12}\,h^{-1}M_\odot$），早期形成的晕预测更强烈的集群比晚形成的。在这项研究中，我们的目标是强大的检测签名的组装偏差观测，利用低质量晕的中央星系的形成时间指标作为代理的晕形成的历史。弱引力透镜是用来确保我们的早期和晚期形成的晕样品具有相似的质量，并且没有来自更大质量晕的卫星污染。对于使用的两个形成时间指标（解决恒星形成历史和当前特定的恒星形成率），我们没有找到令人信服的证据组装偏差。对于一对平均质量为$M_{200c} \approx 9\times10^{11}\,h^{-1}M_\odot$的早期和晚期形成星系样本，相对偏差为$1.00\pm 0.12$。我们将缺乏检测的可能性归因于这些指标的当前测量太嘈杂，或者它们与晕形成历史没有很好的相关性。替代代理的晕形成的历史，应该表现得更好，为今后的研究提出了建议。
2016-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The expansion rate of the intermediate Universe in light of Planck
我们在红移范围0.1 < z <1.2内使用与宇宙学无关的膨胀历史测量，并将它们与宇宙微波背景导出的膨胀历史预测进行比较。其动机是调查当地（宇宙学独立）的哈勃常数H 0值和普朗克导出的H 0之间的张力是否也存在于其他红移。我们的结论是，对于LCDM模型，在0.1 < z < 1.2时，普朗克和宇宙学独立测量的哈勃参数H（z）之间没有张力（张力的几率只有1：15，统计上不显著）。考虑LCDM模型的扩展并没有改善这些几率（实际上使它们更糟），因此更倾向于更简单的模型。另一方面，H（z）数据也与局部H 0测量值不存在张力，但所有三个数据集的组合显示出高度显著的张力（比值~ 1：400）。因此，新的数据加深了普朗克和本地H 0测量之间的不匹配之谜，并且不能明确地确定它是否是一种局限于特定红移的效应。话虽如此，我们发现，假设NGC 4258脉泽距离作为H 0的正确锚，带来的几率舒适的值。此外，仅使用膨胀历史测量，我们在LCDM模型内约束H 0 = 68.5 +-3.5和Omega_m = 0.32 +-0.05，而不依赖于任何CMB先验。我们还解决了如何顺利的宇宙膨胀历史的宇宙学独立的数据的问题，并得出结论，没有证据表明偏离平滑的膨胀历史，也没有随时间变化的状态方程的值的暗能量。
2014-03-10 astro-ph.CO
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Halo Model Extensions and Lingering Tension
本文使用全数值模型研究小尺度星系成团，通过引入组装偏差、速度偏差和重子物理修正扩展标准HOD模型，发现低光度星系存在组装和速度偏差且拟合无张力，而高光度星系无此偏差但与SDSS测量存在显著张力，暗示宇宙学模型可能存在问题。
2023-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The metallicity bimodality of globular cluster systems: a test of galaxy assembly and of the evolution of the galaxy mass-metallicity relation
根据观测到的星系质量-[O/H]关系和z ~4范围内的星系恒星质量函数，以及理论上的星系合并率，我们建立了一个理论模型，研究了星系等级组合方案中球状星团金属丰度双峰态的起源.我们推导出一个新的星系[Fe/H]-M（恒星）关系作为z的函数，并假设GC共享其母星系的金属丰度时，他们的形成，我们填充合并树与GC。我们进行了一系列的星系集合体的蒙特卡罗模拟，并研究了最终的GC人口作为星系质量，组装和恒星形成历史的函数的属性，并在不同的假设下的星系质量-[Fe/H]关系的演化。主要结果如下：1）等级聚类方案自然地预测了星系GC群体中金属丰度的双峰性：富金属GC在z~2附近形成于星系主祖星系中，贫金属GC在z~3-4附近由卫星星系吸积而成。2)该模型再现了所观察到的富金属和贫金属GC的金属丰度作为星系质量的函数的关系。贫金属峰和富金属峰的位置完全取决于星系质量-[Fe/H]关系和[O/Fe]关系的演化，这两个关系都可以用这种方法来约束。我们发现星系[O/Fe]随z线性演化，从z~4时的~0.5到z=0时的~0.1。3)给定星系质量，富金属和贫金属峰的相对强度完全取决于星系组装和恒星形成历史：在致密环境中的星系和/或早期类型的星系显示出更大比例的贫金属GC，而具有稀疏合并历史的星系和/或晚期类型的星系主要是富金属GC。4)对于质量小于M（star）~ 1 e9和z>2的星系，GC金属丰度双峰性消…
2012-11-07 astro-ph.CO
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
DESI and the Hubble tension in light of modified recombination
本文提出用修正宇宙复合历史替代暗能量随时间演化，发现CMB与DESI数据偏好小尺度成团型早期复合，使H0在2σ内与SH0ES一致，并缓解中微子质量限制。
2024-06-14 astro-ph.CO
Assembly History and Internal Structure of Cluster Cold Dark Matter Haloes
利用Phoenix模拟发现星系团暗物质晕比星系晕内部更年轻、演化更活跃，其中心质量主要在z=3后吸积，密度轮廓和封闭质量在近70亿年内显著变化，这解释了星系团中心区域的观测特征。
2024-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Late Time Dynamical Dark Energy and the CMB-Distance Ladder Tension
Kavli Institute for Cosmology Cambridge and Institute of Astronomy（卡弗里宇宙学剑桥研究所和天体物理学院）
该研究探讨CMB-距离梯张力问题，指出Ia型超新星M^B转换为H_0的不确定性不影响该张力，DESI关于暗能量状态方程晚时演化的初步结论也未改变此结果。
2026-08-03 astro-ph.CO
Assembly History and Structure of Galactic Cold Dark Matter Halos
我们使用宝瓶座模拟系列研究的银河系质量的冷暗物质晕的结构上的装配历史的印记。我们的研究结果证实了早期的工作，关于合并的质量密度分布和内向外增长的晕的影响。包含可见星系的内部区域从早期起就很稳定，只有在重大合并时才会受到显着影响。扩散吸积或微小合并的粒子主要出现在晕的外围。我们的分析揭示了与目前对分层晕组装的看法背道而驰的趋势。例如，主要的合并（即祖先质量比大于1：10的合并）对光环的总质量增长贡献很小，平均不到我们的六个宝瓶座光环的20%。小的合并和没有分解成单个物体的“扩散”物质大致相等地贡献了大部分。这与基于扩散集理论的建模是一致的，该理论表明大约一半的这种扩散材料不应该是任何规模的晕的一部分。有趣的是，模拟本身表明，一个显着的部分是不是真正的扩散，因为它是从早期的晕合并之前，他们加入主系统弹出。宝瓶座号的模拟将晕解析到比预期保留气体或形成恒星的质量尺度低得多的质量尺度。因此，这些结果证实了大多数形成可见星系的重子是扩散吸积的，而不是通过合并，并且它们表明只有相对罕见的主要合并才会在以后的时间影响星系结构。
2010-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: Connecting the Dominance and Shape of Brightest Cluster Galaxies with the Assembly History of Massive Clusters
利用Hale望远镜、HST、Chandra和Spitzer的观测数据，我们研究了59个大质量星系团中第一和第二等级星系之间的光度差dm 12。我们发现dm 12分布p（dm 12）是dm 12的下降函数，我们拟合了一条直线：p（dm 12）propto -（0.13+/-0.02 dm 12。具有“大”光度间隙的星系团比例为p（dm 12>=1）=0.37+/-0.08，这表示比从蒙特卡罗模拟中获得的Schechter函数（与平均星系团光度函数相匹配）多3 sigma。我们还确定了四个具有“极端”光度间隙的星系团，dm 12>=2，给出了p（dm 12>=2）=0.07+0.05-0.03的分数。更一般地说，大光度间隙星系团是相对均匀的，具有椭圆形/盘状最亮星系团（BCGs），尖形气体密度分布（即强冷核心），高浓度和低子结构分数。相比之下，小光度间隙集群是异质的，跨越了所有的方形/椭圆形/盘状BCG形态，所有的冷核心强度和暗物质浓度，并具有大的子结构分数。两者合计，这些结果意味着亮度差距的幅度是一个功能的形成时代，和最近的历史的集群的下降。因此，“BCG优势”是集群可能进化的一个阶段，而不是进化的“死胡同”。我们还比较了我们的结果与半解析模型预测的基础上千年模拟。没有一个模型能够再现所有的观测结果，这强调了当前模型无法匹配BCGs的经验特性。我们确定的AGN反馈的强度和效率与星系团…
2010-07-13 astro-ph.CO
The role of CMB spectral distortions in the Hubble tension: a proof of principle
虽然$Λ$ CDM模型的早期和晚期修正都被提出来解决哈勃张力，但令人信服的论点表明，要想成功解决这个问题，它需要修改宇宙在重组之前的膨胀历史。这大大增加了精确的CMB观测的重要性，在这封信中，我们提出了CMB光谱失真的论点，强调了它们在约束模型中的潜在作用，这些模型在标准$Λ$ CDM参数中引入了显着的变化，例如标量光谱指数，试图解决哈勃张力。
2020-09-17 astro-ph.CO
Diffstar: A Fully Parametric Physical Model for Galaxy Assembly History
提出基于星系形成物理学的参数化模型Diffstar，用于描述星系恒星形成历史，能精确拟合TNG与UM模拟并揭示两者在恒星形成效率与复苏等方面的差异。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Mass Assembly of Brightest Cluster Galaxies at Late Times
了解最亮星系团星系的形成历史是星系形成研究的重要课题。利用Planck Sunyaev-Zel'dovich星系团星表，并应用在一个红移处质量最大的晕在稍晚的宇宙纪元中仍然是质量最大的晕的假设，我们构造了在红移z~0.4和z~0.2处的星系团样本，它们在统计上可以被看作是祖先-后代对。这使我们能够研究这些大质量星系团中BCGs的恒星质量组装历史，发现两个时代之间的增长程度可能只有百分之几的水平，这远远低于最先进的半解析星系形成模型的预测。
2014-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can Distance Duality Violation Save Late-time Solutions to the Hubble Tension?
Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院理论物理研究所）；Raman Research Institute（拉曼研究所）；Department of Physics, Indian Institute of Science（印度科学理工学院物理系）；Asia Pacific Center for Theoretical Physics (APCTP)（亚太理论物理中心）；Laboratoire Univers & Particules de Montpellier, CNRS & Université de Montpellier (UMR-5299)（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室，法国国家科学研究中心与蒙彼利埃大学）
研究哈勃张力问题，通过在$r_d$-$M_B$平面分析，表明距离对偶性等因素可独立确定$H_0$，测试CDDR违反可行性，结合现有约束发现当前数据不支持解决张力所需的违反水平，说明晚期修正无法解决哈勃张力。
2026-07-10 astro-ph.CO
The little things matter: relating the abundance of ultrafaint satellites to the hosts' assembly history
超暗矮星系（$M_\star\lesssim10^{5-6}\,{\rm M}_\odot$）是星系形成早期阶段的遗迹。它们包含宇宙中最古老和最贫金属的恒星，可能在氢再电离时代之前形成。这些星系非常微弱，只能作为银河系的卫星被探测到。它们是如此之小，以至于在当前的宇宙流体力学模拟中几乎无法分辨。在这里，我们结合非常高分辨率的宇宙学$N$体模拟与半解析模型的星系形成研究人口和空间分布的超微弱卫星在银河系质量晕。我们发现，这些星系的丰度与主机晕的组装历史：在固定的质量，晕组装较早，平均包含更多的ultrafaint卫星今天比晕组装后。我们确定模拟的星系晕，经历了一个古老的盖亚-土卫二香肠和最近的LMC吸积事件，发现前者发生在33%的样本和后者在9%。只有3%的人经历了这两种事件，这些事件中的超微弱卫星特别丰富，大多数是在古代吸积事件中获得的。我们的模型预测，卫星的径向分布更集中在早期形成的晕。考虑到卫星与中央圆盘的潮汐相互作用，我们发现在整个径向范围内观测到的银河系卫星径向分布非常匹配。这一协议主要是由于我们的模型跟踪“孤儿”星系后，他们的subhaloes低于模拟的分辨率限制的能力。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Connection between Halo Assembly History and the Stellar Distribution I: The Central Stellar Mass - Richness Plane
Tsinghua University（清华大学）；University of California（加州大学）；University of Maryland（马里兰大学）；New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校）
利用 IllustrisTNG-300 模拟，研究发现中心恒星质量与卫星富度作为晕质量代理在群级质量上相似但组装历史不同，中心恒星质量-富度平面可有效选择具有特定吸积历史的暗物质晕。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity-Dependent Assembly Bias of Central Galaxies from Weak Lensing and Clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI), Nagoya University（名古屋大学小林-益川粒子宇宙起源研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学理化学研究所 Kavli 宇宙粒子物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过观测最亮团成员星系的亮度，发现其聚类程度与暗物质晕形成历史相关，证实了组装偏差的存在。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of a transition in the dark energy equation of state for the $H_0$ and $σ_8$ tensions
我们探讨了一个快速出现的暗能量之间的红移（$z$）的膨胀率和增长的扰动的影响。使用高斯过程回归和参数模型，我们表明，这是目前的一套低红移（$z<3$）距离测量的首选解决方案，如果$H_0=73~\rm km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}$在1\%和高红移膨胀的历史是不变的$Λ$ CDM的普朗克卫星的推断。暗能量在$z=2$周围实际上是不存在的，但它的密度接近于今天的$Λ$ CDM模型值，在$z<0.5$的状态方程大于$-1$。如果来源的集群以外的问题是可以忽略不计的，我们表明，这种膨胀的历史导致在$z<1$扰动增长较慢，相比$Λ$ CDM，这是可测量的即将到来的调查，可以减轻$σ_8$之间的普朗克CMB温度和低红移探针的大尺度结构的紧张局势。
2020-01-16 astro-ph.CO
From Scalar $H_0$ to $E(z)$: A Reformulation of the Hubble Tension
Institute of Basic Science, Sungkyunkwan University（韩国成均馆大学基础科学研究院）；Sungkyunkwan University（韩国成均馆大学）
本文重新表述哈勃张力问题，通过维度less扩张历史E(z)分离H₀归一化与红移依赖形状，分析不同探测器的后验分布差异，发现张力显著低于传统标量H₀差异。
2026-05-07 astro-ph.CO
The Assembly History of Disk Galaxies: II. Probing the Emerging Tully-Fisher Relation During 1<z<1.7
利用Keck I低分辨率成像光谱仪红臂上新安装的深耗尽型CCD进行扩展积分，获得了70个i_AB<24.1，红移范围1<z<1.7的成星星系的分辨光谱。使用本系列论文I中介绍的形式主义和可用的HST ACS图像，我们成功地恢复旋转曲线使用扩展的发射线分布[O II] 3727 A到2.2倍的磁盘尺度半径的样本42个星系。将这些测量结果与HST和地基近红外测光得到的恒星质量相结合，使我们能够在论文I中定义的z~1处的良好构造关系和z>2处的积分场单位摄谱仪探测的分解动力学增长体之间的时间间隔内构造恒星质量Tully-Fisher关系。值得注意的是，我们发现了一个定义良好的塔利-费舍尔关系，与局部关系相比，散射增加了60%，恒星质量零点漂移约束为0.02+/-0.02 dex，因为z~1.7。虽然我们的样本是不完整的，无论是固定的恒星质量或恒星形成速率的限制，我们讨论的影响，典型的恒星形成盘星系的演变，在一个令人惊讶的短时间内到达一个明确的塔利-费舍尔关系的宇宙历史。
2012-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Abundance and Assembly History with Extreme-Axion Wave Dark Matter at $z\ge 4$
波暗物质（$ψ\rm{DM}$）由极轻玻色子（$m_ψ \sim 10^{-22}\,\rm eV$）组成，具有低于kpc尺度德布罗意波长的量子压力抑制结构，已成为可行的暗物质候选者。与传统的自由粒子$ψ{\rm DM}$（${\rm FP} ψ{\rm DM}$）相比，Zhang & Chiueh（2017）提出的极端轴子$ψ\rm{DM}$模型（${\rm EA} ψ{\rm DM}$）具有更大的截止波数和物质传递函数的宽谱凸点。在这里，我们进行宇宙学模拟，比较三种不同的情况下：${\rm FP} ψ{\rm DM}$，${\rm EA} ψ{\rm DM}$和冷暗物质（CDM）之间的$z=4-11$的晕丰度和组装历史。我们发现，${\rm EA} ψ{\rm DM}$产生更丰富的低质量晕比${\rm FP} ψ{\rm DM}$具有相同的$m_ψ$，因此可以减轻在$m_ψ$所需的Ly $α$森林数据和kpc尺度的矮星系核心的紧张局势。我们还发现，与CDM对应物相比，大规模的${\rm EA} ψ{\rm DM}$晕平均$3-4$倍更大的$z=10-11$由于其早期形成，经历了一个缓慢的质量吸积在$7 \lesssim z \lesssim 11$，然后显示出一个快速上升的主要合并率超过CDM的$\sim 50\%$在$4 \lesssim z \lesssim 7$。这一事实…
2017-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Dust obscuration in galaxies and their recent star formation histories
我们提出了自洽的恒星形成率来自通过泛光谱分析的星系从星系和质量大会（GAMA）调查。我们确定了最合适的形式，通过应用从文献中得出的一系列消光定律适用于Halpha，[O{II}]和UV光度的尘埃遮蔽校正。这些修正被应用于GAMA巡天中z < 0.35的31，508个星系的样本。我们考虑了几种不同的遮蔽曲线，包括银河系，Calzetti（2001）和Fischera和Dopita（2005）曲线，以及它们对观测光度的影响。在这项技术的核心是观察到的巴耳末减量，我们提供了一个处方，应用最佳的模糊校正使用巴耳末减量。我们使用恒星星族合成工具对恒星形成历史（SFH）进行了分析，以研究我们样本星系的演化历史，并了解初始质量函数（IMF）变化的影响及其对星系演化历史的影响。我们发现，R_{v}值为4.5的Fischera和Dopita（2005）遮蔽曲线给出了不同SFR指标之间的最佳一致性。2200 A的特征需要从这条曲线中去除，以获得所有SFR指标之间的完全一致性，这表明该特征在星系发射的平均综合衰减中可能并不常见。我们还发现，紫外尘埃遮蔽强烈依赖于SFR。
2010-09-03 astro-ph.CO
Quantum origin of dark energy and the Hubble tension
从低红移的距离阶梯中获得的哈勃参数的局部测量值与从宇宙学标准标尺中推断的全局值存在紧张关系。对宇宙历史的假设，特别是对暗能量起源的假设，在这种紧张关系中起着关键作用。在这里，我们考虑的情况下，暗能量起源于放大的光场的量子涨落在通货膨胀。我们发现，继承自暴胀量子涨落的空间相关性可以将哈勃张力降低到一个标准差，从而缓解了标准宇宙学模型的问题。即将到来的任务，如欧几里得，将能够测试模型的预测在这类。
2022-07-11 astro-ph.CO
The Assembly History of Disk Galaxies: I - The Tully-Fisher Relation to z~1.3 from Deep Exposures with DEIMOS
基于Keck II望远镜上的DEIMOS光谱、多色HST ACS测光和地基KS波段成像，我们对129个z AB<22.5，红移范围0.2<z<1.3的盘状星系的恒星质量、光度和自转速度之间的演化标度关系提出了新的测量方法。我们的调查的一个独特的功能是延长光谱积分时间，从而显着改善确定每个星系的特征旋转速度。旋转曲线被可靠地追踪到半径，在那里它们开始变平，大约90%的样本，我们对HST分辨的凸起和盘组件进行建模，以便准确地对我们测量的速度进行去投影，考虑到视宁度和色散。我们证明了这些进步的优点，通过恢复的内在散射的恒星质量塔利-费舍尔关系的一个因素，2-3比以前的研究中，在中间的红移和可比的本地确定的关系。随着我们精度的提高，我们发现该关系在~1处得到了很好的建立<z>，没有显著的发展到<z>~0.3，\DeltaM_s tellar ~ 0.04+/-0.07 dex。在B波段Tully-Fisher关系中可以看到更清晰的演化趋势，对应于在相同的红移范围内以固定速度的光度下降\DeltaM_B ~ 0.85+/-0.28等，反映了这一时期恒星形成的变化。作为一个例子，可能的机会时，气体质量可用于样品，如我们的，我们展示了我们的动力学和恒星质量数据可以用来评估可能的贡献的重子和暗物质的组装历史的螺旋星系。
2011-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modified recombination and the Hubble tension
本文通过修改宇宙复合时期的电离历史，利用线性响应近似和MCMC拟合，发现简单形状的候选模型可将哈勃张力降至2σ以下，同时改善CMB和BAO数据拟合并降低S8张力。
2025-04-12 astro-ph.CO
The impact of Hawking radiation from primordial black holes on recombination and the Hubble tension
Swinburne University（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics (CDM)（暗物质粒子物理卓越研究中心）
研究原初黑洞霍金辐射对复合及哈勃张力的影响，通过Recfast软件模拟计算，发现特定PBH能量密度可增加H_0值以缓解哈勃张力，受灰体因子影响，拟合CMB后张力未全消，建议局部测量H_0。
2026-07-22 astro-ph.CO
A new path to constrain the expansion history of the Universe in future spectroscopic galaxy surveys
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-OAS, 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台）；INAF-OATs, Osservatorio di Trieste（意大利国家天体物理研究所-的里雅斯特天文台）；Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所）；Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所-博洛尼亚分部）
本文探讨了下一代光谱设施如何通过宇宙钟方法提高对宇宙膨胀历史的约束精度，以解决哈勃常数张力和暗物质暗能量问题。
2025-12-28 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
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Group connectivity in COSMOS: a tracer of mass assembly history
宇宙细丝是星系群聚集质量的通道。因此，宇宙连通性，即连接到给定群的细丝的数量，预计将成为塑造群属性的重要因素。局部连通性是在宇宙中测量的，在红移0.5和1.2之间的X射线检测组周围。为此，使用COSMOS 2015目录中精确的光度红移在以该组红移为中心的厚度为120 Mpc的二维切片中提取大尺度细丝。研究了连通性、星系群质量与最亮星系群性质之间的关系。同样的测量进行模拟提取的光锥的流体动力学模拟地平线AGN，以控制系统。更大的群体平均联系更紧密。在低质量基团中的固定基团质量下，BGG质量在高连接性下略微增强，而在高质量基团中，BGG质量在较高连接性下较低。具有恒星形成BGG的群在给定质量下平均具有较低的连通性。从地平线活动星系核模拟的分析，我们假设，不同的连通性跟踪不同的路径的群体质量组装：在高群体质量，具有较高的连通性的群体更有可能已经通过最近的主要合并，这可能反过来是淬火的BGG的原因。未来的大视场光度测量，如欧几里得和LSST，将能够通过探测更广泛的质量范围和更广泛的环境来证实和扩展这些结果。
2019-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
