The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold and Warm Dark Matter Halos
我们利用一套宇宙学模拟来研究暗物质晕的质量-浓度-红移关系$c({\rm M},z)$。我们的模拟包括标准的$Λ$ -冷暗物质（CDM）模型，以及与热暖暗物质（WDM）方案一致的截断功率谱的额外运行。我们发现，CDM和WDM晕的质量分布是自相似的，以及近似的Einasto配置文件。CDM晕的$c({\rm M},z)$关系是单调的：在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小;在红移不变的情况下，浓度随维里质量的增加而减小。CDM晕的质量吸积历史（MAH）也是无标度的，可以用来直接推断浓度。这些结果并不适用于WDM晕：他们的MAH不是无标度的，因为功率谱抑制所施加的特征尺度。此外，WDM $c({\rm M},z)$关系是非单调的：浓度在截断尺度决定的质量尺度处达到峰值，并在更高和更低的质量处降低。我们表明，组装历史的晕仍然可以用来推断其浓度，只要被认为是其祖先的总质量（“崩溃的质量历史”; CMH），而不仅仅是它的主要祖先。这利用CMH的无标度性质，导出一个简单的标度，再现质量浓度红移关系的CDM和WDM晕的质量和红移的巨大范围内。因此，我们的模型提供了一个强大的帐户的质量，红移，宇宙学和功率谱依赖的暗物质晕浓度。
2016-05-10 astro-ph.CO
A universal model for halo concentrations
本文对$Λ$ CDM和自相似宇宙学中的暗物质晕浓度进行了数值研究。我们表明，浓度之间的关系，$c$，和峰高，$ν$，表现出最小的偏差，从普遍性，如果晕质量定义相对于临界密度的宇宙。这些偏差可以解释的残余依赖的物质功率谱，$n$，影响的归一化和形状的$c$ - $ν$关系的局部斜率的浓度。特别是，在浓度值中没有明确定义的下限。相反，最小浓度取决于红移：在固定的$ν$下，$z$越高的晕经历更陡的斜率$n$，因此具有更低的最小浓度。我们表明，在我们的模拟中的浓度可以准确地描述由一个通用的七参数函数只有$ν$和$n$。该模型将我们的$Λ$ CDM结果与$\lesssim 5\%$精确度匹配到$z = 6$，并将无标度$Ω_{\rm m} = 1$模型与$\lesssim 15\%$匹配。该模型还再现了低浓度值的地球质量晕在$z \approx 30$，从而正确地推断出超过$16$数量级的晕质量。我们的模型的预测显着不同，从以前在文献中提出的所有模型在高质量和红移。我们的模型是在最近的集群浓度的透镜测量非常一致。
2015-01-20 astro-ph.CO
The Mass-Concentration-Redshift Relation of Cold Dark Matter Halos
我们使用千禧年模拟系列研究平衡态冷暗物质（CDM）晕的质量和红移浓度的依赖关系。我们扩展了早期关于晕质量分布和组装历史之间关系的工作，以展示后者如何用于预测所有质量和任何红移的晕的浓度。我们的结果澄清了浓度和晕的"坍缩红移“之间的联系，以及为什么浓度仅通过无量纲的"峰高”质量参数$ν(M,z)=δ_{\rm crit}(z)/σ(M,z)$依赖于质量和红移。我们结合这些结果与分析质量吸积的历史外推的$c(M,z)$关系，难以达到通过直接模拟的质量制度。我们的模型预测，在给定的$z$，$c(M)$应系统地偏离一个简单的幂律在高质量，其中浓度接近一个恒定值，并在低质量，其中浓度大大低于预期从外推公布的经验拟合。这种校正可以将子结构的预期自湮灭增强因子降低约一个数量级。该模型还再现了$c(M,z)$依赖于宇宙学参数的早期工作中报道，从而提供了一个简单而强大的帐户之间的关系，宇宙学和质量浓度红移关系的CDM晕。
2013-12-03 astro-ph.CO
Universal Fitting Formulae for the Peak Concentration of Dark Matter Halos
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
利用N体模拟套件，基于修正的峰值高度参数，推导出暗物质晕浓度与峰值高度之间的普适关系，该关系不依赖于红移、宇宙学参数等，并趋于渐近值2.54。
2026-08-13 astro-ph.CO
An emulator-based halo model in modified gravity -- I. The halo concentration-mass relation and density profile
在这一系列的论文中，我们提出了一个基于模拟器的晕模型的非线性星系团在修改后的重力宇宙学。在第一篇论文中，我们提出了以下晕性质的仿真器：晕质量函数，浓度-质量关系和晕物质交叉关联函数。仿真器的训练数据提取的\textsc{FORGE}和\textsc{BRIDGE}套件的$N$体模拟，分别为两个修改的重力（MG）理论：$f(R)$重力和DGP模型，改变三个标准的宇宙学参数$Ω_{\mathrm{m0}}, H_0, σ_8$，和一个MG参数，无论是$\bar{f}_{R0}$或$r_{\mathrm{c}}$。我们的光环属性仿真器在独立的测试数据集上实现了$\lesssim 1\%$的精度。我们表明，仿真器可以结合星系晕连接处方准确地预测星系星系和星系的物质关联函数使用晕模型框架。
2023-01-08 astro-ph.CO
The mass-concentration relationship of virialized halos and its impact on cosmological observables
在冷暗物质宇宙起源中，尖形模拟的维里化晕的一个一般性质是它们的浓度与质量成反比。这种行为也在观测中得到了证实，尽管这种所谓的质量-浓度关系的确切形式和分散性存在差异。一些对大质量晕的观测研究表明，相对于Lambda CDM的预期，它们在统计上过于集中。在这里，我们调查的影响，各种已公布的质量浓度关系，无论是从模拟和来自观测，将对其他宇宙学观测，特别是考虑到即将到来的调查。我们发现，透镜剪切的积分测量，如从晕峰计数，是非常敏感的质量和浓度之间的关系，在固定的sigma-8，和一些报告的拟合之间的差距是远远大于在sigma-8本身的不确定性的影响。我们还简要地评估了重子物理学对集群规模可观的影响，使用国家的最先进的模拟，得出的结论是，它是不太可能引起的高浓度报告的一些集群。
2011-05-16 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
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
Dependency of halo concentration on mass, redshift and fossilness in Magneticum hydrodynamic simulations
我们研究的依赖性的质量和红移的浓度使用三个大N体宇宙流体动力学模拟由Magneticum项目进行。我们约束的质量浓度的关系与一个前所未有的质量范围内的流体动力学模拟的斜率，并发现一个负面的趋势上的质量浓度平面和一个轻微的负红移的依赖关系，与观测和其他数值工作。我们还展示了浓度与化石参数的相关性，化石参数定义为中央星系与最大质量卫星之间的恒星质量比，与观测结果一致。我们发现，具有高化石参数的晕具有系统的高浓度，并从两个不同的方面探讨了其原因。首先，我们研究了长时间不受干扰的晕的演化，我们发现随着化石参数的增加和尺度半径的减小（这增加了浓度），内部区域不断增加卫星。我们还研究了浓度对维里比的依赖性和表面压力$E_s$的能量项。我们的结论是，化石物体具有较高的浓度，因为它们是动态放松的，没有输入/输出的材料，并有时间增生他们的卫星。
2019-05-07 astro-ph.CO
Halo concentrations in the standard LCDM cosmology
我们在标准LCDM宇宙学的N体模拟中研究了暗物质晕的浓度及其演化。本文中给出的结果基于4个大型N体模拟，每个模拟大约有100亿个粒子：Millennium I和II，Bolshoi和MultiDark模拟。本文介绍了MultiDark（或BigBolshoi）模拟。这套模拟与高质量分辨率在一个大的体积，使我们能够计算前所未有的精度的浓度在一个大的范围内的尺度（约6个数量级的质量），这构成了我们目前的知识水平的最先进的暗物质晕在LCDM宇宙学的基本属性。我们发现不同的模拟数据集之间存在一致性。我们证实了一个新的功能晕浓度在高红移：一个平坦的和向上的质量增加。浓度c（M，z）作为质量和红移的函数，对于不同的宇宙学参数，表现出非常复杂的模式。然而，当用密度场sigma（M，z）的线性均方根波动表示时，晕圈浓度c（sigma）显示出几乎普遍的简单U形行为，在sigma=0.71的明确尺度处具有最小值。然而，红移和宇宙学的一些小的依赖性仍然存在。在高质量端（sigma < 1），中位晕运动学剖面显示出大的落入和高度径向轨道的特征。这种c-sigma（M，z）关系可以精确地参数化，并提供了一个分析模型的浓度晕质量的依赖关系。当应用于星系团时，我们对浓度的估计比以前较小的模拟结果大得多-高达1.5倍，并且与观测结果更吻合。（节略）
2011-04-27 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters: Concentration, Spin, and Shape
本文详细研究了LambdaCDM宇宙学中暗物质晕结构参数的红移演化。我们在Nbody模拟中研究了质量从10^{10} Msun/h到10^{15} Msun/h，红移从0到2的浓度，形状和自旋参数对质量和红移的依赖性。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们还研究了暗物质晕形状随红移的演化及其对质量的依赖性。在所研究的红移范围内，晕的形状与质量之间的关系可以很好地用幂律拟合。最后，我们表明，虽然对于z=0的自旋参数实际上是质量无关的，在增加红移，它表现出越来越多的相关性与质量。
2010-09-14 astro-ph.CO
The flattening of the concentration-mass relation towards low halo masses and its implications for the annihilation signal boost
在理解宇宙结构形成的标准冷暗物质（CDM）理论中，暗物质（DM）晕的性质与其形成时代之间存在着紧密的联系。这种关系可以用一个关键参数来表示，即晕圈浓度。在这项工作中，我们研究了目前超过20个数量级的晕质量的中位浓度-质量关系c（M），即，从微小的地球质量的微晕到星系团。Prada等人（2012）提出的c（M）模型将晕圈浓度与r.m.s.物质线性波动的振幅，非常好地描述了所有可用的N体模拟数据，直到~10^（-6）Msun微晕。一个明确的肥的晕浓度-质量关系向更小的质量被观察到，排除了常用的幂律c（M）模型，并作为一个自然的预测CDM范例。我们提供了一个参数化的c（M）的关系，准确地为所有晕质量。在低质量下c（M）关系中的这一特征具有决定性的后果，例如对于伽马射线DM搜索，因为它意味着由于子结构，即，星系团约为35，像我们这样的星系约为15，与文献中依赖于幂律c（M）外推的巨大值相比。我们提供了一个参数化的助推器，可以安全地用于矮星星系团大小的晕。
2014-06-06 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
The accretion history of dark matter halos III: A physical model for the concentration-mass relation
我们提出了一个半解析的，物理动机模型的暗物质晕浓度作为晕质量和红移的函数。半解析模型结合了分析模型的晕质量吸积的历史（MAH），扩展的Press Schechter（EPS）理论的基础上，与浓度和形成时间之间的经验关系，通过拟合数值模拟的结果。由于半解析模型是建立在EPS理论基础上的，因此它可以适用于更宽的质量、红移和宇宙学范围。由此产生的浓度-质量（c-M）的关系被认为是同意的模拟，因为该模型只适用于放松晕，他们没有表现出在高质量或高红移的一些最近的作品发现的向上。我们预测在质量尺度为$10^{11}\rm{M}_{\odot}$时z=0 c-M关系的斜率会发生变化。我们发现，这是由于晕MAH的功能形式的变化，这从占主导地位的指数（高质量晕）的幂律（低质量晕）。在后一阶段，核心半径保持近似恒定，并且浓度由于背景密度的下降而增长。我们还分析了这项工作预测的c-M关系如何影响暗物质湮灭产生的功率，发现在z = 0时，功率比外推最佳拟合的c-M关系低两个数量级。我们提供适合的c-M关系以及数值例程来计算浓度和MAH。
2015-08-03 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 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
The dark matter halo concentration and stellar initial mass function of a CASSOWARY group
我们利用组环境的剑桥斯隆调查宽弧在天空中（CASSOWARY）z=0.3透镜J2158+0257测量组动力学质量作为补充的中心动力学和透镜质量约束。使用VLT/FORS 2进行候选组成员的后续光谱。从所得到的N=21确认的成员，我们测量组动力学质量校准分析示踪剂质量估计宇宙学模拟。光度加权的视线速度色散和爱因斯坦半径的透镜被用来作为质量探针在星系的内部区域。结合这三个观测探测器使我们能够独立地约束质量和浓度的暗物质晕，除了总恒星质量的中央星系。我们发现一个暗物质晕与模拟结果非常吻合（log_10 M_200/M_sun = 14.2 +/- 0.2，c_200 = 4.4（+1.6，-1.4）），恒星质光比有利于Salpeter初始质量函数（（M/L）* = 5.7 +/- 1.2）。我们对正常晕浓度的测量表明，在群体质量尺度上，模拟和观测之间没有差异。这与一些研究声称过度集中的晕的星团质量规模形成对比。虽然晕质量是稳健的确定，晕浓度是不显着的系统学的影响，由此产生的恒星质量-光比是敏感的恒星参数的选择，如密度分布和速度各向异性。
2013-06-12 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
Shape Profiles and Orientation Bias for Weak and Strong Lensing Cluster Halos
我们研究了从MultiDark MDR 1宇宙学模拟中提取的星系团晕的内在形状和等密度线的排列。我们发现，模拟晕，是非常长的小尺度上，越来越大的球形。由于这一趋势，沿视线的分析投影产生的浓度指数的高估作为半径的递减函数，我们量化使用的三维浓度（$c_{200}$）的内在分布和等密度形状弱和强透镜尺度。我们发现这种差异是$\sim 18\%$（$\sim 9\%$）低（中）质量集群晕与固有的低浓度（$c_{200}=1-3$），而我们发现几乎没有差异晕与固有的高浓度。等密度线被发现是相当良好的整个径向尺度的每个晕人口对齐。然而，已经发现单个晕的主轴偏离多达$\sim 30^{\circ}$。我们还提供了分析结果的增值目录，并已公开提供供下载。
2014-07-22 astro-ph.CO
Gravitational potential drives the concentration dependence of the stellar mass-halo mass relation
Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
研究发现引力势深度影响恒星质量-暗物质晕质量关系的散射，通过分析恒星金属度和浓度相关性，支持深引力势抑制反馈喷流从而增强物质保留的机制。
2026-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
QSOs sigposting cluster size halos as gravitational lenses: halo mass, projected mass density profile and concentration at $z\sim0.7$
放大偏差是一种通常被忽视的引力透镜效应，因为与透镜剪切相比，它被认为是次优的。由于亚毫米星系（SMG）的透镜分析的最佳特性，在这项工作中，我们能够测量的放大偏差所产生的类星体的样本作为透镜，$0.2<z<1.0$，在SMG观测的赫歇尔在$1.2<z<4.0$。成功地应用了两种不同的方法：传统的互相关函数方法和通过叠加技术的Davis-Peebles估计。第二个被发现是更强大的分析强透镜制度（$<20-30$ arcsec在我们的情况下），并提供了可能性，考虑到我们的样本中的源的位置误差。根据互相关函数的晕模型，类星体作为透镜所处的晕质量估计大于$\log_{10}{(M_{min}/M_\odot)} > 13.6_{-0.4}^{+0.9}$，这也被质量密度分布分析（$M_{200c}\sim 10^{14} M_\odot$）所证实。这些质量值表明，我们正在观察的透镜效应的集群大小晕路标的类星体，在以前的研究中的放大偏差。此外，我们能够估计透镜收敛，$κ(θ)$，为我们的放大率偏差测量下降到几个kpcs。导出的质量密度分布与Navarro-Frank-White（NFW）分布非常一致。我们还尝试估计晕质量和浓度参数，获得$M_{NFW}=1.0^{+0.4}_{-0.2}\times10^{14} M_\odot$和$C=3.5_{-0.3}^{+0.5}$。这个浓度值是相当低…
2019-09-03 astro-ph.CO
Beyond Assembly Bias: Exploring Secondary Halo Biases for Cluster-size Haloes
二次晕偏置，通常称为“组装偏置”，是晕簇对晕属性而不是质量的依赖。这种预测的拉姆达冷暗物质宇宙学是必不可少的模拟星系分布，以高精度和解释集群测量。顾名思义，次生晕偏差的不同表现被认为源于晕组装历史。我们得出结论，这是不正确的集群大小晕。我们提出了一个最新的总结高质量的晕由于各种晕属性，包括浓度，自旋，组装历史的几个代理，和subhalo属性的二次晕偏见。虽然浓度，自旋，和丰度和径向分布的subhaloes表现出显着的二次偏置，直接量化晕组装历史的属性不。事实上，成对的晕的整个组装历史几乎与孤立的晕的组装历史相同。一般来说，两个晕属性之间的全局相关性并不能预测这两个属性是否表现出类似的二次偏置。例如，组装历史和浓度（或subhalo丰度）相关的配对和孤立的晕，但在这两种情况下遵循略有不同的条件分布。这导致了由于浓度（或subhalo丰度）的二次晕偏置，尽管缺乏严格意义上的集群大小晕的组装偏置。由于这种复杂性，在使用任何一个晕圈属性作为代理来研究由于另一个属性而引起的二次偏倚时必须谨慎。
2018-08-28 astro-ph.CO
A general framework to test gravity using galaxy clusters II: A universal model for the halo concentration in $f(R)$ gravity
提出了一个新的拟合公式，用于描述变色龙$f(R)$引力相对于广义相对论（GR）的晕浓度增强。该公式是通过采用一个大的$N$体模拟的胡-Sawicki $f(R)$模型，其中涵盖了广泛的模型和宇宙学参数，分辨率和模拟框大小。浓度对晕质量$M$、红移$z$、$f(R)$和宇宙学参数的复杂依赖关系可以组合成一种简单的形式，它只依赖于重新标度的质量$M/10^{p_2}$，而$p_2\equiv1.5\log_{10}\left[|{\bar{f}_R(z)}|/(1+z)\right]+21.64$和$\bar{f}_R(z)$是$z$的背景标量场，与$f(R)$模型参数无关。我们的拟合公式可以很好地描述$z\leq3$红移的浓度增强，$M/10^{p_2}$的浓度增强近7个数量级，晕质量的浓度增强近50个数量级。这是一系列工作的一部分，其目的是提供一个一般的框架，使用目前和即将到来的星系团调查的重力自洽和公正的测试。的拟合公式，这是第一个定量模型的浓度增强由于变色龙型修改重力，是在这个框架中的一个重要组成部分，并允许不断探索的参数空间。它也可以用来模拟其他统计，如物质功率谱。
2019-05-16 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
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
A Random Walk Model for Dark Matter Halo Concentrations
对于由单参数密度剖面（如NFW剖面）描述的理想（球形、光滑）暗物质晕，存在晕的能量与其密度剖面的尺度半径之间的一对一映射。因此，能量唯一地决定了这种晕的浓度参数。我们利用这一事实来预测的浓度暗物质晕通过一个随机行走晕能量空间。给定一个光环的完整的合并树，该树中每个光环的总内能是通过对祖先光环的内能和轨道能求和来确定的。我们表明，校准时，该模型可以准确地再现N体模拟中测量的浓度-质量关系的平均值，并再现了该关系中的散射比以前的模型。我们进一步测试这个模型，通过检查尺度半径随时间的自相关性，和晕浓度和自旋之间的相关性，并比较从宇宙学N体模拟测量的结果。在这两种情况下，我们发现我们的模型与N体结果非常匹配。我们的模型是在开源的Galacticus工具包中实现的。
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Redshift Evolution of LCDM Halo Parameters
我们研究的质量和红移的浓度参数的Nbody模拟跨越质量从$10^{10} \hMsun$到$10^{15} \hMsun$和红移从0到2。我们提出了一系列的拟合公式，准确地描述了自z=2的浓度-质量关系的时间演变。使用参数的基础上的球形塌陷模型，我们研究的行为的规模长度的密度分布在组装历史的晕，获得物理见解的起源所观察到的时间演化的浓度质量关系。我们提出了实施该模型的预测的浓度参数的值为不同的质量和红移的初步结果。
2011-02-11 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
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 astro-ph.CO
Formation times, mass growth histories and concentrations of dark matter haloes
我们发展了一个简单的模型来估计暗物质晕的质量增长历史。该模型基于对形成时间分布的拟合，其中形成被定义为合并树的主要分支包含最终质量M的分数f的最早时间。我们的分析利用了这样一个事实，即作为f的函数的中值形成时间与作为时间的函数的主要祖质量分布的中值相同。再加上以前的工作表明，最终晕的浓度c与f \sim 0.04相关的形成时间tf有关，我们的方法提供了一个简单的算法，用于估计晕浓度的分布可能会依赖于质量，红移和背景宇宙学的膨胀历史。我们还表明，可以预测log10 c的精度约为0.13和0.09德克斯，如果只有它的质量，或质量和TF是已知的。相反，我们可以从质量或c预测log10 tf，精度为0.12和0.09 dex，几乎与f无关。将质量添加到基于c的估计值不会导致进一步的改进。后者的结果可能是有用的研究，试图比较年龄的恒星在中央星系的晕与时间的核心是第一次组装。
2012-01-19 astro-ph.CO
An accurate physical model for halo concentrations
晕质量M和浓度c之间的关系是我们理解暗物质晕结构的关键组成部分。虽然已经提出了许多这种关系的模型，但几乎没有一个试图从分析上推导出这种关系的演变。我们建立在以前的努力，作为一个函数的物理参数，如峰高，$ν$，和有效的功率谱斜率，$n_{\rm eff}$，捕获的依赖$c$晕质量，红移和宇宙学的c-M关系模型。我们提出了三个主要的改进，比以前的模型。首先，我们推导出在伪进化假设下有效的c-M关系的解析表达式，即，假设晕的密度分布在物理坐标中是静态的，而它们的边界的定义是演变的。我们发现，这种分析在描述c-M关系的低质量端的演化方面是非常成功的。其次，我们采用了一个新的物理变量，有效指数的线性增长，$α_{\rm eff}$，参数化偏离爱因斯坦-德西特膨胀的历史。第三，我们结合了更新的定义$n_{\rm eff}$与额外的依赖$α_{\rm eff}$，并提出了一个唯象扩展我们的分析框架，包括所有晕群众。这种半分析模型匹配模拟浓度在无标度模型和LambdaCDM到5%的准确度，很少有例外，并显着不同于所有以前提出的模型。我们提出了一个公开可用的代码来计算我们的模型在Python工具包Colossus中的预测，包括Diemer和Kravtsov模型的更新参数。
2019-01-30 astro-ph.CO
Constraining the mass-concentration relation through weak lensing peak function
在过去的十年中，通过N体模拟和观测，已经对晕的质量和浓度进行了广泛的研究。尽管如此，质量浓度关系的确切形式仍然存在广泛的争论。估计质量和浓度的最有希望的方法之一依赖于来自大质量晕的引力透镜。在这里，我们调查的质量浓度关系的影响晕峰丰度弱透镜剪切依赖于孔径质量方法的峰值检测地图。在提供了一个处方，考虑到浓度分散（总是忽略在以前的作品）在峰数计数预测，我们评估他们的权力约束的质量浓度关系的Fisher矩阵技术。我们发现，当结合不同的宇宙学探测，峰值统计信息从不久的将来弱透镜调查提供了一个有趣的和互补的替代方法，以减少长期存在的争议的质量浓度关系。
2014-09-02 astro-ph.CO
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
A Differentiable Model of the Evolution of Dark Matter Halo Concentration
提出基于时间依赖幂律的暗物质晕浓度演化可微模型 Diffprof，用 Bolshoi-P 与 MDPL2 验证其高精度，并可生成晕总体浓度历史。
2023-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the mass-concentration relation of cold dark matter halos with 11 strong gravitational lenses
暗物质晕的质量浓度关系反映了天体在等级结构形成情景中的组装历史，并依赖于宇宙学中的基本量，如原始物质功率谱的斜率。这种关系不受亚星系尺度观测的限制。假设冷暗物质，我们推导出质量浓度关系的第一次测量，使用图像的位置和流量比从11个四重图像强引力透镜（quads）在质量范围$10^{6} - 10^{10} M_{\odot}$。我们的分析框架包括subhalos和视线晕，边缘化的滋扰参数描述的镜头宏模型，考虑有限的源效应透镜观测，并同时约束的质量浓度关系的归一化和对数斜率，和subhalo质量函数的归一化。在$z=0$处，我们将$10^{8} M_{\odot}$晕的浓度限制在$68 \%$ CI处的$c=12_{-5}^{+6}$，以及将$c=12_{-9}^{+15}$限制在$95 \%$ CI处。对于$10^{7} M_{\odot}$晕轮，我们得到$68 \%$（$95 \%$）约束$c=15_{-8}^{+9}$（$c=15_{-11}^{+18}$），而对于$10^{9} M_{\odot}$晕轮，我们得到$c=10_{-4}^{+7}$（$c=10_{-7}^{+14}$）。这些结果与文献中质量浓度关系的理论预测是一致的，并建立了强透镜星系作为一个强大的探测器的晕浓度在亚星系尺度上跨越宇宙学距离。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MUSIC of CLASH: predictions on the concentration-mass relation
我们提出了一个数值研究的MUSIC-2模拟分析的基础上，旨在估计预期的CLASH集群样本的浓度-质量关系的结果。我们研究了近1400个以高空间和质量分辨率模拟的光环，这些光环分别沿着许多视线投射。我们研究了它们的密度和表面密度分布的形状，并将它们与各种径向函数拟合，包括Navarro-Frenk-White，广义Navarro-Frenk-White和Einasto密度分布。我们得到的浓度和质量从这些拟合和调查它们的分布作为红移和晕弛豫的函数。我们使用X射线图像模拟器X-MAS产生模拟钱德拉观测的晕，我们用它们来识别对象类似的X射线形态和质量的集群在CLASH X射线选择的样品。我们还推导出了强透镜星系团的浓度-质量关系。我们发现，模拟晕的样本，类似于X射线形态的CLASH集群主要是由松弛晕，但它也包含了显着的分数的非松弛系统。对于这样的样本，我们测量的平均2D浓度比模拟晕的完整样本高约11%。在考虑投影和选择效应后，CLASH簇的平均NFW浓度预计介于3D中预测的松弛和超松弛晕之间。基于X射线形态将模拟与单个CLASH集群相匹配，我们预计从CLASH集群的透镜分析中恢复的NFW浓度在范围[3-6]内，平均值为3.87，标准差为0.61。模拟晕的X射线形态类似的CLASH集群的影响，由一个温和的取向偏差。
2014-04-17 astro-ph.CO
The dark matter halo density profile, spiral arm morphology and black hole mass of M33
本文研究了M33的暗物质晕密度分布。我们发现M33的HI旋转曲线可以用NFW的暗物质晕密度剖面模型来描述，晕浓度为cvir = 4.0 \pm 1.0，维里质量为Mvir =（2.2 \pm 0.1）\times 10^11 Msun。我们继续使用M33的NFW浓度（cvir），以及其他星系的数值（如文献中所发现的），以表明cvir与旋臂俯仰角和超大质量黑洞质量相关。
2011-03-16 astro-ph.CO
Nonlinearities in modified gravity cosmology. II. Impacts of modified gravity on the halo properties
暗物质晕的统计是理解修正引力宇宙学中非线性演化的重要组成部分。基于一系列改进的重力N体模拟，我们研究了晕的质量函数、浓度和偏差。我们模型的影响修改重力由一个单一的参数？？，这决定了粒子加速相对于GR的增强，给定相同的质量分布（？？=1 GR）。我们选择快照红移，使得不同引力模型的线性物质功率谱是相同的，以隔离引力的影响，而不是修改线性增长率。在标准ΛCDM中对应于z_S=1.2的基线红移处，对于与GR的10%偏差，|1号线|=0.1）时，测量的晕质量函数可以相差约5- 10%，晕浓度相差约10- 20%，而晕偏差相差很小。这些结果表明，晕质量函数和/或晕浓度对重力的性质是敏感的，可以用来沿这条线进行有趣的约束。
2013-01-15 astro-ph.CO
On the increase in the concentration of primordial black holes in the halos of dwarf galaxies
本研究通过数值实验发现，若暗物质含少量原初黑洞（PBHs），其在矮星系晕形成时会高度集中。考虑PBH的暗物质外衣和晕非平稳性后，基于Eridanus II和Segue I星系加热模型，将PBH丰度限制严格了两个数量级。
2025-01-30 astro-ph.CO
Non-universality of halo profiles and implications for dark matter experiments
我们探索宇宙学晕晕内的质量分布的暗物质晕散射利用一个良好的解决统计样本的集群从宇宙学千年模拟。我们发现，在任何半径，球平均暗物质密度的晕（对应于“光滑成分”）和它的对数斜率是很好地描述了高斯概率分布。在小半径（尺度半径内），密度分布完全由晕浓度的高斯分布决定。暗物质晕质量径向分布的差异对于解释直接和间接的暗物质探测工作是很重要的。在质量分布的散射赋予约25%的宇宙学不确定性的暗物质密度在太阳附近和一个因素的~3的不确定性在预期的银河系暗物质湮灭流量。如果所有晕质量的浓度分布都符合高斯分布，那么晕到晕分布散射的聚集效应会导致暗物质湮灭背景中的小的（几个百分比）增强，而在对数正态浓度分布的假设下则会导致10%的增强。团簇轮廓散射的高斯性质意味着“堆叠”晕圈以改善信噪比的技术不应受到偏差的影响。
2013-03-21 astro-ph.CO
Cosmic Emulation: The Concentration-Mass Relation for wCDM Universes
暗物质主导晕的浓度-质量关系是结构形成理论所期望的基本结果之一。我们提出了一个简单的预测方案，宇宙模拟器，作为宇宙学参数的函数wCDM模型的c-M关系。该仿真器由37个单独的模型组成，每个模型都有三个嵌套的N体重力模拟。模拟器覆盖的质量范围为2 x 10^{12} M_sun < M <10^{15} M_sun，对应的红移范围为z=0 - 1。在这个质量和红移范围内，以及所研究的宇宙学参数的变化，平均晕浓度从c ~ 2到c ~ 8不等。在固定质量下的浓度分布是高斯分布，标准差为平均值的三分之一，几乎与宇宙学、质量和红移无关。我们比较结果从模拟器与以前推导的启发式分析适合的c-M关系，发现他们低估了高质量的晕浓度。利用该模拟器研究了c-M关系在目前允许的数值范围内的宇宙学依赖性，我们发现--这并不奇怪--σ_8和ω_m对其影响很大，而且暗能量状态方程参数w也有很大的影响。在一般情况下，低质量晕的浓度是更敏感的宇宙学参数的变化相比，集群质量晕。
2012-10-11 astro-ph.CO
The Ultramarine Simulation: properties of dark matter haloes before redshift 5.5
我们介绍群青模拟，一个非常大的$N$体模拟的结构形成和演化的红移5.5，宇宙再电离刚刚完成。该模拟在$512~h^{-1}$ Mpc立方体内演化2.1万亿个粒子，并且对于这种大体积模拟具有前所未有的质量和力分辨率，分别为$5.6\times 10^6 h^{-1}$ M $_\odot$和$1.2~h^{-1}$ kpc。我们给出了模拟的一些基本统计结果，包括晕质量函数、晕偏置参数以及高红移下的晕质量-浓度关系，并与已有的一些代表性模型进行了比较。我们发现与一些模型的高红移晕质量函数，但无论是晕偏置因子，也晕质量浓度关系。所有晕偏置模型的比较超过预测高红移晕偏置的大因素，一个准确的适合我们的模拟。高红移的暗物质晕仍然可以用NFW模型进行合理的描述，晕的质量-浓度关系是单调的，质量越大的晕浓度越低，不利于一些研究报道的上升特征。质量浓度关系在$z=5.5$到$z=10$之间几乎没有变化，与大多数现有模型预测的强烈变化相反。此外，高红移暗物质晕的浓度参数远低于大多数模型的预测。
2022-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamical State and Mass-Concentration Relation of Galaxy Clusters
我们使用千禧年模拟系列来研究暗物质晕的动力学状态如何影响质量和浓度之间的关系。我们发现，大部分的大规模系统被确定时，他们基本上是不平衡的，并在其动力学演化的特定阶段：更大规模的晕，更有可能被发现在一个短暂的高浓度阶段。这种状态反映了最近组装的大规模晕，并对应于第一次近心通道的最近吸积的材料时，在维里化，动能和势能分别达到最大值和最小值。这一结果解释了最近关于大质量晕的工作中报告的质量浓度关系令人困惑的上升;事实上，当分析中只考虑动力学弛豫系统时，上升消失了。我们的研究结果警告不要应用简单的平衡模型来描述罕见的大质量星系团的结构，并敦促谨慎外推标度律校准低质量系统，这种偏离平衡的情况不太常见。如果星系团研究要提供精确的宇宙学约束，就必须仔细考虑星系团演化的动力学状态。
2013-02-01 astro-ph.CO
Cold dark matter haloes in the Planck era: evolution of structural parameters for Einasto and NFW profiles
本文从普朗克卫星出发，讨论了宇宙学中弛豫冷暗物质晕结构的演化。我们的模拟涵盖了50年的晕质量，从矮星系到星系团。由于物质密度和功率谱归一化的增加，普朗克宇宙学中的浓度质量关系在红移z=0处的归一化比WMAP宇宙学高20%。我们证实，CDM晕更好地描述了Einasto配置文件，例如，在星系半光半径附近的尺度CDM晕有显着陡峭的密度分布比暗示NFW拟合。在固定的晕质量下，Einasto形状参数的分散度为0.2 dex，进一步增加了CDM晕轮廓的多样性。在我们的模拟中的浓度质量关系的演变是没有重现的任何分析模型在文献中。因此，我们提供了一个简单的拟合公式，准确地描述了红移z=5到z=0之间的演化NFW和Einasto拟合。最后，观测到的浓度和晕质量的旋涡星系，集团和星系团在低红移与我们的模拟吻合得很好，表明只有温和的晕反应星系形成在这些尺度上。
2014-04-29 astro-ph.CO
SARCS strong-lensing galaxy groups: II - mass-concentration relation and strong-lensing bias
我们的工作是基于对80个强透镜星系群的叠加弱透镜分析。我们的主要结果如下：（i）与预期的NFW质量分布相比，透镜信号不允许我们坚定地拒绝一个简单的奇异等温球质量分布;（ii）我们获得的平均浓度$c_{200}=8.6_{-1.3}^{+2.1}$远高于相应平均质量$M_{200}=0.73_{-0.10}^{+0.11}\times10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$的数值模拟的预期值;（iii）将我们的结果与较大质量尺度下的结果相结合，给出了近20年质量的质量-浓度关系$c(M)$，其斜率与使用无偏暗物质晕总体的数值模拟的预测不一致;（iv）我们的组合$c(M)$关系匹配的结果，从模拟只使用晕与一个大的强透镜横截面，即延长与长轴接近的视线;（v）对于最简单的情况下，长晕，我们估计与玩具模型的下限上的短轴：长轴比$a/c=0.5$的平均SARCS星系群。我们基于星系群的分析证实了在更大质量尺度下获得的结果：强透镜呈现出明显过大的浓度，这可以用优先沿视线取向的三轴晕来解释。因为质量较大的星系已经有较大的透镜截面，所以它们不需要沿着视线有很大的伸长，这与质量较小的星系群相反。因此，这是自然的，以观察较大的透镜（预计）浓度为这样的系统，导致整体质量浓度关系比非透镜晕陡峭。
2014-09-20 astro-ph.CO
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of halo bias on age, concentration and spin
晕偏置是联系物质分布和暗物质晕的主要纽带。在其最简单的形式，晕偏差是由晕质量，但也有已知的其他晕属性的准确建模星系集群的后果的额外依赖。在这里，我们提出了最精确的测量晕年龄，浓度和自旋的这些二次偏置的依赖关系，晕质量范围从10 $^{10.7}$到10 $^{14.7}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。在高质量端，我们没有发现强有力的证据表明，组装偏见的质量以上M $_{vir}$ $\sim10^{14}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。二次偏置存在，然而，晕浓度和自旋，集群大小的晕，与以前的研究结果一致。对于晕自旋，我们报告，第一次，两种不同的制度：以上M $_{vir}\sim$ 10 $^{11.5}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$，晕具有较大的自旋值有较大的偏差，在固定的质量，效果几乎达到一个因素2。低于这一特征质量时，这一趋势发生逆转。除了这些结果，我们测试，第一次，多示踪剂方法的性能，用于确定不同子集的晕之间的相对偏差。我们表明，这种方法显着增加了二次偏置测量的信噪比相比，传统的方法。这一分析作为后续应用我们的多示踪剂方法的实际数据的基础。
2018-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation structure of dark matter halo properties
我们调查九个不同的暗物质晕属性之间的相关性，使用秩相关分析和主成分分析的样本跨越五个数量级的质量晕。我们认为质量和浓度，年龄，relaxedness，球形度，三轴度，子结构，自旋和环境，其中后者的定义方式，使其不敏感的质量无量纲的措施。我们发现浓度是最基本的性质。除环境外，所有参数均与浓度有较强的相关性。浓度、年龄、子结构、质量、球度和松弛度可以被认为是一个参数族，尽管具有很大的分散性。相比之下，自旋，环境和三轴性是更加独立的，虽然自旋强烈相关的子结构和自旋和三轴性相关的浓度。尽管质量决定了光环的尺度，但所有其他属性对浓度更敏感。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos II: The connections with the mass power spectrum and the density profile
我们利用一系列的宇宙学模拟来探索暗物质晕的结构和质量吸积历史之间的关系。我们确认，形成时间，定义为当维里质量的主要祖等于规模半径内的质量封闭的时间，强烈相关的浓度。我们提供了一个半解析模型晕质量的历史，结合分析关系，适合模拟。该模型具有函数形式$M(z) = M_{0}(1+z)^αe^{βz}$，其中参数$α$和$β$与浓度直接相关。然后，我们将这个晕质量历史模型与$α$，$β$和Correa等人（2014）推导的线性功率谱之间的解析关系结合起来，以建立晕浓度和初始密度扰动场之间的物理联系。最后，我们提供了晕质量历史的拟合公式以及数值程序，我们推导出吸积率作为晕质量的函数，并演示了晕质量历史如何取决于宇宙学和所采用的晕质量定义。
2015-08-03 astro-ph.CO
