Dependence of halo bias on mass and environment
最简单的晕偏性分析假设晕质量单独决定晕聚集。然而，如果大尺度环境是固定的，那么晕聚类几乎完全由环境决定，并且几乎完全与晕质量无关。我们展示原因。我们的分析是有用的研究，使用的环境依赖性集群约束宇宙学和星系形成模型。它还显示了为什么星系属性和环境之间的许多相关性仅仅是晕和它们的环境之间的潜在相关性的结果，并提供了一个量化这种遗传相关性的框架。
2017-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 effect of dark matter-dark radiation interactions on halo abundance -- a Press-Schechter approach
我们研究晕质量函数的Press-Schechter形式主义的相互作用的暗物质模型，物质的功率谱阻尼由于在早期宇宙中的暗声振荡。在采用平滑窗口函数后，我们用“有效结构形成理论”（ETHOS）项目的数值模拟校准了分析模型，并在高质量区$M_{\rm h}\gtrsim3\times10^{10}\;{\rm M}_{\odot}$固定了模型参数。我们还进行了高分辨率的宇宙学模拟与晕质量下降到$M_{\rm h}\sim10^8\;{\rm M}_{\odot}$，以涵盖广泛的质量范围进行比较。虽然该模型是校准ETHOS 1和CDM模拟高晕质量的红移$z=0$，它成功地再现了其他两个ETHOS模型在低质量制度在低和高红移的模拟。作为应用，我们比较了$z=6$观测到的星系和晕的累积数密度，发现动力学退耦温度低于$0.5\ \rm{keV}$的相互作用暗物质模型是不利的。我们还进行了丰度匹配分析，并推导出这些模型在$z=4$的恒星晕质量关系。在晕丰度的抑制导致质量较小的晕主机观察星系的恒星质量范围$M_*\simeq 10^5-10^7\ {\rm M}_{\odot}$。
2019-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering I. Halo Mass Function
我们提出了一个新的理论的层次聚类的暗物质（DM）晕的基础上随机微分方程，这构成了一个变化的角度相对于现有的框架（例如，偏移集方法）;这项工作特别关注晕圈质量函数。首先，我们提出了一个随机微分方程，该方程描述了DM晕质量增长的波动，该波动由依赖于球形坍缩阈值和DM扰动功率谱的乘性白（高斯）噪声驱动。我们证明，这样的噪声产生的晕人口向更大的群众，定量呈现标准的层次聚类的平均漂移。然后，我们解决了福克-普朗克方程的随机动力学，并获得压力和Schechter质量函数作为（稳态）的解决方案。此外，推广我们的治疗质量相关的崩溃阈值，我们得到了一个精确的解析解，能够拟合非常好的N-体质量函数在很宽的范围内的质量和红移。总而言之，这里提出的理论提供的新视角可以有助于更好地理解导致DM晕在宇宙时代形成，演化和统计的引力动力学。
2020-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A halo model for cosmological neutral hydrogen: abundances and clustering
我们扩展了以前的分析结果对约束的丰度和集群后再电离（$z \sim 0-5$）中性氢（HI）系统使用晕模型框架。我们的工作与一个全面的HI数据集，包括小规模的集群，柱密度和质量函数的HI星系在低红移，强度映射测量在中等红移和紫外/光学观测的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统在较高的红移。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来约束最佳拟合模型的参数，无论是HI晕质量关系和HI径向密度分布。我们发现，径向指数轮廓的结果在一个很好的适合低红移HI的观测，包括集群和列密度分布。的配置文件的形式也被发现，以匹配高红移DLA的意见，结合使用时，与一个三参数HI晕质量关系和红移演化的HI浓度。晕模型的预测与观测到的低红移星系的HI面密度分布，以及高红移DLAs的碰撞参量和覆盖分数观测的一般趋势吻合得很好。我们提供了方便的表格，总结了最佳拟合晕轮模型预测。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dual Origin of Stellar Halos II: Chemical Abundances as Tracers of Formation History
完全宇宙学的，高分辨率的N-Body + SPH模拟被用来研究模拟恒星晕中恒星的化学丰度趋势作为其起源的函数。这些模拟采用了物理激励的超新星反馈配方，以及金属富集，金属冷却和金属扩散。正如在早期的论文中所提出的，在这项研究中的模拟星系被恒星晕包围，其内部区域包含从卫星星系吸积的恒星和在主星系中心区域原位形成的恒星，后来通过合并转移到它们的内晕。分析了位于类太阳观测者10 kpc范围内的晕星的丰度分布（[Fe/H]和[O/Fe]）。我们发现，对于没有经历过最近的重大合并的星系，在原位恒星的金属丰度分布函数的高端[Fe/H]比吸积恒星在类似的[Fe/H]更[α/Fe]-丰富。在给定的[Fe/H]下，晕星的[O/Fe]的这种二分法是由原位和吸积晕星形成的不同势阱引起的。这些结果与最近对本地银河系晕星的观测结果定性相符。因此，通过观察银河系和其他L* 星系晕群的变化趋势，观测者可能会发现不同物理过程对恒星晕形成的相对贡献。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the HI-Halo Mass Relation From Galaxy Clustering
我们研究的依赖性的星系团的原子气体质量使用的样本$\sim$ 16,000星系的红移范围内的$0.0025<z<0.05$和HI质量的$M_{\rm HI}>10^8M_{\odot}$，从70%的完整样本的阿雷西博遗产快速ALFA调查。我们构建子样本的星系与$M_{\rm HI}$以上不同的阈值，并进行体积有限的聚类测量方面的三个统计量：投影两点关联函数，投影交叉关联函数相对于一个参考样本选择从斯隆数字巡天，和红移空间矩。与以前的研究相比，发现没有/弱HI质量依赖性，我们发现在高于几个Mpc的尺度上的聚类幅度和偏倚因子都随着HI质量阈值高于$10^9M_{\odot}$的子样本的HI质量的增加而显著增加。对于HI质量阈值低于$10^9M_{\odot}$，而测量有很大的不确定性所造成的有限的调查量和样本大小，推断的星系偏差因子系统低于最小的晕偏差因子从质量选择的晕样本。简单的晕模型，其中星系的内容只确定晕质量，有困难的解释集群测量的HI选择的样本。我们扩展了简单的模型，包括晕形成时间作为一个额外的参数。一个模型，把HI丰富的星系到晕，形成晚，可以重现集群测量合理。我们提出了我们的最佳拟合模型的HI质量与晕质量和形成时间的相关性，以及晕占据分布和HI质量函数的中央和卫星星系的影响。这些结果进行了比较，从半解析星系形成模型和流体动力学星系形成模拟的预测。
2017-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching from redshift-space clustering
我们首次应用暗晕丰度匹配（SHAM）方法描述了包含非线性红移空间畸变的星系红移空间成团，上帝之指我们发现，标准的SHAM连接的星系的光度的最大圆速度的subhalos很好地再现了红移空间星系团在斯隆数字巡天在很宽的范围内从0.3到40 Mpc/h的光度依赖。结果表明，SHAM方法是非常有前途的红移空间星系成团的理论模型，没有额外的参数。我们还使用两种不同的颜色代理来测试颜色丰度匹配：根据Masaki等人（2013 b）的方法，晕下年龄和局部暗物质密度。观测到的红色星系团比蓝色星系团具有更强的上帝手指效应。我们发现暗晕年龄模型比局部暗物质密度模型更好地描述了观测到的颜色相关的红移空间聚类。结果表明，暗晕的年龄是决定星系颜色的关键因素。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward Accurate Modeling of Galaxy Clustering on Small Scales: Constraining the Galaxy-Halo Connection with Optimal Statistics
应用晕模型来分析星系的小尺度成团是描述星系与其宿主晕之间联系的一种行之有效的方法。这样的工作往往受到系统误差的困扰，或者局限于可以分析预测的聚类统计。在这项工作中，我们采用了基于模拟的数值模拟程序来研究SDSS DR 7星系的聚类。我们采用标准的晕占据分布（HOD）模型的暗物质只有模拟与LCDM宇宙学。为了约束理论模型，我们利用星系数密度和选定的尺度的投影关联函数，红移空间关联函数，群多重性函数，平均群速度色散，标记关联函数，和计数在细胞统计的组合。我们设计了一个算法来选择一个最佳的测量组合，产生严格和准确的约束我们的模型参数。与以前的工作相比，使用较少的聚类统计，我们发现显着改善的约束条件，我们的晕模型的所有参数为两个不同的亮度阈值星系样本。最有趣的是，我们获得了前所未有的高精度的限制，在星系光度和晕质量之间的关系的散射。然而，我们的最佳拟合模型对两个样本都产生了显著的张力（>4 sigma），这表明需要向标准HOD模型添加二阶特征。为了保证这些结果的鲁棒性，我们进行了广泛的分析，在我们的建模过程中的系统和统计误差，包括第一次的一类研究，我们的约束条件的变化的晕质量函数由于重子物理的敏感性。
2021-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical halo model of galactic conformity
我们提出了一个完全分析的晕模型的颜色依赖的集群，采用了银河系的一致性的影响晕占领分布（HOD）的框架。该模型，根据我们以前的数值工作，描述一致性通过一个星系的颜色和其母晕的浓度之间的相关性，导致中央和卫星星系的颜色之间的相关性在固定的晕质量。的相关性的强度是由一个可调的“组淬火效率”，该模型可以单独描述星系的颜色（1-晕一致性）和大规模的组装偏差（2-晕一致性）引起的相关性组级之间的相关性。我们验证了我们的分析结果，使用模拟星系目录中的聚类测量，发现该模型是准确的，在10- 20%的水平为广泛的光度和长度尺度。我们应用的形式主义来解释的颜色依赖的星系团在斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现良好的整体协议之间的数据和模型，具有1-halo一致性的水平与以前的结果一致的基础上SDSS组目录，虽然聚类数据需要的卫星比建议的组目录更红。然而，在我们的建模的不确定性，我们没有找到强有力的证据2晕一致性驱动的组装偏差SDSS聚类。
2017-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Faber-Jackson relation and Fundamental Plane from halo abundance matching
基本平面（FP）描述了椭圆星系的恒星质量、大小和速度色散之间的关系;费伯-杰克逊关系（FJR）是它在{质量、速度}空间的投影。在这项工作中，我们重新部署和扩展了Desmond & Wechsler（2015）的框架，以询问是否基于丰度匹配的LCDM模型在匹配星系的空间分布方面取得了成功，也能够解释FJR和FP的关键特性，包括它们的散射。在我们的框架内，与FJR正常化的协议要求晕扩大，以应对光盘的形成。我们发现，倾斜的FP可以解释由所观察到的星系结构的非同源性和丰度匹配与通用的初始质量函数（IMF）产生的质光比的变化相结合，只要考虑到恒星运动的各向异性。然而，由于在固定的恒星质量的晕属性的变化，位于宇宙学动机的晕星系的FP周围的预测散射大大增加，似乎超过了数据。这意味着星系和晕变量之间的额外相关性可能需要完全调和这些模型与椭圆星系的比例关系。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Modeling the clustering and halo occupation distribution of BOSS-CMASS galaxies in the Final Data Release
本文研究了来自最终SDSS-III数据发布的红移范围为0.43 < z < 0.7的BOSS CMASS星系的成团和晕占据分布。我们比较了BOSS的结果与预测的晕晕匹配（HAM）聚类模型，分配星系的暗物质晕从大BigMultiDark $N$体模拟的一个单位$Λ$ CDM普朗克宇宙学。我们比较了观测数据与模拟的光锥构造从20个后续输出的模拟。观测效果，如不完整性，几何形状，否决面具和纤维碰撞包括在模型中，它再现1- $σ$误差内的2点关联函数在所有相关的尺度观察到的振幅：从最小的尺度，0.5 $h^{-1}$兆秒差距，到尺度超过重子声学振荡功能。该模型也非常符合BOSS星系功率谱（高达$k\sim1$ $h$ Mpc $^{-1}$），和三点关联函数。关联函数的四极矩与观测值呈现出一定的张力。我们讨论了可能的原因，可以解释这种分歧，包括目标选择的影响。总的来说，标准HAM模型非常好地描述了CMASS样本的聚类统计。我们比较了恒星晕质量关系的CMASS样品测量使用弱透镜在CFHT条纹82调查与我们的集群模型的预测，并找到一个很好的协议内1- $σ$。BigMD-BOSS光锥包括BOSS星系的属性和晕属性。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web Type Dependence of Halo Clustering
我们使用千禧年模拟表明，晕聚类显着不同的宇宙网络类型。根据速度剪切张量的特征值分解，将晕分为节晕、丝晕、片晕和空晕。速度场的采样由一个固定数量的相邻的晕和空间导数的特有的速度计算使用的内核借用平滑粒子流体动力学。的分类方案是用来检查作为网络类型的函数的晕与质量大于$10^{11}$的晕的聚类。我们发现，节点晕显示正偏置，丝晕显示可忽略的偏差，和空和片晕是反偏置的晕质量无关。我们的研究结果表明，质量依赖的晕聚类是植根于网络类型的组成作为晕质量的函数。晕质量$\gtrsim 2\times10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$的节点型晕的相当大的部分导致正偏置。在中等质量$10^{12} - 10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$上，丝状晕占优势，导致无偏聚类。在低晕质量$\lesssim 10^{12}\,h^{-1}\rm M_\odot$下，片状晕的大贡献产生反偏置。
2017-08-27 astro-ph.CO
The Tully-Fisher and mass-size relations from halo abundance matching
塔利-费舍尔关系（TFR）表达了旋转星系与它们所处的暗物质晕之间的联系，因此包含了大量关于星系形成的信息。我们构建了一个总体框架，以调查是否基于晕丰度匹配模型能够重现观测到的恒星质量TFR和质量大小关系（MSR），并使用数据来约束星系形成参数。我们的模型测试了一系列合理的情况下，不同的晕盘形成的反应，重子和暗物质的相对角动量，选择效应的影响，和丰度匹配参数。我们发现，与观察到的TFR协议提出了一个上限的星系和晕属性之间的散射，需要弱或反向晕收缩，并有利于选择效应，优先消除快速旋转的星系。MSR将盘与晕的比角动量的比率约束为大约在0.6-1.2的范围内。我们确定和量化两个问题，这种性质的模型面临的。(1)他们预测MSR的内在分散度太大，（2）他们预测TFR和MSR残差之间的相关性太强。我们认为，解决这些问题需要引入恒星表面密度和封闭的暗物质质量之间的相关性。最后，我们探讨了预期的中央和卫星星系的TFR之间的差异，发现在青睐的模型中，这种差异应该是在一个样本中检测到的~700星系。
2015-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies
最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering III. The Non-universality and Non-stationarity of the Halo Mass Function
在层次聚类的随机理论的框架下，我们研究了描述暗物质晕统计的Fokker-Planck方程的时间相关解，并讨论了这些收敛到稳态所需的典型时间尺度，远离初始条件。虽然我们表明，固定的解决方案可以重现国家的最先进的$N-$体模拟的结果在$z\approx 0$到一个很大的准确性，一个需要超越充分考虑宇宙演化的模拟晕质量函数向高红移。具体来说，我们证明了福克-普朗克方程的时间相关的解决方案可以描述，合理的初始条件下，模拟晕质量函数的非普适演化。与标准的理论估计相比，我们的随机理论预测的晕数密度更高的几个因素对$z\gtrsim 10$，这可能是有助于阐明早期和即将到来的数据从JWST的结果。最后，我们指出了我们的方法在设计，解释和模拟目前和未来的$N-$身体实验的相关性。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Models of Stellar Mass-Dependent Galaxy Clustering in PRIMUS+DEEP2 at 0.2<z<1.2
利用$Λ$ CDM星系团晕占据模型，对PRISm多天体巡天（PRIMUS）和DEEP 2红移巡天（DEEP 2 Redshift Survey）在过去80亿年的宇宙时间（$0.2<z<1.2$）中观测到的与恒星质量相关的星系团演化进行了研究。这些聚类测量提供了新的约束条件之间的联系暗物质晕属性和星系属性的背景下，不断演变的大尺度结构的宇宙。利用分析模型和一组模拟星系表，我们发现中央星系恒星质量和暗物质晕质量之间的强相关性范围$M_\mathrm{halo}\sim10^{11}$ - $10^{13}~h^{-1}M_\odot$，与以前的观测和理论预测大致一致。然而，恒星-晕质量关系（SHMR）和恒星形成效率达到最大值的质量尺度似乎比其他模型（包括主要基于丰度匹配约束的模型）预测的更强烈。我们发现，卫星星系的一个给定的质量的晕的分数显着减少，从$z\sim0.5$ $z\sim0.9$，部分原因是在固定质量的晕是罕见的，在较高的红移，并有较低的丰度。我们还发现，$M_1/M_\mathrm{min}$比，一个模型参数，量化的临界质量以上的晕主机至少有一个卫星，从$\approx20$在$z\sim0$ $z\sim0.9$的$\approx13$。考虑到的subhalo质量函数与卫星丰度的演变，这一趋势的影响卫星星系和晕子结构和集群内的质量，我们认为已经增长，由于剥离和破坏卫星之…
2015-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing subhalo abundance matching with galaxy kinematics
University of Oxford（牛津大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of the Western Cape（西开普大学）
利用星系动力学测试子晕丰度匹配，发现需强晕膨胀和低散射，但与聚类约束矛盾，表明需结合动力学与聚类约束以解决星系-晕连接问题。
2026-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 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
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
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. IV. Lithium abundances
我们研究了属于F和G主序星的两个晕族的恒星的锂丰度是否存在差异，这些恒星先前被发现在金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] <-0.7的情况下[α/Fe]不同。Li丰度来自使用MARCS模型大气的高分辨率光谱中测量的LiI 6707.8 A线。此外，恒星的质量是确定的logTeff - logg图之间的Yonsei-Yale演化轨迹插值。高α晕星和低α晕星的锂丰度没有显著的系统差异。对于大多数质量为0.7 < M/Msun < 0.9，重元素质量分数为0.001 < Z < 0.006的恒星，Li丰度符合关系式A（Li）= a0 + a1 M + a2 Z + a3 MZ，其中a0，a1，a2，a3为常数。将这个关系外推到Z = 0导致Li丰度接近从标准大爆炸核合成计算和WMAP重子密度预测的原始值。然而，这个关系并不适用于[Fe/H] <-1.5的恒星。我们认为，富含金属的晕星形成的锂丰度接近原始值，在其大气中的锂已耗尽的时间与恒星质量和Z的近似线性依赖。高α星和低α星的锂丰度没有系统性差异，这表明环境效应对锂的破坏并不重要。
2012-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Halo abundances in the f_{nl} model
我们展示了如何漂移集移动障碍模型晕丰度可以推广到本地非高斯f_{nl}模型。我们的估计假设步长的分布取决于f_{nl}，但它们在其他方面不相关。我们的分析是一致的情况下，一个恒定的障碍与以前的结果，并强调了一些隐含的假设。它还澄清了高斯情况下的移动障碍问题的近似解析解的基础，并显示了它如何可能得到改进。
2009-08-01 astro-ph.CO
Dependence on the environment of the abundance function of light-cone simulation dark matter haloes
目的：利用一个简单而定义明确的晕隔离准则，研究了在z < 0.65的全天$Λ$ CDM光锥晕目录中晕丰度函数（AF）对不同环境的依赖性。方法.每一个单独的暗物质晕的孤立状态是由到它最近的邻居的距离决定的，它定义了周围没有超过阈值质量的晕的最大球形区域（尽管这样的区域的真实大小可能要大得多，因为它不一定是球形的）。采用一种通用的双幂律Schechter函数来拟合暗物质晕AF，并研究了其导出参数随晕隔离状态的变化。结果(a)我们的函数非常适合所有晕隔离状态的晕丰度，而完善的理论质量函数，集成在光锥的体积上，提供了一个足够的，但比我们的唯象模型更差的拟合。(b)正如预期的那样，并与其他研究的基础上快照模拟协议，我们发现显着差异的晕丰度函数作为晕隔离的函数，表明不同的晕形成率。幂律的斜率和Schechter样拟合函数的特征质量随着隔离而降低，这一结果与在低密度区域形成质量较小的晕相一致。(c)我们发现一个意想不到的向上翻转的特征质量最孤立的晕我们的样品。这一上升趋势起源于红移较高的区域（z > 0.45），这可能意味着最孤立和最大质量的晕的孤立状态的重大和最近的演变。
2018-05-30 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
Rapid Simulations of Halo and Subhalo Clustering
对宇宙学星系巡天的分析需要现实的模拟来解释。正演模拟是一种模拟星系团的强大方法，而不需要底层的复杂模型。这种方法需要高分辨率和大体积的快速宇宙学模拟，以解决与单个星系相关的小暗物质晕。在这项工作中，我们基于拉格朗日微扰理论代码PINOCCHIO提出了快速光环和亚光环聚类模拟，该代码生成光环和合并树。从合并的历史中提取的subhalo祖先和subhalos的生存建模。我们引入了一个新的拟合函数的subhalo合并时间，其中包括红移依赖的拟合参数。使用数量密度剖面模拟了其宿主内的subhalos的空间分布。我们比较我们的模拟与光环发现者ROCKSTAR适用于全N体代码GADGET-2。得到的晕下速度函数和晕与晕下的关联函数符合得很好。我们调查所选择的数密度分布对所产生的subhalo聚类的影响。我们的模拟是近似的，但现实和显着更快相比，一个完整的N体模拟结合光环发现者。快速晕和晕下聚类模拟为利用晕下丰度匹配的星系正演模型提供了良好的前景。
2022-10-24 astro-ph.CO
Halo assembly bias in the early Universe: a clustering probe of the origin of the Little Red Dots
Peking University（北京大学）；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）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院科维理天体物理与空间研究）
研究通过高分辨率模拟探讨早期宇宙中晕组装偏置与小红点形成机制的关系，发现不同形成场景对聚类特征有不同影响。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 astro-ph.CO
Halo Abundance Matching: accuracy and conditions for numerical convergence
对暗物质晕的丰度和聚集的准确预测在检验标准宇宙学模型中起着关键作用。在这里，我们调查的准确性的一个领先的方法连接的模拟暗物质晕与观测星系-晕Abstraction匹配（HAM）技术。我们展示了如何选择大容量N体模拟中的质量和力分辨率的最佳值，以便它们为关联函数和晕及其子晕的圆速度提供准确的估计-HAM方法的关键成分。在10%的准确度下，结果收敛于50个粒子的晕和150个粒子的祖先subhaloes。为了达到这一准确度水平，应满足若干条件。最小分辨（子）晕的力分辨率应在（0.1-0.3）rs范围内，其中rs是（子）晕的尺度半径。次晕祖细胞的粒子数应为150。我们还表明，两体散射起着次要的作用，N体模拟的准确性，由于相对较少的交叉次数的暗物质晕，有限的力的宇宙学模拟的分辨率。
2013-10-14 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
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
Understanding the non-linear clustering of high redshift galaxies
我们将Jose等人（2016）建模的暗物质晕的非线性聚类纳入晕模型，以更好地理解红移范围$z=3-5$中的莱曼破裂星系（LBG）的聚类。我们发现，随着这种变化，预测的LBG聚类显着增加准线性尺度（$0.1 \leq r\,/\,h^{-1} \,{\rm Mpc} \leq 10$）相比，在线性晕偏模型。这又导致LBG的聚集在角度尺度$5" \leq θ\leq 100"$上增加一个数量级。值得注意的是，我们的新模型的预测总体上消除了线性晕偏差预测与观测之间的系统性差异。在非线性晕偏置模型中，LBG的关联长度和大尺度星系偏置值明显高于线性晕偏置模型。由此产生的两点关联函数保留了近似的幂律形式与使用线性晕偏理论计算。我们还发现LBG的非线性成团随光度和红移的增加而增加。我们的工作强调了使用非线性晕偏的重要性，以模拟高z星系的成团探测星系形成的物理和可靠地提取宇宙学参数。
2017-06-06 astro-ph.CO
Abundance of peaks and dips in three-dimensional mass and halo density fields: a test for cosmology
利用宇宙学N体模拟，我们研究了在$10-100$ s Mpcs尺度上晕和暗物质（DM）的平滑分布中发现的局部极大值（峰）和极小值（谷）的丰度。模拟包括高斯和本地型$f_{\rm NL}$非高斯初始条件。在文献中推导出的表达式的丰度（不考虑高度）的峰值高斯字段是令人惊讶的准确的演变晕和DM密度场的所有初始条件考虑。此外，高度分布是非常好的拟线性尺度上的对数正态拟合。丰度作为尺度的函数依赖于宇宙学参数（$H_0$和背景物质密度）通过功率谱的形状，但它是不敏感的集群振幅。此外，平滑晕轮分布中的丰度在非高斯中与高斯模拟基本上不同。在非高斯模型中，这种效应的解释是直接的晕偏差的尺度依赖性。从三维大星系红移巡天中提取的丰富的极值可能是宇宙学参数和初始非高斯性的竞争性探针。它打破了$f_{\rm NL}$和集群振幅之间的简并性，使其与星系团的计数和弱透镜图中的峰值互补。
2018-04-19 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
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Simulations of Early Baryonic Structure Formation with Stream Velocity: I. Halo Abundance
最近的研究表明，暗物质和重子在复合时的相对速度（vbc）可以影响早期宇宙的结构形成（Tseliakhovich & Hirata 2010）。我们使用大型宇宙学模拟来统计量化这种影响。我们使用三种不同的高分辨率模拟集（重子和暗物质具有单独的传递函数），这些模拟集在盒子大小、粒子数量和暗物质与重子之间的相对速度值方面各不相同。我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，晕的总数密度在z = 25处被抑制了~ 20%，其中σ（vbc）是相对速度的方差，而当vbc = 3.4σ（vbc）时，在相同红移处的相对抑制达到50%，一直保持在30%或以上的水平，直到z = 11。我们还发现了高丰度的“空晕”，即，气体分数低于宇宙平均重子分数fb一半的晕。具体地说，我们发现，当vbc = 1σ（vbc）时，所有低于10 ^5 M \odot的晕在z \geq 19处都是空的。空晕的高丰度导致富气小晕和第一个星系形成的显着延迟。
2012-02-09 astro-ph.CO
Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Halo clustering and g_{NL}-type primordial non-Gaussianity
许多多场暴胀模型都产生非高斯的初始条件，其中初始绝热涨落的形式为（zeta_G + g_{NL} zeta_G ^3）。我们研究晕聚类在这些模型中使用两种不同的分析方法：峰值背景分裂框架，和蛮力计算的障碍交叉模型，获得两者之间的协议。我们找到了一个简单的，理论上的动机表示晕偏置同意N体模拟，并可以用来约束g_{NL}从观察。我们讨论了实际的警告，以约束g_{NL}仅使用可观察到的属性的示踪人口，并认为，从人口的观测偏差是<~ 2.5的约束一般不强大的不确定性建模的晕占据分布的人口。
2011-06-02 astro-ph.CO
ScamPy -- A sub-halo clustering & abundance matching based Python interface for painting galaxies on the dark matter halo/sub-halo hierarchy
本文提出基于子晕聚类与丰度匹配（SCAM）的Python计算框架ScamPy，在暗物质晕/子晕层级上绘制星系，特别适用于高红移研究，并验证了其在再电离物理量分析中的应用。
2024-02-14 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
The initial shear field in models with primordial local non-Gaussianity and implications for halo and void abundances
本文将Doroshkevich关于高斯统计的初始剪切场本征值的著名公式推广到局部非高斯f_{nl}模型。这是可能的，因为对于f_{nl}中的至少二阶，固定过密度处的分布与f_{nl} =0的情况相比没有变化。我们使用这种概括来估计f_{nl} \ne 0对维里化晕丰度的影响。晕丰度预计是相关的概率，在初始波动场中的某个量超过阈值，我们研究了这个变量的两个选择：它可以是初始变形张量（初始过密度）的特征值的总和，或其最小的特征值。基于临界过密度的方法产生的结果与数值测量结果非常吻合。然后，我们使用这些相同的方法来开发近似描述f_{nl}上的空隙丰度的敏感性。虽然正的f_{nl}会产生更多质量极大的晕，但它会产生更少的超大空洞。因此，它的效果与密度涨落场σ_8的归一化的简单重新标度有质的不同。因此，空洞丰度提供了补充信息，集群丰度，和两者的联合比较可能会提供有趣的限制原始非高斯。
2009-08-01 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
A Halo Occupation Interpretation Of Quasars At $z\sim1.5$ Using Very Small Scale Clustering Information
我们结合了最精确的小尺度（$< 100\, \rm h^{-1}kpc$）类星体聚类约束与最近的测量在大尺度（$> 1\, \rm h^{-1}Mpc$）从扩展重子振荡光谱调查（eBOSS），以更好地约束卫星类星体的分数在$z\sim 1.5$在晕占领形式主义。我们建立我们的晕占领分布（HOD）框架的基础上常用的分析形式的一个和两个晕条款有两个自由参数：最小的晕质量，主机的中央类星体和卫星类星体的分数是在一个晕。最近的研究，提出了一个陡峭的密度轮廓的暗物质晕类星体的主机的启发，我们探讨HOD模型在千秒差距尺度和最佳拟合参数的模型与$10\times$更高的浓度参数。我们发现，HOD模型的卫星部分的$f_{\rm sat} = 0.071_{-0.004}^{+0.009}$和最小质量的$\rm M_{m} = 2.31_{-0.38}^{+0.41} \times 10^{12}\, \, \rm h^{-1} M_{\odot}$的主机暗物质晕最好的描述类星体集群（在所有尺度上）在$z \sim 1.5$。我们的结果与早期研究较亮类星体的工作略有不一致，暗示了对单晕项的亮度依赖性。
2020-01-31 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the NEWFIRM Medium Band Survey: the relationship between stellar mass and dark matter halo mass at 1 < z < 2
利用NEWFIRM中带巡天（NMBS）的数据，我们分析了星系团在1 < z < 2处随恒星质量的变化。NMBS产生的精确的光度红移和恒星质量使我们能够定义一系列质量有限的星系样本，这些星系的质量分别大于0.7、1和3 × 10^10 Msun，红移间隔分别以z = 1.1、1.5和1.9为中心。在每个红移区间，我们发现，存在着很强的依赖性的集群强度的恒星质量限制的样品，更大的质量星系表现出更高的集群振幅在所有尺度上。我们进一步解释我们的集群测量在LCDM宇宙学背景下使用星系集群的晕模型。我们发现，中心星系和卫星星系的典型晕质量随着恒星质量的增加而增加，而卫星部分随着恒星质量的减少，定性上与z < 1时相同。在我们狭窄的红移范围内，我们几乎没有看到恒星质量与晕质量关系的任何红移依赖性的证据。然而，当我们与z~0处的类似测量进行比较时，我们看到了这种关系发生变化的明确证据。如果我们假设一个普适的重子分数，恒星质量与晕质量的比值揭示了已经转化为恒星的重子的分数。我们看到，中心星系的恒星形成效率的峰值在更高的红移处向更高的晕质量移动，从z~0处的~ 7 × 10^11 Msun移动到z~1.5处的~ 3 × 10^12 Msun，揭示了“晕缩小”的证据。最后，我们表明，在z > 1的高度偏置的星系种群之间的测量空间密度和集群和晕模型预测的可能存在差异。这可能意味着在这些红移处，晕圈模型的一…
2010-12-08 astro-ph.CO
The effects of halo alignment and shape on the clustering of galaxies
我们研究了晕的形状及其与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo等人的星系形成模型，在千禧模拟上运行我们量化这些影响的重要性，通过随机化的卫星星系晕内的角位置，无论是相干的或单独的，同时保持各自的中央星系的距离固定。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。我们发现，球化的椭球分布的星系晕内的关联函数减少了高达20%的r<1兆秒差距/小时，并增加了它稍微在更大的半径。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。基于Halo Occupation Distribution的模型，根据平均径向轮廓将星系球形地放置在Halo内，因此会显着低估次Mpc尺度上的聚类。此外，我们发现晕组装偏差，特别是对晕形状的集群的依赖，传播到星系的集群。我们预测，这方面的组装偏见应通过使用广泛的组目录观察。
2012-06-25 astro-ph.CO
Studying the emergence of the red sequence through galaxy clustering: host halo masses at z > 2
我们使用UKIDSS超深巡天，迄今为止最深的度尺度近红外巡天，研究z ~ 3.5的恒星形成和被动星系的聚集。我们的新测量包括第一次确定被动星系在z > 2的聚集，我们使用互相关技术实现。我们发现，被动星系是最强烈的集群，通常由大质量的暗物质晕托管，M_halo > 5 × 10^12 M_sun，无论红移或恒星质量如何。我们的研究结果是一致的模型中，一个临界晕质量决定了从恒星形成到被动星系的过渡。恒星形成星系的恒星质量和晕质量之间没有很强的相关性，但被动星系显示出反相关性的证据;平均而言，低质量的被动星系似乎位于最大质量的晕中。这些结果可以理解，如果恒星形成的终止是最有效的低恒星质量的星系在非常密集的环境。
2013-03-06 astro-ph.CO
Study on the mapping of halo clustering from real space to redshift space
星系团从实空间到红移空间的映射，使测量的星系密度功率谱在红移空间中呈现出各向异性，即红移空间畸变（RSD）效应。该映射公式本质上是非线性的，由于密度场和速度场之间的互相关的不确定阶数，以及由于星系特有的速度场的随机性，上帝的手指（FoG）效应，这是复杂的高阶多项式。在以前的工作中，我们已经验证了先进的TNS映射公式在我们的混合RSD模型在暗物质的情况下，在晕偏差模型不考虑晕映射公式在红移空间的鲁棒性。使用100实现的晕目录在N体模拟，我们发现，我们的晕RSD模型与已知的晕偏置模型和有效的FoG功能准确地预测晕功率谱测量，在1 $\sim$ 2%的精度高达$k\sim 0.2h$ /Mpc，取决于不同的晕质量和红移。
2019-06-04 astro-ph.CO
A Variable-Slope Smooth-$k$ Filter for Modeling Halo Abundances with Damped and Oscillatory Power Spectra
Facultat de Física, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学物理学院）
本文提出了一种可变斜率的平滑k滤波器，用于建模具有阻尼和振荡功率谱的晕质量函数，通过解耦小尺度抑制与中间尺度振荡特征，提供统一的解析框架。
2026-08-11 astro-ph.CO
