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 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Cosmic web anisotropy is the primary indicator of halo assembly bias
暗物质晕的内部性质与固定晕质量$-$的大规模晕集群强度相关，这种效应被称为组装偏差$-$，并且也受到局部非线性宇宙网的强烈影响。晕的局部网络环境的特点，其潮汐各向异性$α$在尺度$\sim4$ x晕半径，我们证明，这些多尺度的相关性代表两个不同的统计联系：一个内部属性和$α$之间，和其他之间的$α$和大规模（$>30h^{-1}$ Mpc）晕偏$b_1$。我们专注于标量内部性质的晕形成时间（浓度$c_{\rm vir}$），形状（质量椭球非球面$c/a$），速度色散结构（速度椭球非球面$c_v/a_v$和速度各向异性$β$）和角动量（无量纲自旋$λ$）在质量范围$8\times10^{11}< M_{\rm vir}/(h^{-1}M_\odot)<5\times10^{14}$。使用条件相关系数和其他详细的测试，我们表明，联合分布的$α$，$b_1$和任何内部属性$c\in\{β,c_v/a_v,c/a,c_{\rm vir},λ\}$是一致的$p(α,b_1,c)\simeq p(α)p(b_1|α)p(c|α)$，但最大的群众。$\textit{Thus, the assembly bias trends $ c-b_1 $ reflect the two fundamental correlations $ c-α $ and $ b_1-α $.}$我们的结果不受最近主要…
2019-08-20 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
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multidimensional dependence of halo bias in the eye of a machine: a tale of halo structure, assembly and environment
我们开发了一种新的方法，探索联合依赖的晕偏置多晕属性使用高斯过程回归。利用$Λ$ CDM $N$ -体模拟，我们进行了全面的研究联合偏置依赖晕结构，形成历史和环境。我们表明，偏见是一个多变量函数的晕属性，分为三个制度。对于大规模的晕，晕质量解释了大部分的偏差变化。对于早期形成的晕，偏见敏感地依赖于最近的质量吸积的历史。对于低质量和后期形成的晕，偏差更多地取决于晕的结构，如它的形状和旋转。我们的框架使我们能够令人信服地证明，$V_\mathrm{max}/V_\mathrm{vir}$是一个有损耗的代理形成时间的偏差建模，而质量，自旋，形状和形成时间变量是非冗余的。结合质量和形成时间在很大程度上解释了偏置的质量吸积历史依赖性。结合所有的内部晕属性充分考虑了内部晕的密度分布依赖性，并预测了在$\sim 10\mathrm{Mpc}h^{-1}$的$20\%$水平上个体晕的聚类变化。当环境密度是测量$1\mathrm{Mpc}h^{-1}$以外的晕中心，它优于并在很大程度上占的内部晕结构的偏置依赖，解释偏置变化以上的$30\%$的水平。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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 Evolution of Assembly Bias
我们研究的演变装配偏差使用半解析模型的星系形成实现千年WMAP 7 N体模拟。我们认为固定数量密度星系样本恒星质量或恒星形成率排名。我们研究了如何集群的晕和它们的星系的内容取决于晕的形成时间和浓度，以及这些关系如何演变与红移。在$z=0$，晕簇对晕浓度和形成时间的依赖性是相似的。然而，在较高的红移，晕组装偏置减弱的年龄选择的晕，和逆转和增加的浓度选择的晕。晕占据随浓度和形成时间的变化在$z=0$处也是相似的，并且在更高的红移处发生变化。在这种情况下，随着晕龄的变化，占据率随红移的变化基本保持不变，但随浓度的变化而减小。最后，我们看看在星系分布中反映的装配偏差的演变，通过检查星系的关联函数相对于那些洗牌的星系样本，删除占用变化。这种关联函数比随着较大的红移和较低的数密度样本而单调下降，在某些情况下低于1，导致星系聚集减少。虽然晕占据函数本身各不相同，但无论是按恒星质量还是按恒星形成速率选择星系，组装偏差趋势都是相似的。我们的研究结果提供了进一步的洞察装配偏差的起源和演变。我们广泛的职业功能测量和拟合是公开的，可用于创建逼真的模拟目录。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 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 of filamentary void galaxy configurations
我们研究了空洞中暗物质晕结构的形成和演化。我们的调查使用高分辨率的LambdaCDM模拟CosmoGrid来寻找类似于VGS_31的三个相互作用的星系的细长系统的空洞系统，该系统最近被虚空星系调查（VGS）发现在SDSS星系红移调查中的一个大空洞内。HI数据显示，这些星系被嵌入在一个共同的拉长的信封，可能嵌入在intravoidfilament。在CosmoGrid模拟中，我们寻找在质量、大小和环境方面与VGS_31相似的系统。我们总共发现了八个这样的系统。对于这些系统，我们研究了相邻晕的分布，主晕的组装和演化，晕的动力学演化，以及系统嵌入其中的大尺度结构的演化。晕的空间分布遵循暗物质环境的空间分布。我们发现，VGS_31类系统有一个很大的变化，在10 Gyr前和现在的时代之间形成的形成时间。然而，系统所嵌入的环境基本上彼此相似。每一个类似VGS_31的系统都嵌入在内部空隙壁中，不迟于z = 0.5成为其环境中唯一突出的特征。虽然部分空洞的墙壁保留了一个相当平凡的性格，我们发现，他们中的大约一半是由一个明显的和迅速发展的子结构。五个晕发现自己在一个几兆秒差距/小时长的细丝内的空隙壁。最后，我们将结果与VGS_31的观测数据进行了比较。我们的研究表明，VGS_31星系形成于同一（原）灯丝，并且最近没有相遇。模拟的晕系统之间的多样性表明，VGS_31可能不是典型的星系群中的空隙。
2013-07-30 astro-ph.CO
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
Characterising the Structure of Halo Merger Trees Using a Single Parameter: The Tree Entropy
将星系的性质与它们的暗物质晕的聚集历史联系起来是星系演化理论的一个中心目标。本文介绍了一种无量纲参数$s\in[0,1]$，“树熵”，参数化的几何晕的整个质量装配层次结构，建立在一个概括的香农的信息熵。通过构造，最小熵（$s=0$）对应于没有任何合并的平滑组装的晕。相反，最高熵（$s=1$）代表纯粹由等质量双星合并产生的晕。利用从宇宙学$N$ -天体模拟SURFS中提取的模拟合并树，我们计算了$s$的自然分布，这是一条在$s=0.4$附近达到峰值的倾斜钟形曲线。这种分布对晕质量$M$和红移$z$的依赖性很弱，这可以归结为对物质微扰场中的相对峰高$δ_{\rm c}/σ(M,z)$的单一依赖性。通过探讨$s$与SHARK半解析模型产生的全球星系性质之间的相关性，我们发现$s$包含了关于星系$-$形态的大量信息，事实上比晕的自旋、浓度和聚集时间的信息还要多。因此，树熵提供了星系和它们的暗物质晕之间信息丰富的联系。
2020-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA math.CO
What to expect from dynamical modelling of cluster haloes II. Investigating dynamical state indicators with Random Forest
基于随机森林（RF）机器学习方法，研究了各种动力学特征在预测星系团动力学状态（DS）中的重要性.我们使用了一个大样本的星系团从三百工程的流体动力学放大模拟，并从原始数据，以及从相应的模拟地图在光学，X射线，和Sunyaev Zel 'dovich（SZ）通道构建动力学特征。而不是依赖于基于杂质的特征重要性的RF算法，我们直接使用的包外（OOB）的分数来评估的重要性，个别功能和不同的功能组合。在所有的功能研究，我们发现维里比，$η$，是最重要的单一功能。直接从模拟中计算出的三维特征比从模拟地图中构建的特征包含更多关于DS的信息。与基于X射线或SZ图的特征相比，与质心位置相关的特征更为重要。尽管有大量的研究特征，但最多三个不同类型特征的组合已经可以使预测的得分饱和。最后，我们表明，最敏感的功能$η$是强烈相关的动力学建模中的众所周知的半质量偏差。在DS中没有选择的情况下，簇晕在$η$中具有不对称分布，对应于总体正的半质量偏差。我们的工作为在模拟和观测中选择最佳特征来区分星系团的DS提供了定量参考。
2022-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Halo Root Systems: Fingerprints of Mass Assembly
Institute for Astronomy, University of Hawaiì at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）；Blue Marble Space（蓝大理石空间）；UNAM, Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究星系和晕根系统，通过粒子路径线集合展示物质下落，发现最大星系团晕的暗物质晕根系统组装更复杂，高自旋表现为更弯曲的根，根系统对各向异性下落敏感，为理解质量聚集提供新视角。
2026-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Star Formation in Metal-Enriched Haloes at High Redshift
超大质量恒星的形成通常是在原始无金属气体快速吸积的假设下研究的。然而，最近发现，金属丰度达到$Z \sim 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的气体也可以促进超大质量恒星的形成，只要进入原恒星的总质量下降率保持足够高。我们进一步扩展分析，研究如何丰富的超大质量恒星候选人晕将受到影响，如果所有的超临界下降率的晕，无论金属丰度。我们研究这种情况下，确定所有的原子冷却晕在文艺复兴时期的模拟与中央质量下降率超过一个固定的阈值。我们发现，在这些晕的中心质量下降率超过0.1 M $_{\odot}$年$^{-1}$约三分之二的这些晕有$Z > 10^{-3}$ Z $_{\odot}$的金属丰度。如果这些晕内的金属混合在它们的组装早期是低效的，并且贫金属气体的口袋可以保留，那么拥有超大质量恒星的晕的数量可以增加至少四倍。此外，这些高坠落率晕的中心提供了理想的环境，在其中生长预先存在的黑洞。进一步的研究（超大质量）恒星形成动力学的快速崩溃晕，不均匀的金属分布，需要获得更多的洞察超大质量恒星形成的早期星系以及早期黑洞的增长。
2020-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
How does the cosmic web impact assembly bias?
质量，吸积率和形成时间的暗物质晕附近的原丝（确定为鞍点的潜力）的解析预测使用的条件版本的偏移集的方法在其所谓的“upcrossing”近似。该模型预测，在固定的质量，质量吸积率和形成时间随方向和距离鞍，表明组装偏差确实是由宇宙网施加的潮汐的影响。饥饿，早期形成的晕较小的质量优先沿主轴的细丝，而更大规模和年轻的晕被发现更接近节点。不同的示踪剂，如典型的质量和吸积率的不同梯度发生，因为鞍条件是各向异性的，因为这些观测量的统计依赖于条件均值和协方差。将该理论推广到势场的其它临界点。的质量函数的物质密度场的变化（所谓的大尺度偏差）的响应进行了计算，其趋势与吸积率沿灯丝反转。这个模型的签名应对应于在低红移的一个多余的红星系主机在固定的质量沿首选方向，最近在光谱和光度测量和流体动力学模拟报告。因此，宇宙网的各向异性成为联合描述星系动力学和物理学的重要成分，例如在内在排列或形态多样性的背景下。
2017-09-04 astro-ph.CO
What sets the splashback radius of dark matter haloes: accretion history or other properties?
暗物质晕的密度剖面包含了关于其生长历史和物理性质的丰富信息。一个特别有趣的区域是回溅半径$R_{\rm sp}$，它标志着在晕中轨道运行的粒子和经历第一次坠落的粒子之间的过渡。虽然$R_{\rm sp}$对最近的吸积速率的依赖性已经得到了很好的建立，并且在理论上是可以预期的，但是还不清楚$R_{\rm sp}$对吸积历史的哪些部分做出了反应，以及还有哪些其他的晕属性可能会另外影响它的位置。我们全面调查这些问题相关的动态测量的溅回半径的一个大的模拟晕与他们的个人成长的历史，以及他们的结构，动力学和环境特性。我们发现，$R_{\rm sp}$是敏感的吸积超过一个交叉的时间，但在很大程度上不敏感的先前的历史（与浓度，探测更早的时代）。所有的次级相关性都弱得多，但我们发现，在质量较小、年龄较大、椭圆形和潮汐变形较多的晕中，$R_{\rm sp}$相对较高。尽管有这些微小的影响，我们得出结论，回溅半径是一个干净的指标晕的增长在过去的动力学时间。我们预测，星等差距应该是一个有前途的观测指标晕的吸积率和回溅半径。
2022-10-25 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
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The eventful life journey of galaxy clusters. I. Impact of DM halo and ICM properties on their full assembly histories
本研究通过分析宇宙学模拟，发现暗物质晕自旋与组合指示量最能编码星系团质量组装历史信息，并指出单一指示量无法全面表征其动力学状态。
2025-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Birth and Growth of Neutralino Haloes
我们使用扩展的Press Schechter（EPS）形式主义研究晕组装的历史，在一个标准的$Λ$ CDM宇宙学。一个大的Monte Carlo随机游走的合奏提供了{ \it整个}晕成员历史的一组代表性的暗物质粒子，我们假设是中性伴子。大多数粒子的第一代晕并不具有类似于中性伴子功率谱的自由流截止$M_{f.s.}$的质量，也不会在高红移时形成。根据EPS模型中假设的崩塌障碍物的形式，中值为$M_1 = 10^5$至$10^7M_{f.s.}$和$z_1 = 13$至8。几乎三分之一的粒子的第一代晕具有$M_1>10^9M_{f.s.}$。当红移超过20时，大多数中性伴子还不是任何晕的一部分，但仍然是弥散的。这些数字几乎不加修改地适用于中性伴子，它们是今天类似于银河系晕的一部分。在这样的光环中，有多达10%的粒子从来不是较小物体的一部分;典型的粒子经历了$\sim 5$“吸积事件”，其中光环的一部分落入更大质量的物体。可用的N体模拟同意EPS预测的“椭球”崩溃障碍，所以这些可能会提供一个可靠的扩展模拟结果，以更小的尺度。大多数中性伴子的第一代晕形成时间较晚，质量较大，这意味着它们在晕组装过程中会被高效率地破坏。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Coming of Age in the Dark Sector: How Dark Matter Haloes grow their Gravitational Potential Wells
我们提出了一个详细的研究如何暗物质晕组装其质量和增长其（中央）的潜力。我们通过他们的质量吸积历史（MAH）和潜在的井生长的历史（PWGH），我们提取的Bolshoi模拟和半解析合并树补充的方法来计算最大圆周速度，Vmax，祖晕这些特征。这两种方法的结果是非常一致的，无论是在平均值和分散。我们发现，MAH和PWGH是紧密相关的，和中心电位的增长之前的组装质量，最大的圆周速度已经是一半的时间，晕吸积只有2%的最终质量的今天的值。最后，我们证明，MAH有一个通用的形式，我们用它来开发一个新的和改进的通用模型，可用于计算平均或中位数的MAH和PWGH的任何质量的晕在任何LCDM宇宙学，而不必运行数值模拟或一组晕合并树。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Generating Merger Trees for Dark Matter Haloes: A Comparison of Methods
晕合并树描述了暗物质晕的分级质量组装，是模拟星系形成和演化的主干。基于扩展Press-Schechter（EPS）形式主义的Monte Carlo算法构建的合并树与从N体模拟中提取的合并树是互补的，并且具有以下优点：它们不受有限的数值分辨率和识别（子）晕并将其在快照之间链接的不确定性的限制。本文比较了多个基于EPS的合并树算法的模拟结果，使用四个诊断：祖质量函数（PMF），质量组装历史（MAH），合并率每后代晕，和未进化的subhalo质量函数（USMF）。一般来说，基于球形坍缩的算法产生的主要合并率太高了两倍，导致MAH被系统性抵消。假设椭球坍缩解决了这些问题中的大部分，但这里研究的特定算法，包括椭球坍缩显着高估了大规模晕的小合并率。在我们的比较中，得出MAH、合并率和USMF与模拟结果一致的唯一算法是Parkinson等人（2008）的算法。然而，这不是一个真正的基于EPS的算法，因为它从PMF中提取其祖细胞质量，PMF针对模拟进行校准，而不是由EPS“预测”。最后，我们强调，用于测试EPS算法的基准是从模拟中获得的，并受到显着的不确定性本身。特别是，从不同作者的模拟中获得的MAH和晕合并率显示，即使基于相同的模拟，差异也很容易超过50%。鉴于这种现状，使用Parkinson等人的算法构建的合并树与从N体模拟中提取的合并树一样准确。
2013-11-20 astro-ph.CO
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Assembly Bias on Redshift Space Distortions
我们研究了红移空间畸变测量的宇宙学参数约束的组装偏差的潜在系统性影响。我们使用一个半解析的星系形成模型应用于千年N体WMAP-7模拟研究晕组装偏差的红移空间扭曲的星系关联函数的影响。我们看看成对的速度的星系生活在晕的浓度和年龄的上，下五分之一，并发现这些之间的速度差异是一致的真实空间聚类分析，即样品具有较高的聚类也表现出较强的infall成对运动。这也可以在红移空间关联函数的四极和四极中看到。我们发现，无论测量的方法，在$β$参数的变化，由于不同的二次晕参数完全跟踪的变化，在偏置参数。因此，装配偏差不会在推断的对数生长因子中引入可检测的系统学。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relation between halo spin and cosmic web filaments at z=3
我们研究了暗物质晕的自旋演化及其对高红移宇宙网中连接细丝数量的依赖性（下文称为自旋-细丝关系）。为此，我们在宇宙学N体模拟中模拟了质量范围为$5\times10^{9}h^{-1}M_{\odot}$到$5\times10^{11}h^{-1}M_{\odot}$的$5000$晕，其质量范围为$z=3$。我们证实了Prieto等人在2015年发现的关系，其中具有较少细丝的晕具有较大的自旋。我们还发现，这种关系是更重要的晕质量较高，和晕与被动（没有重大合并）的组装历史。另一个发现是，具有较大自旋或较少细丝的晕具有与自旋矢量更垂直对齐的细丝。我们的研究结果指向一个图片中的初始自旋的晕是很好地描述了潮汐扭矩理论，然后得到随后的修改，在一个可预测的方式，因为拓扑结构的宇宙网络，这反过来又是由目前青睐的LCDM模型。我们的自旋-细丝关系是LCDM的一个预测，可以用观测来检验。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A flexible modelling of galaxy assembly bias
我们使用{ \sc Illustris TNG 300}磁流体动力学模拟，{ \sc SAGE}半分析模型，和subhalo丰度匹配技术（SHAM）检查的多样性预测星系组装偏差（即在一个固定的晕质量的星系大规模集群的差异，由于组装历史和其他属性的主机晕）。我们认为样本的星系选择根据其恒星质量或恒星形成率在不同的红移。我们发现，所有的模型预测组装偏置信号的不同幅度，红移的演变，并与选择标准和数密度的依赖。为了模拟这些非平凡的依赖，我们提出了一个扩展的标准SHAM技术，使它可以包括任意数量的组装偏差。我们这样做，优先选择具有相同的内部属性，但不同的{ \it个人}大规模的偏见subhaloes。我们发现，与此模型，我们可以成功地再现星系组装偏置信号在任何{ \sc SAGE}或{ \sc TNG}，所有的红移和星系数密度。我们预计，这个模型可以用来约束水平的组装偏差的意见和援助，在创建更现实的模拟星系目录。
2021-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly bias and the redshift evolution of intrinsic alignments for LRGs
Leiden University（莱顿大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
利用FLAMINGO模拟，发现LRG样本的内禀排列强度不仅依赖于暗晕质量，还依赖于暗晕形成红移，并给出了经验质量-红移内禀排列模型。
2026-07-02 astro-ph.CO
Properties beyond mass for unresolved haloes across redshift and cosmology using correlations with local halo environment
暗物质晕的结构和动力学性质，虽然在理解大尺度结构形成的重要组成部分，需要更保守的粒子分辨率比单独晕质量所需的模拟。这减少了模拟的参数空间，对于下一代大型巡天所需的高红移和大体积模拟更为严重。在这里，我们将红移和宇宙学的依赖到一个算法，分配准确的晕属性，如浓度，自旋，速度和空间分布的次分辨率晕在模拟。通过专注于获得与晕质量和在$4 \times$晕半径处测量的局部潮汐各向异性$α$的正确相关性，我们的方法还将恢复这些小尺度结构特性与大尺度环境的相关性，即，所有尺度下的晕圈组件偏差均大于$5 \times$晕圈半径。我们发现晕的性质分布是普遍的红移和宇宙学。通过将该算法应用于大体积模拟$(600 h^{-1}{\rm Mpc})$，我们可以访问$30-500$粒子晕，从而在$z=2-4$上获得一个数量级的晕质量和两到三个数量级的数密度。这种技术降低了估计协方差矩阵、弱透镜研究或任何具有较小质量晕的大规模聚类分析所需的模拟成本。
2022-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insights into the origin of halo mass profiles from machine learning
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡夫利宇宙物理研究所）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
暗物质晕的质量分布是初始密度扰动通过质量吸积和合并分层增长的结果。我们使用一个可解释的机器学习框架，提供物理见解的起源球平均质量分布的暗物质晕。我们训练一个梯度提升树算法来预测集群大小的晕的最终质量分布，并测量提供给算法的不同输入的重要性。我们发现两个主要的尺度在初始条件（IC），影响最终的质量分布：在近似的规模的晕的拉格朗日补丁$R_L$（$R\sim 0.7\, R_L$）和在大尺度环境（$R\sim 1.7~R_L$）的密度。该模型还确定了影响最终轮廓的晕组装历史中的三个主要时间尺度：（i）晕内的维里化的、坍缩的物质的形成时间，（ii）动态时间，其捕获晕在其第一轨道上的动态非弛豫的、下落的分量，（iii）第三个、最近的时间尺度，它捕捉了最近大规模合并事件对外部轮廓的影响。虽然内部轮廓保留了IC的记忆，但仅此信息不足以产生外部轮廓的准确预测。当我们添加有关晕的质量吸积历史的信息时，我们发现在所有半径处的预测轮廓都有显着改善。我们的机器学习框架提供了新的见解的作用的IC和大规模组装的历史，在确定最终的质量分布的集群大小的晕。
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.AI
Merger Response of Halo Anisotropy Properties
利用IllustrisTNG模拟研究暗物质晕各向异性性质对并合活动的响应，发现响应轨迹偏离长期演化且具有普适特征，并测量了动力学时间尺度，为理解标度关系散点与质量组装历史的联系奠定基础。
2023-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Shape of Dark Matter Haloes in the Aquarius Simulations: Evolution and Memory
我们使用宝瓶座计划的高分辨率宇宙学N体模拟来详细研究确定银河系型暗物质晕形状的机制。我们发现，当在瞬时维里半径测量时，单个晕的形状随时间而变化，从早期阶段的典型长轴配置演变为目前的三轴/扁圆几何形状。这种演变的晕形状相关以及与下落的材料的分布：长形的配置出现时，晕是通过狭窄的细丝，其特征的早期时代的晕组装，而三轴/扁圆形的配置结果的吸积变成更各向同性在以后的时间。有趣的是，在红移z=0时，每个晕过去历史的清晰印记记录在它们不同半径的形状中，这些形状也表现出从内部区域的扁长到外围区域的三轴/扁长的变化。假设宝瓶座晕是类似银河系的10^12 Msun天体的典型代表，我们可以得出结论，这种暗物质晕的形状是一种复杂的、依赖于时间的性质，每个径向壳层都保留着坍缩时的条件记忆。
2011-07-29 astro-ph.CO
The impact of baryons on dark matter haloes
我们分析了一个约10^12 M太阳晕中的暗物质（DM）分布，该分布是从与和谐宇宙学一致的模拟中提取的，其中调节气体转化为恒星的物理过程被允许改变，从而产生具有不同形态的星系。虽然与纯动力学运行相比，当重子被收集在晕的中心时，DM剖面变得更加集中，但是单独的重子总质量不足以完全预测DM剖面的反应。我们还注意到，重子影响DM分布，甚至以外的中心区域。在这些系统中，气体转化为恒星是由超新星（SN）反馈调节的，因此能够形成重要的盘状结构，发现这些系统比早期有效地将其大部分重子转化为恒星的星系具有更集中的暗物质分布。卫星的吸积被认为是与膨胀的暗物质配置文件，从传入的卫星角动量转移触发。随着SN反馈的影响增加，卫星的质量变小，甚至在接近主结构之前被强烈破坏，导致角动量转移减少。我们的研究结果表明，DM晕的反应是由重子组装成一个星系沿着他们的合并树的历史。
2009-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
