An analytic halo approach to the bispectrum of galaxies in redshift space
在晕近似描述的基础上，利用中心星系和卫星星系的晕占据分布，给出了星系双谱在红移空间的解析表达式。这项工作是以前的工作的星系功率谱，照亮了显着的贡献，卫星星系的更高的多极谱通过非线性红移空间扭曲的随机运动的延伸。的双谱的多极子的行为进行了比较，数值模拟的结果，假设一个光环占领分布的LOWZ样本的SDSS-III BOSS调查。给出了双谱多极子的解析近似公式，有助于理解其特征性质。我们证明了上帝的手指效应是非常重要的双谱在红移空间中的高多极，依赖于晕占据分布参数。
2017-01-11 astro-ph.CO
Anisotropic halo assembly bias and redshift-space distortions
我们使用一组N体模拟研究了大尺度潮汐场对内晕性质的影响。我们测量大尺度潮汐场和几个非标量晕属性：形状，速度色散和角动量之间的显着互相关。耦合到这些非标量晕属性的选择效应甚至可以在实空间中产生各向异性聚类。我们调查这种效果的大小，并表明，它可以产生一个非零的四极杆的大小类似的线性红移空间畸变（RSD）所产生的。最后，我们研究了红移空间中识别的晕的聚类特性，并发现与标准线性RSD模型的巨大偏差，再次由各向异性组装偏差引起。这些影响可能会污染宇宙学参数的值推断从观测到的红移空间星系团，团体，或21厘米发射原子氢，如果他们的选择取决于受晕组装偏差的属性。我们简要地讨论了在现有的和未来的大尺度结构调查中可以测量这种影响的方法。
2019-06-27 astro-ph.CO
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
Effects of baryons on the gravitational redshift profile of ΛCDM halos
引力红移和其他相对论效应开始在星系团的背景下进行研究。Wojtak等人和其他人在星系团红移剖面中以及Alam等人在星系群的互相关联函数中测量到了与广义相对论中预期的一致的畸变。在低于~20 Mpc的尺度上，$h$模拟表明引力红移比其他效应占主导地位。然而，这种信号与引力势的形状和深度有关，因此与星系和星系团中的物质密度有关。我们研究了重子物理对大质量（群和团大小）晕的引力红移剖面的影响。我们比较了从MassiveBlack-II宇宙流体动力学模拟和同一模拟的仅暗物质版本中获得的晕中不同组分的剖面。我们发现，包含重子，冷却，恒星形成和反馈显着改变相关的内部密度分布。这些重子效应导致整体增加的引力红移和横向相对论性多普勒效应高达~50%的群大小晕。我们将展示如何修改纳瓦罗弗伦克白晕配置文件可以用来参数化这些差异，并提供相关的晕配置文件适合。
2019-01-17 astro-ph.CO
Galaxy power spectrum in redshift space: combining perturbation theory with the halo model
星系红移空间功率谱的理论模拟对于从红移巡天中正确提取宇宙学信息至关重要。这项任务是复杂的非线性偏置和红移空间畸变效应，这与晕质量的变化，并通过晕质量的广泛分布和星系的职业。主要的建模挑战之一是卫星星系的存在，这些星系在晕内既有径向分布又有较大的维里速度，这种现象被称为上帝之指效应。我们提出了一个模型的星系功率谱中，我们将一个给定的星系样本分解成中央和卫星星系，并涉及不同的贡献1-和2-晕晕模型中的条款。我们的主要目标是确保我们引入的任何参数都具有物理意义的值，而不仅仅是拟合参数。对于2-晕术语，我们使用以前开发的RSD模型的分布函数和微扰理论方法的背景下的晕。这一项需要乘以晕内卫星的径向距离和速度的影响。为此，需要添加1-halo项，这是非微扰的。我们证明了实空间1-晕项几乎可以被模拟为常数，晕内卫星的有限范围导致了一个小的k^2R^2项，其中R与晕的大小有关。我们采用了一个类似的模型在红移空间的FoG，确保FoG速度色散的晕质量有关。对于FoG，k^2型展开式不起作用，必须使用FoG重新展开。我们测试了几个阻尼函数来模拟速度色散FoG效应。将该方法应用于以BOSS巡天的“CMASS”样本为模型的模拟星系，我们发现我们对红移空间功率谱的预测精度可达k~0.4Mpc/h。
2015-11-25 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
The environment and redshift dependence of accretion onto dark matter halos and subhalos
一个只含暗物质的地平线项目模拟被用来研究吸积对晕和晕下的环境和红移的依赖性。这些对象通过合并和通过吸积扩散非晕物质的模拟增长，我们测量这两种吸积模式的组合信号。结果发现，晕吸积率随红移的变化不如扩展的Press-Schechter（EPS）形式主义所预测的那样强烈，并且对于所有的晕，在z=0处主要是由小合并和扩散吸积事件决定的。这些后一种增长机制可能能够驱动最近的星系形成模型假设的无线电模式反馈，并具有正确的吸积速率和宇宙演化形式。模拟中的低红移次晕吸积体形成了一个质量选择的子样本，安全地高于质量分辨率极限，位于其宿主的外部区域，其中约70%超出其宿主的维里半径，在那里它们可能没有被显著地剥离质量。这些subhalos的增生，平均而言，在较高的速率比晕在低红移，我们认为，这是由于他们在小尺度上增强集群。在星系团尺度上，在低红移时，晕和晕下的质量吸积速率与环境的关系很弱，我们证实了在z~2时，晕的吸积与环境无关。通过将我们的结果与黑洞生长的观测研究进行比较，我们支持以前的建议，即在z>1时，暗物质晕及其相关的中心黑洞共同生长，但表明到目前为止，暗物质晕可能以比其相关的黑洞高3-4倍的分数速率吸积。
2011-06-23 astro-ph.CO
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
Distribution function approach to redshift space distortions. Part V: perturbation theory applied to dark matter halos
数值模拟表明，红移空间畸变（RSD）在晕的功率谱中引入了很强的尺度依赖性，即使在相对较大的尺度（k<0.1h/Mpc），甚至在没有卫星的情况下（这会引起上帝的手指，FoG效应），相对于线性理论预测的偏差也有10%。如果未建模，这些影响将阻止从RSD调查中提取宇宙学信息。本文利用微扰理论（PT）和Halo偏置模型，将其应用于RSD的分布函数法，将RSD分解为若干密度加权速度矩的分解因子。我们使用PT对这些双折射器进行建模，并将结果与大范围晕质量和红移的模拟结果进行比较。我们发现，与引入物理动机的晕偏置，并使用暗物质功率谱从模拟，我们可以重现模拟结果的比例高达k~ 0.15 h/Mpc在z=0，而不需要在模型中有自由的FoG参数。
2013-09-22 astro-ph.CO
Real- and redshift-space halo clustering in $f(R)$ cosmologies
我们提出了两点关联函数统计的质量和晕的变色龙$f(R)$修改的重力方案使用一系列的大体积N体模拟。三个不同的变化$f(R)$被认为是（F4，F5和F6），并在红移范围$z \in [0,1]$的基准$Λ$ CDM模型进行比较。我们发现，除F4外，所有模型的物质聚类都是不可区分的，F4显示出明显更陡的斜率。在$> 20 h^{-1} \mathrm{Mpc}$尺度下，红移与实空间关联函数的比值与所考虑的可行的$f(R)$模型的线性广义相对论（GR）Kaiser公式一致。我们考虑三个晕人口的特点是空间丰度的发光红星系（LRGs）和星系团。F4和F5的红移-空间晕关联函数在中红移和高红移处与$Λ$ CDM显着偏离，因为$f(R)$的晕偏置小于或等于$Λ$ CDM情况的晕偏置。最后，我们引入了一个新的独立于模型的聚类统计量来区分$f(R)$和GR：相对晕聚类比-- $\mathcal{R}$。随着下一代星系红移巡天的到来，将可获得充分减少$\mathcal{R}$散射所需的采样。这将促进一个前瞻性的途径，以获得这类修改后的引力模型在很大程度上独立于模型的宇宙学约束。
2017-01-20 astro-ph.CO
The halo mass function through the cosmic ages
In this paper we investigate how the halo mass function evolves with redshift, based on a suite of very large (with N_p = 3072^3 - 6000^3 particles) cosmological N-body simulations. Our halo catalogue data spans a redshift range of z = 0-30, allowing us to probe the mass function from the dark ages to the present. We utilise both the Friends-of-Friends (FOF) and Spherical Overdensity (SO) halofinding methods to directly compare the mass function derived using these commonly used halo definitions. The mass function from SO haloes exhibits a clear evolution with redshift, especially during the r…
2013-11-09 astro-ph.CO
Remapping simulated halo catalogues in redshift space
我们讨论了扩展到红移空间的重新缩放算法，旨在改变现有的模拟粒子分布或目录的暗物质晕的有效宇宙学。重新缩放方法最初是由Angulo & White开发的，并在我们以前的工作中被改编并应用于真实空间中的光环目录。该算法除了初始和目标宇宙学参数外不需要其他信息，并且不包含任何调谐参数。它在这里示出，重新标度的方法也很好地工作在红移空间中，并且重新标度的模拟可以再现适合于目标宇宙学的宇宙学密度波动的增长率。即使对一个λ =0且重子数为零的非标准模型进行重新标度，当k<0.2 h Mpc^-1时，标准LCDM的红移空间功率谱也可以重现，误差约为5%。只要输入的晕星表中包含测量到的内部速度色散，四极子与四极子功率谱的比值在k=1h Mpc^-1的容差范围内仍然是正确的。
2014-11-24 astro-ph.CO
Alignments of dark matter halos with large-scale tidal fields: mass and redshift dependence
利用直接由暗物质晕分布估算的大尺度潮汐场，研究了暗物质晕的形状和自旋矢量与宇宙网的关系。晕的长轴、中轴和短轴与相应的潮汐轴一致，晕的自旋轴倾向于平行于中轴而垂直于潮汐场的长轴。这些排列的强度通常随晕质量和红移而增加，但依赖性仅通过峰高ν。配向强度与ν值的标度关系表明，当晕圈所在的结构仍处于准线性状态时，配向强度大致保持不变，但随着非线性演化变得更加重要，配向强度减小。我们还计算了投影中的对齐，以便我们的结果可以直接与观测结果进行比较。最后，我们调查的潮汐张量在大尺度上的路线，并使用的结果来了解在不同的距离分开的晕对的路线。我们的研究结果表明，潮汐场的相干结构是在数值模拟和观测中看到的晕和星系排列的根本原因。
2016-05-03 astro-ph.CO
Improving redshift-space power spectra of halo intrinsic alignments from perturbation theory
本文提出基于微扰理论的星系/晕内禀排列红移空间功率谱模型，解析推导次领头阶修正，有效控制Finger-of-God阻尼效应，实现无偏确定增长率参数，支持宇宙学尺度引力精确检验。
2025-06-02 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
On the starting redshift for cosmological simulations: Focusing on halo properties
本文系统地研究了在高度非线性区域中改变起始红移z_i对宇宙学模拟的影响。我们的主要焦点在于暗物质晕的（个体）属性-即质量，自旋，三轴性和浓度-我们发现即使z_i的实质性变化也只留下很小的印记，至少对于探测的质量范围M \in [10^{10}，10^{13}] Msun/h以及在红移z=0时进行研究。我们进一步比较模拟开始使用标准Zel'dovich近似运行的基础上产生的初始条件与二阶拉格朗日摄动理论。在这里，我们观察到同样的现象，即暗物质晕的研究（内部）属性的差异实际上是不可检测的。这些发现（探测质量范围）与文献中的其他工作一致。因此，我们的结论是，通常使用的技术建立宇宙学模拟导致稳定的结果，在红移z=0的质量，自旋参数，三轴度，和浓度的暗物质晕。
2009-04-01 astro-ph.CO
The clustering of dark matter halos: scale-dependent bias on quasi-linear scales
我们使用N体模拟研究了在红移范围$0 - 5$内由$1-4 σ$涨落引起的暗物质晕的空间聚集。发现高红移晕（$z \geq 2$）的晕偏置具有强烈的非线性，并且与大于其维里半径（$0.5-10$ Mpc/h）的准线性尺度有关。然而，在较低的红移，非线性偏置的尺度依赖性较弱，并且在$z \sim 0$的准线性尺度上是百分之几的数量级。我们发现，暗物质晕的标度相关偏置的红移演化可以表示为四个物理参数的函数：晕的峰高、感兴趣标度处的非线性物质关联函数、{ \it rms}线性密度涨落的有效幂律指数和给定红移处的宇宙物质密度.这表明，晕偏向的尺度依赖性并不是暗物质功率谱的普适函数，这是通常假设的。我们提供了一个拟合函数的规模依赖晕偏置作为这四个参数的函数。我们的拟合再现了模拟结果，在红移范围$0\leq z \leq 5$内的精度优于4%。我们还扩展了我们的模型表示的非线性偏差作为一个函数的线性物质关联函数。重要的是，将我们的结果纳入任何红移的暗物质晕的聚类模型，包括那些在再电离之前承载早期恒星和星系的星系。
2016-07-18 astro-ph.CO
Constraints on the relationship between stellar mass and halo mass at low and high redshift
我们使用统计方法来确定星系的恒星质量和它们所处的暗物质晕质量之间的关系。我们得到一个参数化的恒星晕质量（SHM）的关系，通过填充晕和subhalos在N体模拟星系，并要求所观察到的恒星质量函数被复制。我们发现很好的协议与限制星系星系透镜和半解析模型的预测。使用此映射，和从模拟中获得的晕和subhalos的位置，我们发现，我们的模型预测的星系两点关联函数（CF）作为恒星质量的函数是在SDSS中观察到的聚类特性在z=0非常吻合。我们表明，聚类数据不提供额外的强约束的SHM功能，并得出结论，我们的模型可以预测集群作为恒星质量的函数。我们计算条件质量函数，它产生的平均数量的星系与恒星质量的范围内[m，m+dm]，居住在晕的质量M。我们研究了红移的SHM关系，并表明，低质量的晕，SHM比是较低的红移。导出的SHM关系被用来预测恒星质量依赖的星系CF和高红移的偏差。我们的模型预测，不仅是大质量的星系比低质量的更偏向于在所有的红移，但偏见增加更迅速地增加大质量的星系比低质量的红移。我们提出了方便的拟合函数SHM关系作为一个函数的红移，条件质量函数，作为恒星质量和红移的函数的偏差。
2009-12-14 astro-ph.CO
Magnification as a Probe of Dark Matter Halos at high redshift
我们提出了一种新的方法来测量星系群和星系团的质量分布和形状，它使用遥远的背景星系的透镜放大。透镜放大的主要优点是，与透镜剪切不同，它只依赖于精确的光度红移，而不是星系的形状，因此可以研究未解析源星系的暗物质分布。我们提出了一个可行性研究，使用一个真正的人口z > 2.5莱曼Break星系作为源星系，并在那里，类似于星系星系透镜，前景透镜堆叠，以增加信号噪声比。我们发现，引力透镜作为探测高红移处暗物质晕的探测器，存在一个有趣的新观测窗口，它不需要测量星系的形状。
2010-04-21 astro-ph.CO
Optimal Mass Configurations for Lensing High-Redshift Galaxies
我们调查的引力透镜性能的视线包含多个集群规模的晕，其动机是透镜的能力非常高红移（z ~ 10）源到可检测性。我们控制的总质量沿视线，隔离多个晕之间的质量分布和不同的物理性质的晕的影响。我们的研究结果表明，多光环视线可以增加放大的源平面区域相比，通常针对透镜研究的单集群透镜，因此一般是更好的领域，用于检测非常高的红移源。导致最佳透镜截面的配置受益于晕圈的透镜势之间的相互作用，当它们在天空上稍微重叠时，在源平面中产生当单独考虑晕圈时不存在的高放大率区域。这些相互作用对透镜截面的影响甚至可以与将透镜的总质量从10^15 M_sun改变为3 × 10^15 M_sun相媲美。透镜截面的增益随着质量分裂成更多的晕而增加，前提是透镜势投射得足够近以彼此相互作用。一个非零的投影晕角间距，相等的晕质量比，和高投影晕浓度是最好的质量配置，而投影晕椭圆率，晕三轴度，和相对取向的晕是不太重要的。这种高质量、多光环的视线存在于SDSS中。
2013-03-04 astro-ph.CO
On the Systematic Errors of Cosmological-Scale Gravity Tests using Redshift Space Distortion: Non-linear Effects and the Halo Bias
星系红移巡天观测到的红移空间畸变（RSD）是检验宇宙学尺度引力理论的有力工具，但在未来的大规模巡天观测中必须仔细研究其系统不确定性。在这里，我们采用各种解析模型的RSD和估计的系统误差测量的结构增长率参数，$fσ_8$，引起的非线性效应和晕偏差相对于暗物质分布，使用晕目录从40个实现的$3.4 \times 10^8$共动$h^{-3}$ Mpc $^3$宇宙学N体模拟。我们考虑假设的红移调查在红移z=0.5，1.35和2，和不同的最小晕质量阈值的范围内的$5.0 \times 10^{11}$ - $2.0 \times 10^{13} h^{-1} M_\odot$。我们发现，$fσ_8$的系统误差大大降低到~ 5%的水平，当最近提出的RSD的解析公式，考虑到更高阶的密度和速度场之间的耦合，采用与尺度相关的参数偏差模型。讨论了系统误差与晕质量、红移和最大波数的关系。我们还发现，威尔逊-希尔夫蒂变换是有用的，以提高似然分析的准确性时，只有少量的模式是可用的功率谱测量。
2014-07-09 astro-ph.CO
Where stars form and live at high redshift: clues from the infrared
暗物质晕与高红移恒星形成轨迹的关系是当代宇宙学中一个迫切的问题。匹配的丰度晕的红外（IR）星系的丰度，我们明确之间的联系暗物质晕质量（Mh），恒星质量（M*）和恒星形成率（SFR）的红移为2。我们的发现有五个方面。首先，我们发现了一个强大的演变M* 和SFR之间的关系作为红移的函数，增加sSFR = SFR/M* 的一个因素~30之间的z=0和z= 2.3。其次，我们观察到sSFR随恒星质量的增加而减小。这些结果再现了在红移z>0.3处观察到的趋势。第三，我们发现恒星的形成在Mh~ 5 × 10^11 Msun的暗物质晕中最有效，并且有迹象表明，随着红移的增加，暗物质的质量会增加。第四，我们发现SFR/Mh在z = 0和z = 2.3之间增加约15倍。最后，我们发现在所有红移处，SFR密度主要由质量接近~ 7 × 10^11 Msun的晕所控制，在更低和更高的晕质量处，SFR密度迅速下降。尽管它的简单性，我们的新的使用红外观测揭示了一些特征的质量尺度在高红移恒星形成。
2012-04-02 astro-ph.CO
Towards an accurate model of the redshift space clustering of halos in the quasilinear regime
在光谱星系巡天中观测红移空间畸变，为测量宇宙结构的建立提供了一种有吸引力的方法，这种方法既取决于宇宙的膨胀率，也取决于我们的引力理论。星系团占据着暗物质晕，它们的红移空间聚集对偏置有着复杂的依赖性，而这不能从物质的行为中推断出来。我们确定了两个不同的修正准线性尺度（~ 30-80 Mpc/h）：真实和红移空间位置之间的非线性映射，和非线性抑制的功率在速度发散场。我们使用尺度相关的高斯流模型对第一个非微扰模型进行了建模，我们表明，对于四极晕关联函数，在将实空间聚类和速度统计转换到尺度s>10（s>25）Mpc/h的红移空间时，该模型在<0.5%（2%）的水平上是准确的。我们利用微扰理论预测实空间两两晕速度统计。我们的完全分析模型仅在s > 40 Mpc/h的规模上在2%的水平上是准确的。最近的模型，忽略了双谱和高阶项的非线性实到红移空间映射的校正将不具有当前和未来的观测分析所需的精度。最后，我们注意到，我们的模拟结果证实了基本的，但不平凡的假设，在大尺度上，从真实空间聚类的晕推断的偏见是相同的，确定其成对的下落速度振幅在百分比水平。
2011-05-20 astro-ph.CO
Redshifted 21-cm emission signal from the halos in Dark Ages
本文分析了热暗物质模型中暗时代质量为$\sim10^6-10^{10}$ M $_\odot$的晕中氢原子21 cm超精细结构谱线的发射。这些晕被认为是由$10\lesssim z\lesssim50$的宇宙学密度扰动的高斯密度峰形成的。在多组分模型中形成单个球形晕的半解析模拟表明，在坍缩晕的绝热压缩下，其中的气体具有$60-800$ K范围内的动力学温度，并且每个晕的温度取决于维里化的时间。结果表明，中性氢原子间的非弹性碰撞是超精细结构能级的主要激发机制，使自旋温度向动力学温度靠拢。单个晕的亮度温度在1-10 K之间，取决于晕的质量和它的维里化红移，并且随着这两者的增加而增加。这种晕的视角半径在0.06-1.2角秒的范围内，它们的表面数密度从最低质量的几个每角分$^2$和红移到更高值的几乎为零呈指数下降。假设一个1 MHz的观测带宽的表面数密度的晕在不同的红移进行评估，以及波束平均差分天线温度和流量的氢发射从晕的不同质量。光束平均信号强烈地依赖于可能由WDM粒子的自由流动引起的黑暗时代晕的质量函数中的截止尺度。这一发现进行了比较与上限的氢21厘米线波动的功率谱的振幅来自最近的观测数据与MWA和LOFAR。
2019-11-21 astro-ph.CO
Accurate Analytic Mass-Scale Relations for Dark Matter Haloes of all Masses and Redshifts
CUSP是一个强大的形式主义，恢复，从第一性原理和没有自由参数，所有的宏观性质的暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现，并揭示其特征的起源。由于它不受模拟的限制，它涵盖了整个质量和红移范围。在本论文中，我们使用CUSP计算的质量尺度关系举行的晕密度分布拟合到通常的NFW和Einasto函数在最相关的宇宙学和最常见的质量定义。我们澄清了这些关系的起源，并提供准确的解析表达式举行的所有质量和红移。这些表达式的性能相比，以前的模型和质量浓度关系跨越20多个数量级的质量在$z=0$在最近的模拟中获得的100 GeV的WIMP宇宙。
2023-03-06 astro-ph.CO
Measuring the Dark Matter Halo Mass of X-ray AGN at z~1 using photometric redshifts
利用AEGIS、COSMOS和ECDFS巡天的观测数据，通过与星系的交叉关联函数，推断了中等亮度[LX（2-10 keV）= 42.9 erg s-1] X射线活动星系核在z~1处的偏差和暗物质晕质量。在对比标准的交叉关联函数估计，我们提出了一种方法，只需要光谱的活动星系核和光度红移概率分布函数的星系，以确定投影的真实空间活动星系核/星系交叉关联函数。在AEGIS、COSMOS和ECDFS联合观测场中，对活动星系核X射线的暗物质晕质量的估计值为~ 13 h-1 M_solar，与以前在类似红移和光度范围内的研究结果一致。从样品中去除5%的活动星系核与X射线选择的集团的结果减少约0.5德克斯在推断活动星系核暗物质晕质量。活动星系核在暗物质晕质量中的分布因此是偏斜的，大部分人口生活在中等质量的晕中。这一结果有利于冷气体吸积作为大部分X射线活动星系核的超大质量黑洞生长的主要通道。
2012-12-20 astro-ph.CO
Accurate emulator for the redshift-space power spectrum of dark matter halos and its application to galaxy power spectrum
一个精确的理论模板的红移空间星系的功率谱，如果适用于非线性尺度，使我们能够提取更严格和强大的约束宇宙学参数从测量的星系聚类。在这项工作中，我们开发了一个基于模拟的模板，所谓的仿真器，红移空间功率谱的暗物质晕。使用红移空间晕功率谱测量的黑暗探索$N$体模拟套件，涵盖101平面几何$w$ CDM宇宙学周围的普朗克$Λ$ CDM模型，我们将这些数据输入到一个前馈神经网络建立快速和准确的模拟功率谱从线性到非线性尺度高达$k \simeq 0.6 \,h \,{\rm Mpc}^{-1}$。我们的模拟器实现约1%和5%的分数精度预测的功率谱的四极矩，分别为晕的$\sim 10^{13}h^{-1}M_\odot$，对应于主机晕的SDSS LOWZ-和CMASS-类星系，其中实现的精度是足够的SDSS体积的统计误差相比。仿真器的验证和性能通过仿真器预测与直接从训练中未使用的验证集的仿真中测量的功率谱的比较来给出。我们表明，模拟器的输出可用于作出模型预测的红移空间功率谱的星系采用用户反馈模型的晕星系连接，如晕占领分布。该仿真器使我们能够很容易地将由于星系的维里运动和阿尔科克-帕茨基扭曲的上帝之指的效果。我们的代码可以计算的红移空间星系的功率谱在一个CPU亚秒，并准备执行基于仿真器的宇宙学分析，为现有的和即将到来的星系红移调查。
2020-10-19 astro-ph.CO
Reconstruction of halo power spectrum from redshift-space galaxy distribution: cylinder-grouping method and halo exclusion effect
星系巡天观测中红移空间畸变（RSD）测量到的奇特速度场为研究大尺度结构的生长提供了独特的途径。然而，系统的影响时，包括卫星星系的聚类分析。由于卫星星系倾向于居住在具有更大晕偏差的大质量晕中，因此包含物增强了集群能力。此外，维里运动的卫星星系的非线性RSD效应导致了显着的抑制集群的权力。我们发展了一种新的方法来恢复红移空间功率谱的晕从观测到的星系分布，通过最大限度地减少污染的卫星星系。我们研究的圆柱分组方法（CGM）有效地将卫星星系从星系样本中排除。然而，我们发现，这种技术产生明显的各向异性在重建的晕分布在所有规模模仿RSD。在小尺度上，明显的各向异性聚类是由CGM使用的各向异性圆柱体内的晕排除引起的。在大尺度上，将沿视线排列的大尺度结构中的不同晕错误识别为同一CGM组，通过它们与CGM晕的互相关引起明显的各向异性聚类。我们构建了一个经验模型的CGM晕功率谱，其中包括使用CGM窗口函数在小尺度以及线性物质功率谱乘以一个简单的各向异性函数在大尺度上导出的校正项。我们将这个模型应用到z=0.5的模拟星系表中，设计成类似于SDSS-III BOSS CMASS星系，发现我们的模型可以预测宿主晕的四极和四极功率谱，直到k<0.5 h/Mpc，误差在5%以内。
2017-03-18 astro-ph.CO
Halo mass functions at high redshift
Maynooth University（梅努斯大学）；University of Western Australia（西澳大学）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越中心（ASTRO 3D））
本文利用Enzo和SWIFT代码比较半解析暗物质晕质量函数与直接N体模型，发现两者在高红移下差异较小，不构成观测与理论矛盾的主要原因。
2025-11-25 astro-ph.CO
A Lyman alpha halo around a quasar at redshift z=6.4
我们目前的长缝光谱数据，揭示了扩展莱曼α发射周围z=6.417射电宁静类星体CFHQS J2329-0301。莱曼α辐射延伸超过15 kpc，亮度> 8 x 10^36 W，与已知最明亮的莱曼α晕相当。发射具有复杂的运动学，部分原因是前景吸收，只覆盖了扩展星云的一部分。速度范围从-500 km/s到+500 km/s，其中一个峰值非常接近类星体的广泛MgII发射所确定的系统速度。没有证据表明晕圈气体的流入或流出。我们推测莱曼α发射机制是类星体光电离高质量暗物质晕内气体后的复合。巨大的莱曼α光度表明，与典型的射电宁静类星体相比，在较低的红移下，冷气体的覆盖因子更高。
2011-09-19 astro-ph.CO
The ecology of dark matter haloes I: The rates and types of halo interactions
合并和飞越等相互作用在塑造星系形态方面发挥着重要作用。使用Horizon Run 4宇宙学N体模拟，我们研究了晕相互作用的频率和类型，以及它们的红移演化作为由大尺度密度，对分离，质量比和目标晕质量定义的环境的函数。大多数相互作用发生在大尺度的密度差$δ\approx 20$，无论红移，对应于集团和相对密集的部分的细丝。然而，相互作用靶标的分数在$δ\approx 1000$处最大。我们提供了一个新的经验拟合形式的相互作用率作为晕质量，大尺度密度和红移的函数。从质量比和相对距离的分布来看，存在两种相互作用模式，这意味着相互作用的两种不同的物理起源。卫星目标在深入宿主晕的过程中失去质量。这两种趋势的相对重要性强烈地依赖于大尺度密度、目标质量和红移。
2015-05-04 astro-ph.CO
Constraining the halo bispectrum in real and redshift space from perturbation theory and non-linear stochastic bias
我们提出了一种方法来产生模拟星系目录与有效的微扰理论计划，匹配的数量密度，功率谱和双谱在真实的和在红移空间从N体模拟。这项工作的重要贡献是，我们约束的方式，在PATCHY码的偏置参数。此外，旨在再现两点统计，我们寻求的一组偏置参数，它约束的单变量晕概率分布函数（PDF）编码高阶关联函数。我们表明，晕目录的基础上相同的底层暗物质字段与固定的晕数密度，并准确匹配的功率谱（2%以内），可以导致非常不同的双谱取决于所采用的晕偏置模型。忽略晕圈PDF形状的模型可能导致高达2倍的偏差。另外获得的目录约束的晕PDF的形状可以显着降低三点统计的差异，产生接近无偏的双谱在真实和红移空间，这是在一般兼容的N体模拟在10%以内（偏离最多可达20%）。计算结果表明，类发光红星系（LRG）在功率谱上的~2的恒定线性偏差主要来自于在高密度峰处采样晕，选择高密度阈值，而不是来自于暗物质密度场的因子乘。我们的方法有助于实现一个有效的建模晕/星系分布估计的不确定性，从星系红移调查的聚类测量。我们还证明了它是测试各种偏差模型的强大工具。
2014-07-04 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
Systematic Effects on Determination of the Growth Factor from Redshift-space Distortions
密度扰动的线性增长因子被认为是未来红移测量的一个强有力的观测值，可以用来探测暗能量的物理性质，并区分不同的引力理论。我们调查系统的影响，从测量的红移空间扭曲的生长因子f的测定。使用N体模拟，我们确定暗物质晕在一个广泛的质量范围。我们计算的晕的功率谱和关联函数，然后检查如何以及红移失真参数β =f/b可以重建晕质量的函数。我们发现，β测量一个固定的晕质量一般是一个函数的规模，即使在大尺度上，与共同的期望，β接近常数描述的凯泽公式在这样的规模。尺度依赖性取决于晕质量，越小的晕越强。它也不能很容易地解释与著名的分布函数的晕特有的速度。我们证明了小晕的偏置具有更大的非线性和随机性，因此线性偏置假设变得更糟。只有在b>1.5的大质量晕中，β才接近r或pi/k> 30 Mpc/h的线性理论预测。SDSS-III的BOSS巡天所针对的发光红星系（LRG）往往位于非常巨大的晕中。我们的结果表明，如果用LRG测量红移畸变，可以无偏地测量f。另一方面，如果考虑使用发射线星系，这是BigBOSS调查的目标，并居住在一个广泛的质量范围的晕，β的尺度依赖性必须仔细考虑;否则，可能会给暗能量或修改的引力理论不正确的约束。我们还发现，在傅里叶空间中重建的β比在位形空间中的表现更好。
2010-10-25 astro-ph.CO
An Improved Fit for Linear Halo Bias at High Redshift
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center（宇宙前沿中心）；Texas Center for Cosmology & Astroparticle Physics（德克萨斯宇宙学与高能物理中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过模拟数据测量高红移下暗物质晕偏置，发现其比低红移校准结果高3-4%，并提供更新的线性偏置拟合，将系统偏差降低至1%以下，为JWST等观测提供理论支持。
2026-04-15 astro-ph.CO
CARS: The CFHTLS-Archive-Research Survey II. Weighing dark matter halos of Lyman-break galaxies at z=3-5
目的：我们测量了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）深场的大量u-（z~3），g-（z~4）和r-（z~5）脱落样本的聚类特性。研究方法：光度红移分布与模拟一起，使我们能够去项目的角度相关测量和估计物理量，如相关长度，晕质量，星系的偏见，和晕占领作为紫外线光度的函数。结果：我们首次在z~5的关联函数中检测到一个显著的单晕项。发现LBG的共动关联长度和晕质量随静止坐标系紫外光度的减小而减小。没有显着的红移演化中发现的任何数量。LBG的典型晕质量是M>~10^{12}h^{-1}M_ \odot，而且晕通常被少于一个星系占据。在脱落样本中清楚地观察到UV光度的聚类分离，但是红移演化不能清楚地从红移分布引入的系统不确定性中解脱出来。我们研究了一系列可能的红移分布，以说明这种选择的效果。光谱学的代表性的子样本，需要高精度的绝对测量高Z晕质量。
2009-03-23 astro-ph.CO
A modern halo streaming model for redshift space distortions
Durham University（杜伦大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；Universität Bonn（波恩大学）
本文提出了一种红移空间扭曲的晕流模型，通过结合流模型与晕模型分解，实现了对非线性星系聚类的高精度模拟，支持大规模结构调查的精确分析。
2026-09-30 astro-ph.CO
The depletion of gas in high-redshift dwarf galaxies from an inhomogeneous reionization
星系际介质（IGM）的再电离可能是不均匀的和扩展的。通过加热IGM和来自星系外围的光蒸发气体，这个过程可以对结构的生长产生巨大的影响。利用一套大参数空间的球对称坍缩模拟，研究了电离紫外背景（UVB）对重子在暗物质晕上凝聚的影响。我们提出了一个表达式的晕重子分数，这是一个明确的函数：（i）晕质量;（ii）UVB强度;（iii）红移;（iv）红移的晕暴露于UVB。我们还提出了一个相应的表达式的特征或临界质量，定义为晕质量保留一半的重子相比，全球的价值。由于我们的结果是普遍的和物理动机，它们可以广泛地应用于非均匀再电离模型。
2013-01-28 astro-ph.CO
Ecology of dark matter haloes -II. Effects of interactions on the alignment of halo pairs
我们使用Horizon Run 4宇宙学N体模拟来研究远距离和近距离相互作用对目标晕与其邻居的形状、自旋和轨道对齐的影响，以及它们对局部密度环境和邻居分离的依赖性。相互作用的目标具有比所有目标明显更低的自旋和更高的球度和扁率。相互作用的电子对最初具有反平行的自旋，但随着时间的推移，自旋发展成平行排列。邻居倾向于在目标的旋转平面内演化，并且在长晕的主轴方向上。此外，相互作用优先是径向的，而具有非径向轨道的电子对优先是非径向的。对准信号在高质量和紧密分离时更强，并且与大尺度密度无关。正的对齐信号被发现在红移高达4，并增加减少红移。此外，轨道在低红移时趋于倾斜，而在高红移（z = 4）时没有发现对齐。
2017-01-16 astro-ph.CO
The Halo Occupation Distribution of HI from 21cm Intensity Mapping at Moderate Redshifts
HI星系的空间成团性质可以用晕占据分布（HOD）的形式来研究。由此产生的参数约束描述了气体丰富度与环境等属性。不幸的是，基于单个HI星系的聚类研究在可预见的未来将仅限于本地宇宙，即使是最深的HI调查。在这里，我们将讨论如何集群研究的HI HOD可以扩展到中等红移，通过观察未解决的星系的组合21厘米强度的波动。特别是，我们在HOD的HI的聚类分析估计。我们的共同目标是估计i）信号的幅度，ii）像澳大利亚SKA探路者这样的望远镜对HOD参数的灵敏度。我们发现，红移21厘米强度的功率谱可以用来研究在z>0.5的暗物质晕中的HI分布，在那里无法探测到单个星系。除了HI的HOD外，21厘米功率谱的振幅还可以估算出在本地宇宙和阻尼Ly-alpha吸收体探测的红移之间的宇宙HI含量。
2009-12-11 astro-ph.CO
A redshift-independent theoretical halo mass function validated with Uchuu simulations
Instituto de Astrofisica de Andalucia (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Instituto de Astrofisica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Facultad de Fisica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学物理学院）；Digital Transformation Enhancement Council, Chiba University（千叶大学数字化转型促进委员会）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）
本文提出了一种不依赖红移的理论暗物质晕质量函数模型，通过Uchuu模拟验证其在广泛质量和红移范围内的准确性。
2026-02-13 astro-ph.CO
Evolution of the Lyman-alpha Halos around High-Redshift Radio Galaxies
我们获得了5个射电星系中扩展Ly-alpha辐射在z ~ 1处的第一个限制。我们检测到Ly-alpha发射从五个星系中的四个。Ly-alpha光度范围为0.1 ~ 4倍10^43 erg/s，比高红移射电星系周围的晕小得多。如果z ~ 1射电星系是z >~ 2射电星系的后代，则它们的Ly-alpha光度随红移的变化为~（1+z）^[5]。其他参数之间似乎没有很强的相关性，例如无线电功率，这表明观察到的演变是真实的，而不是观测伪影或二次相关。我们推测，这种发光晕的演变可能是由于气体耗尽（气体冷却，沉淀，并形成恒星）伴随着平均气体温度的整体上升和特定的恒星形成率在这些大质量星系及其周围的下降。
2009-03-26 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
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 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 halo mass function and inner structure of ETHOS haloes at high redshift
我们在ETHOS框架下研究了高红移下的晕质量函数和内晕结构（$z\geq5$）。各种强度的冷暗物质（CDM）、热暖暗物质（WDM）和暗声振荡（DAO）等场景都包含在ETHOS中，只有两个参数$h_{\rm peak}$和$k_{\rm peak}$，即第一个DAO峰值的幅度和尺度。具有平滑$k$滤波器的扩展Press-Schechter（EPS）形式能够预测ETHOS模型（由$k_{\rm peak}$控制）中小尺度功率抑制产生的晕质量函数的截止值，以及依赖于$h_{\rm peak}$的小质量下的斜率。有趣的是，我们发现DAO引入了一个本地化的功能，在质量分布的晕，导致质量函数是不同的形状相比，无论是CDM或WDM。我们发现，${\it all}$ ETHOS模型的晕密度分布很好地描述了NFW的配置文件，浓度低于CDM的情况下，在某种程度上，由$k_{\rm peak}$。我们发现，DAO模型的浓度-质量关系可以很好地近似的质量组装模型的基础上扩展的Press-Schechter理论，这已经提出了CDM和WDM的其他地方。我们的研究结果可以用来执行廉价的计算晕质量函数和浓度-质量关系内的ETHOS参数化，而不需要$N-$体模拟。
2021-06-16 astro-ph.CO
Accretion History of Subhalo Population now and then
在结构形成的标准模型中，星系存在于维里化的暗物质晕中，这些晕远远超出了中心系统的观测半径。暗物质晕的形成过程是分层次的，小的系统在高红移时坍缩，然后合并在一起形成更大的系统。在这项工作中，我们研究的质量组装历史的主机晕在不同的观测红移和质量函数的吸积卫星（晕合并直接在主晕祖）。我们表明，卫星质量函数是通用的，无论是独立的主机晕质量和观测红移。卫星质量函数也变成了普遍的一次只有卫星之前或之后的主机晕形成红移（在该时间的主要晕祖组装其最终质量的一半）被认为是。我们发现，这些分布的归一化直接相关的主要晕祖质量分布之前和之后的形成，而他们的斜率和指数高质量截止保持不变。
2009-11-16 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics. II. Dependence on mass, accretion rate, redshift, and cosmology
粒子落入暗物质晕后，在第一个轨道上的回溅半径$R_{\rm sp}$，最近被认为是一个物理驱动的晕边界，它将吸积与轨道物质分开。使用SPARTA代码在文件I中，我们分析了宇宙学模拟的结构形成和测量$R_{\rm sp}$的晕，跨越从矮星系到大质量星系团晕的质量范围内，达到红移8，包括WMAP，普朗克和自相似宇宙学的数十亿粒子的轨道。我们分析了$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$对质量吸积率$Γ$、晕质量、红移和宇宙学的依赖性。这些关系的离散度在0.02和0.1之间变化。虽然我们证实了已知的趋势，即$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$减少与$Γ$，关系变得比以前认为的更复杂，证明了$R_{\rm sp}$是一个独立的定义的晕边界，不能平凡地重建从球形过密度定义。我们提出的拟合函数为$R_{\rm sp}/R_{\rm 200m}$和$M_{\rm sp}/M_{\rm 200m}$的吸积率，峰高，和红移的函数，实现了5%或更好的精度到处探索的参数空间。我们讨论了粒子远心分布的物理意义，并表明，以前提出的定义$R_{\rm sp}$的半径最陡的对数密度斜率包围约四分之三的远心。最后，我们得出结论，到目前为止，没有分析模型可以完全解释我们的结果。
2017-07-14 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing galaxy-group correlations in redshift space with the halo streaming model
我们在星系与质量集合巡天（GAMA）中研究了红移空间中星系群的互相关。我们使用一组模拟GAMA星系和组目录开发和测试一种新的“晕流”模型的红移空间扭曲。这对待2晕相关性通过流模型，加上经验1晕长期来自模拟，允许精确建模到非线性制度。为了探测从红移空间扭曲推断的增长率的鲁棒性，我们按颜色划分星系，并根据它们的总恒星质量划分群体，通过引力透镜校准到总质量。我们将我们的模型拟合到相关数据，以获得扰动增长率$fσ_8$的估计，通过不同模拟实现之间的分散来验证参数误差。在模拟和真实的数据，我们表明，结果是密切一致的组和星系人口的不同子集之间，考虑到一些最小的投影半径，$r_{\rm min}$的相关数据的使用。对于模拟数据，我们可以使用晕流模型来低于$r_{\rm min} = 5h^{-1}$ Mpc，发现所有子集产生的增长率彼此相差约3%，并且与真实值一致。对于实际的GAMA数据，结果受到宇宙方差的限制：$fσ_8=0.29\pm 0.10$的有效红移为0.20;但我们有充分的理由期待这种方法将从相同类型的大型数据集（如DESI亮星系巡天）中得到精确的约束。
2022-09-07 astro-ph.CO
Evolution of the Clustering of Photometrically Selected SDSS Galaxies
我们测量了SDSS星系的角自关联函数（w），这些星系的光度红移为0.1 < z < 0.4，r带绝对星等Mr <-21.2。我们将这些星系分成5个重叠的红移壳宽为0.1，并在每个子样本中测量w，以研究SDSS星系的演化。我们发现，随着红移的增加，偏置大大增加-比人们预期的被动演变的样本。我们使用晕圈模型分析来确定每个子样本的最佳拟合晕圈占据分布（HOD），最佳拟合模型使我们能够从物理上解释偏倚的变化。为了正确解释我们的最佳拟合HOD，我们将每个晕质量转换为z = 0的被动演化偏置（bo），从而能够直接比较不同红移下的最佳拟合HOD。我们发现，最小晕玻色子所需的主机作为一个星系的红移减少，这表明星系与MR < -21.2正在形成的晕在低质量端的HOD在我们的红移范围。我们使用最佳拟合的HOD来确定占据数的变化除以晕质量的变化，并在bo恒定的情况下，我们发现在bo ~ 0.9处有一个尖锐的峰值，对应于平均晕质量约为10^12 Msol/h。因此，我们提出了以下的设想：随着宇宙的演化，Mr < -21.2的星系的偏差减小，因为这些星系形成质量为~ 10^12Msol/h的晕（与红移无关），并且这些晕的偏差随着宇宙的演化自然减小。
2010-04-26 astro-ph.CO
Modeling features in the redshift-space halo power spectrum with perturbation theory
我们研究了微扰模型的能力与有效场论的贡献和红外重建模型中的线性功率谱有“功能”的红移空间集群有偏见的示踪剂-无论是在通货膨胀或引起的非标准膨胀的历史。我们表明，欧拉和拉格朗日微扰理论是能够再现的傅立叶空间两点函数的晕的非线性尺度从一套$4096^3$粒子N体模拟。这是第一次证明，微扰模型可以准确地适应红移空间集群有偏见的示踪剂在N体模拟这样的理论。通过比较不同的理论模型和IR再确认方案，我们评估了目前的理论不确定性预测功率谱的模型的功能。我们的研究结果表明，未来的调查将能够检测或严格限制在原始光谱中的功能低于百分之一的水平在很大范围内的尺度。
2020-10-05 astro-ph.CO
Probing the galaxy-halo connection in UltraVISTA to $z\sim2$
我们利用UltraVISTA-DR 1近红外巡天中的100级精度测光红移来研究星系恒星质量和它们与$z\sim2$的暗物质晕之间的变化关系。我们实现这一点，通过测量的聚类特性和丰度的一系列体积有限的星系样本选择恒星质量和恒星形成活动。我们解释这些结果的框架中的现象学晕模型和数值模拟。我们的测量跨越了一个独特的大范围的恒星质量和红移，并达到以下的特征恒星质量$z\sim2$。我们的结果是：1.在一定的红移和标度下，成团幅度单调依赖于样本恒星的质量阈值; 2.在固定的角标度下，投影成团幅度随红移的增加而减小，但同动关联长度保持不变;特征晕质量和星系偏差随样本中位恒星质量的增加而增加;这些关系的斜率在低质量晕中被修改; 5.关于被动星系的人口，特征晕质量是一致的一个简单的不太丰富的版本的完整的星系样本，但在较低的红移被动人口的卫星星系的比例是非常不同的完整的星系样本; 6。最后，我们发现，在每个红移箱的特征晕质量和恒星质量的中位数之间的比例达到一个峰值在${\log(M_h/M_\odot)}\sim12.2$和这个峰值的位置保持恒定的$z\sim2$。充分和被动演变的星系样本的行为可以定性地理解，通过考虑我们的调查所探测的红移范围内的特征恒星质量的缓慢演变。
2014-11-18 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
