The splashback radius of groups and clusters of galaxies at low redshifts
本文研究了局域宇宙（0.01 < $z$ < 0.1）中157个星系团（200 km~ sPDMATHABMM < $σ$ < 1100 km~ sPDMATHABMM）半径上的星系分布。我们引入了一个新的星系边界，并将其定义为回溅半径$R_{sp}$。我们还确定了半径为$R_c$的星系系统的中心区域。这些半径是由观测到的星系总数的综合分布定义的，这取决于与最亮星系重合的星系群/星系团中心的平方距离。我们发现，半径$R_{sp}$是成正比的$R_{200c}$（星系团的维里化区域的半径）和中心区域$R_c$的半径与斜率接近1。在所获得的半径对X射线光度的依赖关系中，$\log R_{sp}$ - $\log L_X$关系具有最低的散射。我们测量了总样本的$<R_{sp}>$ = $1.67\pm0.05$ ~Mpc，对于$σ\leq$> 400 km~s的星系团，$<R_{sp}>$ = $1.14\pm0.14$ ~Mpc，对于$σ$ > 400 km~s的星系团，$<R_{sp}>$ = $2.00\pm0.20$ ~Mpc。我们发现半径的平均比值为$R_{sp}/R_{200c} = 1.40\pm0.02$或$R_{sp}/R_{200m} = 0.88\pm0.02$。}
2023-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical friction and measurements of the splashback radius in galaxy clusters
University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Wellesley College（韦尔斯利学院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文通过理想化模型控制动力学摩擦，研究其对星系团溅回半径测量的影响，发现动力学摩擦虽能降低溅回半径，但对大质量星系团影响不显著，无法解释模拟与观测间的差异。
2025-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy selection on the splashback boundaries of galaxy clusters
我们探讨如何回溅半径（$R_{\rm sp}$）的星系团，测量使用的数密度的subhalo人口，根据不同的选择标准，使用IllustrisTNG宇宙学星系形成模拟的变化。我们通过在0.5 dex宽质量箱中的堆叠簇集合中提取最陡的径向梯度来识别$R_{\rm sp}$，我们的簇具有晕质量$10^{13} \leq M_{\rm 200, mean} / {\rm M}_\odot \leq 10^{15}$。我们应用削减在subhalo质量，星系恒星质量，$i$带绝对星等和特定的恒星形成率。我们发现，一般来说，星系的质量和光度增加的痕迹较小的测量回溅半径相对于固有的暗物质半径。我们还表明，淬火星系可以用来可靠地重建的暗物质溅回半径。这种趋势可能是由于星系人口的变化。此外，我们能够调和不同的观测预测，$R_{\rm sp}$基于星系数计数和暗物质可能会对齐或显示出显着的偏移（例如，那些使用光学或SZ选择的集群），通过选择功能，这些研究采用。最后，我们证明了通过计数测量的$R_{\rm sp}$的变化不是由于星系团内外星系丰度的简单变化。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Cluster Mass Estimation Through The Splashback Radius
本研究利用SDSS数据与模拟分析星系团溅落半径及质量，验证观测溅落半径小于模拟预测的差异，提出溅落质量-半径标度关系，为未来宇宙学研究提供新方法。
2025-06-09 astro-ph.CO
Halo Radius (Splashback Radius) of Groups and Clusters of Galaxies on small scales
本研究基于157个近邻星系群和星系团的投影星系分布，利用累积数量剖面识别splashback radius Rsp与核心半径，并量化其与R200c、R200m的比例关系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Three Hundred Project: The relationship between the shock and splashback radii of simulated galaxy clusters
本研究利用The Three Hundred项目的324个模拟星系团，统计分析了激波半径与回落半径的关系，给出两种定义下的半径比值及线性拟合关系，发现二者与位力质量等反相关，为相关巡天观测约束提供了新思路。
2024-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can the splashback radius be an observable boundary of galaxy clusters?
本文利用室女座星系团复制品的约束流体动力学模拟，研究局部环境对溅回半径估计的影响，发现不同动力学区域和探针给出的溅回半径在3.3至5.5 Mpc间变化，且重子探针会高估暗物质参考值，提示将溅回半径作为星系团边界需谨慎。
2024-09-02 astro-ph.CO
The splashback radius of optically selected clusters with Subaru HSC Second Public Data Release
最近的约束周围的光学选定的星系团的溅射半径redMapper集群发现算法在文献中表明，观察到的溅射半径是$\sim 20\%$小于N体模拟预测。我们提出了分析周围的$\sim 3000$光学选择星系团的溅回功能检测的独立集群发现算法CAMIRA在广泛的红移范围内的$0.1<z_{\rm cl}<1.0$从第二次公开数据发布的超Suprime-Cam（HSC）斯巴鲁战略计划涵盖$\sim 427~{\rm deg}^2$的集群目录。我们检测到的溅回功能，从投影的交叉相关测量的集群和测光星系在广泛的红移范围内，包括高红移集群在$0.7<z_{\rm cl}<1.0$，由于深HSC图像。我们发现，从红色星系人口的限制，只有更精确的比那些没有任何颜色的削减，导致$\sim 15\%$在$0.4<z_{\rm cl}<0.7$和$0.7<z_{\rm cl}<1.0$的$1σ$精度。这些约束条件与模型预测（$\lesssim 1σ$）比其$20\%$更一致，如先前使用redMaper的研究所建议的较小值（$\sim 2σ$）。我们还调查了光学集群发现算法对所观察到的溅回功能的选择效果，通过创建模拟星系表从晕占据分布模型，并发现这种效果是次主导的CAMIRA集群发现算法。我们还发现，redMapPer-like聚类发现算法在我们的模拟目录中诱导了较小的推断回溅半径，特别是在较低的丰富度下，这可…
2020-04-18 astro-ph.CO
The splashback radius of halos from particle dynamics: III. Halo catalogs, merger trees, and host-subhalo relations
实际上，任何涉及暗物质晕的研究都依赖于它们的半径、质量以及它们是否是次晕的定义。晕圈边界通常被定义为包括球形过密度对比（如R200 c，Rvir和R200 m），但不同的阈值导致半径和质量的显着差异。回溅半径最近被建议作为一个更物理动机（通常更大）的晕边界，增加了定义的范围。通常很难评估一个特定选择的影响，因为大多数光环星表只包含一个或几个定义，通常只有一组主-次光环关系。为了缓解这个问题，我们提出了14个N体模拟的LambdaCDM和自相似宇宙的晕目录和合并树。在ROCKSTAR星表的基础上，我们用SPARTA程序计算了附加的晕性质，并将它们与原始星表重新组合。新的星表包含了许多不同的球形超密度和回溅半径和质量，最重要的是，每个定义的主-次晕关系。我们还提出了一种新的合并树格式，其中数据存储为压缩的二维矩阵。我们进行基本的测试不同的定义之间的关系，并提出了一个更新的模型的回溅球的高密度连接。SPARTA代码以及我们的目录和合并树都是公开的。
2020-11-23 astro-ph.CO
Splashback Shells of Cold Dark Matter Halos
暗物质晕外围的密度场是不连续的，这是由于物质在其第一个远心点处形成的焦散。在本文中，我们提出了一种算法来识别“回溅壳”形成的这些远心在个人模拟晕只用一个单一的快照的密度场。我们实现了这个算法的代码SHELLFISH（SHELL发现在球形晕），并证明该代码正确识别回溅壳和测量其属性的精度$<5\%$晕超过50,000个粒子和质量吸积率的$Γ_\textrm{DK14}>0.5$。使用SHELLFISH，我们提出了对单个回溅壳的几个基本性质的第一次估计，如半径、$R_\textrm{sp}$、质量和过密度，并提供了这些量作为$Γ_\textrm{DK14}$、$ν_\textrm{200m}$和$z.$的函数的分布的拟合。我们证实了以前的发现，即$R_\textrm{sp}$随着$Γ_\textrm{DK14}$的增加而减小，但我们表明，与吸积速率无关，它也随着$ν_\textrm{200m}$的增加而降低。我们还研究了这些壳的三维结构，发现它们通常具有非椭球的椭圆形状。我们发现，由SHELLFISH估计的回溅半径是$20\%-30\%$大于那些在以前的研究中估计的堆积密度分布在高吸积率。我们证明，后者是有偏见的低，由于高质量的subhalos对这些配置文件的贡献，并表明，使用中位数，而不是平均密度在每个径向箱减轻子结构的影响，密度配置文件，并删除的偏见。
2017-05-08 astro-ph.CO
First measurement of the characteristic depletion radius of dark matter haloes from weak lensing
我们使用弱透镜观测，使第一次测量的特征耗尽半径，三个半径的特征区域，物质正在耗尽不断增长的晕之一。镜头取自应用于DESI Legacy Imaging Surveys DR 9的扩展的基于光晕的组/簇查找器产生的光晕目录，而源则通过Fourier_Quad管道从DECaLS DR 8成像数据中提取。我们研究晕质量$12 < \log ( M_{\rm grp} ~[{\rm M_{\odot}}/h] ) \leq 15.3$内的红移$0.2 \leq z \leq 0.3$。维里半径和回溅半径也被测量，并用于测试原来的调查结果的耗尽区。当按质量划分晕时，我们发现我们的大多数测量和CosmicGrowth模拟的预测之间是一致的，除了最低质量的箱。发现特征耗尽半径大致为$2.5$乘以维里半径和$1.7 - 3$乘以回溅半径，与近似普遍的外部密度分布一致，并且发现特征耗尽半径内的平均封闭密度大致为$29$乘以我们样本中宇宙的平均物质密度。当装箱晕的质量和代理晕浓度，我们没有检测到一个显着的变化的耗尽半径与浓度，模拟预测也是敏感的浓度代理的选择。我们还证实，测量的回溅半径随浓度不同的模拟预测。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a Possible Splashback Feature in the Intracluster Light of MACS J1149.5+2223
我们提出了一个分析的前沿场集群MACS J1149.5+2223（z=0.544），它结合了新的和档案哈勃WFC 3/IR成像提供连续的径向覆盖到2.8 Mpc的最亮的集群星系的集群内的光。采用仔细处理潜在的系统偏差，并使用数据在最大半径，以确定背景天空水平，我们重建的表面亮度轮廓的半径为2百万秒差距。这个半径是单个星系团测量到的最大的星系团内光（ICL）。在这个半径内，我们测量的总光度为1.5e13 Lsun最明亮的星系团加上ICL光。从轮廓和对数斜率，我们确定从最亮的星系团到ICL的过渡r~70 kpc。值得注意的是，我们还检测到一个拐点的配置文件集中在1.2-1.7兆秒差距（0.37-0.52 r200米）的径向仓，一个签名的落入焦散在恒星分布。根据特征的形状和强度，我们将其解释为可能处于回溅半径，尽管半径小于理论预测。如果这是回溅半径，则这是ICL中的第一次此类检测，并且是单个群集的回溅半径的第一次检测。类似的分析应该可以用于其他的前沿场簇，并最终用于欧几里得和罗马使团的簇。
2021-04-09 astro-ph.CO
On the measurements of assembly bias and splashback radius using optically selected galaxy clusters
我们批判性地研究了Miyatake et al.（2016）和More et al.（2016）声称的使用光学选择的星系团观测检测晕组装偏差的方法。我们模仿的光学集群检测算法，并将其应用到两个不同的模拟目录产生的千年模拟星系目录，其中一个是晕组装偏置信号存在，而另一个组装偏置信号已明确删除。我们分裂成两个这些集群样本的成员星系的平均集群中心距离，以衡量在集群强度的子样本相对于彼此的差异。我们观察到，由集群中心半径分裂的子样本显示集群强度的差异，即使在真正的组装偏差信号被删除的目录。我们表明，这是由于污染的成员星系样本从闯入者沿视线。这无疑表明，在以前的研究中采用的特定方法不能用于声称检测到组装偏倚信号。我们找出了这种污染的迹象，并表明观测数据也显示出类似的特征。此外，我们还发现光学星系团中的投影效应会使对星系团三维边缘（回溅半径）的推断产生偏差，因此在解释光学星系团的回溅半径时应给予适当的注意。
2019-10-16 astro-ph.CO
Detection of the Splashback Radius and Halo Assembly bias of Massive Galaxy Clusters
我们发现，SDSS光度星系周围的星系团的投影数密度分布显示强有力的证据，飞溅半径，一个尖锐的晕边缘对应的卫星星系的第一个轨道远心的位置后，他们的陷落。我们分裂成两个子样本的集群与不同的平均投影径向距离的成员，$\langle R_{\rm mem}\rangle$，在固定的丰富度和红移，并表明，样本较小的$\langle R_{\rm mem}\rangle$有一个较小的比例的回溅半径传统的晕边界$R_{\rm 200m}$，比子样本较大的$\langle R_{\rm mem}\rangle$，表明不同的质量吸积率的两个子样本。Miyatake等人最近使用了相同的集群样本，以表明尽管它们具有相似的弱透镜质量，但它们的大规模集群不同，这证明了晕组装偏差的强有力证据。我们扩大了这一结果，提出了一个6.6-$σ$检测晕组装偏差使用集群光度星系互相关。我们测得的回溅半径较小，而组装偏置信号的强度更强，比预期的N体模拟的基础上$Λ$为主，冷暗物质结构形成模型。动力学摩擦或集群发现系统学，如偏心或投影效应不太可能是这些差异的唯一来源。
2016-01-22 astro-ph.CO
The splashback radius as a physical halo boundary and the growth of halo mass
冷暗物质晕的边界通常被定义为包含相对于参考（平均或临界）密度的密度对比$Δ$。我们认为，一个更物理的边界晕是半径吸积物质到达其第一个轨道远心后转向。这个回溅半径，$R_{sp}$，表现为在晕外围的密度急剧下降，在一个位置，取决于质量吸积率。我们目前的校准$R_{sp}$和封闭的质量，$M_{sp}$，作为吸积率的函数，或者峰高。我们发现$R_{sp}$在快速吸积晕的$\approx0.8-1R_{200m}$和缓慢吸积晕的$\approx1.5R_{200m}$之间变化。因此，晕圈的范围及其相关的环境影响可以远远超出传统定义的“维里”半径。我们发现，$M_{sp}$和$R_{sp}$发展相对较强的其他常用的定义相比。特别是，即使对于$z=0$中最小的矮型晕，$M_{sp}$也会发生显著的演化。我们还对比$M_{sp}$与质量封闭在四个规模半径的晕密度分布，$M_{<4rs}$，其特点是内晕。在晕组装的早期阶段，$M_{sp}$和$M_{<4rs}$演化相似，但在晚期阶段，$M_{<4rs}$停止增加，而$M_{sp}$继续显著增长。这说明，低$z$的晕可以有“安静”的内部，同时继续在其外围增加质量。我们讨论了潜在的观测估计的回溅半径，并表明它可能已经被发现在星系团。
2015-04-21 astro-ph.CO
Observing dynamical friction in galaxy clusters
我们提出了一种新的方法来检测观测到的星系团的动力学摩擦的影响。随着星系团的吸积，大质量的卫星星系会回溅到比质量较小的卫星星系更小的半径，这种效应可以通过堆积星系团周围星系的数量密度分布来检测。我们表明，这种效果可以理解使用一个简单的玩具模型，再现模拟中观察到的晕属性的趋势。我们使用SDSS redMapPer星系团的丰度为10<lambda<20来寻找这种效应，发现在99%的置信度下，亮（M_i<-21.5）的卫星比暗（M_i>-20）的卫星具有更小的回溅半径。
2016-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lensing Constraints on the Mass Profile Shape and the Splashback Radius of Galaxy Clusters
原则上，星系团周围的透镜信号可以用来测试数值模拟对它们平均质量分布的详细预测。然而，当一个样品跨越了很大范围的集群质量是平均的物理长度单位时，轮廓的固有形状可能会模糊。这种效应尤其掩盖了梯度的快速变化，例如与回溅半径相关的陡降，即与吸积晕中最外层焦散相对应的尖锐边缘。我们通过将单个晕轮廓缩放到一些球形过密度半径来优化这种局部特征的提取，并将这种方法应用于16个X射线选择的高质量星团，这些星团是哈勃望远镜在星团透镜和超新星调查中的目标。通过对Umetsu等人提出的弱透镜和强透镜数据进行前向建模，我们表明，不管标度过密度如何，投影的系综密度轮廓都可以很好地由NFW或Einasto轮廓描述，直到$R \sim 2.5h^{-1}$ Mpc，超过该轮廓，轮廓变平。我们将NFW浓度限制为在$M_{200c} \simeq 1.0 \times 10^{15}h^{-1}M_\odot$的$c_{200c} = 3.66 \pm 0.11$，与使用常规堆叠透镜轮廓的先前工作一致并从其改进，并且与理论预期非常一致。假设Diemer和Kravtsov的剖面形式和从数值模拟校准的通用先验，我们放置在集群晕的回溅半径的下限，如果它存在的话，$R_{sp}/r_{200m} > 0.89$（$R_{sp} > 1.83h^{-1}$ Mpc）在68%的置信度。相应的密度特征是最明显的集群配置文件时，按比…
2017-02-23 astro-ph.CO
Quenched galaxies in clusters of galaxies and their outskirts
利用SDSS数据，研究了星系团$R_{\rm sp}$“溅回”半径以内和以外的淬灭恒星形成（QG）星系的性质。我们使用了40个星系群和星系团的样本以及$0.02<z<0.045$的场星系样本。半径$R_{\rm sp}$是从观测到的星系数量的积分分布中定义的，它是星系系统到中心距离平方的函数。我们发现，在星系团中，我们已经发现的QG的72%是在$R_{\rm sp}$。这些星系中约有40%是具有${frac}DeV < 0.8$的晚型星系。大约80%的淬灭恒星形成星系的恒星质量在$\log M_*/M_{\odot} = [10; 11]$范围内。我们发现晚型QG和较低程度早型QG的最大角半径分别为$R_{90,r}$和$R_{50,r}$，它们都位于星系团和星系团的“溅回”半径附近。我们的研究结果证实了这样的假设，即在朝向星系团的细丝中，淬火星系在星系团边界附近比在外围更大。
2021-03-09 astro-ph.CO
Accretion history dependence of the halo depletion radius
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究揭示暗物质晕耗尽半径受吸积历史影响，其依赖于近期质量产率及吸积模式细节，与splashback半径互补。
2026-07-30 astro-ph.CO
Galaxy cluster A2142: halo boundary, `red sequence', properties of galaxies according to SDSS
利用Sloan数字巡天的资料，对A2142星系的动力学、早型星系的性质、淬灭恒星形成（QG）星系的性质进行了研究。我们发现所观察到的晕边界，回溅半径$R_{sp}$，这是等于4.12 Mpc（$M_r < -20\,.\!\!^{\rm m}3$）和4.06 Mpc（$M_r < -21\,.\!\!^{\rm m}3$）的积分分布的星系数量作为一个函数的平方距离中心。我们研究了早型星系在星系团（$R/R_{200}$ < 3，$M_r < -20\,.\!\!^{\rm m}3$）中心和外围的分布情况，并绘制了红色序列（g - r）= $(-0.024\pm0.001)M_r + (0.441\pm0.005$）。在所有的星系团星系中，具有淬灭恒星形成（$- 12\,yr^{- 1} < \log sSFR < - 10.75\,yr^{- 1}$）的星系约占三分之一。我们发现，当$16\,.\!\!^{\rm h}5$、$31^{\circ}$的中心坐标和$300'$的大小相同时，在相同的z坐标下，在回溅$R_{sp}$之外的QG的分数与场中的QG的分数相同.对于恒星质量为$\log M_*/M_{\odot}$ = [10.5;11.0]（这是QG的主要质量范围）的星系，进入星系团后，当向中心移动时，半径$R_{90,r}$减小约30%。
2022-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Uchuu-UniverseMachine dataset: Galaxies in and around Clusters
在Uchuu $N$ -body宇宙学模拟中，利用UniverseMachine算法将星系分配到暗物质晕中，给出了Uchuu-UM星系表的公开数据发布.它包括各种重子性质的所有星系下降到$\sim 5\times10^8 M_{\odot}$与晕的质量范围为$10^{10}<M_{\rm halo}/M_{\odot}<5\times10^{15}$到红移$z=10$。Uchuu-UM在$ 8(h^{-1} {\rm Gpc})^3$的体积中包含了超过$10^{4}$星系团大小的晕，再现了在$z=0-7$的红移范围内观测到的恒星质量函数、星系淬灭分数和低红移下的星系团统计。与以前最大的UM目录相比，Uchuu-UM目录包括更多由大质量暗物质晕托管的大质量星系。总的来说，暗物质晕中星系的数密度分布遵循暗物质分布，在回溅半径附近分布变得陡峭，在更大的半径处变得平坦。星系的数量密度分布往往是陡峭的恒星质量较大，并取决于星系的颜色，与红色星系有陡峭的斜率在所有半径比蓝色星系。淬火分数表现出强烈的依赖于恒星质量和增加对内部区域的集群。这里提供的公开可用的Uchuu-UM星系目录可以用来模拟正在进行和即将进行的大型星系调查。
2022-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Corona Borealis supercluster: connectivity, collapse, and evolution
本文介绍了对北冕超星系团的研究。我们确定了CB的高密度核和其中最富的星系团，并研究了它们的动力学状态和星系含量。我们确定了超星系团中的细丝来分析星系团的连通性。我们比较了CB中的质量分布与球形坍缩模型的预测，并分析了CB中的加速度场。我们发现，在CB（A2065，A2061，A2089和Gr 2064）中的星系团周围的半径$R_{\mathrm{30}}$（对应于密度差$Δρ\approx 30$），星系分布显示出最小值。单个簇的$R_{30}$值位于$3 - 6$ $h^{-1}$ Mpc的范围内。簇的半径（回溅半径）位于$R_{\mathrm{cl}} \approx 2 - 3$ $R_{\mathrm{vir}}$的范围内。投影的相空间图和与球形坍缩模型的比较表明，$R_{\mathrm{30}}$区域已经通过转向并正在坍缩。星系团中的星系含量变化很大。星系团A2061拥有最高比例的老恒星星族，而A2065拥有最高比例的年轻恒星星族。簇附近的长丝数量从A2089的1个到A2061的5个不等。在未来的演化过程中，CB主体部分的星系团可能会合并，形成附近宇宙中最大的束缚系统之一。CB的另一部分，与集群GR 2064，将形成一个单独的系统。具有电流密度差$Δρ\approx 30$的结构已经通过转向，并在红移$z \approx 0.3 - 0.4$处开始崩塌。通过观测和模拟比较…
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass accretion rates and multi-scale halo environment in cold and warm dark matter cosmologies
我们研究了冷和暖暗物质（CDM和WDM）宇宙学模拟中暗晕质量吸积的演化环境依赖性。后者使我们能够探测在WDM半模质量以下的尺度上的晕生长的性质，这形成了非线性无碰撞动力学的极端制度，并提供了一个很好的测试平台，有关分层增长的想法。作为环境代用指标，我们使用局部晕中心物质密度$δ$和潮汐各向异性$α$，以及大尺度晕偏差$b_1$。我们的分析，同时再现已知的趋势，环境依赖的吸积在CDM，以及吸积在CDM和WDM之间的比较，揭示了几个有趣的新功能。正如预期的偏移集模型，WDM晕有较高的特定吸积率，占主导地位的吸积扩散质量，相比CDM晕。对于低质量WDM晕，我们发现，环境依赖的扩散质量吸积以及吸积合并几乎完全解释了$α$。对于其他情况，$δ$至少起着相当的作用。我们检测到，第一次，一个显着的和不断发展的装配偏差，由于扩散质量吸积低质量CDM和WDM晕（后不包括回溅对象），与$z=0$强度高于几乎所有已知的次要变量，并在很大程度上解释了$α$。我们的研究结果限制了半解析合并树算法，这反过来又会影响基于它们的星系演化模型的预测。
2022-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Locations of Accretion Shocks around Galaxy Clusters and the ICM properties: insights from Self-Similar Spherical Collapse with arbitrary mass accretion rates
星系团周围的吸积激波标志着下落的扩散气体明显减速、升温并成为团内介质（ICM）的一部分的位置。它们在设置ICM属性时起着重要作用。流体动力学模拟发现了一个有趣的结果，即吸积激波的径向位置与暗物质的“回溅半径”位置非常接近，尽管气体和暗物质经历的物理过程非常不同。使用自相似的球形坍缩模型的暗物质和气体，我们发现，两个半径之间的对齐只发生在气体的绝热指数为$γ\approx 5/3$和集群与中等质量吸积率。此外，我们还发现一些观测到的ICM性质，如位于$\sim 1.1-1.2$周围的熵斜率和有效多变指数，被自相似球坍缩模型捕获，并且对质量吸积历史不敏感.
2016-06-28 astro-ph.CO
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 astro-ph.CO
COLOSSUS: A python toolkit for cosmology, large-scale structure, and dark matter halos
本文介绍了Colossus，一个公共的，开源的Python软件包，用于宇宙学相关的计算，宇宙中物质的大尺度结构（LSS），以及暗物质晕的性质。该代码被设计为快速和易于使用，具有一致的，文档齐全的用户界面。宇宙学模块实现了弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃克宇宙学，包括曲率，相对论物种，和不同的暗能量状态方程，并提供快速计算的线性物质功率谱，方差，和关联函数。LSS模块关注高斯随机场中的峰值和统计意义上的晕的性质，包括它们的峰值高度、峰值曲率、晕偏置和质量函数。光晕模块处理球形过密度半径和质量、密度分布、浓度和回溅半径。为了便于快速探索这些量，Colossus从文献中实现了40多种不同的拟合函数。我将详细讨论核心例程，并特别强调它们的准确性。Colossus可以在bitbucket.org/bdiemer/colossus上找到。
2018-12-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Memoirs of mass accretion: probing the edges of intracluster light in simulated galaxy clusters
Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
通过分析际群光边缘特征，研究其在探测星系团质量累积历史和合并事件中的潜力。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of evolving cosmic filaments on mass and spin evolution of dark matter halos
University of Seoul（首尔大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）
通过追踪宇宙纤维的演化历史，发现纤维对邻近暗物质晕的质量吸积率和自旋取向产生系统性影响，揭示了纤维环境对晕的纯动力学作用。
2026-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The many boundaries of the stratified dark matter halo
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
研究揭示了暗物质晕的多个边界，通过球形坍缩模型探讨了晕结构的分层特性，并提供了SpheriC工具进行分析。
2026-10-12 astro-ph.CO
Cosmology from UNIONS weak lensing profiles of galaxy clusters
本研究利用UNIONS弱透镜数据测量星系团内落区质量轮廓，对宇宙学参数Ωm和σ8给出约束，并测量回溅半径，有望将星系团丰度约束改进2倍以上。
2025-10-10 astro-ph.CO
Self-gravitating Equilibria of Non-minimally Coupled Dark Matter Halos
本文研究了由非最小引力耦合的暗物质（DM）构成的晕的自引力平衡。特别是，我们认为一个理论上动机的非最小耦合时，可能会出现的平均/相干长度$L$相关联的DM集体行为的流体描述是可比的局部曲率尺度。在牛顿极限中，这种非最小耦合相当于通过与DM密度$ρ$本身的拉普拉斯算子成比例的项$L^2\,\nabla^2ρ$对泊松方程的修改。我们进一步采用了一般的幂律状态方程$p\propto ρ^Γ\, r^α$的DM动态压力$p$的密度$ρ$和半径$r$，如预期的相空间密度分层的引力在宇宙学的背景下组装晕。我们证实了以前的研究结果，即在没有非最小耦合，所得到的密度$ρ(r)$具有陡峭的中央尖点和整体形状，反映了$N-$身体模拟的结果，在标准的$Λ$ CDM宇宙学，所描述的经典NFW或Einasto配置文件。最重要的是，我们发现，非最小的耦合导致密度分布发展的内核和形状密切关注，出几个核心规模半径，Burkert配置文件。事实上，我们强调，由此产生的质量分布可以适合，与Burkert的一个，共同添加的矮，DM为主的星系的旋转曲线的准确性。最后，我们表明，非最小耦合DM晕是一致的核心半径$r_0$和核心密度$ρ_0$之间观察到的标度关系，在一个通用的核心表面密度$ρ_0\times r_0$在不同的星系。
2021-02-07 astro-ph.CO gr-qc
