Void Scaling and Void Profiles in CDM Models
利用冷暗物质模型的宇宙学N体模拟分析空洞。它采用了一个强大的统计空隙，这是最近应用于区别从拉斯坎帕纳斯红移巡天和不同的宇宙学模型的数据。在这里，我们扩展到3D的分析，并表明，典型的空洞大小D在模拟的星系样本服从的线性标度关系的平均星系间距λ：D=D_0+nu* λ。它具有与2D中相同的斜率nu，但具有较低的绝对空隙尺寸。标度关系能够区分不同的宇宙学。对于最好的标准LCDM模型，与LCRS相比，暗物质晕中空隙的比例关系的斜率太陡，对于良好采样的数据集空隙尺寸太小。随着质量阈值的增加，暗物质晕的空隙的比例关系甚至比我们稀疏采样数据的星系质量晕的样本更陡峭。这显示了更大质量的晕的更强的聚集。此外，我们发现了一个相关的空隙大小，其中心和环境的平均密度。虽然在v_{circ} ~ 90 km/s的小DM晕样品中几乎没有演化的迹象，但由于晕数密度较小，圆速度超过200 km/s的晕中的空洞在红移z = 3时较大。在早期建立的大尺度结构网络中，暗物质从欠密区域流向过密区域，这一点也在密度分布的演化中留下了印记，在z=3和z=0之间，空洞中心的相对密度每红移单位减少0.18。
2001-11-30 astro-ph
Second Moment of Halo Occupation Number
大尺度结构的晕方法为理解星系的成团性质提供了一个物理模型。晕模型的一个重要方面涉及到星系如何填充暗物质晕或现在所谓的晕占据分布的描述。我们讨论了一种方法，其中聚类信息，特别是在非线性政权，可以用来确定这晕占领数的时刻。我们反演PSCz测量的真实空间功率谱的非线性部分，以独立于模型的方式确定晕占据分布的二阶矩。高阶相关的精确测量最终可以用来确定该分布的连续高阶矩。
2002-06-22 astro-ph
The Evolution of Dark Matter Halo Properties in Clusters, Filaments, Sheets and Voids
我们使用一系列的N体模拟的LCDM宇宙学研究红移的演变，因为z=1的性质和对齐的大尺度结构的晕在集群，细丝，片和空隙。我们发现：（i）一旦用M* 重新标度晕质量，质量标度在红移z处坍缩，在晕属性中没有进一步的显著红移依赖性;（ii）环境影响晕的形状和形成时间，在所有研究的红移中，质量M<M* 的晕;和（iii）有一个显着的自旋和形状的晕与细丝和薄片对齐。详细地说，在z=1之前的所有红移中：a）M<M* 的晕在星团中比在其他环境中更倾向于扁长;这种趋势在更高的质量上是相反的：在大约M* 以上，星团中的晕通常比类似的大质量晕在片、丝和空隙中更扁长。b）细丝中M>M* 的晕比团簇中类似质量的晕旋转得更快;空洞中的晕具有最低的中值自旋参数; c）空洞中M<M* 的晕倾向于更年轻，而团簇中更老; d）在片中，晕自旋矢量倾向于位于片平面内，与质量无关;相反，在细丝中，M<M* 的晕倾向于平行于细丝旋转，而M>M* 的晕垂直于细丝旋转。对于质量M>M*，细丝和片材中的晕的主轴与细丝或片材强烈对齐。这样的晕-LSS排列可能在宇宙剪切的弱透镜分析中具有重要意义。我们的研究提出的一个问题是，为什么在我们所研究的0 < z < 1的红移区域中，质量尺度M* 大致设定了一个阈值，低于该阈值，LSS环境开始影响或逆转暗物质晕的性质。
2007-08-21 astro-ph
Spatial and Dynamical Properties of Voids in a LCDM Universe
我们利用半解析的星系形成模型（GALFORM，Cole et al. 2000），在LCDM数值模拟中研究了质量、暗物质晕和星系（BJ <-16）分布中空洞的统计特性。我们发现从GALFORM星系中选取的空洞的性质与从质量M>10^11.5 M_sun/h的晕群中识别出的空洞的性质是相容的，类似于晕的中值质量，M_med=10^11.3 M_sun/h。我们还发现，星系和晕定义的空隙的数量密度可以高达两个数量级高于质量定义的大空隙半径的空隙。正如预期的那样，对于较大的空隙，在较大的空隙中心距离处有最大的流出速度（通过线性关系很好地描述）。出现该最大值的空隙中心距离遵循合适的幂律拟合形式log（d_vmax）=（r_void/A）^B。在足够大的距离，我们发现温和的infall运动到次稠密地区。我们发现，在红移空间中，类似的分析会使流出和流入都以较低的振幅出现。我们还发现，星系和晕的速度色散在平行于空洞壁的方向上大约10- 20%。我们分析了实空间和红移空间中的空隙示踪剂交叉关联函数作为分离的函数，也作为平行和垂直于视线的分离的函数。在xi（sigma，pi）中观察到的畸变模式是沿着视线延伸到大间隔的伸长。正的xi等值线证明了虚空壁上的上帝之指运动。沿着视线的延伸在星系、晕和质量定义的空洞之间大致相当。（节录）
2005-08-12 astro-ph
Breaking Halo Occupation Degeneracies with Marked Statistics
我们表明，一个适当定义的标记关联函数可以用来打破退化晕占领分布建模。统计数据可以在3D和2D数据集上计算，并且应该适用于所有即将到来的星系调查。一个证明的原则，使用模拟目录从N体模拟，给出。
2009-03-03 astro-ph
The Void Phenomenon Explained
我们使用高分辨率的N体模拟，结合星系偏差的晕占据模型，调查星系分布中的空隙。我们的目标是解决Peebles（2001）的“空洞现象”，它提出了观测到的空洞中微弱星系的缺乏，作为对当前宇宙学的挑战。在我们的模型中，星系的光度只被确定为暗物质晕质量的函数。通过这个简单的假设，我们证明了即使对于比L* 暗7个星等的星系，直径约为15 Mpc/h的大空洞也是可以预期的。我们的模型的预测是在良好的协议与几个统计措施：（i）在欠密区域的星系的光度函数，（ii）矮星系的最近邻统计，（iii）微弱星系的空概率函数。在暗物质中的暗丝和空洞之间的过渡中，晕质量函数突然改变，导致星系的最大光度在~1 Mpc/h的范围内降低~5个星等。因此，在星系分布中，暗条和空洞之间的边界对于矮星和~L* 天体几乎一样尖锐。这些结果支持了这样一种观点，即星系形成主要是由宿主暗物质晕的质量驱动的，并且几乎与大尺度晕环境无关。此外，他们证明了LCDM，结合一个简单的偏见模型，自然地解释了空洞现象的存在。
2008-04-18 astro-ph
The dependence on environment of Cold Dark Matter Halo properties
利用高分辨率LCDM宇宙学N体模拟研究了星系大小的暗晕在不同环境（星系团、空洞和“场”）中的性质。在星系团及其周围的晕有一个中位自旋参数低约1.3倍，往往是更球形，并有较少的对齐内部角动量比在空洞和领域的晕。对于团簇中的晕，浓度参数平均随质量下降，斜率约为0.1;对于空隙中的晕，这些浓度不随质量变化。对于质量<5 10^11 M_sh^-1的星系团中的晕平均比空洞中的晕集中约30-40%，并且中心密度高约2倍。当只比较母晕时，差异不太明显，但仍然很显著。与空洞相比，团簇中的晕的Vmax和Vrms质量关系更浅且更分散，并且对于给定的Vmax或Vrms，在所有环境中，z=1时的质量小于z=0时的质量。在z=1时，晕的性质与环境的差异几乎消失，这表明晕的性质与环境的差异主要在z~1以后才建立起来。团簇中的晕比场或空洞中的晕发生更剧烈的变化。与环境的差异是由于（i）晕形成时间对环境的依赖性，（ii）局部效应，如潮汐剥离和扰动历史，晕在高密度区遭受。我们计算的盘星系演化的晕与不同的环境中发现的属性的数值模型。对于一个给定的磁盘质量，星系盘有较高的表面密度，较大的Vd，最大和长期的膨胀到磁盘的比率，较低的气体分数，并红作为一个从集群到空洞的环境，在粗略的协议与观测。（节略）
2005-08-01 astro-ph
Properties of voids in the Local Volume
目前对本星系群（LG）中过量暗物质晕的解释表明，可能存在一个能够容纳星系的晕的质量限制。这个想法可以用星系分布中的空洞来检验：在某种程度上，小空洞不应该包含任何（甚至是矮）星系。我们用距离小于8 Mpc的M_B=-12的观测样本构造空函数（VF）：空星系的空星系的大小分布。大约有30个空洞，大小从1到5 Mpc不等。我们还研究了暗物质晕在LCDM模型的高分辨率模拟中的分布。只有当我们使用圆速度大于45 +/- 10 km/s的晕时，理论VF才能与观测结果非常好地匹配。这与当地团体的预测一致。小空洞看起来与巨大的表兄弟非常相似：密度在空洞的中心有一个最小值，随着我们靠近边界而增加。因此，本星系群的数据和附近的空洞都表明，速度低于45 +/- 10 km/s的孤立晕不可能是星系的宿主，而小的空洞（很少有Mpc）是真正的黑暗。
2007-08-17 astro-ph
Halos and voids in a multifractal model of cosmic structure
一方面，物质的大尺度结构可以说是尺度不变的，另一方面，晕和空洞被认为是该结构的突出特征。为了统一这两种方法，我们建议将暗物质分布模型化为一组不同种类晕的分形分布。这个模型依赖于多重分形的概念作为最一般的标度分布和一个似是而非的概念晕作为一个奇异的质量浓度的多重分形。空洞的出现是对晕的补充，也就是说，是由有规律的物质消耗形成的。为了提供具有确定大小和质量的晕，我们粗粒化了暗物质分布，使用了尺度下限给出的长度。这使我们能够将晕质量函数与多重分形谱联系起来。因此，我们发现，一个对数正态模型的质量分布很好地适合在这张照片，而且，Press-Schechter质量函数可以恢复为一个双分形极限。为了支持我们的模型的分形分布的晕，我们进行了数值研究中产生的宇宙学N体模拟的分布。在Virgo L-CDM GIF 2模拟中，我们确实发现了不同维数的晕的分形分布和双分形类型的晕质量函数。然而，这个质量函数不是Press-Schechter的类型，我们把它看作是由于离散化引起的晕尺度分布的欠采样。
2006-12-04 astro-ph
The Evidence of Absence: Galaxy Voids in the Excursion Set Formalism
我们提出了一个分析模型中的星系分布的空洞的大小。皮布尔斯和其他人最近强调，观察到的空洞特征可能指向星系形成模型中的一个问题，但在没有对其属性进行任何明确预测的情况下，很难验证这些说法。为了解决这些问题，我们建立了一个模型来描述星系欠密度的分布。我们的模型是基于“漂移集形式主义”，同样的技术用于预测的暗物质晕质量函数。我们发现，由于偏差，星系空洞通常比暗物质空洞大得多，应该充满了宇宙的大部分。我们发现，从亮星系表中选取的空洞应该比从暗星系表中选取的空洞大：对于r带绝对星等M_r-5log（h）< -16到-20的星系，空洞的特征半径范围为~5- 10 h ^{-1} Mpc。这些都是合理的接近，虽然有点小于，观察到的大小。这种差异可能是由空隙选择算法或其内部结构造成的。我们还计算了空洞内的晕粒子数。我们预计小晕（M<10^{11} Msun）的密度比正常星系的晕低两倍。在大空洞内，质量函数几乎与欠密度的大小无关，但在小空洞（R<7 h ^{-1} Mpc）中，有限尺寸效应起着重要作用。
2005-11-21 astro-ph
Properties of Dark Matter Haloes in Clusters, Filaments, Sheets and Voids
使用一系列高分辨率的N体模拟的和谐宇宙学，我们调查的形成历史，形状和角动量的暗物质晕依赖于环境。我们首先提出了一个分类方案，允许区分晕在集群，长丝，片和大规模分布的物质的空隙。该方法基于测试粒子轨道的局部稳定性准则，并与Zel'dovich近似密切相关。将此方案应用于我们的模拟，我们发现：i）对于质量M<M* 的晕，质量组装历史和形成红移强烈依赖于环境（给定质量的晕往往在星团中较老，在空洞中较年轻），对于较大的质量，则与之无关; ii）星团中的低质量晕一般不像其他区域那样呈球形，而是扁圆形; iii）集群中的低质量晕具有比细丝更高的中值自旋，并且在快速旋转的物体中呈现出更突出的部分;我们确定最近的主要合并是这种效应的可能来源。对于所有这些关系，我们提供了准确的功能适合作为晕质量和环境的函数。我们还寻找晕自旋方向和大尺度结构之间的相关性：最强的效果是看到在片晕自旋往往位于平面内的质量分布的对称性。最后，我们测量了自旋方向的空间自相关和相邻晕的内禀角动量和轨道角动量方向之间的互相关。虽然第一个量总是很小，我们发现，自旋轨道相关性是相当强的，特别是对低质量的晕在集群和高质量的晕在细丝。
2006-11-23 astro-ph
Modeling the Void H I Column Density Spectrum
最近已经推导出特定于空隙环境的\hone吸收体的等效宽度分布函数（EWDF）（Manning 2002），揭示了云的大线密度（Log（N_HI）> 12.4时，dN/dz ~500/单位z）。我表明，空吸收器不能扩散（或所谓的对流）云，扩大与哈勃流，建议N-体/水模拟。吸收体在这里被模拟为亚银河系扰动的重子残余物，这些重子残余物在z ~ 6.5处响应于再电离而从它们的暗晕中扩展出来。一个1-D拉格朗日流体/重力代码被用来跟踪动态演化和电离结构的重子云晕圆速度的范围。z=0时的模拟结果可以根据晕速度分布函数的各种模型进行组合，以形成可以与观测结果进行比较的柱密度谱。我发现，如果晕速度分布函数像Klypin（1999）提出的那样陡峭，并且晕质量分布更接近等温而不是NFW，那么这种云可以解释观测到的EWDF。
2003-03-25 astro-ph
Where do "red and dead" early-type void galaxies come from?
宇宙的空洞区域为研究宇宙学和星系形成提供了一个特殊的环境，这可能会暴露我们对这些现象的理解中的弱点。虽然空洞中的星系被观察到主要是富含气体，恒星形成和蓝色，但也可以发现明亮的红色空洞星系的子群，其恒星形成很久以前就停止了。在宇宙中密度更大的区域，恒星的形成过程是否也在虚空中起作用？我们比较了2dF星系红移巡天中空星系的光度函数和千禧年模拟中建立的星系形成模型中的光度函数。我们表明，一个全球性的恒星形成抑制机制的形式低光度的“无线电模式”AGN加热是足够的复制所观察到的人口的空洞早期类型。射电模加热与环境无关，而不是依赖于暗物质晕质量，在那里，超过一个临界质量阈值约为M_vir~10^12.5 M_sun，气体冷却到星系被抑制，恒星形成随后消失。在千禧年模拟中，空晕质量函数相对于密度更高的环境发生了变化，但在这个临界阈值之上仍然保持着高质量的尾部。在这样的空晕中，射电模加热仍然有效，并发现了红色星系;这些星系共同匹配观测到的空间密度，而无需对模型进行任何修改。因此，生活在截然不同的大尺度环境中，但由类似质量的晕托管的星系被预测具有类似的特性，与观测结果一致。
2008-05-30 astro-ph
The Halo Occupation Number and Spatial Distribution of 2dF Galaxies
利用Madgwick等人（2003）对96,791个红移0.01 < z < 0.15的2dF星系的聚类结果，研究了晚型和早型星系在不同质量的暗物质晕中的分布。所采用的方法依赖于晕内的源分布和它们的聚类属性之间的连接，通过专注于晕占据函数的问题，即比给定质量的维里化晕所承载的一些亮度阈值更亮的星系数量的概率分布。在这个框架内，星系晕内的分布被证明是确定小尺度上的星系-星系聚类，负责观察到的幂律行为在分离r < 3 Mpc。对于更广泛的分析，我们建议读者参考Magliocchetti和Porciani（2003）。
2003-08-04 astro-ph
The Dependence of Halo Clustering on Halo Formation History, Concentration, and Occupation
我们调查的依赖暗物质晕簇晕形成时间，密度分布浓度，和subhalo占领数，使用高分辨率的数值模拟LCDM宇宙学。我们确认的结果，晕集群是晕形成时间的函数，这种趋势取决于晕质量。我们第一次明确地证明了晕成团是晕浓度的函数，并证明了晕偏置对浓度、质量和红移的依赖性可以用一种简单的方法精确地参数化：b（c，M| z）= b（M| z）b（c| M/M*）。偏差和浓度之间的比例关系随M/M* 值的变化而改变符号：当M <~ M* 时，高浓度（早期形成）天体的聚集更强，而当M >~ M* 时，低浓度（晚期形成）天体的聚集更强。我们展示了第一个明确的证明，主机暗晕集群取决于晕占领数（暗物质subhalos）和讨论的影响晕模型计算的暗物质功率谱和星系集群统计。这些晕属性的聚类效果是最强的早期形成的矮质量晕，这是显着更集群比典型的晕，他们的质量。我们的研究结果表明，孤立的低质量星系（如低表面亮度的矮星）应该有更多的缓慢上升的旋转曲线比他们的集群同行，并可能有缺乏矮星系的空洞的后果。他们还暗示，自我校准的丰富选择集群样本与他们的聚类特性可能高估集群质量和偏差宇宙学参数估计。
2006-06-23 astro-ph
Dwarf galaxies in voids: Suppressing star formation with photo-heating
我们使用高分辨率流体动力学模拟研究宇宙学空洞区域的结构形成。尽管密度明显不足，但空洞中充满了大量的小暗物质晕，如果它们的恒星形成没有受到明显的抑制，它们应该会出现在矮星系中。在这里，我们调查到何种程度的宇宙学紫外背景光蒸发重子的矮星系晕，从而限制其冷却和恒星形成率。假设Haardt & Madau的紫外背景在红移z=6时发生再电离，我们的模拟星系样本表明，质量低于特征质量M_c（z=0）= 6.5 x 10^9 h^{-1} M_sun的晕是贫重子的，但通常不是完全空的，因为处于凝聚冷相或已经锁定在恒星中的重子会抵抗蒸发。在质量M < M_c的晕中，我们发现光加热抑制了气体的进一步冷却。红移和与紫外背景有关的特征质量M_c（z）可以从δ~ 1000的特征密度处的加热和冷却平衡温度来理解。如果一个光环的质量足够大，可以把气体压缩到这个密度，尽管有紫外线背景，气体可以自由地“进入"凝聚相，冷却在光环中继续进行，否则就会停止。通过分析矮星系在空洞中的质量吸积历史，我们表明，它们可以建立一个显着的凝聚质量在早期的再电离时代之前。之后，这一阶段的质量大致保持不变，但暗物质晕的质量继续增加。（节略）
2006-06-28 astro-ph
Redshift-Space Distortions with the Halo Occupation Distribution II: Analytic Model
提出了星系两点关联函数在红移空间的解析模型。该模型是在晕占据分布（HOD）的框架内构建的，该框架在线性和非线性尺度上量化了星系偏差。我们的模型一个光环成对的速度假设卫星星系的速度遵循高斯分布与分散成正比的主机晕维里色散。双晕速度统计是维里运动和宿主晕运动的组合。晕对的速度分布函数（DF）是一个复杂的函数，其偏度和峰度随尺度变化很大。使用一系列无碰撞N体模拟，我们表明，这种DF的形状主要是由周围的晕对的局部密度的分布，并在固定的密度的速度DF是接近高斯和几乎独立的晕质量。我们校准这些模拟晕对周围的密度的条件概率函数的模型。利用这个模型，可以准确地计算出晕速度DF的完整形状，作为晕质量、径向分离、角度和宇宙学的函数。HOD方法红移空间失真利用聚类数据从线性到非线性尺度，以打破标准退化固有的红移空间聚类模型。占用函数的参数仅受实空间聚类的约束，分离了对偏差和宇宙学的约束。我们证明了该模型的能力，分别约束欧米茄_m，sigma_8，和星系的速度偏差的模型，被构造成具有相同的β值在大尺度上，以及在小尺度上相同的手指上帝扭曲。[摘要]
2006-04-11 astro-ph
The Halo Occupation Distribution and the Physics of Galaxy Formation
晕占据分布（HOD）通过指定（a）概率P（N）来描述星系和暗物质之间的偏差|M）维里质量为M的晕包含N个特定类别的星系;（b）晕内星系和暗物质的相对分布。我们使用SPH流体动力学模拟和半解析（SA）星系形成模型计算了Lambda-CDM宇宙学模型的HOD。虽然这两种方法预测不同的星系质量函数，但它们的HOD预测非常一致。对于质量选择的样品，平均占有<N（M）>在低晕质量处表现出急剧截止，在约1 - 2处表现出缓慢上升的平台，并且表现出更急剧上升的高占有状态。<N>在低，平均数对和三重计数远低于泊松预期，具有重要的后果，小规模的行为2和3点关联函数。<N>HOD强烈依赖于星系的年龄，高质量晕主要由老星系和年轻星系的低质量晕填充。SPH模拟支持几个简化的假设HOD偏差：最大质量的星系在晕通常位于靠近中心和晕的平均速度附近的移动;卫星星系有相同的径向轮廓和速度色散的暗物质;和平均占领在固定的晕质量是独立的晕的大尺度环境。通过将SPH和SA HOD应用于大体积N体模拟，我们表明，这两种方法预测轻微的，可观察到的偏离幂律星系关联函数。预测的HOD是密切相关的基本星系形成物理，它们提供了有用的指导，星系团的理论模型，他们将通过正在进行的分析星系红移调查的经验检验。（缩短）
2003-05-01 astro-ph
The Dependence of the Occupation of Galaxies on the Halo Formation Time
我们研究了两个星系形成模型，一个是一个半解析模型，利用晕组装历史的高分辨率N体模拟和其他平滑粒子流体动力学模拟，包括辐射冷却，恒星形成，和能量反馈的星系风晕内的星系内容对晕形成时间的依赖。我们证实了Gao等人的发现，即在固定质量下，晕的成簇依赖于晕的形成时间，特别是对于低质量晕。这种年龄依赖性的晕集群，使它有必要研究之间的相关性的星系晕内的占领和晕的年龄。我们发现，在固定质量的晕，卫星星系的数量有一个很强的依赖于晕的年龄，与较少的卫星在老晕。最年轻的三分之一的光环可以比最古老的三分之一有更多的卫星。对于中央星系，在形成较早的晕中，它们往往有更多的恒星，因此看起来更明亮，它们的光度对晕年龄的依赖性不如恒星质量那么强。这些结果可以通过晕中恒星的形成历史和卫星星系向中央星系的合并来理解。晕内星系含量的年龄依赖性将构成一个更准确的星系团模型的重要组成部分。
2010-08-17 astro-ph
Red Galaxy Growth and the Halo Occupation Distribution
我们已经追踪了过去7个Gyr的红星系恒星质量增长的暗物质晕。利用观测到的光度函数和牧夫座星系中40，696个0.2<z<1.0的红星系的聚类，我们确定了晕占据分布，它描述了星系如何在暗物质晕中存在。10^{11.9} Msun/h晕的一半拥有一个红色的中心星系，并且这一比例随着晕质量的增加而增加。我们没有观察到红星系恒星质量和宿主晕质量之间关系的任何演变，尽管我们预计星系恒星质量和晕质量都会随着宇宙时间的推移而演变。我们发现，包含在红色人口的恒星质量增加了一倍，因为z=1，与红色卫星星系内的恒星质量在这个红移范围内的三倍。在星系团质量晕中，大部分恒星质量存在于卫星星系和星系团内光中，少数恒星质量存在于中央星系中。最明亮的红色中央星系的恒星质量与晕质量的三分之一次方成正比。因此，我们得出结论，晕合并并不总是导致中心星系的快速增长。虽然在过去的7 Gyr中，质量非常大的晕的质量通常会增加一倍，但它们中央星系的恒星质量通常只增加30%。
2008-04-15 astro-ph
Halo Occupation Distribution Modeling of Clustering of Luminous Red Galaxies
我们执行晕占据分布（HOD）模型来解释小尺度和中等尺度的35，000个明亮的早型星系的集群和它们的互相关与正常的L* 星系的参考成像样本在斯隆数字巡天。模拟结果表明，这些发光的红色星系（LRG）中的大多数是中心星系，它们居住在典型质量M ~ 10^13到10^14 Msun/h的几倍的大质量晕中，而其中的一小部分必须是晕中的卫星星系，以便产生在较小尺度上表现出的强自相关。中心LRGs的平均亮度Lc随着宿主晕质量的增加而增加，其粗略的标度关系为Lc \propto M ^0. 5。平均一个卫星LRG以上的亮度阈值的主机所需的晕质量被发现是约10倍以上的主机中央LRG相同的阈值。我们发现，在大质量晕中，L* 星系的分布与暗物质的分布大致相同，它们的平均占有数与晕质量成M ^[1.5]的比例。HOD模拟结果还可以直观地理解LRGs与L_* 星系之间的互相关对光度的尺度依赖性。对LRG HOD的约束为大质量星系的形成和演化模型提供了检验，也为宇宙学参数的研究提供了有用的信息。在其中一个附录中，我们提供了LRG HOD参数与宇宙学的依赖关系，从LRG的两点自关联函数模型中推断。
2009-10-16 astro-ph
Galaxy Bias and Halo-Occupation Numbers from Large-Scale Clustering
我们表明，目前的调查至少有尽可能多的信号噪声在高阶统计的功率谱在弱非线性尺度。我们讨论如何可以使用这些信息来确定平均的星系晕占领分布（HOD），仅使用大规模的信息，通过星系的偏置参数确定的星系双谱和三谱。在引入一个平均的，合理的快速评估，三谱估计，我们表明，线性和二次偏置参数的预期误差可以减少至少20- 40%。此外，包括的三谱信息，这是敏感的“三维”的结构，有助于显着约束的质量依赖的HOD平均。我们的方法只依赖于足够的建模的丰度和大规模集群的晕，因此是独立的星系如何分布在晕内的细节。这提供了对传统方法的一致性检查，传统方法使用两点统计数据到小尺度，这必然会做出更多的假设。我们提出了一个详细的预测，以及我们的方法可以在SDSS的情况下进行。
2004-12-26 astro-ph
Galaxy Occupation Statistics of Dark Matter Haloes: Observational Results
利用Yang等人的晕基星系群发现器，利用2度场星系红移巡天中发现的星系群，研究了星系在暗物质晕中的占位统计。中心星系的平均光度与晕质量成比例，对于质量为$M<10^{13}h^{-1}\msun$的晕，近似为$L_c\propto M^{2/3}$，对于质量更大的晕，近似为$L_c\propto M^{1/4}$。$10^{13} h^{-1} \Msun$的特征质量与星系形成模型所提出的从有效冷却到无效冷却的过渡的质量尺度是一致的。另一个特征晕质量尺度，$M\sim 10^{11} h^{-1}\msun$，这不能直接探测我们的小组，推断出的条件光度函数（CLF），匹配观测到的星系光度函数和集群。对于给定质量的晕，$L_c$的分布相当窄。卫星星系被发现遵循泊松数分布。低质量晕中的中心星系多为晚型星系，而大质量晕中的中心星系几乎都是早型星系。我们还测量了给定质量的星系晕中的CLF。在可用当前数据（$13.3 \lta {\rm log}[M/(h^{-1}\Msun)] \lta 14.7$）可靠探测的质量范围内，CLF通过Schechter函数合理拟合。与最近基于星系形成的半解析模型的说法相反，中央星系的存在并没有在CLF的明亮端显示出一个强峰。（节录）
2004-12-08 astro-ph
Galaxy clustering from COMBO-17: The halo occupation distribution at <z>=0.6
我们目前的测量星系团在红移<z>=0.6使用10360星系光度红移超过0.78平方度的COMBO-17调查。为了得到不受红移不确定性影响的结果，我们计算了投影关联函数w（r_p），分别给出了红序星系和蓝云星系的结果。在1 ~ 3 h^-1 Mpc的同向运动距离下，红色星系的关联函数明显偏离幂律，蓝色星系的数据也显示出类似但较弱的趋势。为了解释这些结果，我们适合的关联函数与来自一个简单的晕占据模型的分析预测。这结合了线性集群的基础质量与描述的星系数量占据每个暗物质晕（晕占领分布）。如果占据数是一个简单的幂律，N与M^alpha成正比，那么红星系和蓝星系的α分别为0.5和0.2。这些数字与拟合当今聚类数据所需的值几乎没有什么不同。在本练习中假设功率谱形状是已知的，但我们允许数据确定sigma_8的优选值，即线性功率谱归一化。从=0.6的红星系和蓝星系推断出的平均归一化值<z>在零红移时为sigma_8=1.02+-0.17，与这个局部值的独立估计一致。这种一致性可以看作是对晕质量函数的分级增长的验证。
2006-06-30 astro-ph
Geometry and scaling of cosmic voids
宇宙空洞在星系的分布中被观察到，在某种程度上，在暗物质的分布中也被观察到。如果这些分布具有分形几何，则它必须反映在空隙的几何形状中;特别是，我们期望空隙的尺寸缩放。然而，这种缩放在星系调查中还没有得到很好的证明。目的：我们的目标是了解宇宙空洞的几何形状与物质的分形结构的关系。我们打算区分单分形空洞从多重分形空洞，关于他们的标度特性。我们计划分析空隙的质量浓度分布（晕）的多重分形和它们的关系，星系空隙。方法：根据空泡概率函数和关联函数对点分布进行统计分析。我们假设空洞是球形的，并设计了一个简单的球形空洞探测器。对于连续质量分布，我们采用分形几何的方法。我们证实了分析预测与数值模拟。平滑质量分布适用于偏移集方法。结果：空穴是非常非线性和非微扰的结构。空隙反映了物质分布的分形几何形状，但并不总是直接的：空隙的标度尺寸意味着分形几何形状，但分形空隙可能具有复杂的几何形状，并且可能没有标度尺寸。真正的多重分形空洞就是这种类型。一个自然的多重分形偏置模型意味着星系分布中的空洞继承了同样复杂的几何形状。结论：目前的星系调查以及宇宙学N体模拟表明，宇宙空洞是适当的多重分形空洞。这意味着在星系的空隙中存在着，或者至少是小的暗物质晕。
2008-02-04 astro-ph
Theoretical Models of the Halo Occupation Distribution: Separating Central and Satellite Galaxies
晕占据分布（HOD）在单个暗物质晕的水平上描述了星系与暗物质之间的关系。位于晕中心的星系的性质不同于卫星星系，因为它们的形成历史不同。利用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和半解析（SA）星系形成模型，研究了中心星系和卫星星系对HOD的贡献，特别是对概率P（N|一个维里质量为M的晕包含N个特定类别的星系。在协议与早期的结果暗物质subhalos，我们发现，在<N>重子质量阈值以上的星系的平均占有函数可以近似为中央星系的阶梯函数加上卫星的幂律，和卫星数量的分布是接近泊松在固定的晕质量。对于由不同重子质量阈值定义的星系样本，平均每个星系晕容纳一颗卫星所需的质量M1与容纳一颗中心星系所需的最小质量Mmin之间存在近似线性关系，M1 ~ 14 Mmin（SPH）或M1 ~ 18 Mmin（SA）。年轻星系的平均占有数在M ~ 10 Mmin处呈现出局部最小值，此时晕的质量太大，不足以容纳年轻的中央星系，但又不足以容纳卫星星系。我们发现，在固定的晕质量的条件星系质量函数不能描述的Schechter函数，因为中央星系在高质量产生的“颠簸”。我们建议参数化的HOD和条件光度函数，可用于模拟观测到的星系团。我们的许多预测与最近从斯隆数字巡天的聚类推断的结果非常一致。
2005-07-19 astro-ph
The emptiness of voids: yet another over-abundance problem for the LCDM model
本文研究了在距离为4- 8 Mpc范围内，包含MB=-10-12的星系的观测样品的光度函数、特殊速度和局域体积（LV）中的空洞大小。将结果与标准宇宙学LCDM模型的预测进行比较，我们发现该理论面临着一个严重的问题：与观测到的矮星系数量相比，它预测的矮晕数量要多出10倍。在LV中，我们确定了尺寸范围从1到4.5Mpc的空隙，并将空隙尺寸的观测分布与具有WMAP 1和WMAP 3参数的LCDM模型的非常高分辨率的模拟中的空隙进行了比较。只有当σ 8 = 0.9时，我们使用圆速度Vc大于40-45 km/s（Mvir=（1-2）e10 msun）的晕; σ 8 = 0.75时，我们使用Vc> 35 km/s（Mvir=（6-8）e9 msun）的晕时，理论空函数才能与观测值非常好地匹配。我们排除了LCDM模型中圆速度<35 km/s的晕可以容纳MB=-12的星系的可能性：LCDM模型中有太多的小晕，导致与观测相比空洞太小。问题是，许多观测到的矮星系的HI旋转速度低于25 km/s，这与LCDM的预测严格矛盾。因此，LCDM模型面临着同样的过剩问题，这与LG中的卫星数量有关。我们还估计了与哈勃流σ H的均方根偏差，并发现在我们的大多数LV模型候选者中，均方根特有速度与观测值σ H = 50 km/s（距离小于3 Mpc）和σ H = 80 km/s（距离小于8 Mpc）一致。在距离4（8）…
2009-02-09 astro-ph
Properties of galaxy halos in Clusters and Voids
我们使用高分辨率N体模拟的结果来研究环境对星系大小的晕的形成和演化的作用。从一组约束的初始条件，我们已经产生了一个最终的配置托管一个双集群在一个八分圆和一个大的空白扩展到两个八分圆的模拟框。我们提出了两个统计结果：1-D速度色散和质量之间的关系和自旋参数$P(λ)$的概率分布。Shapiro等人（1999）引入的截断等温球（TIS）模型很好地再现了\svm关系，尽管斜率与原始预测不同。使用Lokas和Mamon（2001）对NFW密度分布的理论预测获得的各向异性参数$β$不同值的一系列\svm关系，发现与数据仅在一定程度上一致。利用平衡TIS模型的一些性质，我们构造了三个子区域的{ \em fiducial}平衡TIS晕的子样本，并研究了它们的性质。对于这些晕，我们发现它们的属性，特别是自旋参数分布$P(λ)$的环境依赖性。我们更详细地研究了TIS模型，我们发现截断半径和其他结构参数之间的新的关系。没有发现半径大于TIS晕重力热不稳定性临界值的重力束缚晕（\rt $\ge 34.2 r_{0}$，其中$r_{0}$是TIS溶液的核心半径）。然而，我们确实发现了这种关系对环境的依赖性，就像$P(λ)$统计数据一样。这些事实暗示了潮汐场在决定晕的统计特性方面的可能作用。
2001-12-12 astro-ph
On the Halo Occupation of Dark Baryons
我们介绍了一种新的技术，采用晕占领框架理解类星体吸收线系统的起源。我们的初步研究重点是MgII吸收剂。本文建立了一个气体含量模型，其中吸收等效宽度W_r由沿视线穿过晕的离散云形式的冷气体量决定。在模式中，我们为每个晕指定两个量：（1）每单位表面质量密度的平均吸收强度A_W（M），（2）气体云的平均覆盖因子kappa_g（M）。这些参数决定了W_r作为晕质量P（W_r）函数的条件概率分布|M）。两个经验测量被用来约束模型：（i）吸收体频率分布函数和（ii）W_r依赖的聚类幅度。我们发现，这些数据要求晕的气体含量在~10^11.5 Msol/h时发生快速转变，低于该值时，晕主要包含冷气体，超过该值时，气体主要变成热气体。为了再现所观察到的吸收体的总体强聚集性以及W_r与晕质量M之间的反相关性，在高达10^14 Msol/h的晕中，大约5%的气体需要是冷的。气体覆盖因子在很宽的晕质量范围内接近统一，支持Mg II系统探测典型星系的无偏样本。我们讨论了我们的研究的背景下，遥远的星系的质量组装和类星体吸收线系统的起源的影响。
2008-01-02 astro-ph
Galaxy Evolution from Halo Occupation Distribution Modeling of DEEP2 and SDSS Galaxy Clustering
在Halo Occupation Distribution（HOD）框架下，我们模拟了DEEP 2（z~1）和SDSS（z~0）星系与光度相关的投影两点关联函数。在这两个时期，有一个紧密的相关性，中央星系光度和晕质量，与斜率和散射降低较大的晕质量，和卫星星系的比例降低在较高的光度。中心L* 星系位于晕中，其质量在z~1处比z~0处大几倍。我们发现，在相同的光度阈值以上的中央星系和卫星星系的宿主晕的质量尺度之间的关系几乎没有演变。结合这些HOD结果和晕典型生长的理论预测，我们通过将z~0中心星系和z~1中心星系联系起来，建立了两个红移处星系种群之间的演化联系，从而使我们能够研究星系演化作为晕质量的函数。我们发现星系的质量增长依赖于晕质量。平均而言，大部分位于z~0低质量晕（~5x10^11 Msun/h）的中心星系的恒星质量和只有一小部分位于高质量晕（~10^13 Msun/h）的中心星系的恒星质量是在z~1和z~0之间形成的。此外，恒星形成效率达到最大值的晕的质量尺度被发现随着时间的推移向低质量转移。未来的工作可以结合不同红移星系团的HOD模拟与暗物质晕的组装历史和动力学演化。这将有助于理解恒星质量的增长，由于合并和恒星形成作为主机晕质量的函数，并提供强有力的测试星系形成理论。（节录）。
2007-10-05 astro-ph
The Dark Side of the Halo Occupation Distribution
我们分析了晕占据分布（HOD），质量为M的晕主机的子晕N的数量的概率，和两点关联函数的星系大小的暗物质晕使用高分辨率无耗散模拟的一致性平坦LCDM模型。晕样品包括主机晕和subhalos，不同的重力约束晕的维里化区域内的较大的主机系统。我们发现，HOD的一阶矩<N>（M），有一个复杂的形状，包括一个台阶，一个肩膀，和一个幂律大质量的尾巴。在高晕质量下，HOD可以用泊松统计描述，但当<4时，HOD变为亚泊松<N>。我们表明，HOD可以被理解为一个组合的概率为质量M的晕主机的中央星系和主机的概率给定数量的卫星星系Ns。前者可以近似为阶梯函数，而后者可以很好地近似为泊松分布，完全由其第一矩<Ns>（M）指定。我们发现，<Ns>~M^b与b~1的广泛的数量密度，红移，和不同的功率谱归一化。这个公式提供了一个简单而准确的模型，在模拟中发现的晕占据分布。在z=0时，星系晕的两点关联函数（CF）在~100/h kpc范围内可以很好地用幂律拟合，其振幅和斜率与观测星系相似。在红移z>~1时，我们发现CF在小尺度下明显偏离幂律形状。如果偏差像我们的结果所表明的那样强，那么在高红移星系团的观测分析中经常使用的单次幂律的假设很可能会使关联函数的关联长度和斜率的估计产生偏差。
2004-05-15 astro-ph
The alignment of dark matter halos with the cosmic web
我们使用高分辨率N体宇宙学模拟研究了暗物质晕相对于其邻近空洞的轴向和角动量。我们发现晕的短轴倾向于沿着晕与空洞中心的连线排列，长轴垂直于这条连线。然而，我们发现晕的角动量没有任何特定的方向。这些结果可能提供宇宙的大尺度结构影响星系形成的机制的信息，并在星系盘相对于其宿主晕的取向问题上投光。
2006-10-23 astro-ph
Statistics of Voids in the 2dF Galaxy Redshift Survey
本文对2dF星系红移巡天（2dFGRS）中的空洞进行了统计分析。为了检测空洞，我们已经开发了两个强大的算法。我们定义为非重叠的最大领域空晕或星系的质量或光度高于给定的一个空洞。我们在宇宙学$N$ -体模拟中寻找空洞，以测试我们的空洞发现器的性能。我们获得并分析了几个体积有限的样品为北银河带（NGP）和南银河带（SGP）从2dFGRS完整的数据发布构建的空隙统计。我们发现，从NGP和SGP得到的结果是统计相容的。从几个统计测试的结果，我们得出结论，空隙基本上是不相关的，最多一个温和的ESTA关系，并有依赖的红移至少在99.5%的置信水平上的空隙数密度。我们开发了一种技术来校正由于使用红移作为径向坐标而引起的失真。我们校准这种技术与模拟目录，并发现校正可能是一些相关的进行准确的推断，从无效的统计。我们研究了附近九个空洞内星系的统计数据。我们发现，空洞中的星系并不是随机分布的：它们形成像细丝一样的结构。我们还得到了空洞中的星系数密度分布。该剖面与空洞中的晕具有相似但更陡的趋势。
2006-10-27 astro-ph
Constraining the LRG Halo Occupation Distribution using Counts-in-Cylinders
斯隆数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的低数密度表明，占据相同暗物质晕的LRGs可以与占据不同暗物质晕的LRGs对高保真分离。我们提出了一种新的技术，计数器（CiC），约束参数的卫星贡献的LRG晕占领分布（HOD）。对于在0.16 < z < 0.36处的光纤碰撞校正的SDSS光谱LRG子样本，我们发现CiC多重性函数通过晕圈模型拟合，其中质量M的晕圈中的卫星的平均数量为<Nsat（M）> =（（M - Mcut）/M1）^α，Mcut = 5.0 +1.5/-1.3（+2.9/-2.6）X 10^13 Msun，M1 = 4.95 +0.37/-0.26（+0.79/-0.53）× 10^14 Msun，α = 1.035 +0.10/-0.17（+0.24/-0.31），置信水平为68%和95%，使用WMAP 3宇宙学和z=0.2晕目录。我们的方法严格限制了LRG中卫星星系的比例为6.36 + 0.38/-0.39，在95%的置信水平下，组合Mcut/10^{14} Msun + alpha = 1.53 + 0.08/-0.09。我们还发现，模拟的基础上产生的球形过密度（SO）的发现者的光环目录复制测量的CiC多重性函数和投影关联函数，而模拟的基础上的朋友圈（FoF）的光环目录有赤字的密切对在约1 Mpc/h的分离。由于CiC方法依赖于紧密对的高阶统计量，因此它对晕…
2008-09-25 astro-ph
Halo occupation numbers and galaxy bias
我们提出了一个启发式模型，显示现实的理论星系偏见的主要特点。我们发现，低阶聚类统计的暗物质分布几乎完全依赖于暗物质晕的位置和密度分布。一个假想的星系目录取决于（i）星系形成的效率，如晕占据数所显示的--比给定质量的晕中包含的一些样本极限更亮的星系数量;（ii）这些星系在它们的晕中的位置。第一个因素是由经验光度函数的群体。对于第二个因素，我们假设一个星系标志着晕中心，任何剩余的星系作为跟踪晕质量的卫星。这些简单的假设相当于非局部偏差的处方，其中发现星系的概率不是其局部质量密度的简单函数。我们已经将这一处方应用到一些当前感兴趣的CDM模型，并发现预测是接近所观察到的星系相关性的一个平坦的$Ω=0.3$模型（$Λ$ CDM），但不是一个$Ω=1$模型具有相同的功率谱（$τ$ CDM）。这是一个不可避免的后果集群规范化的功率谱：集群规模的光环，给定的质量有较小的核心半径高$Ω$，因此显示增强的小规模集群。最后，在$Λ$ CDM模型的星系的成对速度色散低于质量，允许集群归一化模型产生一个现实的马赫数的奇特的速度场。这在很大程度上是由于星系形成效率与晕质量的强烈变化，这是在这个模型中所需要的。
2000-06-30 astro-ph
Galaxy Halo Occupation at High Redshift
我们讨论了当前和未来的z~3莱曼破裂星系（LBG）的成团和数密度的数据可以用来限制它们与暗物质晕的关系。我们探索了一个三参数模型，其中每个暗晕的LBG数量在晕质量中呈幂律变化：N（M）=（M/M_1）^S，其中M>M_m。这里，M_m是可以承载LBG的最小质量晕，M_1是与质量相关联的归一化参数，在该质量之上晕承载多于一个观察到的LBG，并且S确定质量依赖性的强度。我们展示了这三个参数是如何受到LBG的三个可观察属性的约束：数量密度，大规模的偏差，以及紧密配对的对象的分数。给定这三个量，可以分析地估计三个未知的模型参数，从而允许对参数空间的充分探索。作为一个例子，我们假设一个LCDM宇宙学，并考虑观察到的光谱证实的LBG最近的样本的属性。我们发现，我们的模型参数的有利范围是M_m =（0.4-8）x10^10 Msun/h，M_1 =（6-10）x10^12 Msun/h，和0.9 < S < 1.1。M_m中的优选区域扩大了一个数量级，如果允许的偏差范围涵盖所有最近的观测估计，则稍微浅一些的斜率是可以接受的。我们还讨论了如何观察到的集群的LBG作为光度的函数可以用来约束晕占领，虽然由于目前的观测不确定性，我们无法得出任何强有力的结论。我们的方法和结果可以用来约束更现实的模型，旨在从第一性原理推导出占用函数N（M），并提供洞察基本的物理性质如何影响所观察到的LBG的属性。
2001-06-21 astro-ph
Galaxy star formation in different environments
我们使用一个半解析的星系形成模型来研究星系中恒星形成（SF）活动的大尺度调制特征。为了做到这一点，我们仔细定义的本地和全球估计的星系周围的密度。前者是使用Voronoi曲面细分技术计算的，而后者则分别根据维里和空隙半径，通过到晕和空隙的归一化距离进行参数化。作为局部密度的函数，星系在它们的SF中表现出强烈的调制，这一结果与几位作者的结果一致。当在不同的大尺度环境中取相等的局部密度的子样本时，我们发现相关的全球效应，即红色星系的比例在远离星系团和接近空洞的等局部密度环境中减少。在一般情况下，半解析模拟是在良好的协议与现有的观测结果，并提供了可能性，解开许多负责的过程与环境的星系属性的变化，我们发现，在样本中发现的变化具有相同的本地环境，但不同的距离晕或空洞来自暗物质晕的基本质量函数的变化。还有一个额外的可能的影响来自主机的暗物质晕年龄，表明晕组装也发挥了很小的，但重要的作用（$1.14σ$）在塑造星系的属性，特别是在晕/恒星质量年龄可能的空间相关性暗示。
2009-04-30 astro-ph
The Mass Function of Void Galaxies in the SDSS Data Release 2
本文利用Sloan数字巡天第二次公开数据，对1000个局部密度差δ v <-0.6的空星系的质量函数进行了估算。星系样本分裂成椭圆形和螺旋使用颜色Sersic指数标准。我们用测得的谱线宽度和观测到的尺寸来估计椭圆星系的维里质量。投影效应和晕属性的不确定性使螺旋的质量估计更加困难。我们使用的Tully-Fisher关系的反演估计的等温旋转速度，并引入一个比例因子来估计晕的程度。然后，我们适合测量的质量函数对理论的Press-Schechter模型，并发现星系的分布在空隙似乎是几乎无偏的质量相比。
2004-11-11 astro-ph
Galaxy Groups in the SDSS DR4: II. halo occupation statistics
我们调查各种晕占领统计使用一个大的星系群目录构建的SDSS DR 4与自适应晕为基础的组查找。条件光度函数（CLF）分别测量所有，红色和蓝色星系，以及在中央和卫星星系。中心星系和卫星星系的CLF分别可以用对数正态分布和修正的Schechter形式来模拟。大约85%的中央星系和大约80%的卫星星系在质量为$M_h\ga 10^{14}\msunh$的晕中是红星系。在含有$M_h \sim 10^{12}\msunh$的晕中，这些数字分别降低到50%和40%。对于给定质量的晕，中央星系的光度分布$L_c$的色散约为0.15 dex。中央星系的平均光度（恒星质量）与晕质量成比例，对于质量为$M\gg 10^{12.5}\msunh$的晕，其$L_c\propto M_h^{0.17}$（$M_{*,c}\propto M_h^{0.22}$），并且对于质量较小的晕，这两种关系都明显陡峭。我们还测量了第一个和第二个最亮（质量最大）的成员星系$\log L_1 - \log L_2$（$\log M_{*,1}-\log M_{*,2}$）之间的光度（恒星质量）差距。这些间隙统计数据，特别是在具有$M_h \la 10^{14.0}\msunh$的晕中，表明中央星系的光度与其卫星星系的光度明显不同。化石群的分数，定义为具有$\log L_1 - \log L_2\ge 0.8$的那些群，范围…
2007-12-20 astro-ph
High-redshift voids in the excursion set formalism
空洞是低红移星系分布的主要特征。最近的几次调查也发现了在高红移处存在大尺度结构的证据。我们提出了分析估计星系空洞的大小在红移z ~ 5 - 10使用的偏移集形式主义。我们发现，最近在z ~ 5 - 6.5的窄带调查应该找到空洞的特征尺度约为20百万秒差距，最大直径接近40百万秒差距。这与现有的调查是一致的，但由于迄今为止调查的数量相对较小，很难进行精确的比较。在z ~ 7 - 10处，假设质量大于10^10 M_sun的暗物质晕中的所有星系都是可观测的，我们预计特征空洞尺度为~ 14 - 20 Mpc。我们发现，这些特征尺度是类似的空区域的大小，从纯粹的随机波动的星系计数。因此，真正的大尺度结构将很难在z ~ 7 - 10观测到，除非质量小于~ 10^9 M_sun的晕星系是可见的。星系调查必须深入，只有最大的空洞才能提供有意义的信息。我们的模型提供了一个方便的图片估计宇宙方差的“最坏情况”的影响高红移星系调查有限的体积。
2007-10-11 astro-ph
Towards a Concordant Model of Halo Occupation Statistics
我们使用条件光度函数（CLF）和2dFGRS的数据来约束LCDM宇宙学中Omega_m=0.23和sigma_8=0.74（以下简称WMAP 3宇宙学）的光与质量之间的平均关系。再现观测到的星系两点关联函数的光度依赖性，得到的平均质光比LCDM宇宙学中Omega_m=0.3和sigma_8=0.9（以下简称WMAP 1宇宙学）低约35%。这消除了以前的晕占据模型的一个重要问题，该模型倾向于预测过高的集群质光比。对于WMAP 3宇宙学，我们的模型产生的平均质光比，中央星系光度，晕占领数，卫星分数，和光度差距的统计数据，这都是非常好的协议，从2dFGRS组目录和其他独立的研究。我们还使用我们的CLF模型来计算概率分布P（M| L_cen），中心星系的亮度L_cen居住在晕的质量M。我们发现这种分布要比HOD模型中通常假设的分布广泛得多，这对解释星系-星系透镜数据具有重要意义。最后，在2dFGRS中再现成对速度分散体的光度依赖性需要相对较低的质量-光比的集群和卫星部分，随着光度的增加强烈下降。这与我们的CLF限制仅略微一致。我们认为，WMAP 1和WMAP 3宇宙学之间的参数的宇宙学可能会产生更高水平的一致性的结果。
2006-10-23 astro-ph
