Analytical Approximations to Galaxy Clustering
我们讨论了最近的一些进展，在构建分析近似的星系团。我们表明，成功的模型可以构建的集群的暗物质和暗物质晕。这些模型可以大大增强我们对星系成团和星系偏置的理解。
1997-02-25 astro-ph
Clustering of Very Red Galaxies in the Las Campanas IR Survey
我们报告的结果，从第一个1000平方弧分钟的Las Campanas IR调查。我们已经在六个不同的领域中对1平方度的高纬度天空进行了成像，达到了20.5（织女星）的5 σ H带深度。在V、R、I和z'波段的光学成像允许我们选择颜色子集和光度红移定义的壳层。结果表明，暗红星系（18 < H < 20.5，I-H> 3）的角成团比完全H选择场样本的角成团强一个数量级。我们采用三种方法来估计$n(z)$，以反演w（θ）来导出r_0。我们发现，我们的n（z）是很好地描述了高斯与<z>= 1.2，sigma（z）= 0.15。由此，我们得出在= 1.2时，r_0的值为7（+2，-1）同向运动H^{-1} Mpc<z>。这比Lyman break星系的星系团长度大~ 2倍，与早期星系的预期相似。
2000-11-27 astro-ph
Do Distinct Cosmological Models Predict Degenerate Halo Populations?
利用宇宙学N体模拟方法，研究了物质密度参数Omega_m和线性理论功率谱P（k）对暗物质晕总体统计性质--质量函数n（M）、晕关联函数和晕成对速度统计的影响.对于固定的P（k），改变Omega_m的影响是简单的：晕质量尺度M_* 与Omega_m成比例地移动，成对速度（在固定的M/M_*）与Omega_m^{0.6}成比例，并且在固定的M/M_* 下晕成团不变。如果同时改变P（k）振幅σ_8以维持“簇归一化”条件σ_8 x Omega_m^{0.5} = const，则n（M）在M ~ 5e 14 Msun附近保持近似恒定，并且晕簇和成对速度在固定M处类似。然而，n（M）的形状发生了变化，Omega_m从0.3降低到0.2，产生了约30%的低质量晕的数量下降。人们可以通过改变P（k）的形状来在大的动态范围内保持n（M）的形状，但是所需的改变是实质性的，并且它们显著地改变晕簇和晕速度。暗晕人口的宇宙学模型参数的敏感性具有令人鼓舞的影响，努力约束宇宙学和星系的偏见与观察到的星系聚类，因为预测的变化，晕人口不能轻易地被掩盖，通过改变星系占据晕的方式。任何动态敏感的聚类统计都可以检测到Omega_m的单独变化;聚类标准化到sigma_8和Omega_m的变化需要星系占据率作为M/M_* 的函数发生变化，这将改变星系聚类;同时改变P（k），保持晕质量函数，将改变晕本身的聚类。
2002-04-24 astro-ph
Constraints on the correlation between QSO luminosity and host halo mass from high-redshift quasar clustering
斯隆数字巡天对高红移类星体集群的最新测量表明，z~4的类星体有一个偏差b~14。我们发现，这种极高的聚类幅度，与相应的空间密度相结合，约束在L-Mhalo关系的分散小于50%，在99%的置信度为100%占空比的最保守的情况下。这一本征色散的上限提供了一个强有力的约束，因为目前的上限，本征色散的本地M_BH-西格玛关系和比辐射热爱丁顿光度的发光类星体。
2008-04-29 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
Semi-analytical dark matter halos and the Jeans equation
尽管对暗物质晕的N体研究表明密度分布ρ（r）不是简单的幂律分布，但ρ/σ ^[3]（其中σ（r）是速度弥散）实际上是半径约为30年的无特征幂律分布。在本文的第一部分中，我们使用半解析扩展二次入流模型（ESIM）证明了ρ/σ ^[3]的近乎无标度的性质是处于平衡状态的维里化晕的一个强有力的特征。通过研究数值N体方法和半解析方法之间的共同过程，我们认为ρ/σ ^[3]的无标度性质不可能是等级合并的结果，而一定是剧烈弛豫的结果。本文第一部分的经验结果激发了本文第二部分的分析工作，在第二部分中，我们使用与r^{-α}成比例的ρ/σ ^3作为各向同性的流体静力平衡的金斯方程中的附加约束。我们的分析表明，约束的Jeans方程有不同类型的解决方案，特别是，它承认一个唯一的“”的解决方案，α =1.9444。我们导出了这种密度分布的解析表达式，它分别渐近于rho ~ r^{-0.78}和rho ~ r^{-3.44}的内、外分布。
2005-08-15 astro-ph
The Asiago-ESO/RASS QSO Survey. III. Clustering analysis and its theoretical interpretation
This is the third paper of a series describing the Asiago-ESO/RASS QSO survey (AERQS), a project aimed at the construction of an all-sky statistically well-defined sample of relatively bright QSOs (B<15) at z<0.3. We present here the clustering analysis of the full spectroscopically identified database (392 AGN). The clustering signal at 0.02<z<0.22 is detected at a 3-4 sigma level and its amplitude is measured to be r_0=8.6 \pm 2.0 h^{-1} Mpc (in a LambdaCDM model). The comparison with other classes of objects shows that low-redshift QSOs are clustered in a similar way to Radio Galaxies, EROs…
2003-10-16 astro-ph
Constraining cosmological parameters with the clustering properties of galaxy clusters in optical and X-ray bands
我们用一个理论模型来预测星系团的成团性质。我们的技术占过去的光锥观察到的集群的影响，并遵循非线性演化的暗物质关联函数和集群偏置因子。还包括红移空间失真的线性处理。我们通过将理论预测与一组观测数据进行比较来进行最大似然分析，这些观测数据包括光学（APM和EDCC目录）和X射线波段（RASS 1 Bright Sample，BCS，XBACs，REFLEX）。在CDM模型的框架下，我们计算了宇宙学参数的约束。我们的研究结果表明，X射线数据比光学数据更强大，允许在参数空间中的较小区域。我们发现团簇的成团性质几乎不依赖于物质密度参数和宇宙学常数的存在，而它们似乎强烈依赖于形状参数。仅使用X射线数据，对于Einstein-de Sitter模型，我们得到Gamma~0.1和0.4<sigma_8<1.1，而对于Omega_0 m =0.3的开放和平坦模型，我们得到0.14<Gamma<0.22和0.6<sigma_8<1.3。最后，我们用我们的模型对未来巡天观测中可能出现的星系团的相关长度进行了预测。特别是，我们显示的结果与EIS项目的特点类似的光学目录和一个非常深的X射线目录的XMM/LSS调查的特点。我们发现，在高红移的集群预计将有较大的相关长度比本地的。
2001-06-12 astro-ph
Large Scale Structure at 24 Microns in the SWIRE Survey
我们提出了初步的结果，星系聚类在24微米通过分析统计的预测星系分布计数细胞。本研究的重点是ELAIS-N1 SWIRE场。该样本覆盖约5.9平方度，包含24，715个源，在24 μ m处检测到5.6 σ极限250微焦（在最低覆盖区域）。我们已经探索了作为3.6 - 24 μ m颜色和24 μ m通量密度的函数的聚类，使用从0.05-0.7度尺度上的细胞计数的方差导出的角度平均两点关联函数。使用幂律参数化$w_{2}(θ)=A(θ/deg)^{1-γ}$，我们发现全样本的[A，γ] = [（5.43 \pm 0.20）\times 10^{-4}，2.01 \pm 0.02]（误差均为1 σ）。我们反演了Limber方程，并估计了全样本的空间相关长度为$r_{0}=3.32\pm0.19 h^{-1}$ Mpc，假设稳定的聚类和红移模型与观察到的24 μ m计数一致。我们还发现蓝色[f（24）/f（3.6）<=5.5]和红色[f（24）/f（3.6）>=6.5]星系分别具有最低和最高的$r_{0}$值，这意味着更红的星系更加聚集（在>0.2度的尺度上约为3倍）。总体而言，聚类估计小于来自光学调查，但在协议中红外的IRAS和ISO的结果。这将概念扩展到更高的红移，红外选择调查显示较弱的集群比光学调查。
2005-03-08 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering of Galaxies in Early Data
我们使用深度2号星系红移巡天第一季中z=0.7-1.35的0.32度^[2]区域内的2219个星系样本测量了两点关联函数xi（r）。我们发现在0.1-20 Mpc/h的尺度上，xi（r）可以用幂律xi（r）=（r/r_0）^-gamma来近似。在一个有效红移z_eff=0.82的样本中，对于Lcdm宇宙学，我们发现r_0=3.53 +/-0.81 Mpc/h（共动）和gamma=1.66 +/-0.12，而在一个更高红移z_eff=1.14的样本中，我们发现r_0=3.14 +/-0.72 Mpc/h和gamma=1.61 +/-0.11。我们发现，红色，吸收为主，被动发展的星系有一个更大的集群规模的长度，r_0，更突出的“上帝的手指”比蓝色，发射线，积极的恒星形成星系。在z~1处，内部较亮的星系也比较暗的星系更强烈地聚集，在比M* 暗的星系中观察到显著的光度偏差。我们的研究结果表明，在我们的调查体积内的星系团的演变，并意味着深2星系，与一个中等亮度比M* 暗一个级别有一个有效的偏差b=0.97 +/-0.13，如果sigma_{8 DM} =1今天或b=1.20 +/-0.16，如果sigma_{8 DM} =0.8今天。考虑到我们在z~1处测量的偏差与亮度的强相关性，M* 处的星系偏差可能会明显更大。我们注意到，我们在z~1处的恒星形成样本与z~3处的Lyman-break星系…
2004-03-23 astro-ph
The faint X-ray Source Population near 3C 295
本文对3C 295星系团（z=0.46）源场的Chandra观测结果进行了统计分析，目的是寻找X射线源的成簇性。我们采用了三种不同的分析方法，都表明在几个弧分的尺度上在该领域有很强的聚类。具体地，1）针对四个ACIS-I芯片单独计算的logN-logS揭示了在北-东北方向存在显著的过量源（在0.5- 2keV中为3.2西格玛，在2-10 keV中为3.3西格玛，在0.5-10 keV频带中为4.0西格玛），并且在中央集群的南部存在空白。2)两点、二维Kolmogorov-Smirnov（KS）检验表明源均匀分布的概率仅为百分之几。3)从场的角关联函数的研究中出现了强的空间相关性：角关联函数（ACF）在0.5 - 5弧分的尺度上显示出清晰的信号，在0.5-7 keV带中的相关角θ = 8.5 + 6.5 - 4.5，90%置信限（假设斜率γ =1.8的幂律ACF）。在2.5 sigma置信水平下，该相关角比8个ACIS-I字段的样本高2倍。在星系团红移处，上述尺度转换为0.2 - 2 Mpc，比典型的星系团核心半径更大，更接近于大尺度结构的“主”的大小。
2004-03-17 astro-ph
Structural properties of spherical galaxies obeying the Sersic R^1/n law: a semi-analytical approach
考虑到沿椭圆星系的任何银河系中心半径的测量光的分布可以很好地由R^{1/n} Sersic定律来表示，我们在本文中提出了一种"离散有序“方法，该方法对于任何n值，都允许找到发光密度ρ（r）的显式表达式，该表达式可以数值计算到任何所需的精度。一旦我们有了空间密度ρ（r）的半解析表达式，质量分布M（r）、势能phi（r）以及空间和观测平面上的速度弥散σ_s^2（r）、σ_p^2（R）就可以直接计算出来。
1999-06-08 astro-ph
The power spectrum of galaxy clustering in the APM survey
我们从APM星系巡天中测量了真实空间中星系团的功率谱。我们提出了一种改进的技术，林伯方程的数值反演，涉及到星系的角集群的功率谱在三维积分。我们的方法是由一个大的合奏模拟星系目录构建的哈勃体积N体模拟的基础。模拟星表用于测试反演算法中的系统效应，并估计我们测量的误差。我们发现，我们可以恢复的功率谱的准确度超过15%，超过三十年的波数。使用模拟星表来推断误差的一个关键优点是，我们可以将我们的技术应用于密度波动不是高斯的尺度上，从而探测对星系形成模型提供最佳约束的制度。在大尺度上，我们对功率谱的测量与流行的"和谐“冷暗物质模型中的质量功率谱的形状一致。小尺度上的星系功率谱强烈地受到密度涨落的非线性演化的影响，并且在较小程度上受到星系偏置的影响。当在半径为8 h^（-1）Mpc的球体中进行平滑处理时，星系分布的均方根方差为σ ^g_8 =0.96^（+0.17）_（-0.20），大尺度上的功率谱形状可以用一个简单的拟合公式来描述，参数为Gamma= 0.19^（+0.13）_（-0.04）（这些误差是两个参数拟合的1 σ范围）。我们用我们测量的功率谱来估计星系两点的关联函数;当星系对间距在0.1 < r/[h^（-1）Mpc] < 20时，其结果可以用关联长度r_0 = 5.9 +- 0.7 h^（-1）Mpc和斜率gamma = 1.61 +- 0.06的幂律来很好地描述。
2003-07-28 astro-ph
An analytic model for the spatial clustering of dark matter haloes
我们开发了一个简单的分析模型的引力集群的暗物质晕，以了解他们的空间分布是如何偏置相对于质量。初始密度场（假设高斯）内的暗晕的统计分布确定的Press-Schechter形式主义的扩展。由引力引起的运动所引起的这种分布的修改被处理使用球形坍缩近似。我们测试这个模型对各种N体模拟的结果，并发现它给出了一个准确的描述偏置函数。这个偏置函数足以计算暗晕和质量之间的互相关，我们再次发现模拟结果和分析预测之间的良好协议。由于晕圈在空间上是排他性的，因此在固定半径和过密度的球体内的对象计数的方差显著小于泊松值。这严重地使暗晕的自相关函数的任何分析计算复杂化。我们的模拟结果表明，这种自相关函数是成比例的质量在$R$在很宽的范围内，甚至包括规模的两个功能都显着大于单位。比例常数非常接近于分析模型在大尺度上预测的比例常数。这一结果允许一个完全解析估计的自相关函数的暗晕。我们使用我们的模型来研究如何星系的分布可能会有偏见的质量。结合其他数据，这些技术应该能够测量宇宙质量波动的幅度和宇宙的密度。
1995-12-19 astro-ph
The Durham/UKST Galaxy Redshift Survey - VI. Power spectrum analysis of clustering
我们提出了在达勒姆/UKST星系红移巡天，其中包括1450平方度，2501星系红移采样率为1在3到b_J = 17的集群的功率谱分析。我们测量的波动可以表示为sigma_{8} = 1.01 +/- 0.17。我们发现非常好的协议之间的功率谱测量的达勒姆/UKST调查和其他光学研究，尽管非常不同的采样率，星等限制和调查的几何形状，规模高达λ =（2 π）/k = 80/h Mpc。在比这更大的尺度上，我们发现与Stromlo-APM巡天（Tadros & Efstathiou）测量的功率很好地吻合，但发现比Las Campanas红移巡天（Lin等人）估计的功率更大。我们应用一个简单的模型，红移空间失真的真实空间APM星系调查功率谱，并找到一个形状和振幅，是非常好的协议与达勒姆/UKST调查的功率谱。这意味着beta=Omega^{0.6}/b=0.60 +/- 0.35，其中Omega是密度参数，b是星系波动和质量分布之间的偏差，并且还表明sigma = 320 +/-140 km/s的一维速度色散。我们发现，对于任何选择的归一化，标准的CDM模型的形状，不能调和与达勒姆/UKST调查功率谱，除非采用不可接受的高值的一维速度色散或假设的偏差是恒定的是无效的规模大于20/h Mpc。在波数的范围内，我们有一个强大的测量的功率谱，我们发现最好的协议是获得一个临界密度CDM模型中的功率…
1999-10-04 astro-ph
The evolution of galaxy clustering since z=1 from the Calar Alto Deep Imaging Survey
本文研究了从红移z~1到当前历元的场星系成团演化。目前的分析依赖于来自Calar Alto Deep Imaging Survey（CADIS）的约3600个星系的样本。红移分布扩展到z~1.1，形式误差σ_z~0.02。因此，三维关联函数的幅度可以通过投影的关联函数w（r_p）来估计。我们提出了一种新的方法来克服红移误差对w（r_p）的影响。我们用一个参数q来参数化团簇强度随红移的演化，它的值直接给出了团簇强度随红移的演化与全球哈勃流的偏差。从明亮星系的子样本中，我们发现，当Omega_m=0.3，Omega_Lambda=0.7时，q=-2.28+-0.31，这是z=1和当前时期之间成团强度的显着增长。根据暗物质成团增长的线性理论，人们只能期望q=-2。此外，我们建立了测量的集群强度取决于星系类型：星系与早期类型的SED（哈勃类型：E0到Sbc）更强烈地聚集在红移z>0.2比后来的类型。这些“老”星系的两点关联函数振幅的演化要慢得多（Ω_m=0.3，Ω_λ =0.7，q=-0.85+-0.82）。
2003-06-24 astro-ph
Cosmology with High-redshift Galaxy Survey: Neutrino Mass and Inflation
高z星系红移巡天为精确测定中微子质量和暴胀模型开辟了令人兴奋的可能性。高z巡天比低z巡天对宇宙学更有用，因为物质聚集、红移空间畸变和星系偏差的非线性要弱得多。然后，我们可以利用的二维信息的线性功率谱的角度和红移空间来衡量的尺度依赖的抑制物质集群由于中微子自由流以及原始功率谱的形状。为了说明高z巡天对中微子质量和原初功率谱的约束能力，我们比较了未来在0.5<z<2，2<z<4和3.5<z<6.5时覆盖300平方度的三次红移巡天。我们发现，结合普朗克卫星预期的宇宙微波背景数据，这些调查允许精确测定总中微子质量，其投影误差分别为sigma（m_nu）=0.059，0.043和0.025 eV，从而产生中微子质量的正检测而不是上限，因为σ（m_nu）小于从中微子振荡实验中得到的中微子质量的下限。约束原始功率谱的倾斜和运行指数的精度，分别为sigma（n_s）=（3.8，3.7，3.0）x10^-3和sigma（alpha_s）=（5.9，5.7，2.4）x10^-3，比当前的不确定性小一个数量级以上，这将使我们能够区分候选暴胀模型。特别是，最高红移测量中α_s的误差与由具有自耦合的大质量标量场驱动的一类简单暴胀模型的预测相差不远，α_s=-（0.8-1.2）x10^-3。
2006-06-05 astro-ph
Constraining beta(z) and Omega_m from redshift-space distortions in z~3 galaxy surveys
本文以813个2.6<z<3.4的Lyman-break星系（LBG）为样本，详细分析了LBG的成团模式在红移空间（z空间）上的畸变，并由此得到[Omega_m，beta（z=3）]平面上的置信水平。我们以在正交方向上测量的关联函数的形状xi（sigma，pi）对z空间失真进行建模。该建模需要作为输入给出的实空间关联函数的准确描述。从xi（sigma，pi）在角方向上的投影w_p（sigma），我们推导出LBG实空间关联函数的最佳拟合幅度和斜率：r_0=4.48（+0.17）（-0.18）h（-1）Mpc和gamma=1.76（+0.08）（-0.09）（xi（r）=（r/r_0）^-gamma）。xi（s）和wp（sigma）的形状比较表明，xi（r）偏离简单的幂律模型，在~9 h（-1）Mpc处出现突变。该模型与观测到的投影关联函数一致。然而，由于所使用的字段的有限大小，w_p（sigma）结果被限制为sigma < 10 h（-1）Mpc。假设这个双幂律模型，并通过分析xi（sigma，pi）中的形状失真，我们发现以下约束：beta（z=3）= 0.15（+0.20）（-0.15），Omega_m = 0.35（+0.65）（-0.22）。将这些结果与密度微扰线性演化的正交约束相结合，我们得到β（z=3）= 0.25（+0.05）（-0.06），Omega_m = 0.55（…
2005-05-23 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: The dependence of galaxy clustering on luminosity and spectral type
利用2dF星系红移巡天（2dFGRS）研究了星系成团与光度和光谱类型的关系。光谱类型分配使用主成分分析的Madgwick等人。我们将样本分为两个广泛的光谱类：星系与强发射线（“晚型”），和更多的静止星系（“早型”）。我们测量的聚类在真实空间中，没有任何扭曲的聚类模式，由于奇特的速度，为一系列的体积有限的样本。两种谱型的投影关联函数在2 <（sigma/Mpc/h）< 15范围内的横向分离均符合幂律，早期谱型的斜率略大于晚期谱型。早、晚两种类型的星系团强度对光度的依赖关系大致相同，在L* 和4 L* 之间，星系团的振幅增加了约2.5倍。然而，在所有光度下，早期类型的关联函数振幅比晚期类型的高约50%。这些结果支持了这样的观点，即光度，而不是类型，是决定整个星系群的聚集强度如何随光度变化的主导因素。
2002-01-24 astro-ph
The Evolution of Galaxy Clustering in Hierarchical Models
综述了近年来星系形成半解析模型的主要内容。我们提出了一个指定的LCDM模型，其参数的观测到的本地星系的属性约束的星系聚类特性的预测。我们提出了初步的预测集群的演变，可以探测深笔束调查。
1999-10-13 astro-ph
Source-lens clustering effects on the skewness of the lensing convergence
源星系和透镜势之间的相关性会对宇宙剪切统计的测量产生系统性的影响，称为源透镜成团效应（SLC）。SLC效应的透镜收敛，$S_3$的偏度，使用非线性半解析方法进行检查，并检查对数值模拟。半解析计算已在各种各样的通用模型的红移分布的源星系和幂律模型之间的星系和暗物质分布的偏差参数进行。半解析预测成功地测试对数值模拟。我们发现SLC效应在$S_3$上的相对振幅约为百分之五到四十，它与光源的红移分布和偏置参数的演化方式密切相关。我们讨论了可能的测量策略，以尽量减少SLC的影响。
2001-10-24 astro-ph
Cosmological parameters from combining the Lyman-alpha forest with CMB, galaxy clustering and SN constraints
We combine the Ly-alpha forest power spectrum (LYA) from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) and high resolution spectra with cosmic microwave background (CMB) including 3-year WMAP, and supernovae (SN) and galaxy clustering constraints to derive new constraints on cosmological parameters. The existing LYA power spectrum analysis is supplemented by constraints on the mean flux decrement derived using a principle component analysis for quasar continua, which improves the LYA constraints on the linear power. We find some tension between the WMAP3 and LYA power spectrum amplitudes, at the ~2 sigm…
2006-09-20 astro-ph hep-ph
Ultra-high energy cosmic rays may come from clustered sources
宇宙射线源的聚集影响了观测到的超过宇宙微波背景截止值的通量，这在解释AGASA、Fly's Eye和HiRes数据时可能很重要。在10^{20} eV以上的事件的预测数量N中，标准差σ为σ/N = 0.9（r_0/10 Mpc）^{0.9}，其中r_0是关联函数的未知标度长度（对于场星系，r_0 = 10 Mpc）。未来的实验将允许通过检测θ ~ r_0/30 Mpc角尺度上~ 10^{20} eV宇宙射线到达方向上的各向异性来确定r_0。
2000-05-15 astro-ph hep-ex hep-ph
