Apparent Clustering of Intermediate-redshift Galaxies as a Probe of Dark Energy
我们发现，在红移0.2- 0.4范围内星系的明显红移-空间成团，由于天体密度和观测深度之间的适当平衡，对宇宙中的暗能量成分提供了令人惊讶的有用约束。作为一个具体的例子，我们将Fisher矩阵分析应用于斯隆数字巡天（SDSS）中的发光红星系（LRGs）。阐明了状态方程和其它宇宙学参数演化过程中可能出现的简并性。
2002-12-04 astro-ph
Redshift dependence of clustering in numerical simulations
高分辨率的$N$体模拟的CDM模型的变体被用来获得星系形成和星系关联函数的红移依赖。重建的功率谱和聚类特性为潜在的功率谱提供了合理的测试。我们比较我们的模拟与最近的红移调查分析的新结果。利用这些结果讨论了原基破缺尺度不变扰动（BSI）模型。
1995-11-01 astro-ph
Ω_0 and λ_0 from galaxy and quasar clustering: cosmic virial theorem and cosmological redshift-space distortion
本文讨论了两种利用两点关联函数的各向异性和宇宙学红移-空间畸变来确定宇宙学密度参数Ω_0和宇宙学常数λ_0的宇宙学检验。
1996-09-03 astro-ph
Redshift Distortions and Clustering in the PSCz Survey
我们约束的红移失真参数$β\equiv Ω^{0.6}/b$和实空间功率谱的IRAS PSCz调查使用球谐红移失真分析相结合的数据压缩方法，旨在处理相关参数。我们的最新结果$β=0.4 \pm 0.1$强烈地排除了$β=1$。
2000-05-04 astro-ph
Deviations from Hierarchical Clustering in Real and Redshift Space
本文讨论了红移空间畸变对高阶星系关联函数估计的影响。我们使用的英仙座-双鱼座红移调查和高分辨率N-体模拟的结果，探索在红移空间中工作的后果，从层次聚类的偏差检测。无论是真实的和模拟的数据，显着偏离层次聚类似乎存在于真实空间。一旦考虑到由于非线性引力演化导致的星系形成地点的位移，它们的行为与最初有偏见的星系场的预期一致。进入红移空间的净效应是滤除了拟合实空间分布所需的更高次幂。这放大了由非线性演化对初始分布操作的失真，消除了残余的窄尺度范围（2- 5 ~ $h^{-1}$ Mpc），其中在真实空间中仍然可以检测到与分层聚类的偏差。我们的结论是，这样的偏差很难估计使用的数据在红移空间。
1994-05-02 astro-ph
Quasar clustering redshift distortion constraints on dark energy
本文模拟了二度场类星体红移巡天（2 QZ）中类星体团簇的几何和运动学红移畸变，表明它们对宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}和w的约束是非常有效的。特别是，它出现，对于宇宙学常数的情况下，测试是特别敏感的差异Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}，而对于空间平坦的情况下，它是相当有竞争力的未来超新星和星系计数测试，除了是互补的。
2001-12-14 astro-ph
Strong Clustering of High-Redshift Lyman-alpha Forest Absorption Systems
我们利用与高红移莱曼α吸收系统相关的非常弱的CIV吸收线的新观测来测量高红移莱曼α线两点关联函数（TPCF）。这些非常弱的CIV吸收线跟踪小尺度的速度结构，不能解决莱曼α吸收线。我们发现：（1）N（HI）> 3.10^14 cm^{-2}的高红移Lyman α吸收系统在红移中强烈聚集，（2）由于重叠速度分量的未分辨混合，先前对Lyman α线TPCF的测量低估了吸收体的实际聚集，（3）本实验结果与Lyman α吸收系统的成簇向低柱密度延伸的假设相一致，但可能在关联函数中具有较小的振幅，（4）观测到的星系团与z \sim 2-3的星系团大体一致。我们解释这些结果表明，许多或大多数莱曼α吸收可能会出现在星系中，即使在高红移，因此，莱曼α森林探测星系形成和演化过程的红移\lesssim 5。
1996-01-30 astro-ph
The Clustering of High Redshift Galaxies in the Cold Dark Matter Scenario
我们研究了高红移星系在冷暗物质（CDM）方案的五种变体中的聚集，使用流体动力学宇宙学模拟，解决了系统的形成与圆速度$v_c \geq 100 \kms$（$Ω=1$）或$v_c \geq 70 \kms$（$Ω=0.4$）。虽然这五个模型的宇宙学参数和质量功率谱的形状和振幅不同，但它们预测在$z=2$、3和4处的星系团非常相似。星系的关联函数在这个红移范围内几乎没有演化，尽管质量关联函数随时间稳定增长。尽管模拟的圆速度阈值相当低，高红移星系通常是潜在质量分布的高度偏置示踪剂;偏置因子随红移而变化，并因模型而异。预测的相关长度为解决星系人口的$2-3\hmpc$（共动）在$z=3$。质量越大的星系往往聚集得越紧密。这些CDM模型在解释观测到的Lyman-break星系的强烈聚集方面没有困难，有些甚至可以预测过度的聚集。由于偏差的影响掩盖了质量聚集的差异，看来莱曼破裂星系聚集不会是一个很好的宇宙学模型的测试，而是提供了一个工具，用于约束物理学的星系形成。
1998-06-18 astro-ph
The Caltech Faint Galaxy Redshift Survey XII: Clustering of Galaxies
聚类分析进行了两个样本的$\sim 600$暗淡的星系，在两个广泛分离的地区的天空，包括哈勃深场。其中一个调查区域的配置，使一些星系对跨越角间距高达1度。中位红移为$z_{med}\approx 0.55$。强烈的聚集是显而易见的，每一个星云束场都包含少数狭窄的红移空间特征，对应于大小为5到20 Mpc的星系结构。这些结构在平面上没有明显的组织，尽管观察到一个突出的共线三重结构，跨越$\sim 20$ Mpc。这可能是灯丝的证据。进行星系-星系关联函数计算。在红移0.3<z<1.0范围内，没有发现明显的团簇演化（相对于稳定团簇）。这并不奇怪，因为从这些调查中估计的相关幅度的不确定性很大;场与场之间的变化和协方差数据点都显示出显着。与其他研究一致，在这个红移范围内，星系-星系的相关长度被发现是有点小于预测从本地测量和假设没有演变。吸收线占主导地位的光谱的星系团显示出更强的集群在距离<2 Mpc的比典型的场星系。有一些证据表明，较弱的集群在中等红移比在低红移，当这里提出的结果进行比较调查的本地宇宙。在数据的子集中，测量到的星系成对速度色散范围从200到$600 km s^{-1}$，这取决于每个子集中占主导地位的红移结构的属性。
2000-08-11 astro-ph
Strong Clustering in the Low Redshift Lyman-$α$ Forest
莱曼α森林的两点关联函数$ξ$在250-500 km/s的尺度上（0 < z < 1.3）是很大的，$ξ= 1.8^{+1.6}_{-1.2}$> 90%置信水平。这种关联函数比在高红移（z > 1.7）时更强，在高红移时，速度> 250 km/s时，相关函数为$ξ\approx 0.2$。
1996-05-10 astro-ph
The environmental dependence of galaxy clustering in the Sloan Digital Sky Survey
层次聚类模型的一般预测是，宇宙中致密区域的暗晕的质量函数应该是头重脚轻的。我们提供了一个新的测试，这一预测使用的样本从斯隆数字巡天星系。为了进行测试，我们比较了密集和欠密集区域的星系团的测量结果。我们发现，星系在密集的区域集群显着更强烈的比那些在不太密集的区域。在我们可以进行精确测量的整个0.1- 30 Mpc对分离范围内都是如此。我们在现实的模拟目录中进行类似的测量，其中唯一的环境影响是由晕质量和环境之间的预测相关性引起的。我们还提供了一个分析晕模型为基础的计算效果。模拟星表和解析计算都对SDSS测量提供了较好的描述。因此，我们的研究结果提供了强有力的支持分层模型。他们认为，除非注意研究固定质量的星系，否则星系性质与周围环境之间的相关性几乎完全是由于星系性质与宿主晕质量之间以及晕质量与环境之间更基本的相关性。
2006-08-21 astro-ph
Clustering statistics on a light-cone in the cosmological redshift space
本文综述了我们最近在宇宙学红移-空间畸变和光锥效应方面的一系列工作。在简要描述了理论形式之后，我们展示了这些效应是如何对宇宙学参数敏感的。然后，我们应用这一方法预测了未来巡天中X射线星系团、星系和类星体的两点关联函数和功率谱，并讨论了它们的宇宙学意义。
2000-03-22 astro-ph
Is the Redshift Clustering of Long-Duration Gamma-Ray Bursts Significant?
这26个具有已知红移的长持续时间伽马射线暴（GRB）形成了一个独特的宇宙学集合，与其他宇宙学探测器（如类星体和星系）不同。由于祖先现在被认为与活跃的恒星形成有关，并且由于爆发辐射穿透尘埃，因此希望通过统一选择的样本，GRB的大尺度红移分布可以帮助限制宇宙的恒星形成历史。然而，我们发现，强烈的观测偏差，在地面红移的发现阻碍了一个干净的确定大规模的伽玛暴率，因此，连接的伽玛暴的恒星形成的历史。然后，我们专注于小规模（集群）分布的性质的GRB红移。当相对于当地哈勃流的日心运动进行校正时，观测到的红移似乎显示出聚集的倾向：26个GRB中有8个发生在另一个GRB的后退速度差为1000 km/s的范围内。也就是说，在宇宙时间的30 h_65^-1 Myr内发生了4对伽马射线暴，尽管它们在天空中是因果分离的。我们研究这种聚类的意义。比较从模拟中预期的接近红移对的数量与观察到的结果表明，在本样本中没有显著的小规模聚集过度;然而，四个接近的对只出现在大约20%的模拟数据集中（聚集的精确意义取决于建模的偏差）。最后，我们提出了一些推动力和建议，为未来精确的伽玛暴红移测量。
2004-03-18 astro-ph
Measuring and Modelling the Redshift Evolution of Clustering: the Hubble Deep Field North
利用角关联函数和光度红移分布，分析了高分辨力北星系团从z=0到z=4.5的演化过程，其中星系团的亮度大于I_{AB} \le 28.5。在现有光谱红移的基础上讨论了测光红移估计的可靠性，比较了不同的代码，并调查了测光误差的影响。然后，考虑到光度红移的不确定性，优化的红移箱中的聚类特性进行测量。结果表明，在0<z<1的范围内，共动关联长度有一个小的减小，随着z的增大，共动关联长度又有一个增大。我们比较这些结果与各种宇宙学模型属于一般类的CDM的理论预测。与预期的质量成团演化的比较表明，观测到的高红移星系是有偏的暗物质的示踪物，其有效偏置b随红移的增大而增大。假设爱因斯坦-德西特宇宙，我们得到b \simeq 2在z=2和b \simeq 5在z=4。我们在z=3处测量的聚类幅度与LBG报告的聚类幅度的比较表明，聚类取决于物体的丰度：更丰富的物体较少聚类，正如分层星系形成的范例所预期的那样。在z=3处测得的强集群和高偏差与这里考虑的各种宇宙学预测的大质量晕的预期密度一致。在z=4时，在HDF中观察到的强聚类需要在该时期已经形成的大质量晕的显著部分。如果未来的观测证实了这一特征，它可能成为宇宙学参数的判别检验。
1999-07-19 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
Modelling the evolution of galaxy clustering
星系团的测量现在已经可以在z=3的红移范围内进行了。我们利用星系形成的半解析模型计算了星系关联函数随红移的演化。我们说明了如何聚类进化的程度是敏感的样本选择的细节。对于固定的视星等极限，与每个红移处的一般星系群相比，在较高红移处选择的星系位于越来越稀有的暗物质晕中。因此，这些星系是潜在的暗物质分布的高度偏差的示踪剂，并且表现出比暗物质更强的聚集性。一般来说，以共动单位测量的相关长度，首先随着红移的增加而减小，然后在更高的红移处再次增加。我们发现，ε模型经常用来解释的角度关联函数的微弱星系给出了一个不充分的描述集群的演变，并提供了任何物理洞察集群过程。我们比较我们的预测与一个简单的，流行的模型，其中假设星系和暗晕之间的一一对应。定性地说，这个模型在高红移下再现了正确的演化行为，但定量结果可能会有很大的误差。我们的理论预期与Carlberg等人和Postman等人的高红移聚类数据吻合得很好，但高于Le Fevre等人的测量。
1999-04-07 astro-ph
Modelling galaxy clustering at high redshift
大多数现象学的星系形成模型都显示出Tully-Fisher关系和光度函数之间的差异。我们发现，这主要是由于过度合并的星系晕，这是固有的Press-Schechter形式主义和无耗散N体模拟。这个过度合并的问题可以通过在标准的N体代码中加入一个特定的星系晕形成方法来避免。解决过度合并也使我们能够包括化学演化和恒星爆发的模型，这提高了与观测数据的匹配，并使建模更加逼真。我们使用高红移聚类数据来尝试区分模型，这些模型在不同的参数集下在低红移下预测类似的结果。
2000-02-11 astro-ph
Evolution in the Clustering of Galaxies for z < 1.0
在大的红移范围内测量星系团的演化是一个具有挑战性的问题。我们发展了一种利用光度红移测量红移壳层角关联函数的新技术。这种新的方法最大限度地减少了标准角相关测量中固有的星系投影效应，并允许测量星系相关强度随红移的演化。在本文中，我们提出了新的结果，利用更精确的光度红移，这是来自一个多波段数据集（U，B，R，和I）覆盖近200平方角分到B_{AB} ~ 26.5，量化的星系团的演化z < 1。我们还扩展了我们的技术，将绝对星等，这提供了一个同时测量的红移和内在光度的集群的演变。具体来说，我们发现随着红移到z ~ 1，聚集的强度逐渐下降，正如结构形成的半解析模型所预测的那样。此外，我们还发现在Ω_0 = 0.1的宇宙中，线性理论的预言值r_0（z=0）~ 4.0 h^{-1} Mpc。
2000-05-15 astro-ph
The Stromlo-APM Redshift Survey II. Variation of Galaxy Clustering with Morphology and Luminosity
我们目前的聚类测量的星系的形态类型和光度从最近完成的Stromlo-APM红移调查选择的样本。早型星系比晚型星系的聚集强度大3.5- 5.5倍。低光度星系的聚集比$L^*$和$\simgt 1\hMpc$尺度上更亮的星系弱一个$\sim 2$因子。同样，低光度星系的关联函数的斜率也更陡，因此在$ 10 \hMpc$的振幅要低4倍。然而，在$L^*$和更明亮的星系之间没有看到区别，这一观察结果可能很难与一些有偏见的星系形成理论相一致。红移空间和实空间的聚类估计显示出类似的依赖光度。
1994-10-05 astro-ph
Clustering at High Redshift
与CMB一起，天文学家在高红移时作为LSS形成和演化的探测器的三个信息来源是类星体，星系和在遥远背景物体光谱中观察到的吸收体。在这篇文章中，我试图给出一个历史视角的暗示，遵循技术进步如何将重点从一个类转移到另一个类，以显示可能即将到来的里程碑。
1999-05-25 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - II. Structure and evolution at high redshift
我们提出了一个类星体的红移范围z=0.3-2.9的聚类分析。我们使用了从2dF类星体红移巡天（2 QZ）的初步目录中选取的10558个类星体的样本。在s~1- 35 h-1 Mpc尺度上，类星体的两点红移-空间关联函数服从幂律。对红移区间0.3<z<2.9的类星体团簇进行幂律拟合，得到Einstein-de Sitter宇宙学（EdS）的s_0=3.99+0.28-0.34h-1 Mpc和γ =1.58+0.10-0.09。在Omega_0=0.3和Omega_0 =0.7的情况下，幂律扩展到s~ 60 h-1 Mpc，最佳拟合为s_0=5.69+0.42-0.50h-1 Mpc和gamma=1.56+0.10-0.09。这些值，在z=1.49的平均红移测量，是当地光学选择星系的集群相媲美。我们测量的类星体集群的红移函数的演变。对于EdS宇宙学，在2 QZ的红移范围内，共动坐标没有演化。对于Omega_0=0.3和Omega_0 =0.7的类星体，在高红移时，类星体的成团率略有增加。虽然类星体的成团是在大尺度上测量的，线性理论应该适用，但类星体成团的演变并不遵循通过引力不稳定性增长的线性理论预测（在> 99%的置信水平上被拒绝）。一个红移依赖的偏见是需要协调QSO集群观测与理论。一个简单的偏置模型，其中类星体有宇宙学上的长寿命（或者在密度场中形成高于恒定阈值的峰值），在EdS宇宙学…
2001-05-11 astro-ph
Luminosity and redshift dependent quasar clustering
我们提出了详细的集群测量的流量有限的样本14,000类星体从2dF类星体红移巡天（2 QZ）在红移范围0.8<z<2.1。在将样本分成三个红移区间并将每个区间分成六个光度区间后，我们估计了在给定红移下，当间距3 < r/（Mpc/h）< 20时，类星体投影的自相关函数和交叉关联函数。用有偏差的CDM模型拟合数据并使用频率论分析（F检验），我们发现，对于z>1.3，具有光度依赖聚类的模型在95%的置信水平下在统计上是有利的。另一方面，一些测试的基础上的信息论和贝叶斯统计显示，只有边际证据光度依赖的聚类。无论如何，数据的质量还不足以准确地量化类星体的偏置如何取决于光度。我们批判性地讨论了我们的数据集的局限性，并表明，需要一个更大的样本来排除当前的光度分离模型。通过研究类星体簇振幅随红移的演化，我们发现类星体的相关长度在99.3%的置信水平上随回视时间的增加而增加。采用协调宇宙学模型，讨论了类星体偏置随宇宙历元的演化，指出类星体通常由质量约为10^{13} M_sol的暗物质晕所承载.
2006-07-15 astro-ph
Modelling galaxy clustering at high redshift
我们讨论了观测数据的理论解释有关星系团在高红移。在Matarrese等人（1997）开发的理论机制的基础上，我们对各种宇宙学模型的星系团统计进行了详细的定量预测，考虑了空间几何和初始波动谱的差异，并探索了偏差在这些计算中作为复杂因素的作用。我们表明，通常的描述演化（在参数$ε$和$r_0$）是没有用的现实星系团模型。我们比较详细的预测的变化关联函数与红移对目前的观测数据，以限制现有的模型的结构形成。如果星系在$z\sim 1$上的偏差不超过一点，那么适合于现今丰富星系团丰度的理论通常与观测到的星系团红移演化是一致的。我们还讨论了由Steidel等人（1998）发现的Lyman break星系集中的解释，得出这样的结论，这种集中在结构形成的“标准”模型中并不意外。
1998-04-09 astro-ph
Clustering in the Caltech Faint Galaxy Redshift Survey
加州理工学院暗星系红移巡天计划收集了$\sim$ 2000个光谱，这些光谱是用凯克天文台（Oke et al 1995）的低分辨率成像摄谱仪在天空中两个相距很远的区域用多缝掩模拍摄的，每个区域的$\sim$为1 x 1 deg $^2$。这些天体大多数是暗场星系，约10%是银河系恒星，约1%是宽线活动星系核。我总结了这个样本的小尺度聚类以及支持大尺度结构的证据。
1999-10-13 astro-ph
Constraints from Galaxy-AGN Clustering on the Correlation between Galaxy and Black Hole Mass at Redshifts 2<Z<3
我们利用星系在遥远的活动星系核周围的成簇来估计星系和黑洞质量之间的关系，该关系是在古老的类星体时代获得的，在红移2 <~ z <~ 3时，巨大的黑洞吸积了它们的大部分质量。无论是平均关系还是它的散射，都与在局部宇宙中观测到的结果没有显著的不同，至少在我们能够探测到的视星等（16 <~ G_AB <~ 26）和黑洞质量（10^6 <~ M_BH/M_sun <~ 10^10.5）的范围内是如此。
2005-05-26 astro-ph
Observations of Galaxy Clustering at High Redshift
本文综述了高红移（z > 0.3）星系团测量的现状。重点是在观察和解释“集群的演变”的固有局限性。第一次尝试描述“本地”宇宙之外的星系团的结果很可能受到样本方差的严重限制，因为随着观测变得更具挑战性，在大体积上组装大样本的困难加剧。也有人认为，由于星系和质量之间的复杂关系（即，偏差），以及不同流行的宇宙学模型之间令人惊讶的简并性，很可能星系团作为宇宙时代的函数的研究将永远不会有助于在不同的宇宙学模型之间进行强有力的区分。另一方面，星系团的观测能够检验星系如何（以及在哪里）形成的基本想法。相对于宇宙学而言，星系形成很可能在MAP和普朗克时代之后仍然是一个基本问题。
1998-11-25 astro-ph
Measuring the Redshift Evolution of Clustering: the Hubble Deep Field South
本文分析了HDF-S中星系团在红移区间0<z<4.5内的演化。将HST光学数据与红外ISAAC/VLT观测数据相结合，对所有亮度大于IAB <27.5的星系进行了光度红移计算。使用两种不同的方法在不同的红移箱中获得聚类信号：标准的，它使用每个对象的最佳红移估计，和第二个，它考虑到每个对象的红移概率函数。这第二种方法使得有可能改善红移间隔中的信息，其中来自具有不安全红移的对象的污染是重要的。通过这两种方法，我们发现HDF-S中的聚类强度达到z~3.5与HDF-N中的先前结果一致。当红移低于z~1时，HDF星系相对于其下的暗物质是无偏/反偏的（b<1），而当红移较高时，偏置增加到b~2-3，这取决于宇宙学模型。这些结果支持先前的主张，在高红移，星系优先位于大规模的晕，所预测的偏见星系形成的情况。宇宙误差对我们分析的影响已经被量化，表明在HDF调查中的聚类测量中的误差在大多数情况下确实是由散粒噪声主导的。未来使用ACS等仪器对HST进行观测将使S/N至少提高两倍，并需要对误差进行更详细的分析。事实上，纯散粒噪声相对于其他误差源（例如有限体积效应或非泊松离散效应）的贡献较小。
2001-09-25 astro-ph
Verifying the Identity of High-Redshift Massive Galaxies Through the Clustering of Lower Mass Galaxies Around Them
大质量高红移星系形成于过密区域，在那里形成其他星系的可能性也大大增加。给定一个观测到的星系流量，其宿主晕的推断质量往往随着其推断红移的增加而变大。当星系晕的质量和红移增加时，它周围的其他星系的预期聚集会变得更强。因此，在光谱识别之前，我们可以通过周围星系的聚类来验证星系的高红移身份。我们以Mobasher et al.（2005）提出的红移z~6.5的大质量星系为例说明了这种方法。如果这个星系存在于z~6.5，那么平均应该有~10个星系大于其质量的百分之一，并且在HUDF中检测到z波段星等小于~25。我们计算了邻近星系的近似概率分布，并确定有不到0.3%的机会检测到没有大质量的邻近星系。在HUDF影像中没有其他z~6.5的大质量星系，因此Mobasher et al.（2005）星系是一个低红移的闯入者。我们将我们的结果推广到其他星系的质量和红移。
2008-07-13 astro-ph
Evolution in the Clustering of Galaxies for Z < 1
在大的红移范围内测量星系团的演化是一个具有挑战性的问题。然而，对于二维星系表，我们可以测量星系-星系角关联函数，它提供了星系密度分布的信息。通过利用测光红移，我们可以测量红移壳层中的角关联函数（Brunner 1997，Connolly et al. 1998），这使得星系投影效应最小化，并允许测量关联强度随红移的演化。在这篇论文中，我们提出了一些初步的结果，这些结果扩展了我们以前的工作，使用更精确的光度红移，并且还结合了绝对星等，这样我们就可以用红移或内禀光度来测量聚类的演变。
1999-07-28 astro-ph
Can a galaxy redshift survey measure dark energy clustering?
宽视场星系红移巡天可以在最大的空间尺度上探测星系团，它携带着与宇宙微波背景（CMB）互补的关于视界尺度物理学的宝贵信息。假设z~1和z~3的巡天面积分别为2000和300平方度，我们研究了从测量的星系功率谱探测暗能量成团的前景，假设暗能量的动力学性质在绝热冷暗物质主导模型的背景下用状态方程和有效声速c_e来描述。暗能量成团在大于声视界的空间尺度上对星系功率谱振幅增加了一个功率，这种增强对净暗能量密度的红移演化即状态方程很敏感。我们发现，当状态方程w_0=-0.95（-0.04）时，星系巡天与普朗克模型相结合，可以区分暗能量成团与光滑的暗能量模型（如c_e=1）。对z~1星系的最终全天巡天观测表明，当w_0=0.9（-0.95）时，c_e<0.08（0.04）。我们还研究了暗能量聚集和中微子振荡实验中隐含的非相对论性中微子之间的简并性，因为这两种效应都引起了星系功率谱形状在最大空间尺度上的尺度依赖性修改。结果表明，通过利用不同的红移依赖性，更宽的红移覆盖范围可以有效地分离这两种效应，其中暗能量聚集仅在低红移z<1时才明显。
2006-08-23 astro-ph
The Clustering of AGN and Galaxies at Intermediate Redshift
对69个0.2<z<0.7 UBR的活动星系核进行了Bj~23.5的成像.通过对星系表应用光度红移和颜色选择准则，测量了活动星系核-星系交叉关联函数与星系类型的关系。活动星系核与早期红星系的空间互相关在低红移时与椭圆星系的自相关函数相当。与此相反，活动星系核与蓝色（晚型）星系的互相关很弱，并且检测到的意义很小。由于蓝星系在Bj~23.5星系表中占主导地位，在中等红移处，UBR选择AGN与所有星系的互相关都很弱。
2001-03-16 astro-ph
Cosmological redshift-space distortion on clustering of high-redshift objects: correction for nonlinear effects in power spectrum and tests with N-body simulations
我们研究了宇宙学红移-空间畸变效应对高红移天体功率谱的影响，这是广义相对论宇宙学中不可避免的观测污染。特别是，我们认为在冷暗物质模型中使用高分辨率N体模拟的密度和速度演化的非线性效应。我们发现，非线性密度场和速度场的拟合公式的基础上的理论模型准确地描述了数值结果，特别是在准非线性制度。这些对非线性效应的修正对于使用宇宙学红移-空间畸变作为宇宙学检验是必不可少的。我们进行了一个可行性测试，从未来的高红移类星体目录使用我们的理论模型和N体模拟的结果，以获得约束。将目前的方法应用于未来正在进行的高红移星系和类星体的调查数据，将提供一个有用的工具来约束宇宙的几何形状。
1999-08-17 astro-ph
Probing the dark energy with redshift space quasar clustering distortion
我们对二度场类星体红移巡天（2 QZ）中的类星体团簇红移畸变进行了蒙特卡罗模拟，以得出红移畸变（几何Alcock-Paczynski和线性运动学）对无压物质+暗能量模型的宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}，w的约束作用。结果表明，对于宇宙学常数情况（w = -1），该检验对Δ：= Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}之差特别敏感，而对于空间平坦情况（k = 0），该检验除了与SNAP和DEEP互补外，还与它们相当竞争;此外，我们发现，尽管不知道偏差的实际值不会损害Delta的正确恢复，但考虑线速度效应是绝对相关的，均在2 sigma置信水平内。
2002-01-31 astro-ph
QSO clustering and the AAT 2dF redshift survey
我们回顾了以前的结果聚类和环境的类星体。结果表明，从现有观测中得到的类星体的相关长度为r~5/h Mpc，与目前观测到的场星系的相关长度相似。z<1射电宁静类星体的星系环境也与场星系一致。类星体相关长度随红移的演变目前尚不确定，主要是由于适合聚类分析的巡天中类星体数量较少（约2000个）。我们报告的初步进展与AAT 2dF类星体红移调查，其中，一旦完成将包括近30000类星体。由于已经观测到1000多个类星体，它已经是最大的单一同质类星体调查。我们讨论了从这次调查中得出的宇宙学参数的限制，并在宇宙中的大尺度结构的演变的前景。
1998-05-12 astro-ph
Redshift clustering in the Hubble Deep Field
本文介绍了用低分辨率成象摄谱仪在10~ mW波段进行的红移测量的初步结果。M. Keck望远镜在哈勃深空。在这个样本中的140个河外天体的红移分布中，我们发现了6个强峰，速度色散为${\sim}400$ { \kms }。某一峰值内物体的面密度虽然可能是不均匀的，但并没有显示出强烈集中的证据。这些峰值的特征（速度色散，密度增强，间距和空间范围）与在不同的高银河系纬度场（Cohen et al 1996）进行的可比较的红移测量中看到的相似，证实了这些结构是通用的。它们可能是当地观测到的巨大星系结构（“墙”）的高红移对应物。
1996-08-20 astro-ph
High-Redshift Clustering in the HDF
本文讨论了深测光中探测高红移星系团的问题。我们使用光度红移选择HDF中不同的星系样本，以研究它们在2.5<z<4.5域内的聚类特性，在红移为0.5的箱中，使用不同的技术。对于z~3.4的红移仓，我们发现了一个很强的聚集信号，并假设线性演化，导致目前的相关长度为r_0 = 4.1 +- 0.8 h^-1 Mpc（q_0=0.1）。相对于拟合，在芯片2的关联函数中出现过量。这种过量可能与在该区域中检测到的主要结构有关，其中包含20%的在3.4<z<3.9处识别的对象。其尺寸为3 h^-1 Mpc x 0.5 h^-1 Mpc。在3.4<z<3.9的星系中，每年的SFR只有几个太阳质量，但它们的共动密度比Steidel等人（1996 b）报道的恒星形成星系的数量高出约50倍。由此得到的恒星形成率密度至少为1.1 × 10^-2 h Msun/yr/Mpc^3（1.8 × 10^-2 h Msun/yr/Mpc^3），q_0=0.1（0.5），略高于Madau等人（1996）在2.5<z<3.5时的结果，因此与该红移区域内恒星形成的全球减少不相符。这些关于恒星形成和成团的结果与星系形成的分级方案是一致的。
1998-01-08 astro-ph
Quasar clustering: evidence for an increase with redshift and implications for the nature of AGNs
在24.6平方米的区域内选取了388个0.3<z<=2.2，B<=20.5，Mb<-23的类星体，研究了类星体成团演化。°的在南银河系极点。假设两点关联函数的形式为xi（r）=（r/r_o）^-1.8，我们检测到在z=1.3的平均红移处，与Mpc共动的r_0=6.2 +/- 1.6 h^-1的团簇。我们发现一个2 sigma显着增加的类星体集群之间的z=0.95和z=1.8，独立的类星体的绝对星等和不一致的星系集群的演化与最近的证据。如果加入其他类星体样本（导致737个类星体的总数据集），类星体集群的增加仍然是有利的，尽管它变得不那么重要。我们发现Δ =-2.5。在0.3%的概率水平上，演化参数θ>0.0被排除在外，与星系中的θ =0.8进行比较。观测到的成团特性在性质上似乎与Ω =1 CDM的情形相一致，其中a）类星体和星系成团之间的差异可以解释为有效偏置和红移分布的差异，b）寿命t~10^8年的类星体稀疏地采样到质量大于M_min~10^12-10^13 h^-1 M_sun的晕。我们还讨论了观测到的类星体聚集的变化是由于在高z时作为类星体宿主的早型星系的比例增加的可能性。
1997-11-06 astro-ph
Clustering properties of a type-selected volume-limited sample of galaxies in the CFHTLS
本文研究了红移区间0.2<z<1.2的i 'AB <24.5星系的成团现象。利用加拿大-法国遗产巡天四个超深领域的100，000个精确光度红移，我们构建了一套体积有限的星系目录。本文研究了星系关联函数的振幅和斜率与B波段静止坐标系绝对光度、红移和最佳拟合光谱类型的关系。我们发现：1.从z~0.3到z~1，所有星系的共动关联长度都在稳定地减小。2.在所有的红移和光度下，静止坐标系颜色较红的星系的聚集振幅比较蓝的星系高出两到三倍。3.对于明亮的红色和蓝色星系，成团振幅与红移无关。4.在z~0.5时，亮度较低的星系具有较高的聚集振幅，约为6 h-1 Mpc。5.红色和蓝色静止坐标系颜色的星系之间的相对偏差朝着更暗的绝对星等逐渐增加。这些结果的一个主要含义是，虽然整个星系的人口跟踪基本的暗物质分布相当好（因此是相当弱的偏见），红，老星系的集群长度几乎是不变的红移，并通过z~1是相当强的偏见。
2007-11-27 astro-ph
Clustering Evolution Between z=1 And Today
本文研究了从z1红移到现在的场星系成团演化。目前的分析依赖于COMBO-17调查的两个领域中约14000个星系的样本。红移分布扩展到z~1.1。三维关联函数的幅值可以通过投影的关联函数w（r_p）来估计。在Las Campanas红移巡天（LCRS）上检验了解投影的有效性。在宇宙学常数不为零的平坦宇宙学中，对于明亮的星系（M_B <-18），成团增长与（1 + z）^{-2}成正比。然而，测量的集群演化显然取决于哈勃类型。早期星系的局部成团强度与亮星系相当，但在高红移时，它们的成团强度要大得多，因此成团演化的速度要慢得多。
2002-09-16 astro-ph
The clustering of the first galaxy halos
我们探讨了高红移暗物质晕的成簇特性，重点研究了质量足以容纳红移10或更大的早期恒星或星系的晕。晕是从一系列暗物质模拟中提取的，这些模拟能够在高达30的红移下分辨到"迷你晕"的质量尺度，从而涵盖了预期的能够承载发光物体和再电离源的晕的全部质量范围。在我们所有的模拟中，大尺度上的晕聚类与Sheth，Mo和Tormen晕偏置关系一致，大大扩展了大尺度聚类在10 - 20%水平上被证实是"普遍的"的范围（这意味着，例如，z = 0的星系团质量的3 σ晕与z = 10的星系质量的3 σ晕具有相同的质量分布大尺度偏差）。然而，在小尺度上，我们的大质量晕（>~10^9 Msun/h）在这些高红移下的聚集比从低红移外推的小尺度晕聚集相比预期的要强。这意味着"非普遍性"的规模依赖晕聚类，至少对于常用的参数化的规模依赖的偏见，我们认为。我们提供了一个适合的规模依赖的偏见在我们的结果。本研究为利用极高红移星系（红移~10）作为宇宙学和早期星系形成的探测器提供了基础。我们还表明，质量和晕运动学的强烈影响有限的模拟量。这表明在有限体积的流体动力学模拟中可能对气体动力学产生不利影响，例如在模拟"第一颗恒星"的形成中是典型的，但需要进一步研究。
2008-12-10 astro-ph
Clustering of high-redshift galaxies: relating LBGs to dark matter halos
我们调查的集群特性的高红移星系在三个竞争的情况下分配明亮的星系的暗物质晕从N体模拟：一个星系每个大质量的晕模型，一个静止的恒星形成模型，碰撞星暴模型。我们将这些模型与z~3的Lyman-Break星系的观测结果进行了比较。根据目前的数据和这里使用的简单统计数据，我们不能排除任何这些模型，但我们看到了使用对分布尾部敏感的统计数据找到区别特征的潜力，以及基于每个晕的多个星系数量的统计数据，我们正在进行的研究中探索。
1999-10-20 astro-ph
Angular Clustering with Photometric Redshifts in the Sloan Digital Sky Survey: Bimodality in the Clustering Properties of Galaxies
理解星系的聚集一直是现代观测宇宙学的目标。利用我们的光度红移技术，包含超过200万个星系的体积有限的样本构建的SDSS星系目录。在迄今为止最大的这样的分析中，我们研究了角聚类作为光度和光谱类型的函数。使用Limber方程，我们计算出完整数据集的聚类长度为r 0 =5.77+/-0.10 Mpc/h。我们发现，r 0增加与光度的一个因素为1.6的采样光度范围内，与以前的红移调查。我们还发现，无论是集群长度和关联函数的斜率依赖于星系的类型。特别是，通过分裂的星系在四个群体的休息框架类型，我们发现一个双峰行为，在他们的集群属性。光谱类型与椭圆星系相似的星系团的相关长度为6.59 +/- 0.17 Mpc/h，角度关联函数的斜率为0.96 +/- 0.05，而蓝色星系团的相关长度为4.51 +/- 0.19 Mpc/h，斜率为0.68 +/- 0.09。这两个中间颜色组的行为就像他们更极端的“兄弟”，而不是表现出一个渐进的过渡斜率。我们讨论这些相关性的背景下，目前的宇宙学模型的结构形成。
2003-05-30 astro-ph
Evidence for Merger-Driven Activity in the Clustering of High Redshift Quasars
最近，在红移为z~4的类星体中测量到了一个很大的团簇长度。结合观测到的类星体光度函数，我们评估了这种聚类对类星体光度和暗物质晕质量之间关系的影响。我们的分析允许类星体光度和晕质量之间的关系的非线性和有限的散射，以及光度依赖的类星体寿命。在我们的建模中，额外的新成分是由于类星体活动的合并驱动性质，在观测到的偏差超过潜在的晕偏差的超额津贴。我们发现，只有当以下两个条件成立时，才能解释成团和光度函数的观测：（i）光度与晕质量比随晕质量增加而增加;（ii）观测到的成团幅度超过了仅从晕偏差所预期的。后一结果在99%水平上具有统计学显著性。总之，这些观测结果为合并驱动的类星体活动提供了令人信服的证据，黑洞的增长受到反馈的限制。与以往的分析不同，我们发现，在光度晕质量关系中可能存在高达1 dex的散射，并且类星体聚类不能用来估计类星体的寿命。
2008-10-20 astro-ph
Isodensity Statistics on Clustering of High-z Objects in Cosmological Redshift-spaces
讨论了宇宙学红移空间（几何）畸变对高红移星表等密度线统计分析的系统效应。特别地，我们给出了宇宙学红移空间中等密度统计的一个简单的理论模型，作为Matsubara（1996）工作的推广。这里考虑的统计量是等密度等高线的二维和三维亏格、表面面积、等高线与平面相交的长度和等密度等高线在直线上的交点数。我们给出了等密度统计的有用解析公式，该公式从唯象的角度考虑了几何畸变、非线性聚集和非线性速度畸变的校正。然后，我们展示了几何失真和非线性校正如何改变形状的统计量的基础上，似是而非的宇宙学模型。我们的结果表明，随着红移的增加，非线性校正对红移空间坐标的选择是敏感的。由于几何畸变和速度畸变，二维亏格等低维量系统地产生各向异性，它们的角度依赖性表现为振幅的$10\sim20%$差异。对典型高红移样品的灵敏度进行了解析估计，并讨论了光锥效应对等密度统计的影响。
2000-11-23 astro-ph
Modeling the QSO luminosity and spatial clustering at low redshifts
我们研究了类星体形成和演化的层次模型与观测到的红移z<2的类星体的光度、数量和空间聚集相匹配的能力。这些模型假设类星体的发射是由星系合并引发的，中心黑洞的质量与晕的性质相关，类星体以它们的爱丁顿光度发光，除了，也许，在非常早期的演化阶段。我们发现，基于简单的解析近似的模型成功地再现了观测到的B波段类星体的光度函数在所有的红移，提供了一些机制，主张淬火质量吸积晕大于约1 e13 Msun主机明亮的类星体。这些模型也符合观测到的z~0.8的类星体聚集强度。然而，在较大的红移，他们低估了类星体的偏置，而不是正确地再现了半解析模型，其中晕合并的历史和相关的BH其次是蒙特卡洛实现的合并层次。我们表明，半解析模型和观测预测的光度函数之间的分歧可以归因于使用B波段数据，这是一个有偏见的示踪剂的类星体人口，由于遮蔽。
2006-02-16 astro-ph
Estimating Omega from Galaxy Redshifts: Linear Flow Distortions and Nonlinear Clustering
我们提出了一种方法来确定宇宙质量密度Ω红移空间扭曲引起的大规模流动中存在的非线性聚类。红移空间中的非线性结构，如上帝的手指，可以污染线性流的畸变，其尺度高达小尺度成对速度色散σ_v的几倍。用高分辨率数值数据进行的测试表明，该模型对跨线尺度及以上的质量和偏差星系晕都是可靠的。在此模型的基础上，我们提出了线性增长参数beta = Omega^0.6/b的估计量，其中b度量偏差，该估计量来源于经过调整以消除非线性聚类失真的采样函数。该措施进行了测试的数值数据，并发现恢复的真实值β在~ 10%。对IRAS 1.2Jy星系的分析得出，在1，000 km/s的尺度下，β = 0.8+0.4/-0.3，这接近于考虑到散粒噪声和有限的观测体积的最佳值。这一测量结果与从实空间和红移空间信息中得到的β的动力学估计是一致的。这里提出的方法的重要性是，非线性聚类效应被删除，使线性相关各向异性测量尺度接近translinear政权。我们讨论了即将到来的光学红移调查，其中的色散是一个以上的因素，两个以上的IRAS数据分析的影响。
1997-01-22 astro-ph
The Redshift Evolution of Clustering in the HDF
本文对Fernando-Soto等人从哈勃深场图像中获得的测光红移目录进行了相关函数分析，1998.通过将星表划分为宽度为$Δz=0.4$的红移区间，我们测量了角相关函数$w(θ)$作为红移的函数，直到$z\sim 4.8$。从这些测量中，我们得到的相关长度$r_0$的趋势。我们发现，$r_0(z)$是大致恒定的回望时间$z \simeq 2$，然后增加到更高的值在$z\simgt 2.4$。我们估计$r_0$的值，假设$ξ(r,z)=(r/r_0(z))^{-γ}$，$γ=1.8$和不同的几何形状。对于$Ω_0=1$，我们发现$r_0(z=3)\simeq 7.00\pm 4.87 h^{-1}$ Mpc与从Lyman Break Galerkin分析获得的值非常一致。
1999-03-03 astro-ph
The clustering of galaxies around three damped Ly-alpha absorbers at Redshift Three
利用KPNO 4 m观测的深多波段MOSAIC图像，研究了三个阻尼\Ly吸收体（DLAs）周围的Lyman break星系（LBG）在红移3处的互相关。大面积的马赛克图像，0.31 $°^2$，使我们能够探测集群的LBG规模高达20 Mpc的共同移动，以测试是否DLA晕是更多或更少的质量比LBG晕。.我们提出了我们的调查，涵盖了1度$^2$和包含$\sim$ 3,000 LBG与光度红移之间的2.8和3.5。在一个宽度为$W_z=0.15$的红移切片内，我们发现DLA-LBG互相关是$1.6\pm 1.3$乘以LBG-LBG自相关。这对应于$r_o=5\pm4.5h^{-1}$（共同移动）的相关长度。互相关在5-10 Mpc尺度上最显著，并且在蒙特卡罗模拟的$>95$ %水平上显著大于零。
2004-06-28 astro-ph
Clustering in Redshift Space: Linear Theory
本文在引力不稳定性的框架下，对红移空间中的团簇进行了一阶的研究。在傅立叶空间中，星系的特殊速度所引入的畸变导致星系分布的各向异性和模-模耦合。本文给出了实空间和傅立叶空间中全协方差矩阵的精确线性计算。计算了对$\Omeg$和偏置参数的显式依赖性，并分析了其作为这些参数的探针的潜在用途。它表明，凯泽的形式主义可以只适用于一个数据集，对着一个小的立体角的天空，因此不能使用的情况下，所有的天空调查。针对{ \it CDM}模型，显式地计算了实空间中的协方差矩阵，给出了沿视线方向和垂直于视线方向的行为。
1994-10-19 astro-ph
Radio galaxies and structure formation
本文讨论了射电星系和其他高红移天体提供宇宙学不均匀性的性质和统计信息的三种途径，以及它们在高红移和现在之间的演化：（1）射电星系的现代空间分布和成团，（2）高红移时射电星系成团和有偏成团的演化;（3）测量高红移星系丰度的密度扰动谱。
1997-12-04 astro-ph
Clustering studies with the 2dF galaxy redshift survey
2dF星系红移巡天现在已经完成，并绘制了星系的三维分布，因此，在前所未有的大体积（$\sim 10^{8} h^{-3}$ Mpc $^{3}$）的本地宇宙中，星系团的精细细节。在这里，我们突出了一些主要的结果，来自调查中的集群的研究：星系关联函数和功率谱分析和约束，他们对宇宙学参数的放置，丰富的星系团的光度函数，它们对全球集群的性质和星系类型的依赖，以及它们如何与外地比较;以及星系团内和星系群内恒星形成活动随环境的变化。
2003-09-12 astro-ph
Strong Redshift Clustering of Distant Galaxies
本文介绍了用低分辨率成象摄谱仪在10~ mW波段进行的红移测量的初步结果。M.凯克望远镜的一个领域14.6弧分$^2$在立体角。在这个样本中的106个河外天体的红移分布中，我们发现了五个强峰，速度色散为${\sim}500$ { \kms }。有证据表明，至少在两个峰值中，物体的面密度不均匀。这些峰值具有与附近星系结构相似的特征（速度分散，密度增强，间距和空间范围）（例如，墙和集群），这些都是预期在这种调查。我们认为，这些结构在我们的调查中相对于其他调查的突出性可以归因于我们的$K$ -选择和密集抽样。
1996-02-22 astro-ph
The Clustering and Host Halos of Galaxy Mergers at High Redshift
宇宙结构形成的高分辨率模拟表明，稠密环境中的暗物质亚结构，如群体和集群，可能会存活很长一段时间。这些暗物质暗晕可能是星系的宿主。我们使用高分辨率的N体宇宙学体积模拟研究了高红移下晕主要合并的小尺度空间聚集。最近合并，大规模的subhalos表现出增强的集群规模约100-300千秒差距/小时，相对于所有的subhalos相同的下降质量，短时间后的一个主要合并（<5亿年）。小规模的集群增强是较小的质量较低的subhalos，这也显示出赤字的规模刚刚超过过剩。主持最近的晕合并的晕往往有更多的晕;大规模的晕过剩是强大的，它往往增加最大规模的主机晕。在我们探测的尺度下，晕下合并分数与晕质量无关。在卫星和中央subhalos方面，合并增加小规模集群的大规模subhalos来自最近合并的大规模中央subhalos具有增强的卫星人口。我们的合并是通过它们的母恒星质量比来定义的。经历重大质量增益的Subhalos也表现出小规模的集群增强，但这些对应于两个机构的相互作用，导致两个最终的subhalos，而不是subhalo聚结。
2009-03-23 astro-ph
Clustering of Galaxies in a Hierarchical Universe: II. Evolution to High Redshift
在等级宇宙学中，星系团的演化既取决于决定暗物质晕如何形成和演化的宇宙学量（如Ω和λ），也取决于驱动这些合并晕中星系形成的物理过程（冷却、恒星形成和反馈）。在本文中，我们结合无耗散宇宙学N体模拟和半解析模型的星系形成，以研究这两个方面如何相互作用。我们专注于不同的光度，颜色，形态和恒星形成率的星系预测集群的差异，这些差异可以教我们关于星系形成过程。我们发现，在z=0和z=1之间的星系相关性的振幅的“倾角”可以是一个重要的诊断。这种下降发生在低密度CDM模型中，因为结构形成较早，10**12太阳质量的暗物质晕，包含亮度在L* 附近的星系，是暗物质在这个红移范围内的无偏示踪剂;它们的聚集幅度然后演变类似于暗物质。在更高的红移明亮的星系成为强烈的偏见和集群振幅再次增加。在高密度模型中，结构形成较晚，偏差演变得更快。因此，L* 星系的成团振幅从z=0到1保持恒定。这些效应的强度对样本选择很敏感。对于恒星形成率较低、颜色较红、光度较高和形态类型较早的星系，这种倾斜较弱。我们解释了为什么是这种情况，以及它是如何与观测星系的丰度和环境的红移的变化。星系团演化作为星系性质函数的研究应该对模型有很强的约束。
1998-09-18 astro-ph
