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
Galaxy Clustering & Galaxy-Galaxy Lensing: A Promising Union to Constrain Cosmological Parameters
星系成团和星系-星系透镜现象以互补的方式探索星系和它们的暗物质晕之间的联系。一方面，从星系成团性质推断的晕占据统计随所采用的宇宙学而退化。因此，不同的宇宙学意味着暗物质晕的质光比不同。另一方面，星系-星系透镜效应对实际的质光比产生直接的限制，它可以用来打破这种简并，从而限制宇宙学参数。本文利用条件光度函数（CLF）建立了星系光度与暗物质晕质量之间的联系。我们用星系光度函数和星系相关长度对光度的依赖性来约束CLF参数。由此产生的CLF模型被用来预测星系星系透镜信号。对于具有$(Ω_{\rm m},σ_8)=(0.238,0.734)$的宇宙学，该模型精确地拟合了从SDSS获得的星系-星系透镜数据。然而，对于与$(Ω_{\rm m},σ_8)=(0.3,0.9)$的宇宙学比较，我们可以准确地拟合星系群的光度函数和聚类特性，但模型预测的质光比太高，导致对星系-星系透镜信号的过度预测。我们的结论是，星系团和星系透镜的组合是一个强大的探测星系-暗物质的连接，有可能产生严格的宇宙学参数的约束。由于该方法主要探测非线性尺度上的质量分布，因此它与主要探测大尺度（线性）物质分布的星系功率谱得到的约束是互补的。
2008-07-30 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: The clustering of galaxy groups
我们测量的星系群的2dFGRS渗透推断的星系群（2PIGG）目录中的聚类。2PIGG样本有29，000个至少有两个成员的组。完整2PIGG星表的成团振幅比2dFGRS星系的成团振幅弱，这与理论预测一致。我们将2PIGG目录细分为样本，这些样本的平均总光度为25。我们的关联函数测量跨越了前所未有的集群强度范围，连接了比L* 星系和丰富的星系团更暗的群体所探测的制度。有一个稳定的集群强度与集团亮度增加，最明亮的集团是10倍以上的完整的2PIGG目录更强烈的集群。我们证明，2PIGG的结果是在LCDM模型中预期的组的聚类非常好的协议。
2004-07-12 astro-ph
Galaxy Clustering and Galaxy Bias in a Lambda-CDM Universe
利用大体积SPH模拟研究了LCDM宇宙学模型中的星系成团和星系质量相关。在大多数情况下，星系和暗物质之间的偏差与当前观测结果吻合较好，包括：（1）对于具有恒定同动空间密度的质量选择星系样本，在z=3到z=0之间存在近似恒定的同动相关长度：（2）在z=0处存在均方根偏差因子b~1;（3）小尺度上的尺度依赖性偏差，使弯曲的暗物质关联函数转变为近似幂律的星系关联函数;（4）星系对色散和等级偏度比S_3与观测值符合得很好，比暗物质的值低~20%，（5）星系-星系与星系-质量关联函数的比值与最近的RCS测量结果一致;（6）平均过剩质量dM（260/h kpc）与星系重子质量M_b近似成正比，与SDSS的透镜效应估计一致。这些集群特性与星系重子质量，更强烈地，与恒星星族年龄，在良好的定性协议所观察到的依赖星系集群和星系质量的相关性星系类型。对于M_b>~ 2 e11 Msun的星系，dM（260）/M_b的预测值低于SDSS的估计值，但数值分辨率的影响是造成这种差异的主要原因，这使得我们几乎没有空间通过反馈或其他天体物理过程来减小亮星系的恒星质量，至少在我们采用的宇宙学参数下是这样。我们的研究结果表明，LCDM模型和星系形成物理纳入SPH模拟给观察到的星系聚类一个很好的帐户，但预期的改善聚类和弱透镜测量将很快测试这张照片更详细。
2002-12-16 astro-ph
The Clustering of K\sim 20 Galaxies on 17 Radio Galaxy Fields
我们研究了K波段17个视场（共101.5平方弧分）上观测到的星系的角关联函数$ω(θ)$，每个视场包含一个$z\sim 1.1$射电星系。在$K\sim 20$极限下有一个显著的星系聚集的检测，其幅度高于从简单模型中预期的，该模型适合蓝色和红色通带中的微弱星系聚集，但与纯光度演化模型一致，如果聚集是稳定的，并且早期类型的星系具有比螺旋更陡峭的关联函数。我们没有检测到一个显着的交叉相关的射电星系和其他星系在这些领域，获得上限符合阿贝尔类0的平均聚类环境的$z\sim 1.1$射电星系，类似于观测到的射电星系在$z\sim 0.5$。在$K\leq 20$，2- 3角秒间隔的星系-星系对的数量超过了随机预期的$2.15\pm 0.26$倍。这一超额表明，$z\sim 1$的本地合并率至少是原来的三倍。
1997-11-24 astro-ph
Galaxy clustering in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) : A first comparison with the APM Galaxy Catalogue
我们比较了新的SDSS早期数据发布（EDR）中的大尺度星系聚类与APM星系巡天中的聚类。我们从SDSS和APM数据中切出像素图（大小和形状相同），以便直接比较聚类。在这里，我们集中分析南银帽（EDR/SGC）中的赤道SDSS带，该带166度^[2]，宽2.5度，长65度。只有彼得罗斯星等为16.8 <g '<19.8的星系才被包括在内，以匹配17 <b_J <20 APM像素图的表面密度（中值深度为400 Mpc/h）。角2点函数和方差的振幅和形状都与APM在小于2度（即15 Mpc/h）的尺度上非常一致。三点函数和偏度在90%置信水平内也非常一致。这些结果一方面说明EDR数据和SDSS软件的流水线，工作良好，适合做大规模的聚类分析。另一方面，它证实了大规模聚类分析正在变得“可重复”，因此，我们的结论结构形成模式似乎站在坚实的科学基础。
2001-10-09 astro-ph
Galaxy Clustering Around Nearby Luminous Quasars
我们用哈勃空间望远镜上的宽视场照相机2号观测了20个明亮的低红移（z<0.30）类星体的样本，研究了星系的成团情况。HST的分辨率使得星系识别比V=23.5更亮，并且与类星体的距离接近2“。我们发现一个显着增强的星系内的类星体的投影分离< 100千秒差距/小时。如果我们把类星体/星系关联函数模型化为一个幂律，斜率由星系/星系关联函数给出，我们发现类星体/星系与星系/星系关联函数之比为$3.8\pm 0.8$。类星体中r<15 kpc/h的星系数量太多，密度分布不可能有明显的核心半径（> 100 kpc）。我们的研究结果加强了这样一种观点，即低红移类星体优先位于10-20个星系的群体，而不是在丰富的集群。我们没有看到来自无线电大声和无线电安静的子样本的聚类幅度的显着差异。
1996-02-15 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
Cosmological constraints from galaxy clustering
在这份手稿中，我回顾了数学和物理学，支持最近的工作，使用星系团来推导宇宙模型的约束。我从描述基本概念开始，逐渐转移到分析星系红移巡天所涉及的一些复杂性，重点是2dF星系红移巡天（2dFGRS）和斯隆数字巡天（SDSS）。在这样的分析中的困难，特别是处理红移空间扭曲和星系偏差的突出。然后，我描述了目前的观测CMB波动功率谱，并考虑到最近的实验中的星系团的测量的重要性。最后，我提供了一个最新的CMB和大尺度结构数据的联合分析的例子，导致一组参数约束。
2006-01-24 astro-ph
Measures of the galaxy clustering
简要介绍了发光物质分布的统计描述的一些方面。我回顾的红移调查中出现的星系团的统计分析的功能。专题包括强度函数，关联函数，关联积分，多重分形和多尺度。
1996-03-13 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
Environmental Effects on Real-Space and Redshift-Space Galaxy Clustering
暗物质晕内的星系形成，以及晕的形成本身，都会受到大尺度环境的影响。利用星系红移巡天的数据，评估环境对星系团的影响对于精确的宇宙学约束至关重要。我们调查这样一个环境的影响，真实空间和红移空间的星系聚类统计使用的半解析模型来自千年模拟。我们比较聚类统计原始SAM星系样本和洗牌的环境对星系属性的影响消除。在所检测的亮度阈值样本中，阈值亮度最低（~0.2L *）的样本受环境影响最大，洗牌后其实空间两点关联函数（2 PCF）下降了约10%.通过将2 PCF分解成五个不同的组件的基础上对的来源，我们表明，在2 PCF的变化可以解释的年龄和丰富度依赖的晕聚类。在红移空间中的2 PCF被发现以类似的方式改变后洗牌。如果忽略环境影响，实空间和红移空间聚类的晕占据分布建模可能具有小于6.5%的系统不确定性，从受影响最大的SAM样本中约束β，并具有显著较小的不确定性，从其他更明亮的样本。我们认为，实际上这种影响可能更小。在附录中，我们提出了一种分解2 PCF的方法，该方法可以应用于测量体积有限的星系样本中的星系子样本的两点自关联函数和它们的两点交叉关联函数。
2008-06-13 astro-ph
The age dependence of galaxy clustering
我们构建模拟星系目录来分析一个Lambda冷暗物质（LCDM）宇宙的集群特性，在宇宙学的暗物质模拟足够的分辨率，以解决结构下降到矮星的规模。我们发现，有一个很强的年龄聚类相关的对象可能主机发光星系，其中包括卫星晕（subhalo）人口。在我们的星表中，年龄较大的模拟星系明显更加聚集，其中包括卫星晕以及离散晕的中心峰，仅由峰值圆速度选择。这种年龄依赖性主要是由Gao等人最近发现的离散晕的年龄聚集关系引起的，主要作用于场成员，再加上老的模拟星系倾向于位于星系群和星系团内，星系团的聚集得到加强。我们的研究结果表明，成团年龄依赖性表现在真实的星系。在小尺度下（小于~5 Mpc/h），星系颜色仅取决于晕年龄的非常简单的假设与观察到的聚类颜色趋势的强度不一致，其中红色星系变得越来越多的集群比蓝色星系向更小的尺度，这表明光度加权星系年龄不密切跟踪其暗物质主机的组装时代。年龄的依赖性是存在的，但要弱得多的卫星晕躺在集团和集群比全球人口。
2007-04-21 astro-ph
The Observed Evolution of Galaxy Clustering Vs. Epoch-Dependent Biasing Models
我们研究了观测到的星系团演化随红移的变化。我们发现，星系的集群减少，因为我们从本地宇宙的观测到$z \sim 2$。另一方面，在$z \sim 3$的Lyman break星系的聚集是非常强烈的，可以与现今星系的聚集相媲美。然而，在比较来自不同调查的聚类测量时，有三个主要因素需要考虑：所谓的“尺度依赖”效应，由于测量是在不同尺度上进行的;“类型选择”效应，由于不同的星系调查选择了不同的群体，这些群体没有相同的聚类幅度;以及Malmquist偏差。我们纠正了前两个影响，并讨论了Malmquist偏差对不同$z$数据解释的影响。然后，我们比较观察到的星系团与模型的集群在一些固定的宇宙学的演变。校正尺度依赖效应显著减少了不同测量之间的差异。我们解释所观察到的集群信号在高红移来自对象是高度偏置相对于基本的质量分布，这是不是$z\simlt 2$的情况下，测量是兼容的假设一个低得多的偏置水平，只显示了弱依赖$z$。最后，我们提出了一个模型独立的测试，可以用来放置一个下限的密度参数$Ω_0$。
1999-12-09 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
Smooth Boundaries to Cosmological HII Regions from Galaxy Clustering
类星体和星系周围的HII区域的红移超过了再电离时代，将为即将到来的21厘米运动提供主要目标，使用新一代的低频射电天文台。在这里，我们表明，这些HII区域的边界将不会是尖锐的。相反，大质量星系附近的源聚集导致中性分数从接近零的内部值逐渐向大半径上升。对应于全球背景值的中性部分通常在中心大质量星系周围的HII区域半径的2-5倍的距离处达到。
2006-07-12 astro-ph
Angular Diameter Distance Measurement with Galaxy Clustering in the Multipole Space
线性区星系角功率谱的形状由物质辐射相等时的视界大小决定。当通过宇宙微波背景测量进行校准时，聚类谱的形状可以用作标准标尺来估计角直径距离作为测量星系聚类的红移的函数。我们将Cooray等人（2001）提出的宇宙学检验应用于最近一组来自斯隆数字巡天的红移为0.2和0.6之间的发光红色星系角簇光谱。使用的整体形状的聚类功率谱的线性制度，我们测量共动角直径距离8个红移箱边缘化的偏置因素，确定在每个箱的聚类谱的整体幅度。在68%的置信水平下，与这些距离估计值一致的哈勃常数为68.5^+6.7_-6.1 km s^-1 Mpc-1。我们评论的预期改进与未来的调查和潜在的测量暗能量参数与这种方法。
2006-07-06 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 Role of Clustering of Sub-Clumps in Bright Elliptical Galaxy Formation from a Low-Spin Seed Galaxy
我们揭示的作用，预计在冷的暗物质（CDM）宇宙中，在形成一个明亮的椭圆星系（BEG）从一个低自旋的种子星系的子块的集群。这可以通过使用数值实验比较低自旋种子星系（包括CDM宇宙中预期的小尺度密度波动（模型1））与完全均匀的种子星系（模型2）的演化来完成。我们发现，模型2不能再现的性质的贝格斯和形成一个磁盘，这是太紧凑，太亮，由于守恒的初始小角动量。在模型1中，由初始小尺度密度涨落引起的子团簇的聚集导致重子分量向暗物质的角动量转移，从而形成由随机运动支持的近球形系统。此外，在子块中形成的恒星的无碰撞性质防止了系统的耗散收缩，导致大的测量半光半径。结果表明，最终结果很好地再现了观测到的BEG的性质，如de Vaucouleurs光剖面、典型的颜色和金属丰度梯度、大的半光半径、小的旋转速度与速度色散比（V/σ）。我们得出结论，子块的聚类，即，等级聚类在低自旋种子星系的BEGs形成过程中起着至关重要的作用。
2000-10-04 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
Modeling Galaxy Clustering by Color
我们扩展了质量晕形式主义的分析产生的功率谱，以允许不同的星系子种群中观察到的聚类行为。虽然适用于其他分离，我们集中我们的方法在一个简单的分离休息帧的颜色成“红色”和“蓝色”的子群体通过修改的<N（M）>关系和晕分布函数为每个子群体。这种分离是在当前几代模拟和星系调查的能力范围内，这表明当前和未来模拟可能存在强大的观测约束。在预期中，我们证明了所得到的功率谱的模型参数的选择的敏感性。
2001-12-14 astro-ph
Measuring Dark Energy Clustering with CMB-Galaxy Correlations
宇宙微波背景辐射中的积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW）通过与星系的相关性来测量，这为研究暗能量的大尺度成团动力学提供了一个独特的机会。最终，一个深空星系调查到z~2可以使10 sigma或~10%的相关性测量和限制~3%的变化，在引力势或总密度波动由于暗能量集群的Gpc尺度。一个典型的单标量场或quintessence模型预测，这些聚集效应将出现在视界尺度上，其强度反映了暗能量密度的演化。在一个恒定的状态方程方面，这将允许测试模型的精髓预测，其中|1+W|> 0.05。
2004-12-01 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
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
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Color and Luminosity Dependence of Galaxy Clustering at z~1
本文介绍了在DEEP 2星系红移巡天中对z~1处星系团的颜色和光度依赖性的测量结果。在颜色和亮度两个区间中使用体积有限的子样本，我们发现：1）聚类对颜色的依赖性比对亮度的依赖性强得多，并且在z~1处与局部发现的颜色一样强。我们发现没有依赖的集群振幅的颜色星系的红色序列，但显着的依赖颜色的星系内的蓝色云。2)对于L/L*~0.7-2范围内的星系，所有星系的大尺度光度依赖性都比红星系和蓝星系的大尺度光度依赖性强。对于蓝星系，小尺度成团振幅与光度有显著的相关性，当rp <0.5Mpc/h时，较亮的样本团振幅有较大的上升。3)红星系表现出更强的小尺度红移空间畸变（“上帝的手指”），红星系和蓝星系由于相干的坍缩，在xi（r_p，pi）上都表现出大尺度的畸变。4)虽然聚类长度r_0随星系颜色（在窄区间内）平滑增加，但其幂律指数gamma从蓝色云到红色序列呈现急剧跳跃。中间颜色的“绿色”星系群可能包括从蓝色星云向红色序列移动的过渡星系;在大尺度上，绿色星系和红色星系一样聚集，但显示出类似于蓝色星系群的下落运动学和小尺度相关斜率。5)我们将我们的结果与应用于Millenium Run模拟的半解析星系形成模型进行比较。数据和模型之间的差异表明，在模型中，卫星星系中的恒星形成被关闭得太有效了。
2007-09-11 astro-ph
Galaxy Clustering at z~3
在非常高的红移（z~3或更大）的星系现在可以进行大规模的观测，这使得第一次有可能在接近宇宙年龄的90%的回望时间对其空间分布进行可靠的统计评估。本文总结了最近的进展，在了解这些早期星系的性质，特别是集中在光度选择的“莱曼break”星系的集群特性。在这些早期阶段，将数据与星系和结构形成模型提供的预测和物理见解进行直接比较特别简单，并导致对“有偏见”的分层星系形成范式的关键测试。
1998-05-20 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
Statistics of galaxy clustering
在这个介绍性的演讲中，我们将建立宇宙学中星系聚类的统计分析和主流空间统计学的最新工作之间的联系。讲座将回顾这两组学者使用的空间统计方法，牢记会议系列的交叉目的。专题将是：星系样本的描述、选择效应和偏差、关联函数、最近邻距离、空概率函数、傅立叶分析和结构统计。
2002-03-15 astro-ph
Breaking the Degeneracies Between Cosmology and Galaxy Bias
采用Halo Occupation Distribution（HOD）框架，我们研究了星系团测量同时约束宇宙学参数和星系偏差的能力。从一个基准宇宙学模型和星系HOD开始，我们计算了一系列长度和质量尺度上的空间聚类观测值，依赖于星系特有速度的动力学聚类观测值，以及可通过弱透镜测量的星系-物质互相关。然后，我们改变一个或多个宇宙学参数，并使用卡方平方最小化来找到最能再现原始聚类的星系HOD。我们的参数化的HOD采用了灵活的星系占据数和晕质量之间的关系，并允许空间和速度的偏差星系内的暗物质晕。尽管有这种灵活性，我们发现，HOD的变化不能掩盖物质密度Omega_m，物质聚集幅度sigma_8，或线性物质功率谱的形状参数Gamma的实质性变化-宇宙学和偏见是不退化的。保守的假设为10%的分数误差，这里考虑的一组观测值可以提供约10%（1西格玛）的限制sigma_8，Omega_m，和Gamma，单独使用星系聚类数据。组合σ_8 *Omega_m^0.75被限制为~ 5%。结合传统的方法，侧重于大尺度结构的“微扰”制度，HOD模拟可以大大放大宇宙学的力量星系红移调查的优势，利用高精度的集群测量在小和中等尺度（从sub-Mpc到~ 20 Mpc/h）。同时，对星系HOD的限制条件的推断也为星系形成理论提供了有价值的检验。
2007-03-14 astro-ph
How does clustering depend on environment?
根据目前的范式，星系形成和居住在扩展的冷暗物质（CDM）晕，反过来是宇宙结构的关键示踪剂。了解不同类型的星系如何占据不同质量的晕是河外天体物理学面临的主要挑战之一。观测到的星系特性取决于星系周围的环境。在大多数星系形成模型的框架内，星系布居的环境依赖性主要是由于晕质量函数随大尺度环境的变化。这些模型精确地预测了星系团如何依赖于环境。我们将通过介绍暗物质和星系团的分析模型以及从数值模拟中获得的结果来说明这一点。有了这些结果，我们有望更好地理解星系和暗物质之间的联系，从而限制星系形成模型。
2004-05-13 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
Spectral Analysis of the Stromlo-APM Survey II. Galaxy luminosity function and clustering by spectral type
本文通过对Stromlo-APM巡天中选取的局部星系子样本的Halpha和Oii发射线的静止坐标系等效宽度，研究了它们的光度函数和成团性质。恒星形成星系的b_J光度函数比静止星系的b_J光度函数的暗端斜率大得多：大多数sub-L* 星系目前正在经历显著的恒星形成过程。发射线星系的聚集性不太强，无论是在它们自己之间，还是在一般的星系群中，都比静止的星系要弱。因此，与静止星系相比，恒星形成星系不仅亮度较低，而且还居住在宇宙中密度较低的区域。
1999-05-28 astro-ph
Fourier analysis of luminosity-dependent galaxy clustering
我们扩展了基于傅立叶变换的方法，用于分析星系红移调查的Feldman，Kaiser和Peacock（1994：FKP）的模型光度依赖的聚类。在有限星等的巡天中，高红移星系的平均亮度比低红移星系的平均亮度高。观测到星系团随光度增加而增加，因此推断的密度场有效地乘以半径的递增函数。这有可能使恢复的功率谱的形状失真。在本文中，我们提出了一个扩展的FKP分析方法，将这种效果，并提出修订的最佳权重，以最大限度地提高这种分析的精度。该方法进行了测试，其精度评估使用模拟目录的2度场星系红移调查（2dFGRS）。我们还表明，在Percival等人（2001）的2dFGRS的初始分析中，忽略亮度依赖偏差所引起的系统效应可以忽略不计。然而，未来的调查，敏感的更大的尺度，或覆盖更广泛的星系光度将受益于这种改进的方法。
2003-09-25 astro-ph
Weak Lensing from Strong Clustering
我们研究了在小角尺度极限下的弱引力透镜效应，在这种极限下，投影星系团是强非线性的。这是未来弱透镜巡天可能探索的机制。我们使用动机良好的层次标度参数和平面平行近似来研究收敛场的多点统计性质。这些统计数据可以用来计算层次聚类树模型中的顶点振幅;这些可以与星系巡天的类似测量结果进行比较，从而形成一个强大的星系偏差探测器。
1999-11-02 astro-ph
On the interpretation of clustering from the angular APM Galaxy Survey
我们分析了空间相关函数的幅度估计的角度相关性在一个样本从APM星系巡天，与$b_J=17-20$的不确定性。我们模型的选择功能和聚类的演变中的不确定性。特别是，我们估计$σ_8^{APM}$，均方根星系数波动的球体的半径在$8 \Mpc$，从测量的角方差的APM。$σ_8^{APM}$的不确定性主要有三个方面：8%来自采样和选择函数的不确定性，7%来自聚类演化的不确定性，3%来自$Ω_0$值的不确定性.包括所有这些贡献，我们发现$σ_8^{APM}$是在范围$0.78-1.08$。如果APM中的星系团如物质波动的引力团所预期的那样演化，那么$σ_8^{APM}=0.95 \pm 0.07$（$1.00 \pm 0.08$）为$Ω_0 \simeq 1$（$Ω_0 \simeq 0$），接近附近光学样品的值。另一方面，如果我们假设聚类演化在共动坐标$σ_8^{APM}=0.83 \pm 0.05$（$0.87 \pm 0.06$）中是固定的，则更接近于附近IRAS样本的结果。分级幅度$S_J\equiv \xibar_J/\xibar_2^{J-1}$的值范围的最终不确定性通常是估计的采样误差的两倍，其中最高值用于较少聚类演变的情况。我们比较我们的估计与其他结果，并讨论了模型的结构形成的影响。
1995-06-01 astro-ph
A Halo Model of Galaxy Colors and Clustering in the SDSS
成功的晕模型描述的光度依赖的集群区分中央星系晕和所有其他（卫星）。包括颜色，我们提供了一个处方的颜色-星等关系的中心和卫星取决于晕质量。这是由两个假设得出的：（i）在固定光度下颜色分布的双峰性与晕质量无关，（ii）红色序列中卫星星系的比例随着光度的增加而增加。我们发现，这两个假设允许一个建立一个模型，星系团如何依赖于颜色没有任何额外的自由参数比那些需要模型的星系团的光度依赖。然后，我们表明，由此产生的模型是在很好的协议与SDSS中的颜色的分布和聚类，无论是通过比较预测的关联函数的红色和蓝色星系与测量，并通过比较预测的色标关联函数与测量的。标记关联函数是识别和量化星系属性与其环境之间的相关性的强大工具：我们的研究结果表明，晕质量与环境之间的相关性是星系颜色与环境之间的相关性的主要驱动因素;与晕“装配偏差”相关的其他相关性相对较小。我们的方法明确地展示了如何构建包括光度{ \em和}颜色的模拟目录-从而为例如，寻找星系团的算法。我们的处方是将整个光谱能量分布纳入晕模型方法的第一步。
2008-09-30 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^*$和更明亮的星系之间没有看到区别，这一观察结果可能很难与一些有偏见的星系形成理论相一致。红移空间和实空间的聚类估计显示出类似的依赖光度。
1994-10-05 astro-ph
A wide-field K-band survey - II. Galaxy clustering
我们提出了第一次测量的角度关联函数在$K$选择星系调查，从两个领域覆盖近10平方度。对于光学选择的样品，小角度下的角关联函数由$θ^{-0.8}$幂律很好地描述。用$K<15$和$15<K<16$计算的星系间成团幅度减小了1倍$\sim 4$，而用$15<K<16$计算的星系间成团幅度减小了1倍$\sim 4$。这使我们能够对星系的红移分布及其空间关联函数加以限制。我们没有发现明确的证据表明，当星系被选定的观察到的$B-K$颜色的集群振幅的变化。
1996-08-22 astro-ph
Large scale correlations in galaxy clustering from the Two degree Field Galaxy Redshift Survey
我们从2dFGRS最终版本中提取的样本中研究星系相关性。通过研究最近邻概率密度、条件密度和约化的两点关联函数来表征统计性质。结果表明，在红移空间中，条件密度在从1 Mpc/h（最近星系间的平均距离）到40 Mpc/h（对应于样品中最大球体的半径）的范围内，具有幂律行为，其指数γ=0.8 \pm 0.2。这些结果与其他条件密度的研究结果是一致的，并且有助于阐明有限尺寸效应在确定红移和实空间中的两点关联函数中的微妙作用
2005-10-07 astro-ph
Galaxy Clustering and Dark Energy
我们研究了各种宇宙学模型中星系团的演化。我们研究的分析预测如何改变的暗能量状态方程$w_X$。将这些预测与现有数据进行比较，我们将讨论在何种程度上可以模拟星系偏置的问题。这将是限制暗能量状态方程与未来星系调查的关键。我们使用汇编的各种调查研究星系团的数量密度和振幅的观测本地宇宙在$z \sim 0$的莱曼break星系和Ly- $α$发射体在$z \sim 4.9$。我们发现，有一个简并之间的暗能量状态方程和星系填充暗物质晕的方式，对象更偏向于模型与更多的暗能量状态方程$w_X$的负值。我们的结论是，虽然未来的全天空CMB观测将以前所未有的精度确定宇宙学参数，弱透镜实验和星系巡天的交叉相关将提供与坍缩物体相关的更清晰和准确的偏差图像，在这样的勘测中，大尺度结构的生长速率可以潜在地限制暗能量的状态方程和与暗能量相关的标量场的势。精华。特别地，我们发现星系团的丰度和空间分布在中等红移强烈依赖于暗能量状态方程。当精确测量高红点的星系团成为可能时，它将提供对暗能量的限制，这些限制是独立的，也是对Ia型超新星研究的补充。
2004-03-11 astro-ph
Modeling Galaxy Clustering with Cosmological Simulations
我回顾了最近的进展，在宇宙学模拟的理解和建模星系团，重点是基于高分辨率无耗散模拟模型。在过去的十年中，显着的进步，我们的理解丰度和集群的暗物质晕允许建设准确的，定量模型的星系集群在线性和非线性制度。最近几项研究的结果表明，用一个简单的非参数模型对晕圈速度和它们所在星系的光度之间的关系进行无耗散模拟，可以预测晕圈的形状、振幅、两点关联函数与光度的关系与SDSS数据中z~0和DEEP 2样品中z~ 0观测到的星系成团非常一致1在投影分离的整个探测范围内。特别地，在SDSS和DEEP 2亮度选择样本中，关联函数从幂律形式的小尺度上转被很好地再现。在z~3-5处，预测结果与观测到的Lyman-break星系（LBG）的角两点关联函数的大小尺度形状和振幅相匹配，包括理论上预测的小尺度上的强上转。这表明，像在较低的红移样本中的星系一样，LBG是整个晕人口的公平示踪剂，并且它们的光度与它们的暗物质晕的圆速度（以及质量）密切相关。
2006-07-20 astro-ph
The Angular Clustering of Distant Galaxy Clusters
本文讨论了在50平方米范围内选取z > 1的星系团的角成团。斯皮策宽红外河外星系巡天。我们采用一个简单的颜色选择，以确定高红移星系与不依赖于星系静止框架的光学颜色使用斯皮策IRAC 3.6和4.5微米测光。大多数（>90%）z > 1.3的星系被确定为[3.6] - [4.5] > -0.1等AB等。我们通过选择半径为1.4弧分的范围内>26-28个[3.6] - [4.5] > -0.1等天体的过密度来确定z > 1的候选星系团，其对应于在z=1.5时r <0.5Mpc/h。这些候选的星系团显示出很强的角度聚集，其角度关联函数表示为w（theta）=（3.1 +/- 0.5）theta^（-1.1 +/- 0.1），其中theta以弧分为单位，范围为2-100弧分。假设这些星系团的红移分布遵循一个基准模型，那么这些星系团的空间成团尺度长度r_0 = 22.4 +/- 3.6 Mpc/h，共动数密度n = 1.2 +/- 0.1 x 10^-6（Mpc/h）^-3。这些天体的相关标度长度和数密度与低红移的富星系团相当。这些高红移星团的数密度对应于z=1.5时大于3-5 x 10^13 h^-1太阳质量的暗物质晕。假设这些高红移星系团的暗晕按照λ-CDM模型生长，那么这些星系团在z=0.2时的晕质量将大于1-2 x 10^14 h^-1，与富星系团相当。
2007-12-12 astro-ph
The Dependence of Velocity and Clustering Statistics on Galaxy Properties
我们使用相结合的N体模拟的层次聚类的暗物质和半解析建模的物理学的星系形成探索星系分布和质量分布之间的关系。星系的两两视向速度色散对不同质量的晕中星系的数目很敏感。星系的速度色散比暗物质的速度色散低约40%，并且与Jing等人在Las Campanas红移巡天中测量的值相当一致。这种偏移的起源是统计的，而不是动力的，取决于不同质量的暗物质晕中星系形成的相对效率。尽管模型星系和暗物质在实空间中有着明显不同的关联函数，但这种偏差共同导致了红移空间的关联函数彼此非常相似。预测的红移-空间星系关联函数与观测结果吻合得很好。我们没有发现证据的集群强度依赖于固有的星系光度的模型，除非非常明亮的星系，两个亮度比L*，被认为是。然而，有显着的差异时，模型星系的形态或颜色选择。早期型或红色星系显示出比晚期型或蓝色星系更强的成团幅度，特别是在小尺度上，再次与观测结果吻合良好。
2000-08-25 astro-ph
Galaxy clustering determined from numerical cosmological simulations
我们模拟了LCDM和SCDM宇宙在两个100 Mpc盒子中的结构生长。这些N体/SPH模拟包括能够辐射冷却的气体成分。一小部分气体冷却成我们认为是星系的冷密度物体。本文着重用LCDM模型对这些星系的成团行为作了初步分析。我们发现一个星系的关联函数，这是非常接近的幂律和演化相对较小的红移。星系的两两色散明显低于暗物质。LCDM模型给出了一个令人惊讶的好匹配的星系关联函数和成对色散的观测测定。
1999-06-02 astro-ph
The VIMOS-VLT Deep Survey: Dependence of galaxy clustering on stellar mass
利用VIMOS-VLT深空巡天（VVDS）的观测数据，研究了星系成团与z~1处恒星质量的关系。我们测量了有效红移为0.85的一组恒星质量选定样本的星系投影两点关联函数wp（rp）<z>。由于我们的低质量样本的不完整性，我们可以控制和量化所有对星系聚集的影响。我们发现质量越大的星系越密集。当与SDSS中z~0.1的类似结果相比时，我们没有观察到大质量星系的投影关联函数的演化。相对于低质量星系，这些天体在z~1处呈现出更强的线性偏差。正如预期的那样，在暗物质密度场的最高图片中发现了高红移的大质量物体。
2008-05-15 astro-ph
Weighted Bias and Galaxy Clustering
我们考虑了一个加权偏置方案的星系聚类。这不同于以前的治疗的事实，即偏置的密度场与背景质量密度一致，只要后者超过一个给定的阈值。这个方案有一些物理动机，它比基于Kaiser（1984）对富星系团聚类分析的模型更符合直觉。我们解释了如何不同类别的对象可以以不同的方式偏置相对于底层的密度分布，但仍然有$b=1$。我们还表明，如果一个应用我们的计划始终是一个弱的依赖$b$密度可以暗示。这也可能是星系群中星系的关联函数与所有星系的关联函数没有实质性差异的原因。
1993-10-25 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: Luminosity dependence of galaxy clustering
利用英澳两度场星系红移巡天（2dFGRS）研究了星系团的强度与内禀光度的关系。2dFGRS比以前用来解决这个问题的红移测量大了一个数量级。我们在一系列有限体积的样本中测量了星系的投影两点关联函数。投影的关联函数不受由特殊运动引起的聚类模式的任何失真的影响，并且在0.1 < r /h Mpc < 10的范围内由对分离的幂律很好地描述。L* 星系在实空间中的成团与相关长度r 0 = 4.9 +/- 0.3 /h Mpc和幂律斜率gamma = 1.71 +/- 0.06很好地拟合。对于比M* 暗的星系，成团振幅随绝对星等缓慢增加，但在更高的光度下上升得更强烈。在低光度下，我们的结果与Benoist等人的SSRS 2测量结果一致。然而，我们发现在最高光度下，聚集强度对光度的依赖性较弱。关联函数振幅在$M_{b_{J}} -5\log_{10}h = -18$和-22.5之间增加了4.0倍，最亮的星系比L* 星系的聚集强度大3.0倍。关联函数的幂律斜率表明，对于亮度跨越20倍的样本，变化非常小。我们的测量结果与Benson等人的分层星系形成模型的预测非常一致。
2001-10-19 astro-ph
Galaxy clustering in the Herschel deep field
本文研究了在威廉·赫歇尔深场中测量的角相关函数。该字段覆盖50弧分$^2$，并且利用它，我们能够研究角度相关函数到$B\sim28$、$R, I\sim 26$、$K\sim20$和$H\sim22.5$的缩放。我们比较我们的测量结果从较小的哈勃深场。为了解释我们的结果，我们使用一个模型，正确地预测颜色，数量计数和红移分布的微弱星系人口。我们发现，在固定的分离$ω(θ)$的振幅测量在$BRI$带通是低于一个模型的预测包含没有光度演变和稳定的集群增长在适当的坐标。然而，在近红外带通，我们的测量是一致的预测基本上不演变的$K-$选定的星系红移分布。在范围$B\sim27-28$，我们发现，我们的相关振幅是独立的幅度，这是一致的，观察到的平坦的计数斜率和相应的宇宙学体积元素的增加，预计在这些幅度。我们的测量在所有的带通是一致的快速增长的星系团（$0 < ε< 2 $在正常parametrisation）的次百万分之一秒尺度上，我们的调查探针。我们证明，这种快速增长的集群是一致的预测有偏见的星系形成模型，这表明，一个快速的集群增长率预计占主导地位的本质暗淡的星系调查。
2000-07-17 astro-ph
Constraints on sigma_8 from galaxy clustering in N-body simulations and semi-analytic models
我们生成模拟星系目录的网格不同的宇宙学，使用重新缩放的N-体模拟串联使用一致的参数运行的半解析模型。因为我们预测的星系偏差，而不是拟合它作为一个讨厌的参数，我们得到一个几乎纯粹的约束sigma_8通过比较投影两点关联函数，我们从SDSS。一个系统误差的出现，因为不同的半解析建模假设，使我们能够同样好地拟合r波段光度函数。将我们对该来源的误差的估计与统计误差相结合，我们发现sigma_8=0.97 +/- 0.06。我们得到一致的结果，如果我们使用不同的星等阈值的星系样本，或者如果我们选择星系的b_J波段，而不是r-波段光度和比较的数据从2dFGRS。我们对sigma_8的估计高于单独对星系数据进行其他分析所获得的估计，我们试图找到这种差异的来源。我们注意到，在任何情况下，星系聚类数据提供了一个非常严格的约束星系形成模型。
2007-09-21 astro-ph
The Angular Clustering of Galaxy Pairs
我们从斯隆数字巡天的278 deg^2委托成像数据中识别出了近距离的星系对。这些对是从330，041个星系的样本中抽取的，其中18 < r^* < 20。我们确定了星系对的角关联函数，发现它比单个星系的关联函数强2.9 +/- 0.4倍。两个关联函数具有相同的对数斜率0.77。我们反演林伯方程来估计三维关联函数;我们发现星系的聚集长度为r_0= 4.2 +/- 0.4 h^{-1} Mpc，星系对的聚集长度为7.8 +/- 0.7 h^{-1} Mpc。这些结果与星系系统的关联函数对整体丰度的依赖性一致。
2001-11-01 astro-ph
The Imprint of Cosmic Reionization on Galaxy Clustering
本文研究了再电离对中等红移（z~0.3-5.5）星系样品成团性质的影响。目前的星系际氢再电离模型预测，过密的区域将被提前再电离，从而延迟了大质量低红移星系的祖先中恒星质量的积累。因此，在中等红移星系中观察到的恒星星族要年轻一些，因此在宇宙的过密区域中更亮。因此，星系巡天对过密区域中暗物质质量稍低的星系很敏感。观测到的星系数密度的相应增加可以被参数化为由于再电离引起的星系偏差。我们模拟这一过程合并树结合恒星合成代码。我们的模型表明，再电离有一个显着的影响，根据其恒星形成的属性选择星系样本的聚类特性。对于质量为10^12太阳质量的晕，莱曼破裂星系（包括那些在z<1的重子振荡巡天中的星系）的偏差校正在10-20%的水平，导致从测量的集群长度推断的晕质量的校正因子为1.5-2。氦的再电离也可能导致z~3处星系关联函数振幅的急剧增加。我们发现，再电离偏置是近似独立的规模和晕质量。然而，由于传统的星系偏置是质量依赖的，再电离偏置变得相对更重要的低质量系统。在z<1的亮红星系巡天中，由于再电离引起的偏差修正非常小。
2007-06-26 astro-ph
The Clustering of High Redshift Galaxies in the Cold Dark Matter Scenario
我们研究了高红移星系在冷暗物质（CDM）方案的五种变体中的聚集，使用流体动力学宇宙学模拟，解决了系统的形成与圆速度$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
Calibrating the Galaxy Halo - Black Hole Relation Based on the Clustering of Quasars
观测到的类星体数量可以用罕见的大质量宿主内的长期活动来解释，也可以用较小的、更常见的宿主内的短期活动来解释。有人认为，类星体的寿命因此可以从它们的集群长度推断出来，这决定了类星体宿主的典型质量。在这里，我们指出，黑洞的质量和它的主机暗物质晕的圆速度之间的关系是更基本的集群长度的确定。特别是，在2dF类星体红移巡天中观察到的集群长度与在本地星系中观察到的星系晕-黑洞关系是一致的，前提是类星体的亮度约为爱丁顿光度的10-100%。在2dF类星体巡天中推断的红移的集群长度的缓慢演变有利于一个黑洞质量的红移无关的缩放是晕圆速度，而不是晕质量。这些结果是独立于观测的数量计数的明亮的类星体，这可能是用来确定类星体的寿命和它的依赖红移。我们表明，如果类星体活动的结果星系合并，那么类星体的数量计数意味着一个情节类星体的寿命，是由宿主星系的动力学时间，而不是由萨尔皮特时间。我们的结果意味着，随着红移的增加，中心黑洞占其宿主星系质量的比例越来越大，类星体的寿命也越来越短。
2004-03-31 astro-ph
How Many Galaxies Fit in a Halo? Constraints on Galaxy Formation Efficiency from Spatial Clustering
我们研究星系聚类使用晕模型，引力聚类描述的暗物质晕。在小尺度下，聚类统计主要由晕密度分布，而在大尺度下，相关性是结合非线性微扰理论与晕偏置的结果。假设星系晕遵循暗物质的分布，而星系的数量作为晕质量的函数给出了星系形成的效率。这种方法导致了一般的预测：星系功率谱显示出幂律行为，即使暗物质没有，星系高阶相关显示出较小的振幅在小尺度比他们的暗物质同行，在星系目录中观察到。我们发现APM星系的二阶矩和三阶矩的拟合对星系形成模型有很强的约束。大尺度的数据要求星系形成在小质量（m =10^10 Msun/h）时相对有效，而小尺度的数据则要求晕标度中的星系数量为大质量极限的0.8次方。这些约束是独立的那些来自光度函数或塔利-费舍尔关系。我们还预测了质量密度场的功率谱、双谱和高阶矩。虽然晕模型与N体模拟中的质量功率谱和高阶Sp参数的测量结果一致，但晕是球形的模型假设导致在小尺度下双谱的配置依赖性不一致。我们强调的重要性，有限体积效应在高阶统计，并显示如何可以估计在这种方法。
2000-06-26 astro-ph
