Observational Evidence for the Co-evolution of Galaxy Mergers, Quasars, and the Blue/Red Galaxy Transition
我们汇编了大量的观测数据，以估计红序列星系形成或积累的时间平均速率，作为质量和红移的函数。将其与合并和类星体宿主的质量函数进行比较，并独立地比较它们作为红移函数的聚集特性，我们发现这些种群在红移0<z<~1.5处跟踪相同的质量分布，具有相似的演化。知道类星体、合并或椭圆的质量/光度函数中的一个，就有可能预测其他的。考虑到更大的模型依赖性，我们比较了早期型建设率与隐含的合并和类星体触发率作为质量和红移的函数，并找到协议。在这个红移范围内，观测到的合并分数可以解释整个明亮的类星体光度函数和红色序列的形成，除了在低红移（z<~0.3时>~10^11 M_solar）的最高质量，在那里“干”合并似乎占主导地位。这支持了一个必要的理论预测，即富含气体的星系之间的合并产生椭圆星系与类星体活动的相关阶段，之后残余物变成红色。这些星族都有类似的特征过渡质量，可能反映了椭圆星族在给定红移下聚集的质量（>~50%），在观测范围内随着红移的增加而增加，这与宇宙缩小可能适用于红星系聚集和恒星形成的建议一致。这些质量分布作为红移的函数并不均匀地追踪所有/红/蓝星系的人口，排除了类星体活动通常与恒星形成有关或在“旧”系统中长期存在的模型。
2007-06-18 astro-ph
Quasars in a merger model: comparison with the observed luminosity function
在将活动星系核的形成与星系合并联系起来的唯象方法框架内，研究了类星体光度函数与星系质量函数之间的联系。类星体被认为是短命的，类星体的光度是由形成类星体的合并星系的质量和角动量以及其中的气体量控制的（质量和动量决定了失去角动量的质量，可以落在中心）。该模型可以解释类星体光度函数的形状和演化，并能估计出落入中心的物质分数$η$（这似乎与星系中气体的数量有关）和$κ$（类星体形成区域的平均密度对比度）。所获得的$κ$值从$z=0.5$的$\sim 4--7$到$z=2$的$\sim 1--2$不等，$η$从$z=0.5$的百分之几到$z=2$的百分之几十不等，甚至接近1的值。与作者早先考虑的情况相反，类星体中可能被超过的爱丁顿极限起着至关重要的作用。
1998-01-21 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
Luminosity Dependence of the Quasar Clustering from SDSS DR5
利用43024个在SDSS DR5中被初步确认为类星体的具有光谱红移的天体，采用两种不同的方法研究了类星体成团的光度依赖性。结果表明，较亮的类星体更加聚集，但这种依赖性较弱，这与Porciani & Norberg，2006的结果和Lidz等人的理论预测一致。2006.
2008-11-14 astro-ph
The Luminosity Dependence of Quasar Clustering
我们调查的亮度依赖的类星体集群，灵感来自星系合并，包括黑洞增长的数值模拟。这些模拟激发了类星体光度函数的新解释。在这幅图中，类星体光度函数的亮端由几乎以峰值光度辐射的类星体组成，而暗端主要由非常相似的源组成，但在它们的演化过程中处于较暗的阶段。我们结合这个模型与类星体活动的暗物质晕的统计。我们发现，由于明亮和暗淡的类星体是在不同的演化阶段看到的大多数类似的源，类星体光度的宽范围对应的类星体宿主晕的质量只有一个狭窄的范围。平均而言，明亮和暗淡的类星体位于类似的宿主晕中。因此，我们认为，类星体集群应该只弱依赖于光度。这一预测与最近对类星体关联函数（Croom et al. 2005）和星系-类星体交叉关联函数（Adelberger & Steidel 2005）的光度依赖性的测量在定性上是一致的。SDSS和2dF未来的精确聚类测量，跨越大范围的光度，应该提供一个强大的测试我们的模型。
2005-07-15 astro-ph
Quasars Probing Quasars II: The Anisotropic Clustering of Optically Thick Absorbers around Quasars
在不同红移的类星体中，背景类星体的视线可以用来研究前景类星体的吸收环境。我们从149个投影类星体对的视线中选取了17个列密度N_HI > 10^19 cm^-2的莱曼极限系统样本，研究了z ~ 2.5的发光类星体周围光学厚吸收体的成簇模式。具体地说，我们测量了类星体-吸收体在横向上的关联函数，并发现在幂律关联函数下的共动关联长度r_0=9.2 + 1.5 - 1.7 Mpc/h（共动），γ =1.6。将这一横向成团强度应用于视线，可以预测，在v < 3000 km/s的速度窗口内，所有类星体中约有15-50%的类星体应该具有N_HI > 10^19 cm^-2的吸收体。这高估了沿视线的吸收体的数量，提供了令人信服的证据表明，类星体周围的光学厚吸收体的聚集模式是高度各向异性的。对各向异性最合理的解释是，横向方向比视线方向更不可能被电离光子照射，并且沿着视线方向的吸收体被光蒸发。本文提出了一个吸收体在类星体电离通量作用下发生光蒸发的简单模型，并证明了体密度n_H < 0.1 cm^-3的吸收体如果位于发光类星体的约1 Mpc（适当）范围内，就会发生光蒸发。使用这个简单的模型，我们说明了如何比较的横向和视线集群周围的类星体，最终可以用来约束光学厚吸收线系统中的气体分布。
2006-06-05 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
Clustering Analyses of 300,000 Photometrically Classified Quasars--I. Luminosity and Redshift Evolution in Quasar Bias
使用~ 300，000光度分类的类星体，迄今为止最大的类星体样本用于此类分析，我们研究的红移和光度演化的类星体集群的尺度为~50 kpc/h ~20 Mpc/h从红移z~0.75 z~2.28。我们使用现实的暗物质模型参数化我们的聚类幅度，并发现LCDM功率谱提供了一个极好的适合我们的数据与红移平均类星体的偏差b_Q = 2.41+/-0.08（$P_{<χ^2}=0.847$）的$σ_8=0.9$。这表示比最佳拟合幂律模型（$ω= 0.0493\pm0.0064θ^ {-0.928\pm0.055}$ ; $P_{<χ^2}=0.482$）更好的拟合。我们发现b_Q随红移的增加而增加。仅使用我们的数据集，这种演变在>99.6%时是显著的，如果恒星污染没有明确参数化，则增加到>99.9999%。我们测量了整个样本的类星体分类效率为a = 95.6 +/- ^{4.4}_{1.9}%，这是一个可以与许多星系聚类光度研究中的恒星-星系分离相媲美的恒星-类星体分离。我们推导出类星体周围的暗物质晕的平均质量为MDMH=（5.2+/-0.6 x10 ^{12} M_solar/h.在z~1.9处，我们发现$1.5σ$偏离了与光度无关的类星体聚类;这表明，将我们的样本大小增加1.8倍，可以开始限制z~2处类星体偏差中的任何光度依赖性。我们的结果与最近对z < 0.4的类星体环境的研究一致，这些…
2006-12-07 astro-ph
Quasar Clustering from SDSS DR5: Dependences on Physical Properties
利用从SDSS数据发布5类星体目录中抽取的天空覆盖率为$4000 {\rm deg^2}$的38，208个类星体的均匀样本，我们研究了类星体聚集对光度、维里黑洞质量、类星体颜色和射电响度的依赖性。在$z<2.5$，类星体集群弱依赖于光度和维里黑洞质量，与典型的不确定性水平$\sim 10%$的测量相关长度。这些弱的依赖性是一致的模型，其中类星体的光度，维里黑洞质量和主机暗物质晕质量之间的大量散射稀释了任何集群的差异，其中晕质量被假定为最相关的集群强度的相关量。然而，最明亮和最大质量的类星体更强烈的集群（在$\sim 2σ$水平）比样本的其余部分，我们归因于在主机晕的高质量端的偏置因子的快速增加。在我们的样本中，我们没有观察到聚类强度对类星体颜色的强烈依赖。另一方面，射电强的类星体比射电静的类星体在红移和光学光度（或维里黑洞质量）上更强烈地聚集在一起，这与射电星系和射电强的2型活动星系核的局部观测结果一致。因此，在有偏差的晕簇图中，射电噪声类星体存在于更大质量和更密集的环境中。使用Sheth et al.（2001）的线性晕偏差公式，射电强类星体的主晕质量估计为$\sim 10^{13} h^{-1}M_\odot$，而射电静类星体主晕质量估计为$\sim 2\times 10^{12} h^{-1}M_\odot$，在$z\sim 1.5$。
2008-12-13 astro-ph
Formation of z ~ 6 quasars from hierarchical galaxy mergers
红移z ~ 6的发光类星体的发现表明，在宇宙年龄小于10亿年时，存在质量为~10^9 Msun的超大质量黑洞。这一发现对理论模型提出了一些挑战。在这里，我们提出了第一个多尺度模拟，连同自我调节模型的SMBH增长，产生一个发光的类星体在z ~ 6.5的LCDM范例。我们追踪了体积约为3 Gpc ^3的最大质量晕的分级组装历史，发现这个质量约为8 x 10^{12} Msun的晕在几次主要合并后在z = 6.5处形成，能够再现SDSS J1148+5251的许多观测到的性质，SDSS J1148+5251是在z =6.42处探测到的最远的类星体（Fan等人，2003）。此外，SMBH生长通过气体吸积低于爱丁顿限制在一个自我调节的方式，由于反馈。我们发现，在类星体主相之前，祖星经历了显着的恒星形成（高达10^4兆太阳/年），使得类星体宿主的恒星质量在z ~ 6.5处达到10^{12}兆太阳，这与SDSS J1148+5251中显着金属富集的观察结果一致。我们的结果提供了标准LCDM宇宙学中z ~ 6类星体的一个可行的形成机制，并证明了最稀有类星体的共同的、并合驱动的起源以及分级宇宙中基本的SMBH-宿主关联。（节录）
2007-06-26 astro-ph
First Measurement of the Clustering Evolution of Photometrically-Classified Quasars
我们提出了新的测量类星体的自相关性从样本的80,000光度分类类星体从SDSS DR 1。我们发现一个最适合的模型$ω(θ) = (0.066\pm^{0.026}_{0.024})θ^{-(0.98\pm0.15)}$的角自相关，与光谱类星体调查的估计一致。我们发现，只有模型很少或根本没有演化的类星体集群在共动坐标z~1.4可以恢复一个尺度长度与本地星系和活动星系核（AGN）一致。在当前的宇宙学范式中，类星体偏置的快速演化最好地解释了一个在同动坐标系中类星体集群演化很小的模型。我们证明了类星体的偏置一定是从光度红移z=2.2时的b_Q~3变化到了光度红移z=0.75时的b_Q~1.2-1.3。如此快速的红移增加意味着z~2的类星体不可能是现代L* 天体的祖先，而是它们现在必须居住在密集的环境中，例如星团。同样地，紫外线X类星体相位的持续时间必须足够短，以解释为什么局部紫外线X类星体存在于基本上无偏置的结构中。我们对b_Q的估计与最近的光谱结果符合得很好，这表明b_Q的演化与类星体在每个红移处居住在类似质量的晕中是一致的。把类星体成团作为红移和光度的函数，我们没有发现类星体成团依赖于光度的证据，因此红移的演化比类星体光度的变化更能影响类星体成团。本文提出了一种利用关联函数定量计算光度分类类星体目录中恒星污染的新方法。
2005-10-24 astro-ph
Quasar Clustering and the Lifetime of Quasars
虽然发光类星体的数量在10^9年的周期内有升有降，但单个类星体的典型寿命却不确定几个数量级。我们表明，类星体集群测量可以大大缩小范围内的可能寿命的假设，发光类星体居住在最大规模的主机晕。如果类星体是长寿的，那么它们是罕见的现象，相对于底层的暗物质来说，它们是高度偏置的，而如果它们是短命的，它们则存在于更典型的晕中，不那么强烈地聚集在一起。对于一个给定的类星体寿命，我们计算的最小主机晕质量匹配观测到的类星体的空间密度，使用Press-Schechter近似。我们使用Mo & White的结果来计算这些晕的聚类，从而计算它们所包含的类星体的聚类，作为类星体寿命的函数。一个吸积效率eps=0.1的爱丁顿黑洞的e-折叠时间尺度t_Q = 4 x 10^7年，对应于z=2-3的低密度宇宙学模型中的类星体相关长度r_0 ~ 10 Mpc/h;这个值与目前的聚类测量结果一致，但这些测量结果有很大的不确定性。来自2dF和斯隆类星体巡天的高精度聚类测量将检验我们关于类星体光度和宿主晕质量之间紧密相关的关键假设，如果这个假设成立，那么他们应该确定t_Q为三倍或更好。准确测定类星体的寿命将显示超大质量黑洞是否在高光度吸积过程中获得大部分质量，并将显示典型的邻近星系核中的黑洞是否曾经是高光度类星体的中心引擎。
2000-10-18 astro-ph
Major Mergers of Haloes, Growth of Massive Black Holes and Evolving Luminosity Function of Quasars
我们构造了一个物理动机的类星体光度函数的分析模型，基于联合恒星形成和喂养的大质量黑洞之间的相关性观测到的黑洞质量和恒星质量的托管球体建议。大质量黑洞和宿主星系的平行生长被认为是由晕的主要合并引发的。在扩展的Press-Schechter模型框架下计算了晕主合并率。黑洞在宇宙学时间尺度上的演化是通过微分方程组的积分来实现的，微分方程组是从几个合理的假设中建立的，这些假设解释了不同的（爱丁顿限制或供应限制）吸积机制。最后，在这样的吸积事件中，物质落在黑洞上是以一种自调节的稳态方式实现的假设下，得到了重新激活类星体的典型光变曲线。预测的类星体光度函数进行比较的光度函数的2dF类星体样本和其他，更高的红移数据。我们在所有情况下都发现了很好的一致性，除了z<1，我们模型的基本假设可能会崩溃。
2003-04-10 astro-ph
Strong CaII absorption lines in the reddened quasar SDSS J2339$-$0912: Evidence of the collision/merger in the host galaxy?
本文报道了在窄线类星体SDSS J2339-0912（z=0.6604）中探测到类星体红移处的强CaII/MgII吸收线。类星体具有强FeII、小的Balmer发射线宽度和非常红的B-Ks色。光学连续谱和宽发射线都被E（B-V）~1.0等的SMC类尘埃变红，而其近红外颜色（J-KS=1.60）几乎没有变红。Ca Ⅱ吸收线饱和，半高宽为362 km/s，等效宽度为W_{CaII K} = 4.2 μ m（在源静止坐标系中）。MgII吸收线也是饱和的，并且具有类似的线宽。线的轮廓和没有证据表明星光来自宿主星系的事实表明，这些吸收线不是恒星起源的。CaII的柱密度与尘埃的柱密度之比与银河系ISM的柱密度之比一致。我们认为，这两个严重的红化和大的吸收线宽度是由于高度干扰ISM的视线上的类星体，而这种干扰是由星系碰撞，甚至合并类星体宿主星系。
2005-04-14 astro-ph
Clustering Analyses of 300,000 Photometrically Classified Quasars--II. The Excess on Very Small Scales
我们研究小尺度上的类星体聚类，使用晕驱动的暗物质描述建模聚类幅度。从尺度<35 kpc/h的91对中，我们只检测到类星体集群比我们最适合的大尺度模型稍微多一点。综合所有的红移，在~18 kpc/h（~28 kpc/h）时，隐含的类星体偏差为b_Q = 4.21+/-0.98（b_Q = 3.93+/-0.71）。我们的最佳拟合（实空间）功率指数为~-2（即，$ξ(r) \propto r^{-2}$），这意味着比目前在模拟中发现的更陡峭的晕轮廓。另一种情况是，距离小于35 kpc/h的类星体双星可能追踪到合并星系，对于主晕质量为m x 10^{12} M太阳/h的类星体，其典型的动力学合并时间为t_d~（610+/-260）m^{-12} Myr/h。我们发现，在$2.0σ$水平上，z > 2时，~28 kpc/h的UVX类星体簇比z < 2时高出5倍。然而，当类星体的空间密度随着z的增加而下降时，在z > 2处的类星体双星（超过预期）的过量可能与形成UVX类星体的星系在z > 2处的合并率降低相一致。将我们在~28 kpc/h的聚簇与$ξ(r)=(r/4.8\Mpch)^{-1.53}$幂律聚簇进行比较，我们发现任何超出因子的上限为4.3+/-1.3，注意一些警告，这与最近在$2.2σ$测量的二元类星体的大过量不同。我们推测，与z < 2的模型相比，偏向z > 2的二元类星体调查…
2006-12-07 astro-ph
The Mass Budget of Merging Quasars
最近对邻近的死类星体和遥远的活动类星体的研究中出现了两个惊人的结果：（i）黑洞（BH）的质量与其宿主星系的性质（球状体光度或速度色散，星系质量）之间存在紧密的关系;（ii）BH中的局部质量密度与通过从遥远的活动类星体接收到的光的总和所预期的质量密度之间的一致性。这些结果部分是由连续的星系合并和BH合并形成的，因为合并重新分配了星系中BH的人口，BH双星合并通过引力波的损失降低了BH的质量密度。在这里，我们隔离和量化这些影响，以下人口的大规模BH代表类星体人口z = 3和z =0之间的宇宙学合并历史。我们的研究结果表明，BH质量和宿主星系的属性之间的关系，和推论的全球性的BH吸积效率在活跃的类星体阶段，可能会受到重复合并的累积效应。
2004-05-17 astro-ph
Constraining the Lifetime of Quasars from their Spatial Clustering
根据目前的观测，类星体发光相的寿命t_Q被限制在10^6年到10^8年之间，但在其他方面是未知的。我们模型的类星体的光度函数在光学和X射线波段使用Press-Schechter形式主义，并表明，类星体的预期集群强烈依赖于它们的假设寿命。我们量化了这种依赖性，发现现有的类星体相关长度的测量值与10^6 < t_Q < 10^8年的范围是一致的。然后，我们表明，未来的测量的类星体的功率谱的z=3，从2dF或斯隆数字巡天，可以显着改善这一约束，并在原则上允许一个精确的测定t_Q。我们估计的系统误差引入的不确定性建模的类星体晕的关系，以及可能存在的模糊类星体。
2000-12-28 astro-ph
A Unified, Merger-Driven Model for the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Supermassive Black Holes and Galaxy Spheroids
我们提出了一个演化模型的星爆，类星体，球状星系中，气体丰富的星系之间的合并驱动气体的核流入，产生强烈的星爆和饲料的超大质量黑洞（BH）的掩埋生长，直到反馈排出气体，并呈现一个短暂可见的光学类星体。类星体的寿命和模糊柱密度取决于瞬时和峰值亮度的类星体，我们确定这种依赖性使用一个大的模拟星系合并不同的主机星系的属性，轨道几何形状，和气体物理。我们使用这些拟合去卷积观测到的类星体光度函数（LF），并获得具有一定的峰值光度，n（L_peak，z）的类星体的形成率的演变。类星体在远低于峰值的光度下会花费很长的时间，因此n（L_peak）有一个最大值，对应于观测到的LF中的“中断”，在较亮和较暗的光度下都会下降。从n（L_peak）和我们的模拟结果，我们获得了对硬和软X射线和光学类星体LF的自洽拟合，并预测了许多可观测量，包括：光学和X射线样品的柱密度分布，X射线样品中宽线类星体的LF和宽线部分随光度的变化，活动BH质量函数，z~0-2处的爱丁顿比分布，遗迹黑洞的z=0质量函数和黑洞的总质量密度以及宇宙X射线背景。在每种情况下，我们的预测都与观察到的估计值吻合得很好，与以前的建模尝试不同，我们能够在不调用任何关于源属性或分布的特设假设的情况下重现它们。我们提供了一个库的Monte Carlo实现我们的模型与观察比较。（节录）
2005-11-03 astro-ph
A Characteristic Division Between the Fueling of Quasars and Seyferts: Five Simple Tests
假设存在M_BH-σ关系，自我调节的黑洞（BH）增长模型需要燃料供应和宿主膨胀的增长来加深势能，否则系统要么饥饿要么自我调节而没有持续的活动。这表明明亮的类星体必须在大合并中被触发：星系的大部分必须在一个动态时间或更短的时间内转化为新的凸起质量。相比之下，低光度AGN几乎不需要凸起增长和少量气体供应，并且可以在更常见的非合并事件中被触发。这预示着在传统的类星体-塞弗特光度分界线附近（BH质量增长到10^7太阳质量以上/以下），会发生一个向合并引发的燃料供给的转变。我们收集观察结果来测试这样的划分的几个预测，包括：（1）过渡到膨胀主导的主机。(2)“pseudobulges”和“经典”的凸起之间的过渡托管剩余BH：pseudobulges形成的长期过程和未成年人合并，而经典的凸起的遗迹主要合并。(3)小规模集群的幅度增加，合并更有效。(4)不同的红移演化，富气合并速率上升到红移z>2，而长期过程在时间上相对恒定。(5)在更明亮的系统中，星暴后特征的日益突出。我们的观测汇编提供了初步的证据，预测司周围的塞弗特类星体的阈值。我们讨论了未来的观测如何改善这些约束，并打破不同的燃料模型之间的退化。
2008-12-15 astro-ph
The formation and merger of compact objects in central engine of active galactic nuclei and quasars: gamma-ray burst and gravitational radiation
在活动星系核（AGN）和类星体（QSO）中，由于类星体核内的吸积盘与主序星之间的相互作用，致密天体即中子星（NS）和黑洞（BH）的产生率非常高，而频繁的超新星爆发被用来解释其高金属丰度。由于红巨星的捕获截面较大，很容易形成致密天体-红巨星双星。（NS/BH，NS/BH）双星是在（NS/BH，RG）双星超新星爆发后形成的。强烈的瞬变伽玛射线辐射（伽马射线暴）和引力辐射可以从这两个致密物体的合并中产生。RG的氦核（Hc）与黑洞的碰撞也可能发生，也可能产生长时间的伽马射线暴，但不会产生引力波。我们估计（NS/BH，NS/BH）双星和（Hc，BH）双星的合并率与金属丰度$({\rm \frac{NV}{CIV}})$成正比，每个活动星系核/类星体的合并率可高达每年10 $^{-3}({\rm \frac{NV}{CIV}}/0.01)$。
1999-08-20 astro-ph
Binary Quasars in the Sloan Digital Sky Survey: Evidence for Excess Clustering on Small Scales
我们展示了218个新的类星体对的样本，它们在0.5 < z < 3.0的红移范围内具有适当的横向间距R_prop < 1 Mpc/h，这些样本是从斯隆数字巡天和2dF类星体红移巡天类星体周围的广泛后续活动中发现的。这个样本包括26个新的二元类星体，其分离距离R_prop < 50 kpc/h（θ < 10角秒），是已知此类系统数量的两倍多。我们定义了一个统计样本的二进制选择同质的标准和计算其选择函数，考虑到来源的不完整性。首次测量了10 kpc/h < R_prop < 400 kpc/h尺度下的类星体关联函数。对于R_prop < 40 kpc/h，我们检测到一个数量级的过度集群超过预期的大规模R_prop > 3 Mpc/h类星体的关联函数，外推作为一个幂律的分离探测我们的二进制。在R_prop ~ 10 kpc/h时，过剩增长到~ 30，并提供了令人信服的证据，表明类星体的自相关函数在次百万秒差距尺度上变得越来越陡峭。这种小规模的过剩可能归因于在丰富环境中触发类星体活动的耗散相互作用事件。本文回顾和讨论了近年来小尺度星系团和类星体-星系团的测量结果，并结合我们对小尺度类星体团的测量结果进行了讨论。
2005-04-25 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
Modeling the cosmological co-evolution of supermassive black holes and galaxies: II. The clustering of quasars and their dark environment
我们在千禧年模拟的基础上使用半解析模型来研究星系及其嵌入的超大质量黑洞的联合形成。我们的目标是测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动所引发的星系合并，并限制不同的模型与个别类星体事件的光变曲线。在目前的工作中，我们专注于研究模拟类星体的空间分布。在所有的光度下，我们发现模拟的类星体两点关联函数在0.5 < r < 20 h^{-1} Mpc范围内符合单一的幂律，但它的归一化是红移的强函数。当我们只选择光度在现今类星体巡天通常可达范围内的类星体时，它们的聚集强度仅微弱地依赖于光度，与观测结果一致。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是在爱丁顿极限附近吸积的黑洞，并且由质量范围只有几个10 ^12 h^{-1} M_sun的暗物质晕所承载。因此，明亮类星体的聚集不能用来解开光变曲线模型，但如果观测样本可以被推到显着更暗的极限，这样的区分将成为可能。总体而言，我们的模拟类星体人口的聚类结果与观测结果相当吻合，支持星系合并可能是触发黑洞吸积和类星体活动的主要物理过程的猜想。
2009-05-30 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 CLUSTERING OF QUASARS
利用两点关联函数、胞数方差和条件密度随红移的变化关系，研究了类星体的空间分布及其与红移的关系。通过与其他作者的研究结果的比较，我们得出结论：类星体具有振幅与星系相似或更大的关联函数，但它的演化问题仍有待解决。我们将讨论如何通过添加新的观测数据并将真实数据与调查模拟进行比较来实现这一目标。
1995-05-29 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering of Quasars and Galaxies at z=1
我们提出了在0.7<z<1.4处的DEEP 2星系在SDSS和DEEP 2巡天发现的类星体周围的聚类。我们测量了来自SDSS的36个光学选择的、光谱识别的类星体样本和在DEEP 2巡天中发现的16个类星体的两点互相关，其中包括完整的DEEP 2星系样本，尺度为0.1 < r_p < 10 Mpc/h。成团振幅与DEEP 2星系的自关联函数相似，在z~1处，类星体与DEEP 2星系之间的相对偏差为b=0.89 +/-0.24。在我们这里探测的范围内，没有发现对尺度、类星体光度或红移的显著依赖。聚类振幅误差与来自显著更大的类星体样本的误差相当，例如2dF类星体红移巡天。这是由于互相关技术的统计能力，它利用了星系比类星体多得多的事实。我们还测量了类星体的局部环境，使用周围的DEEP 2星系的第三最近邻面密度。类星体被发现在与蓝色DEEP 2星系类似的平均过密度区域;它们与红色DEEP 2星系群在2 sigma显著性上的环境不同。我们的结果表明，类星体并不居住在特别大质量的暗物质晕在这些红移，平均暗物质晕质量的M_200 ~ 3 10^12太阳质量的一致LCDM宇宙学。
2006-09-12 astro-ph
Quasar Clustering at $25\kpch$ from a Complete Sample of Binaries
我们提出了光谱的二进制类星体候选人选择从数据发布4的斯隆数字巡天（SDSS DR 4）使用核密度估计（KDE）。我们提出了27组新的观测结果，其中10个是二元类星体，大约是已知的$g < 21$二元类星体数量的两倍，其成分分离为3至6”。在49个被光谱识别的天体中，只有3个是非类星体，证实了KDE技术的类星体选择效率为$\sim95$ %。我们观察到的几个双星是宽分离透镜候选者，值得额外的更高分辨率的观测。一个有趣的配对可能是M星双星，或者是M星双星类星体的叠加。我们的候选人最初选择的紫外线过剩（$u-g < 1$），但在其他方面选择的类星体对的相对颜色无关，因此，我们使用它们来建议最佳的颜色相似性和光度红移的方法，针对二元类星体，或投影类星体对。从一个样本是完整的适当尺度的$23.7 < R_{prop} < 29.7\kpch$，我们确定的投影类星体的相关函数是$W_p=24.0 \pm^{16.9}_{10.8}$，这是$2σ$低于最近的估计。我们认为，我们的低$W_p$估计可能表明红移的演化类星体的相关函数从$z\sim1.9$到$z\sim1.4$的尺度上的$R_{prop} \sim25\kpch$。这种演化的规模在更大的尺度上广泛地跟踪类星体集群，与合并驱动的类星体起源模型一致。虽然我们的样本本身不足以检测小尺度上类星体集群的演化，但$i$选择的DR6 KDE类星体目…
2007-09-21 astro-ph
Black Holes in Galaxy Mergers: Evolution of Quasars
基于对富气星系合并的数值模拟，我们讨论了类星体活动与星系中超大质量黑洞的自我调节生长相联系的模型。伴随星系碰撞的气体核流入引发了恒星暴增并助长了黑洞的生长，但在恒星暴增的大部分时间里，黑洞被周围的气体和尘埃严重遮蔽，这限制了类星体的可见度，特别是在光学和紫外波长下。最终，来自吸积的反馈能量加热了气体，并将其以强大的风排出，留下一个“死类星体”。在掩埋和死亡阶段之间有一个窗口，在此期间星系将被视为发光的类星体。由于黑洞的质量、辐射输出以及遮蔽气体和尘埃的分布都随着时间的推移而强烈演化，因此可观测类星体活动的这一阶段的持续时间取决于波段和强加的光度阈值。我们确定了观测到的和固有的寿命作为光度和频率的函数，并计算了可观测的寿命~10万年的明亮的类星体在光学B波段，在很好的协议与经验估计和远小于黑洞生长的时间尺度~100万年，自然产生了大量的“掩埋”类星体。然而，观察到的和内在的能量输出收敛在红外和硬X射线波段的衰减变得越来越弱，观察的机会大大增加。我们得到的柱密度分布沿视线中的类星体被认为是高于一个给定的光度，并发现我们的结果非常符合观测估计的柱密度分布从SDSS适当的光度阈值。（节录）
2005-06-13 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
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
Quasar Clustering and Spacetime Geometry
时空的非欧几何性导致高红移类星体的表观关联函数具有各向异性。这种效应可以约束宇宙学常数Λ，而不依赖于任何关于光度、大小或星系团演化的假设。本文利用2dF和Sloan红移巡天中的类星体样本，研究了区分低密度（Ω 0 =0.1-0.4）宇宙学模型的前景。我们发现，即使是这些大型类星体的调查很可能驻留在“稀疏采样”制度，使测量误差的关联函数服从泊松统计。结果是：（a）可以设计一个简单的最大似然方案来估计聚类参数，（b）可以生成关联函数测量的蒙特卡罗实现，而不需要创建人工类星体分布，（c）对于固定的类星体数量，在较小区域上进行更深的调查比浅的大面积调查具有更大的统计能力。采用最近（相当不确定）的类星体相关长度的估计，我们发现，2dF和斯隆样本可以提供明确的区分平坦和开放的几何Ω<= 0.2，但只有边缘歧视Ω= 0.4。如果真实的类星体相关长度是2倍的话，那么对于Ω= 0.4的类星体就有可能进行清晰的区分，而在200平方度范围内对30，000个类星体进行高密度的观测，即使对于较低的相关长度也会提供清晰的区分。
1997-07-15 astro-ph
Local Ultraluminous Infrared Galaxies and Quasars
本文综述了近几年来对局域宇宙、超亮红外星系（ULIRGs）和类星体中最亮的并合星系的研究结果。首先，在ULIRGs的黑洞驱动的核活动的发生频率和重要性进行了讨论，使用最新的光学，近红外，中红外和X射线光谱对这些对象。指出了其在光度、红外颜色和形貌上的明显变化趋势。接下来，详细描述了ULIRGs的宿主星系属性，然后与本地类星体宿主和不活跃的球状体进行比较。总的来说，这些数据与ULIRGs是中等质量椭圆星系形成和成为中等光度光学类星体的过程中的情况是一致的。在许多ULIRG中探测到的强大星系风可能有助于在这种转变过程中释放任何多余的气体。然而，这种演化的情形似乎并不适用于所有的超红外星系和类星体：超亮红外并不总是导致类星体的形成，而在西弗特星系边界附近的低光度类星体并不都显示出最近发生过大合并的迹象。
2006-03-01 astro-ph
Cosmic Evolution of Quasar Clustering: Implications for the Host Haloes
我们给出了2dF类星体红移巡天（2 QZ）在红移0.8<z<2.1范围内的详细聚类测量结果。使用一个约14，000个有效红移z_eff=1.47的天体的通量有限样本，我们估计了类星体投影的关联函数，分离度为1<r/h^{-1} Mpc<20。我们发现，实空间中的两点关联函数可用幂律函数很好地近似，斜率γ =1.5 pm 0.2，共动关联长度r_0=4.8^{+0.9}_{-1.5} h^{-1} Mpc.分裂成三个子集的基础上红移的样本，我们发现证据的聚类幅度与回看时间的增加。对于一个固定的伽玛，r_0的演变是在3.6西格玛的置信水平检测。类星体的关联函数和质量自相关函数（采用协调宇宙学模型导出）之间的比值被发现是尺度无关的。对于线性质量聚集振幅σ_8 =0.8，"偏差参数“从z_eff=1.89时的b~3.9$减小到z_eff=1.06时的b~1.8。从观测到的丰度和聚类，我们推断类星体如何填充不同质量的暗物质晕。我们发现2 QZ类星体处于M>10^{12} M_sun的晕中，其宿主晕的平均质量为10^{13} M_sun量级。观测到的聚集与假设在z>1时，黑洞质量和宿主星系圆速度之间的局部观测相关性仍然有效是一致的。根据包含活跃类星体的晕的比例，我们推断类星体的特征寿命在z~1处为t_Q ~几× 10^7年，在较高的红移处接近10^8年。
2004-09-15 astro-ph
Probing Early Clustering with Lyman-Alpha Absorption Lines Beyond the Quasar Redshift
类星体所在的星系群和星系团可以通过探测类星体红移之外的莱曼α吸收线来发现。当由团簇势引起的莱曼α云红移分布的畸变超过类星体的邻近效应时，这种效应就会发生。基于结构演化的CDM宇宙学模型，在假设Lyman α云的物理性质不受大尺度（1 Mpc及以上）准线性流影响的前提下，预测了发现类星体红移（$z_{abs}>z_Q$）以外谱线的概率.如果类星体随机地对下面的星系分布进行采样，那么在$z=2$处，每个类星体具有$z_{abs}>z_Q$的线的预期数量可以高达0.25[（dN/dz）/350]，其中$dN/dz$是远离类星体的每单位红移的莱曼α线的数量。如果类星体通常存在于小的星系群中，这种可能性就会增加。在非常暗淡的类星体附近或金属吸收系统周围，莱曼α线的统计过剩是预料之中的。由于聚类，邻近效应的标准方法高估了高红移时的电离背景通量，最高可达3倍。这一结果削弱了推导的背景通量和已知类星体群体的贡献之间的差异。
1995-02-08 astro-ph
Constraints on the correlation between QSO luminosity and host halo mass from high-redshift quasar clustering
斯隆数字巡天对高红移类星体集群的最新测量表明，z~4的类星体有一个偏差b~14。我们发现，这种极高的聚类幅度，与相应的空间密度相结合，约束在L-Mhalo关系的分散小于50%，在99%的置信度为100%占空比的最保守的情况下。这一本征色散的上限提供了一个强有力的约束，因为目前的上限，本征色散的本地M_BH-西格玛关系和比辐射热爱丁顿光度的发光类星体。
2008-04-29 astro-ph
The luminosity function and clustering evolution of Quasars
最近的研究结果质疑的描述类星体的光度函数在一个纯粹的光度演化，并呼吁光度依赖的光度演化。对类星体成团幅度和演变的测量可以进一步区分为解释类星体现象而提出的各种物理情景。如果类星体是与特征晕质量$\sim 5 \cdot 10^{12}$ M $_\odot$相连的短寿命事件，那么类星体群的一般性质自然会出现。这是触发类星体活动的相互作用优先发生的星系群的典型质量。
1998-02-23 astro-ph
Formation of a Quasar Host Galaxy through a Wet Merger 1.4 Billion Years after the Big Bang
我们提出了高红移类星体BRI 1335-0417（z=4.41）的宿主星系中的分子气体的高分辨率甚大阵列成像。我们的CO（2-1）观测具有0.15”（1.0 kpc）的线性分辨率，并在空间和速度上解析分子气体发射。BRI 1335-0417中的分子气体扩展到5 kpc的尺度，并显示出复杂的结构。在速度空间中，至少有三个不同的组分，它们的分子质量约占9.2 × 10^10 M_sun总分子质量的三分之二，它们嵌在一个结构中，该结构约占系统总分子质量的三分之一。最亮的CO（2-1）谱线发射区在1 kpc直径范围内具有61+/-9K的峰值亮度温度，这与CO谱线激发预测的动力学气体温度相当。这也与附近超亮红外星系中心区域的气体温度相当，但这些星系比1千秒差距要紧凑得多。BRI 1335-0417中分子库的空间和速度结构与简单的引力束缚盘不一致，但类似于合并系统。我们的观测结果与一个主要的、富含气体的（“湿”）合并相一致，它既为一个吸积的超大质量黑洞提供了能量（导致了明亮的类星体活动），又为一个巨大的恒星暴提供了燃料，从而形成了这个星系中的恒星隆起。因此，我们对z>4类星体宿主星系的研究可能是高红移的“湿”合并与活动星系核活动有关的最直接的观测证据。
2008-08-27 astro-ph
The Galaxy Environment of a Quasar at z=1.226: A Possible Cluster Merger
我们对z=1.226射电宁静类星体104420.8+055739进行了超深光学和深近红外观测，以寻找z~1.3的18个类星体。在这些红移下的星系以其极红的颜色而闻名，I-K>3.75，我们在以类星体为中心的2.25'x2.25'场中发现了约11倍的超密度。特别是，我们发现了15-18个星系的颜色一致的人口被动演变的大规模椭圆在类星体的红移。它们在V-K~6.9、I-K~4.3处的V-K/K、I-K/K色星等图中形成“手指”，与在其他z~1.2星系团中观察到的红色序列相当。我们发现了暗示性的证据，在K图像中的红色序列星系之间的子结构，在两个紧凑的集团，40弧秒的北部，和60弧秒的东南方的类星体的形式。对更宽的光学图像的检查表明，这种亚结构是重要的，并且集群延伸形成2-3 Mpc宽的大尺度结构。我们发现了这个系统中蓝色星系比例很高（>50%）的证据，以15-20个I-K>3.75和V-I<2.00的“红色异常”星系的形式存在，我们认为这些星系是尘埃，在类星体红移处的恒星形成星系。在类星体的30弧秒内，我们发现蓝色（V-I<1）星系集中在一个将两组红色序列星系一分为二的带中。这条蓝色星系带被认为对应于一个恒星形成增强的区域。我们解释这种分布的星系团合并的早期阶段，引发了恒星的形成和类星体。
2000-11-22 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 around radio quasars at 0.5 < z < 0.8
我们观测了21个射电强、陡谱类星体样本周围的星系环境，这些类星体的射电光度跨越了几个数量级，频率为0.5<z<0.82。观测还包括用于获得每个类星体场中多余星系数量的背景控制场。星系过剩是用空间星系-类星体相关振幅B_gq和Abell型测量N_0.5来量化的（Hill & Lilly 1991）。在相对丰富的星系团中发现了一些类星体，但平均而言，它们似乎更喜欢近似阿贝尔0级的星系团或星系团。我们结合了我们的样品与文献样品延伸到z=0.2，并涵盖了相同的无线电光度范围。通过使用斯皮尔曼统计解开红移和光度的依赖性，我们检测到一个弱的，但显着的，类星体环境的丰富性和类星体的射电光度之间的正相关性。然而，我们没有发现任何历元依赖于B_gq，如以前报道的射电类星体和星系。我们讨论了无线电亮度集群丰富的链接和可能的解释弱相关性，看到。
1999-12-03 astro-ph
The real-space clustering of luminous red galaxies around z<0.6 quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们测量了从斯隆数字巡天数据发布5中选择的低红移（0.2<z<0.6）类星体样本周围的光度选择的明亮的红色星系样本的聚类。我们利用一个新的统计估计，以获得精确的测量的LRG自相关和约束晕占据分布。这些被用来生成模拟目录，这有助于解释我们的类星体LRG互相关测量。互相关可用斜率为1.8 \pm 0.1和r_0=6 \pm 0.5 h^{-1} Mpc的幂律很好地描述，与观测到的星系关联函数一致。我们没有发现在0.1 Mpc尺度上存在“过度”聚集的证据，并证明这与Serber等人（2006）和Strand等人（2007）的结果一致，当时人们解释了他们测量结果的几个微妙之处。结合类星体-LRG互相关和LRG自相关，我们确定了类星体的大尺度偏差b_QSO = 1.09 \pm 0.15，其红移中值为0.43，没有观测到红移或光度演化。这相当于平均晕质量<M>约为10^{12} h^{-1} M_sun，爱丁顿比为0.01 ~ 1，寿命小于10^{7}年。使用简单的晕占据模型，这对应于类星体宿主的数密度大于10^{-3} h^{3} Mpc^{-3}，恒星质量小于10^{11} h^{-1} M_sun。小规模的集群信号可以解释与我们的模拟LRG目录的帮助下，并依赖于类星体栖息晕的方式。我们发现，我们的小尺度测量与从质量阈值以上的晕中心随机二次采样的类星体位置不一致，需要卫星分数> 2…
2008-02-17 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Evolution of Galaxy and Quasar Clustering
研究了CDM模型中暗物质晕的关联函数的演化。我们表明，晕关联函数不演变的基本质量分布的关联函数的比例。最早坍缩的晕，对应于密度场中罕见的峰值，非常强烈地聚集在一起。晕关联函数的振幅从初始的大值开始减小。这种下降持续到平均峰值崩溃，之后，幅度以缓慢的速率增长。这种行为被证明是通用的，最小振幅的时代只取决于在相关规模的质量的均方根波动，并在一个小得多的程度上，在该规模的功率谱的斜率。我们讨论的相关性，这一结果的解释观测星系和类星体集群。
1998-04-24 astro-ph
Search for Galaxy Clustering around a Quasar Pair at z=4.25 found in the Sloan Digital Sky Survey
本文对一对Z=4.25的发光类星体SDSS J1439-0034 A，B的环境（\approx 600 kpc半径）进行了研究。对类星体的高质量斯巴鲁光谱的分析表明，这种配置确实是一个物理对，而不是引力透镜;红移略有不同（尽管勉强一致），两个光谱具有惊人的不同特征。我们使用V dropout技术和半窄带成像寻找具有类似红移的明亮星系（L \gsim 0.4 L^*），寻找强的Ly α发射。我们没有发现类星体对周围星系密度的增强;它的环境与一般场的差异很小，密度增强的上限约为3，置信度为90%。我们推断明亮的类星体是在一般场中的两个正常星系中偶然出现的。
2003-12-19 astro-ph
The clustering of halo mergers
我们分析了晕合并网站的空间分布，使用四个数值模拟的高时间分辨率的结构生长在一个Lambda CDM宇宙学。我们没有发现任何大规模的相对偏差之间的合并和随机选择的晕相同的质量在高红移的证据。给定一个样本的星系，形成一个泊松抽样的晕合并，然后测量集群的幅度应该导致一个强大的估计的中位数主机晕质量。在结构增长的层次图中，高红移星系之间的合并被认为会产生尘埃笼罩的星爆，导致亚毫米波段的辐射增加。因此，测量SCUBA星系的聚集强度，例如，可以确定它们是否是正在形成过程中的巨型椭圆星系。
2002-11-27 astro-ph
Hierarchical Clustering and Active Galaxies
本文用层次聚类的分析程序实现了超大质量黑洞的生长和星系核活动的平行发展。计算了类星体和活动星系核的光度函数的演化，特别注意了类星体和Seyfert星系之间的联系。该模型的主要兴趣之一是平行研究类星体的形成和演化以及恒星形成的历史。
2000-09-18 astro-ph
Probing the dark energy with quasar clustering
通过蒙特卡罗模拟，我们证明了Alcock-Paczynski检验在类星体成团中是探测宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}和w的有力工具。考虑到特殊速度对关联函数的影响，我们得到了二度场类星体红移巡天（2 QZ）宇宙学常数（w = -1）和空间平坦（Omega_{m0} + Omega_{x0} =1）情况下的预测置信轮廓。结果表明，对于w =-1，该测试对Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}的差异特别敏感，因此与CMB结果结合是理想的。我们还发现，对于平坦的情况下，它是竞争未来的超新星和星系数计数测试，除了是互补的。
2002-01-24 astro-ph
Narrow associated QSO absorbers: clustering, outflows and the line-of-sight proximity effect
利用斯隆数字巡天数据发布3（SDSS DR 3）的数据，我们研究了窄（<700 km/s）CIV和MgII类星体吸收线系统在类星体周围的分布。CIV吸收体位于1.6 < z < 4的红移范围内，MgII吸收体位于0.4<z<2.2的范围内。通过将吸收体与不同但相邻的视线上的类星体相关联，我们测量了在4到30 Mpc之间的共动尺度上类星体周围吸收体的聚集。观测到的共动关联长度为r_o~ 5 h ^-1 Mpc，与在这些红移下观测到的亮星系相似。通过比较吸收体与类星体的相关性，发现：（1）类星体破坏吸收体时，沿其视线方向的同向运动距离为~ 300 kpc（CIV）和~ 800 kpc（MgII）;（ii）>40%的CIV吸收剂在3，000 km/s的类星体不是大规模集群的结果，而是与类星体本身直接相关;（iii）这种内禀吸收体的数量级扩展到12，000 km/s量级的外流速度;（iv）这种外流分量在射电强和射电静类星体中都存在;和（v）一个小的高速流出成分中观察到的MgII人口，但任何进一步的内在吸收剂成分是检测不到的，在我们的聚类分析。我们还发现，在3,000 km/s的范围内，射电强的类星体比射电静的类星体的吸收系统更丰富。这表明，要么是无线电噪声较大的天体生活在更大质量的晕中，要么是它们的无线电活动产生了额外的低速外流，或者两者兼而有之。
2008-02-27 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
A Study of Quasar Clustering at z>2.7 from the Palomar Transit Grism Survey
在宇宙演化的早期，对结构指标的追求导致了对具有更高红移的物体的搜索。帕洛玛凌日棱镜巡天已经产生了大量的高红移类星体（$z>2.7$）样本，允许对类星体位置之间的相关性进行统计分析。在这项研究中，通过与$100 000$蒙特卡罗产生的，随机填充的体积，这是相同的空间坐标，红移分布和类星体的数量观察到的区域进行比较，确定集群。已经观察到三对共动分离分别为11.34、12.97和24.13 h_{50} ^{-1}Mpc（假设为$q_0=0.5$），比在非聚集分布中偶然出现的预期分离要小。通过扰乱观测到的类星体坐标和红移，排除了选择效应作为聚类的假源，这给出了与Monte Carlo分布几乎相同的对分离分布。使用对分离和最近邻距离的分布的测试表明，所观察到的对在非聚集分布中出现的概率小于0.1%。使用极大似然技术来估计相关长度$r_0$，假设$ξ(r) = (r/r_0)^{-1.8}$，我们发现$r_0 = 35\pm15 h_{50}^{-1}Mpc$（共动，$q_0=0.5$，1 $σ$错误），一个值远远大于当今星系的相关长度。
1997-08-26 astro-ph
Pair Correlations and Merger Bias
我们研究分析的可能性，合并的晕更高度聚集比一般人口的晕可比的群众。我们首先调查的扩展Press-Schechter形式主义的合并偏见的预测，并讨论这种方法的局限性和模糊性。然后，我们假设合并发生时，两个对象的形式在一个（小）固定的距离彼此。因此，我们研究的集群对点的一个高度偏见的人口在线性政权，在准线性政权的整体质量分布，和（使用晕模型的聚类）在非线性政权。偏置、准线性演化和非线性聚类都导致非零的约化（或连通）三点和四点关联函数。在许多情况下，这些高阶关联函数可以相对于单个点的聚类来增强紧密点对的聚类。如果紧密对可能合并，则可以增强合并的聚类。我们讨论了所观察到的发光z=3星系的集群和活动星系核和星系团的相关性的影响。
2005-11-21 astro-ph
Clustering of red Galaxies near the Radio-loud Quasar 1335.8+2834 at z=1.1
我们已经获得了新的深光学和近红外图像的领域的射电响亮类星体1335.8+2834在$z=1.086$在过剩的星系表面数密度由Hutchings等人。[AJ，106，1324]从光学数据。我们在类星体附近发现了一个具有非常红色的光学-近红外颜色的物体，$4 \lesssim R-K \lesssim 6$和$3 \lesssim I-K \lesssim 5$。最红天体的颜色和星等与在$z=1.1$观测到的老的（z=0时12 Gyr）被动演化的椭圆星系一致，清楚地定义了一个类似于在类似或较低红移的星系团中发现的“红信封”。这一证据有力地表明，类星体存在于一个中等丰度的星系团（丰度级$\geq 0$）中。还有相当大一部分中等红色的天体（$3.5 < R-K < 4.5$）在天空中的分布与最红的天体相似。它们可能被解释为一些最近或正在形成恒星的星系团。
1997-07-17 astro-ph
Predictions of Quasar Clustering: Redshift, Luminosity and Selection Dependence
我们表明，目前的类星体和发光活动星系核的集群观测可以解释的合并模型增强反馈流出。利用足够大的数值模拟来研究25个共动h^{-1} Mpc的集群，我们计算了活动星系核红移、光学和X射线光度与关联函数、偏差和关联长度的关系。在光波长，我们的结果匹配广泛的当前观测，并生成对未来数据集的预测。我们重现了弱的光度依赖的集群在目前良好的测量范围内，并预测在更高的光度更强的依赖。斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的二元类星体集群的振幅增加也被再现，并预测会发生在更高的红移，这种效应是由于关联函数中的一个晕项。另一方面，我们的结果不匹配的快速演变的SDSS中观察到的相关长度在z \simeq 3，一个差异，至少部分是由于我们的模拟与本调查的尺度探测的差异。事实上，我们表明，改变从我们的模拟采样的距离可以产生高达40%的变化，在拟合的相关长度。最后，在X射线中，我们的模拟产生的相关长度与在Chandra Deep Field（CDF）North中观察到的相似，但不是在CDF South中观察到的显著更大的相关长度。
2008-11-13 astro-ph
High-Redshift Quasars as Probes of Primordial Large-Scale Structure and Galaxy Formation
有几种观点认为z > 4的类星体可能位于未来巨型椭圆星系的核心，并在原始密度场的最高峰形成。一个强的偏见驱动的原始集群，然后预计在这些领域，这是自然解释为未来丰富的集群的核心。因此，高红移类星体可以作为最早的星系形成地点的标记。最近发现的z > 4类星体的（原）星系同伴，以及高z类星体之间强集群的暗示，都为这一观点提供了一些支持。伴星的频率比一般场的预期频率要高得多，也比HDF中类似红移的上限要高得多。类星体本身在z > 3或4的聚集可能反映了原始的大尺度结构。
1998-05-12 astro-ph
