Assembly bias in the clustering of dark matter haloes
我们使用LCDM宇宙中结构生长的非常大的模拟--千禧模拟--来研究组装偏差，即给定质量的晕的大规模聚集随其组装历史显着变化的事实。我们扩展早期的工作基于相同的模拟叠加结果红移从0到3，通过定义一个噪音较小的估计聚类幅度，并考虑晕浓度，子结构质量分数和自旋，以及形成时间，作为额外的参数。这些改进导致的结果与以前的研究相比，噪声更小，覆盖范围更广的晕质量和结构特性。我们发现显着和显着不同的组装偏置效应，我们认为所有的晕属性，虽然在所有情况下，晕质量和红移的依赖性充分描述为依赖于等效峰高nu（M，z）。不同的晕属性的nu依赖性不同的定性和不相关的可能天真地预期给定的形成时间，浓度，子结构分数和自旋之间的关系，作为一个整体的晕人口。这些结果表明，这将是很难建立模型的星系人口的暗晕，可以鲁棒的大规模星系集群的振幅，质量集群在优于10%的水平。
2007-01-22 astro-ph
Excursion set approach to the clustering of dark matter haloes in Lagrangian space
我们提出了一个随机的方法来研究暗物质晕在拉格朗日空间中的空间聚集。我们的形式主义是基于邦德等人的“偏移集”方法的局部公式化，其自动地解决了在绑定系统的识别中的“云中云”问题。我们的方法允许计算关联函数的晕在拉格朗日空间中使用一个多维福克-普朗克方程与适当的边界条件或一个数组的Langevin方程与空间相关的随机力。我们将我们的方法的结果与文献中考虑的晕轮自关联函数的理论预测进行了比较，发现与最近在Catelan等人的“计数场”方面对晕轮聚类的处理中获得的结果非常一致。最后讨论了空间相关性对晕并树数值模拟的可能影响。
1998-01-28 astro-ph
Combining Weak Lensing Tomography with Halo Clustering to Probe Dark Energy
限制暗能量性质的两种方法是弱透镜层析成像和团簇计数。利用晕簇的性质，可以减少团簇质量校准中的不确定性。然而，在一个单一的调查，弱透镜和晕集群探测相同的密度波动。我们探讨的问题是，这些信息是否可以被使用两次-一次在弱透镜，然后再次在晕聚类校准集群质量-或合并的暗能量约束是否弱于单个约束的总和。对于像暗能量巡天（DES）这样的巡天，我们发现在高红移时源星系的宇宙剪切确实与低红移时的晕簇高度相关。令人惊讶的是，这种相关性并没有降低类似DES的调查的宇宙学约束，事实上，约束略有改善，因为相关性本身作为额外的可观测量。这大大简化了对类似DES的调查的分析：当弱透镜和晕簇被视为独立的实验时，组合的暗能量约束（包括簇计数）即使不是稍微保守，也是准确的。我们的发现反映了高田和布里德的研究结果，他们研究了宇宙切变和星系团计数之间的相关性。
2007-08-03 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
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering: II. Universality and Self-Similarity in Cluster-Sized Halos
我们研究了在三种不同的冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们进行了N体模拟的形成13个集群大小的晕。在所有运行中，与$r^{-1.5}$成比例的密度尖点在中心处形成。这个结果与我们模拟的宇宙学模型无关。我们无法重现比$r^{-1.5}$更浅的瓣尖，这在以前的一些研究中获得。我们还发现，在所有运行中，密度结构都以自相似的方式演化，即使在$Ω\ne 1$宇宙中也是如此。这些结果表明，结构形式的形成是一个与背景宇宙学脱钩的过程。
2001-08-01 astro-ph
Clustering of dark matter halos on the light-cone: scale-, time- and mass-dependence of the halo biasing in the Hubble volume simulations
结合现有的几种理论模型，我们发展了一个唯象模型来预测光锥上的暗物质晕的成簇。假设在大尺度上的晕的速度场近似的线性理论，我们提出了一个经验处方的规模，质量和时间依赖性的晕偏置。我们测试我们的模型对哈勃体积$N$体模拟，并检查其有效性和局限性。我们发现，在两点关联函数的暗物质晕之间的唯象模型的预测和测量从模拟$R>5h^{-1}$ Mpc在实空间和红移空间。虽然该模型是在星系团和星系团的质量尺度上进行校准的，并且对于红移可达$z\sim2$，但它具有相当的通用性，如果能明确暗晕和可见天体之间的关系，则可适用于更广泛的天体物理学天体，如星系和类星体。
2001-10-05 astro-ph
The abundance and clustering of dark haloes in the standard Lambda CDM cosmogony
许多证据表明，我们生活在一个平坦的冷暗物质宇宙中，具有宇宙学常数。在这样的宇宙中，暗晕的许多性质现在都有精确的解析公式。假设目前的宇宙学参数的“和谐”值，我们绘制晕丰度对红移作为晕质量的函数，晕温度，晕中的宇宙物质的分数，晕集群强度，和集群强度的z=0的高红移晕的后代。这些图有助于理解非线性结构如何在模型中增长。它们展示了许多看起来令人惊讶的性质，例如：10^9太阳质量晕在z=20时与今天的L_* 星系一样丰富; 10^6K晕在z=8和z=0时同样丰富;目前所有物质的10%处于热于1 keV的晕中，而超过一半的晕温度太低，无法捕获光电离气体;在z=15时，有1%的物质处于热得足以电离氢的晕中;在红移较高的地方，给定质量或温度的晕更加聚集;在z<20时，具有现代L_* 星系丰度的晕同样聚集;在z>10时，恒星形成产生的金属比L_* 星系更聚集在z=0处。
2002-05-22 astro-ph
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
Density profiles and clustering of dark matter halos
暗物质（DM）晕的密度分布和成团是理解星系观测的两个非常重要的组成部分。在这次演讲中，我将介绍我们从大量高质量N体模拟中获得的这两个量的新结果。我们表明，在Einstein de Sitter宇宙中，由于子结构太重要，大约35%的光环无法用Navarro，Frenk & White（NFW）轮廓来拟合，另外50%的光环子结构较少，可以合理地描述NFW轮廓，其余的子结构最少，可以很好地用NFW轮廓来拟合。对于NFW剖面能较好拟合的晕区，浓度参数$c$的概率分布函数可以用离散度为$σ=0.27$的对数正态分布函数很好地描述。$c$的平均值与NFW的预测值相当接近，但随着亚结构的增加而减小。我们的聚类分析表明，低质量晕的聚类比Mo & White预测的要强得多。因此，提出了一个公式的两点关联函数的晕，它可以拟合我们的模拟结果（CDM模型和无标度聚类模型）非常准确。
1998-09-30 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
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
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 dependence of dark halo clustering on the formation epoch and the concentration parameter
我们使用一组7个高分辨率的宇宙学模拟，每个都有$N=1024^3$粒子，以前所未有的精度研究了暗物质晕簇的年龄依赖性。我们使用互功率谱方法测量了大质量范围内晕的偏置参数，该方法即使在最大质量晕的稀疏采样中也能有效地抑制随机噪声。这使我们能够发现，对于晕质量$M>10M_{\ast}$，较年轻的晕比较老的晕更强烈地聚集，其中$M_\ast$是特征非线性质量尺度。对于$M<M_{\ast}$，我们的结果证实了Gao等人先前的发现，即较老的晕比较年轻的晕更强烈地聚集。我们还研究了Halo偏倚随Halo浓度的变化，发现$M<M_{\ast}$的浓度依赖性弱于年龄依赖性，而$M\ga 50 M_{\ast}$的浓度依赖性强于年龄依赖性。准确和强大的测量年龄依赖性的晕偏见点的局限性，简单的偏移集理论预测，给定质量的晕的形成和结构是独立于它的环境。
2006-12-15 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
An analytic model for the gravitational clustering of dark matter haloes
我们发展了一个简单的暗晕引力成团的分析模型。暗晕的统计特性确定从初始密度场（假设为高斯）通过扩展的Press-Schechter形式主义。引力成团作用用一个球形模型来描述，该模型描述了暗晕在坍缩区域的浓度。我们测试这个模型对各种N体模拟的结果。在这种模拟中，暗晕的自相关函数在很大程度上取决于如何识别晕。我们的预测与基于算法的结果一致，该算法比标准的朋友的朋友算法更有效地将聚类分解为子组。这种一致性比假设晕位于线密度场峰值的当前位置所得到的一致性要好。我们使用这些技术来研究如何晕的分布是有偏见的，相对于质量。在一个给定的红移和圆周速度$v_c=v_c^*(z)$（即质量等于在该红移的特征非线性质量$M^*$）的晕的初始（拉格朗日）位置与线性密度场或它们之间的相关性非常弱。然而，作为动力学演化的结果，这些晕的现今相关性与质量的相关性相似。具有较低$v_c$的晕偏向于具有负超密度的区域，而具有较高$v_c$的晕偏向于具有正超密度的区域。在任何一个特定的时代确定的晕，那些具有较高的圆周速度是更强的相关性今天。在给定圆速度的晕中，那些红移较高的晕今天也更强烈地聚集。在"标准CDM“模式中，
1994-12-22 astro-ph
Clustering of Dark Matter Halos on the Light-cone
提出了光锥上暗物质晕成团的唯象模型。特别是，经验处方的规模，质量和时间依赖性的晕偏置详细描述。模型预测与哈勃体积$N$ -体模拟的光锥输出的比较表明，本模型对于$\sim 5h^{-1}$ Mpc以上的尺度是相当准确的。然后，我认为，在应用这个模型的实际限制来自于这样一个事实，即我们还没有完全了解什么是星系团，特别是在高红移。这种观点可能最终被证明是过于悲观的，但在试图用星系团进行{ \it精确宇宙学}时应该牢记在心。
2001-10-03 astro-ph
Internal and External Alignment of the Shapes and Angular Momenta of LCDM Halos
我们研究了LCDM N体模拟中星系和群质量暗物质晕的形状和角动量是如何内部相关的，以及它们是如何与周围晕的位置和属性对齐的。我们探索这些关系到比以前的研究低得多的质量（10^11/h Msun）的晕。晕是三轴的，c/a比为0.6 ± 0.1。质量越大的晕就越扁平。主轴在0.6r_vir内非常好地对准。角动量矢量也相当好地对准，除了晕的最外和最内区域之间。角动量矢量倾向于与短轴对齐，平均偏差约为25度，并垂直于长轴和中间轴。在0.4r_vir处的晕的性质是晕内大多数其他半径处的性质的特征。晕的短轴有一个非常强烈的倾向，就是垂直于大尺度的暗条。这种对齐延伸到更大的集团和集群的质量晕比星系质量晕的分离。因此，星系的内在排列可能比以前的预测要弱，以前的预测是基于星系团质量晕的形状。最高浓度晕的角动量倾向于指向其他晕。星系质量晕的角动量指向平行于暗条，而星系团和星系团的质量晕的角动量则倾向于指向垂直于暗条。这表明，集团和集群的质量晕获得大部分的角动量从主要合并沿细丝，而星系质量晕的质量和角动量的吸积历史已经顺利。
2005-04-01 astro-ph
Effects of Merging Histories on Angular Momentum Distribution of Dark Matter Haloes
分析了原天体合并历史对现时暗物质晕角动量分布的影响。角动量分布的分析方法假设晕最初是均匀的椭球体，并且晕的角动量的增长在其最大膨胀时间停止。然而，最大扩增时间不能唯一地确定，因为在分层聚类方案中，晕的每个祖细胞或亚基都有其自己的最大扩增时间。因此，晕的合并历史可能是重要的估计其角动量。利用Rodrigues & Thomas的合并树模型，考虑了密度涨落的空间相关性，研究了合并历史对暗物质晕角动量分布的影响.结果发现，合并效应，即最终合并成晕的前体物质的最大膨胀时间的不均匀性，对最终的角动量分布没有强烈的影响，因此均匀椭球近似恰好适合于估算暗物质晕的角动量分布。这是因为不同方向的角动量的影响抵消了最大膨胀时间的不均匀性的影响。
1998-09-29 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
Angular Momentum Profiles of Warm Dark Matter Halos
利用高分辨率无耗散模拟方法比较了冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型中维力化暗晕的角动量分布。使用相同的模式集初始化模拟，除了在小尺度上，其中功率在WDM中被抑制在滤波长度以下。值得注意的是，WDM以及CDM晕是很好地描述了布洛克等人（2001年）的双参数角动量分布，即使晕质量低于WDM的过滤尺度。虽然最适合的形状参数变化定量为个人晕在两个模拟，我们没有发现系统的变化轮廓形状的函数的暗物质类型。WDM晕的形状参数的分散是显着较小的，这表明子结构和/或合并的历史发挥了作用，产生分散的平均角动量分布，但平均角动量分布的晕起源于大规模的现象或与维里化过程相关的机制。暗晕和盘星系的角动量分布之间已知的不匹配，因此存在于WDM以及CDM模型。我们的WDM晕往往有一个较低的相干（更多的错位）角动量结构和较小的自旋参数比CDM同行，虽然我们警告说，这一结果是基于少量的晕。
2001-09-25 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 Angular Momentum Distribution within Halos in Different Dark Matter Models
我们研究了暗物质晕的角动量分布的统计样本从一组高分辨率的宇宙学模拟的$256^3$粒子。分析了两种典型的冷暗物质（CDM）模型，并选择了至少含有$3\times 10^4$粒子的晕，以便可靠地测量角动量分布。与布洛克等人最近的主张相反，我们发现晕内角动量的错位程度非常高。大约50%的晕在负角动量$j$的质量中有超过10%的晕质量。在排除阴性$j$的质量后，累积质量函数$M(<j)$近似遵循Bullock等人提出的通用函数，尽管我们仍然发现显著部分的晕（$\sim 50%$）表现出与通用函数的系统偏差。然而，我们的研究结果与van den Bosch等人最近的工作基本一致。我们还研究了暖暗物质（WDM）模型和自相互作用暗物质（SIDM）模型中晕的角动量分布。我们发现WDM模型中晕的角动量分布与CDM模型中的角动量分布在统计上没有区别，而SIDM模型中晕的角动量由于暗物质的自相互作用而减小.
2002-05-30 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
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering
我们使用$N$体模拟研究了冷暗物质场景中形成的暗物质晕的结构。我们模拟了12个质量为$6.6\times 10^{11}M_{\odot}$到$8.0\times 10^{14}M_{\odot}$的晕。在几乎所有的运行中，晕有密度尖点成正比的$r^{-1.5}$开发的中心，这是符合最近的高分辨率计算的结果。密度结构是以自相似的方式演化的，并且是普适的，因为它不依赖于晕质量和密度涨落的初始随机实现。密度分布与Moore等人（1999）提出的分布非常一致，其中心斜率与$r^{-1.5}$成比例，外斜率与$r^{-3}$成比例。晕是通过扩散的小晕的反复吸积而增长的。我们认为，尖点被理解为一个收敛斜坡的吸积潮汐中断的问题。
2001-04-21 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
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
What Does It Take to Stabilize Gravitational Clustering?
对引力坍缩的强非线性状态的分析理解一直很难实现。唯一的见解是稳定聚类假设，它假设在小长度尺度上平均的对象的邻居数量在时间上是恒定的。我们最近提出的N点关联函数的解析晕模型现在提供了一个工具，用于计算强非线性区域的引力成团性质。该模型还提供了一个新的物理框架的稳定聚类假说的有效性的独立评估。根据暗物质晕的性质，我们导出了N点关联函数和两两奇异速度的渐近非线性行为。我们发现，这些统计表现出稳定的聚类时，晕质量函数和晕密度分布服从特定的关系。因此，长期珍视的稳定聚类假设在实践中不一定能够实现。
2000-08-22 astro-ph
The origin of angular momentum in dark matter halos
我们提出了一个新的解释角动量在星系和它们的暗晕的起源，其中晕获得它们的自旋通过累积收购角动量从卫星吸积。在我们的模型中，角动量的积累是一个随机行走过程，与晕的主要祖先的大规模组装历史有关。我们假设吸积物体的角动量之间没有相关性。使用扩展的Press-Schechter近似，我们计算了许多晕的质量，角动量和自旋参数$λ$的增长。我们的随机游走模型再现了N体模拟中发现的晕的角动量的关键特征：$λ$中的对数正态分布，平均值为$<λ> \approx 0.04$，与质量和红移无关。在这个模型中，单个晕中自旋参数的演化与潮汐力矩图中角动量随时间稳定增加的过程有很大的不同。我们发现在N体模拟和随机游走模型中，$λ$的值随着时间的推移显着变化的光环的主要祖。它通常会由于重大合并而急剧增加，并在小卫星逐渐增加期间稳步下降。该模型预测，平均而言，在红移后发生主要合并的晕的$λ$ $z=2$应该比没有发生合并的晕的$λ$ $λ$大得多。也许令人惊讶的是，这表明晚形成的椭圆星系的晕应该比螺旋星系的晕旋转得更快。
2002-08-31 astro-ph
A new test for the stable clustering hypothesis
稳定成团假说是宇宙学中关于物质非线性成团的基本假设。它指出，粒子的平均物理分离在足够小的尺度上是一个常数。虽然许多作者试图用宇宙学的N体模拟来检验这一假设，但由于这类模拟所能达到的动力学范围有限，关于这一假设是否有效以及在哪里有效还没有达成共识。在这封信中，我们建议用高分辨率的晕模拟来检验这一假设，因为单个晕模拟可以更好地分辨晕的精细结构，而且几乎所有具有小间距的粒子对都被假定在维里化晕内。在低密度平板冷暗物质模型中计算了14个高分辨率$\sim 1$百万粒子晕的平均对速度。结果非常符合稳定的聚类预测内的测量不确定度$\sim 30%$在一个大的范围内的超密度是$10^3$到$10^6$的尺度。如果分析大约100个具有类似分辨率的晕，则测试的精度可以提高到$\sim 10%$。
2001-02-12 astro-ph
The Excursion Set Theory of Halo Mass Functions, Halo Clustering, and Halo Growth
回顾了暗物质晕形成和成团的漂移集理论。我叙述了Press-Schechter参数的质量函数的绑定对象和审查的推导Press-Schechter质量函数在EST。科技英语的形式主义是强大的，可以应用于许多问题。回顾了晕偏置的EST和空区的性质。我花了相当多的时间在EST中回顾晕轮生长。本节的高潮与两个蒙特卡罗方法产生晕质量吸积历史的描述。在最后一节中，我强调标准EST方法是几个简化假设的结果。放弃这些假设可以导致更可靠的预测和更通用的形式主义。一个这样的假设是非线性崩溃的势垒的恒定高度。我回顾了任意障碍形状的偏移集方法的实现。这一点的一个应用是现在众所周知的改进标准EST，遵循椭球崩溃的障碍。此外，我强调晕吸积历史独立于晕环境的说法是一个简化的假设，而不是理论的预测。我回顾了在更一般的情况下，相关的密度场随机游动的构造方法。我构建了一个简单的玩具模型与相关的散步，我表明，游览集理论作出了定性的简单和一般的预测晕吸积的历史和晕环境之间的关系：高密度的地区优先包含后期形成的晕，反之亦然，低密度的地区。最后，我简要讨论了这一预测的背景下，最近的数值研究的环境依赖性的晕属性。（节录）
2006-11-14 astro-ph
Structure of Dark Matter Halos From Hierarchical Clustering. III. Shallowing of The Inner Cusp
我们在GRAPE星系团系统上用并行树码的N体模拟研究了冷暗物质情景下形成的暗物质晕的结构。我们在SCDM和LCDM模型中模拟了8个质量为$4.4\times 10^{14}M_{\odot}$到$1.6\times 10^{15}M_{\odot}$的晕，使用了多达3000万个粒子。随着我们的模拟的分辨率，密度分布是可靠的下降到维里半径的0.2%。结果表明，在1%维里半径范围内，内尖点的斜率小于-1.5，且变浅起始处的半径随时间变化，表明最内层轮廓并不普适.
2003-06-10 astro-ph
Probing Halos with PNe: Mass and Angular Momentum in Early-Type Galaxies
我们提出了一个利用行星状星云、球状星团和X射线辐射探测早型星系晕的观测巡天计划。我们回顾了普通椭圆星系周围缺乏暗物质晕的证据，并讨论了可能的影响。我们还提出了测量旋转的晕。
2004-11-30 astro-ph
Halo assembly bias and its effects on galaxy clustering
暗晕的聚集不仅取决于它们的质量，还取决于它们的组装历史，我们称之为"组装偏差"。使用一个星系形成模型嫁接到千年模拟的LCDM宇宙演化，我们研究如何组装偏差影响星系集群。我们将原始模拟与"洗牌"版本进行比较，其中星系群在类似质量的晕之间随机交换，从而隔离了固定质量下组装历史与环境之间相关性的影响。在星系填充暗物质的模拟中，经常使用的晕占据分布模型忽略了这种相关性，但在我们更真实的模拟中，它们是重要的。对于亮度大于-17的M_bJ-5log的星系，装配偏差使两点关联增强了10%，而对于亮度大于-20的M_bJ-5log的星系，装配偏差使两点关联抑制了相似的量。当这样的样本按颜色分开时，红色星系的组装偏差要高5%，蓝色星系的组装偏差要低5%。与所有类型的星系相比，晕中央星系受到组装偏差的影响是不同的。它几乎使暗淡的红色中心星系的相关振幅加倍。星系在固定结构、红移或浓度的晕圈中穿梭，除了固定质量外，还会产生偏差，这种偏差并不比质量单独固定时小得多。组装偏差必须反映环境与晕组装方面的相关性，这些方面没有编码在这些参数中。它引起的影响可能会损害大星系巡天宇宙学参数的精确测量。
2006-10-24 astro-ph
Environmental Effects of Dark Matter Haloes: The Clustering-Substructure relation of Group-size Haloes
我们估计了质量大于10^{13} h^{-1} Mo的暗物质晕的两点关联函数，这些暗物质晕具有或不具有显著的子结构。在两个红移快拍下（z=0和1），用一个朋友的朋友算法在大型LCDM模拟中识别晕，而晕子结构则用观测驱动的方法确定。我们发现，在这两个时代的一个明确的和显着的信号，子结构的晕比那些没有子结构的更集群。这对于所有考虑的晕质量范围都是正确的，尽管对于最高的晕质量，信号是有噪声的，并且仅存在于~20 h^{-1} Mpc。晕相关长度随晕子结构振幅的增加而平滑增加。我们还发现，亚结构晕通常位于高密度的大规模环境中，而相反的是真实的非亚结构晕。如果在高密度区域发现的晕有一个相对较早的形成时间，如最近的工作所建议的，那么它们确实有更多的时间比晕，类似的质量，形成后，在低密度区域的集群。在这种情况下，人们会天真地期望前者（较早形成）的光环通常会比后者（较晚形成）动态地更松弛。然而，较高的合并和相互作用率，预计在高密度区域，可能会破坏其相对宽松的动力学状态，从而导致较高比例的晕与子结构在这些地区发现。
2007-07-17 astro-ph
Measuring the Distribution of Galaxies Between Halos
我们开发了一种方法来测量的概率，P（N;M），找到N个星系在暗物质晕质量M的理论确定的聚类性质的暗物质晕和观测测量的星系的聚类性质。对这个函数和暗物质分布的了解，完全确定了星系在比暗物质晕更大的尺度上的所有聚集特性。此外，P（N; M）对星系形成的模型提供了很强的限制，因为它依赖于暗物质晕的合并历史和晕内星系-星系合并的速率。我们表明，从组合的2 MASS和SDSS或2dFGRS数据集的测量将允许P（N;M）平均超过晕所占据的明亮的星系被准确地测量为N=0-2。
2001-01-17 astro-ph
Measuring Angular Diameter Distances through Halo Clustering
目前和即将进行的弱引力透镜和Sunyaev-Zel'dovich效应的宽场调查将产生具有内部或后续光度红移信息的暗物质晕的质量选择目录。这些光环的角功率谱提供了补充先前研究的数量计数的额外信息。特别地，以线性功率谱的形状为标准尺，用宇宙微波背景测量校准，我们发现，一个4000平方公里的巡天。°的10^14太阳质量阈值可用于确定随红移变化的同向角直径距离。原则上，该测试还允许绝对校准距离刻度和测量哈勃常数。该测试在很大程度上对晕质量测量、质量函数和晕偏置的细节不敏感。确定这些量将进一步允许测量波动的线性增长率。
2001-08-29 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
Evolution of halo-halo clustering and bias in a LCDM model
利用高分辨率N体模拟研究了LCDM模型中晕-晕关联函数和偏差的演化。高的力和质量分辨率允许暗物质（DM）晕在高密度区域的潮汐场中生存，从而防止与“过度合并”问题相关的模糊性。在我们的模拟中，星系大小的星系晕的数量与在真实星系团中观察到的星系数量相似。这使我们能够估计的第一次演变的关联函数和偏差在小（下至~100/h kpc）尺度。我们比较粒子分布，暗物质关联函数，密度分布，和晕质量函数与我们的N体代码和相应的结果的AP 3 M模拟。我们发现，在所有的历元的2点关联函数的星系大小晕xihh是很好的近似幂律与斜率~1.6-1.8。xihh的形状和物质的关联函数的形状之间的差异导致尺度<7/h Mpc时的尺度依赖性偏差，我们发现这是分层模型的一般预测，与时代和模型细节无关。我们发现，我们的研究结果与现有的聚类数据在不同的红移，表明一般成功的结构形成的图片中，星系内形成的主机DM晕。特别是，我们发现一个很好的协议之间的斜率和振幅xihh（z=0）在我们的模拟和星系关联函数测量使用APM星系调查。在高红移下，观测到的Lyman break星系团也被模型合理地很好地再现。
1998-09-29 astro-ph
Angular Momentum Transfer in Dark Matter Halos: Erasing the Cusp
我们认为，在星系形成的早期阶段，重子向暗物质的角动量转移可以使晕内密度轮廓变平，从而改变晕的动力学性质。我们计算了DM晕的相空间分布函数，它对应于从和谐宇宙学中的N体模拟得到的密度和各向异性分布。然后，我们描述了注入的角动量到晕通过修改的分布函数，并表明，该系统演变成一个新的平衡配置;后者具有恒定的中心密度和切向为主的各向异性分布在内部区域，而结构几乎不变超过10%的维里半径。然后，我们提出了一个玩具模型来解释这样的晕演化，基于角动量交换由于动力学摩擦，在时代的星系形成，这是有效地施加DM到气体云螺旋下降的势阱。晕通过动力学摩擦获得的角动量分布与扰动分布函数提供的角动量分布之间的比较揭示了惊人的相似性，暗示了该过程的可靠性。
2006-06-05 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
The non-linear correlation function and the shapes of virialized halos
在非线性区域中，物质的关联函数xi（r）由密度分布ρ（r）和维里化晕的质量分布n（M）决定。使用Press-Schechter方法计算n（M），并使用稳定聚类假设确定这些Press-Schechter晕的密度分布。因此，小尺度上xi（r）的形状和振幅与密度涨落的初始功率谱有关。无标度初始条件下的聚类的情况下进行了详细的处理。如果n是密度波动的初始功率谱的斜率，则稳定聚类要求xi（r）\propto r^{-gamma}，其中gamma是n的已知函数。如果可以忽略晕-晕相关，则ρ（r）\propto r^{-n}，其中n =（gamma+3）/2 = 3（4+n）/（5+n）。对于当前感兴趣的所有n值，这个斜率比霍夫曼和沙汉在处理塌陷晕外部区域形状时获得的值3（3+n）/（4+n）更陡。我们的主要结果是预测的幅度的非线性关联函数。预测的振幅和它对n的依赖性是在良好的定量协议与N体模拟的自相似聚类。如果稳定的集群是一个很好的近似，只有在半质量半径的新闻-Schechter晕，然后所需的密度对比度的发病稳定的集群可以估计。这种密度对比度在~300-600的范围内，并且随着初始斜率n而增加，与N体模拟的估计一致。
1996-02-20 astro-ph
Quasi-Local Evolution of the Cosmic Gravitational Clustering in Halo Model
我们证明了当初始扰动为高斯扰动时，宇宙引力团的非线性演化在$x$ - $k$（位置-尺度）相空间中近似为空间局域的.也就是说，如果在相空间中观察具有模式的质量场，非线性演化将导致具有不同尺度的模式之间的强耦合，但在相同的空间区域$k$，而在不同区域$x$的模式保持不相关，或非常弱的相关。我们首先利用晕模型研究了宇宙引力团簇的准局域演化行为，证明了宇宙引力团簇的自相似性和层次性是相空间中准局域演化的本质原因。晕圈的质量密度分布的缩放确保了在不同物理位置处的$(x-k)$模式之间的耦合基本上被抑制。利用LCDM模型中的高分辨率N体模拟样本，利用宇宙质量场离散小波变换变量之间的关联函数证明了宇宙质量场的准定域性.虽然质量场经历了一个高度非线性的演变，和DWT变量显示显着的非高斯特征，有几乎没有相关性的DWT变量在不同的空间位置。讨论了准定域性的可能应用。
2003-10-13 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
The angular momentum of dark halos: merger and accretion effects
我们提出了暗物质晕角动量演化的新结果。从N体模拟中得到的晕，根据它们的质量增长历史被分为两类：吸积类包含质量连续平稳变化的晕，而合并类包含质量突然显著变化的晕（每个事件的质量大于初始质量的1/3）。我们观察到角动量的增长，它继续以及进入非线性制度，它与质量增长，它发生在两个阶段：一个快速其次是一个缓慢的阶段。对于吸积目录，自旋参数随时间减小，而对于合并目录，自旋参数随时间略有增加，但当两个目录一起考虑时，自旋参数不发生变化，而且自旋参数不依赖于晕质量或宇宙学模型。我们还开发了一个简单的模型来形成类似于银河系的盘状星系，并得出结论，我们自己的光环必须捕获卫星才能获得所需的角动量并实现z ~ 1.6附近的大部分盘状星系。角动量分布表明，在z ~ 1.6只有22%的晕的角动量的大小相当于在太阳质量的$(0.1-5)*10^{11}$的质量范围内的盘星系，显然不足以解释目前观察到的这些对象的丰度。
2003-11-06 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
Spatial clustering in the ESO-Sculptor Survey: two-point correlation functions by galaxy type at redshifts 0.1 - 0.5
计算了ESO-Sculptor巡天中Rc<21.5和0.1<z<0.51的765个星系的空间两点自相关函数和交叉关联函数，探讨了巨星系（早型、晚螺旋星系）和矮星系（dE、dI星系）群体之间的分离效应。当星系间距为0.3 h^-1 Mpc时，早型星系对在星系团中占主导地位。在中等尺度（0.3 ~ 5 h^-1 Mpc）下，矮星系和巨星系的混合星系对与巨星系对的贡献相等，而后者在~10 h^-1 Mpc时占主导地位。我们检测到的签名之间的过渡的1-halo和2-halo制度，这是预期的星系形成的情况下，通过分层合并的暗物质晕。早型星系的1-晕分量大大超过晚型旋涡星系，而两个巨星系群的2-晕分量相当。矮星系的1-晕分量介于两种巨星系类型之间，2-晕分量较弱，与零星系团一致。目前的分析表明，早期型星系优先位于最大质量晕的中心附近，而晚期螺旋星系往往占据其外围或质量较小的晕的中心。这项分析还揭示了矮星系空间分布的新结果：在它们显著聚集在晕内的尺度上（<0. 3 h^-1 Mpc），它们与晚期旋涡星系的混合很差，并且优先出现为早型星系的卫星星系。
2007-07-30 astro-ph
Abundance and Clustering of C IV Absorption Systems in the SCDM, LCDM and CHDM Models
本文发展了一种在Press-Schechter形式下计算非线性演化质量和坍缩晕的两点关联函数的方法。非线性引力相互作用被看作是各种单个球顶帽聚类的总和。由于质量小于M的初始区域（或大礼帽球）中不可能存在质量为M的坍缩晕，因此可以自然地引入质量晕具有比背景质量更强的相关性的偏见。我们应用这种方法从类星体光谱中C IV吸收系统的空间数密度和关联函数导出了对流行的暗物质模型的约束。考虑到C IV系统应该由坍缩晕承载，可以通过要求坍缩晕的数密度大于观测到的C IV系统的数密度来获得坍缩晕的阈值质量的上限。另一方面，为了解释所观察到的C IV系统的集群，阈值质量的下限将被设置为托管晕。冷暗物质模型、Lamda CDM模型和冷加热暗物质模型都用C IV观测数据进行了检验。
1996-02-16 astro-ph
Halo masses for optically-selected and for radio-loud AGN from clustering and galaxy-galaxy lensing
我们计算两点关联函数，并测量剪切信号，由于星系星系透镜的80,000光学识别和5,700射电大声AGN从数据发布4（DR 4）的斯隆数字巡天。晕占据模型被用来估计晕质量和卫星分数为这两种类型的活动星系核。大的样本量使我们能够根据其宿主星系的恒星质量来分离AGN。我们研究了在固定的M* 下，光学和射电活动星系核的晕质量与母体的晕质量的差异。从聚类和从透镜效应推导出的晕质量令人满意地一致。射电活动星系核比光学活动星系核存在于质量更大的晕中：在我们的样本中，它们的平均晕质量分别为1.6 x 10^{13}和8 x 10^{11} M_{sun} /h。光学AGN遵循相同的恒星质量和晕质量之间的关系，选择星系不考虑核属性，但射电响亮AGN偏离这个关系显着。射电噪声活动星系核的暗物质晕大约是相同恒星质量的控制星系的两倍。这种增强与射电光度无关，即使我们的分析仅限于场星系，它也会持续存在。星系的大尺度气体环境显然在产生可观测到的无线电辐射方面起着至关重要的作用。暗物质晕的质量，我们得到的活动星系核在我们的两个样本是在最近的模型，其中来自无线电活动星系核的反馈成为占主导地位的气体冷却准静态的晕。
2008-10-24 astro-ph
Relative clustering and the joint halo occupation distribution of red-sequence and blue-cloud galaxies in COMBO-17
本文研究了COMBO-17巡天中红序星系和蓝云星系的相对空间分布及其与暗物质分布的关系。我们测量了星系团的二阶自相关函数和交叉关联函数，并用孔径统计量表示了星系团的相对偏差。利用星系-星系透镜效应（GGL）估计了星系和暗物质分布之间的关系。所有的观测值进一步解释的晕模型。为了用晕模型充分解释星系团交叉关联函数，我们需要引入一个新的参数R，它描述了同一晕内红星系和蓝星系数量之间的统计关系。我们发现红星系和蓝星系的相对成团性明显不同，没有发现相对成团性随红移的显著演化，有证据表明相对偏置的尺度依赖性。相对集群，GGL和，有一定的张力，星系数可以解释一致的晕模型。对于交叉关联函数，即使对于相对小的占用数，也需要变为泊松的HOD方差。对于我们的样本，这排除了高置信度的“泊松卫星”的情况下，发现在半分析模型。红色星系必须向晕中心聚集，要么是中心的红色星系，要么是比暗物质更高的聚集参数。R的值取决于中心星系的存在与否：如果没有中心星系或只有红色中心星系，R为零，而如果蓝色和红色星系都有中心星系，则需要正相关$R=+0.5\pm0.2$。[删节]
2009-05-01 astro-ph
Accurate determination of the Lagrangian bias for the dark matter halos
本文利用线密度场和晕数密度场的互功率谱测量了暗物质晕的拉格朗日偏差。该方法与传统的关联函数分析法相比有几个重要的优点。通过对256^3个粒子的高分辨率模拟，我们精确地确定了四个指数n=-0.5，-1.0，-1.5和-2.0的无标度模型和三个典型的CDM模型的拉格朗日偏差，超过晕质量的4个量级。对于具有$M \ge M_*$（$M_*$是一种特征非线性质量）的大质量晕，我们的结果与Mo & White的拉格朗日偏置解析公式非常一致，但对于质量较小的晕$M < M *，该解析公式明显低估了拉格朗日聚簇。然而，我们的模拟结果可以令人满意地描述，精度优于15%，由京的拟合公式欧拉偏差的假设下，拉格朗日聚类和欧拉聚类与线性映射。这表明，正是Press-Schechter理论在描述小晕形成方面的失败导致了Mo & White欧拉偏差公式的不准确性。拉格朗日聚类和欧拉聚类之间的非线性映射被推测为Mo & White公式不准确的另一个可能原因，最多只能有二阶效应。结果表明，Press-Schechter理论所采用的晕形成模型需要改进。
1999-02-12 astro-ph
The Halo Occupation Number and Spatial Distribution of 2dF Galaxies
利用Madgwick等人（2003）对96,791个红移0.01 < z < 0.15的2dF星系的聚类结果，研究了晚型和早型星系在不同质量的暗物质晕中的分布。所采用的方法依赖于晕内的源分布和它们的聚类属性之间的连接，通过专注于晕占据函数的问题，即比给定质量的维里化晕所承载的一些亮度阈值更亮的星系数量的概率分布。在这个框架内，星系晕内的分布被证明是确定小尺度上的星系-星系聚类，负责观察到的幂律行为在分离r < 3 Mpc。对于更广泛的分析，我们建议读者参考Magliocchetti和Porciani（2003）。
2003-08-04 astro-ph
Halo Occupation Distribution Modeling of Clustering of Luminous Red Galaxies
我们执行晕占据分布（HOD）模型来解释小尺度和中等尺度的35，000个明亮的早型星系的集群和它们的互相关与正常的L* 星系的参考成像样本在斯隆数字巡天。模拟结果表明，这些发光的红色星系（LRG）中的大多数是中心星系，它们居住在典型质量M ~ 10^13到10^14 Msun/h的几倍的大质量晕中，而其中的一小部分必须是晕中的卫星星系，以便产生在较小尺度上表现出的强自相关。中心LRGs的平均亮度Lc随着宿主晕质量的增加而增加，其粗略的标度关系为Lc \propto M ^0. 5。平均一个卫星LRG以上的亮度阈值的主机所需的晕质量被发现是约10倍以上的主机中央LRG相同的阈值。我们发现，在大质量晕中，L* 星系的分布与暗物质的分布大致相同，它们的平均占有数与晕质量成M ^[1.5]的比例。HOD模拟结果还可以直观地理解LRGs与L_* 星系之间的互相关对光度的尺度依赖性。对LRG HOD的约束为大质量星系的形成和演化模型提供了检验，也为宇宙学参数的研究提供了有用的信息。在其中一个附录中，我们提供了LRG HOD参数与宇宙学的依赖关系，从LRG的两点自关联函数模型中推断。
2009-10-16 astro-ph
Substructure and the halo model of large-scale structure
我们发展的形式主义，包括子结构的聚类晕模型。真正的光环不太可能是完美的顺利，但迄今为止被忽视的光环模型的子结构-我们的形式主义允许一个估计的影响，这个子结构的聚类措施。我们导出了两点关联函数、功率谱、星系与质量的互相关以及高阶关联函数的表达式。在小团簇尺寸和质量分数较小时，得到了公式的简单形式。包括子结构允许更准确地分析引力透镜的统计效应。它还可以使晕轮模型预测更好地与最近的高分辨率模拟层次聚类中看到的小规模结构相一致。
2002-08-19 astro-ph
Interpreting the Observed Clustering of Red Galaxies at z~3
Daddi等人最近报道了在哈勃南深场z~3处的一群红星系的强成团现象。用指数为-0.8的幂律拟合观测到的角聚类，他们推断出共动相关长度r_0~8 Mpc/h;对于标准宇宙学，这个r_0意味着红色星系存在于罕见的M>10^{13} Msun/h的晕中，每个晕包含约100个星系，以匹配星系群的数量密度。使用$Λ$ CDM宇宙中的晕占据分布（HOD）的框架，我们表明Daddi等人的数据可以通过不太令人惊讶的模型充分再现，例如，模型中星系的质量为M>M_min= 6.3 × 10 ^{11} Msun/h，平均占有率Navg（M）=1.4（M/M_min）^{0.45}。由此产生的关联函数不遵循严格的幂律，而是显示出一个明确的过渡，从1晕为主的制度，其中每对的两个星系居住在同一个暗物质晕，2晕为主的制度，其中每对的两个星系是从不同的晕。观测到的高振幅数据点位于单晕主导的区域，因此这些HOD模型能够解释观测，尽管具有较小的相关长度，r_0~5 Mpc/h。HOD参数仅受当前数据的松散约束，因为大的样本方差和缺乏聚类信息的尺度，探测2晕制度。如果我们对这些数据的解释是正确的，那么未来在更大范围内的观测应该表明，大尺度相关性低于小尺度点的θ^{-1.8}外推。我们目前的数据模型表明，红色星系比紫外线选择的莱曼break星系更强烈地聚集在一起，并且更倾向于居住在小团体中。
2004-05-20 astro-ph
