Assembly Bias & Redshift-Space Distortions: Impact on cluster dynamics tests of general relativity
大质量星系团周围星系的红移空间畸变（RSD）正成为修正引力理论的一个有前途的试验平台。这种方法的传统应用依赖于这样的假设，即在集群环境中的速度场是唯一确定的集群质量配置文件。然而，在N体模拟中，真实的暗物质晕被认为违反了维里质量决定位形空间分布的假设，这种效应被称为组装偏差。在这封信中，我表明，在模拟暗物质晕组装偏见也体现在速度空间。在1-10 Mpc的环境周围的集群，高浓度的“示踪剂”晕表现出10-20%较大的成对的速度分散配置文件相对于相同质量的低浓度的示踪剂晕。这种差异与设计用于解释宇宙加速的f（R）模型预测的RSD信号的大小相当。我使用的年龄匹配技术来研究如何颜色选择的影响可能会影响集群RSD信号，发现一个~10%的效果，由于红色的卫星优先占据更高质量的晕，和一个~5%的效果，由于组装偏置的颜色的中心。为了使用星系团RSD测量来强有力地约束修正引力，我们可能需要开发比现有文献中任何模型都更复杂的经验星系形成模型。
2015-01-12 astro-ph.CO
Integral field spectroscopy with SINFONI of VVDS galaxies. I. Galaxy dynamics and mass assembly at 1.2 < z < 1.6
上下文确定高红移星系聚集的主要过程仍然是理解宇宙历史早期星系形成和演化的一个主要问题。目标。这项工作旨在首次深入了解红移1.2<z<1.6处星系的动力学和质量聚集，即宇宙恒星形成率急剧下降之前的早期时期。方法.利用ESO-VLT上的近红外积分场摄谱仪SINFONI在0.65视宁度下获得了VIMOS VLT深巡天中9个1.2<z<1.6的发射线星系的空间分辨光谱。我们推导出的速度场和速度色散的kpc尺度上使用的Halpha发射线。结果在这9个恒星形成星系中，我们发现星系分布在3个星系群中：2个星系可以很好地被一个旋转的圆盘复制，3个星系可以被归类为主要的合并系统，4个星系表现出扰动动力学和高速色散。我们认为，有证据表明大合并产生了分级质量组装，大多数M> 10^11 Msun的大质量星系在3 Gyr周期内至少经历了一次大合并，以及持续的吸积为强恒星形成提供了证据。结论.这些结果指向一个星系形成和组装的情况下，涉及到几个过程，可能是并行的，与主要的合并和连续的气体吸积发挥了重要作用。在这个关键的宇宙时间，代表大部分星系人口的控制良好的样本是取得进一步进展所必需的。
2009-06-30 astro-ph.CO
The Impact of Splashback Galaxies on Galaxy Assembly Bias
University of Rochester（罗切斯特大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
本研究借助Millennium模拟和TNG300模拟，探究反弹星系对星系并合偏差的影响，明确反弹星系的特征及其对星系成团性信号的作用，为星系-晕连接建模提供参考。
2026-08-11 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Redshift Space Distortions from the Clipped Galaxy Field
我们提出了第一个宇宙学测量来自星系密度场的“裁剪”变换。通过在星系和质量大会调查（GAMA）中对星系数密度场强制执行上限，极大地减少了维里化和星系偏置的非线性过程的贡献。这导致了一个星系的功率谱，这是更容易建模，没有校准的数值模拟。本文建立了一个在红移空间中的剪裁光场功率谱的理论模型，该模型对于各向异性高斯光场是精确的。削波被发现，传统的凯泽处方的适用性扩展超过一个因素的三个波数，或一个因素的三十方面的傅立叶模式的数量。通过模拟尺度k < 0.3 h/Mpc的星系功率谱和密度波动$δ_g < 4$，我们测量了归一化的增长率$fσ_8(z = 0.18) = 0.29 \pm 0.10$。
2016-01-05 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The M-Z relation for galaxy groups
恒星质量和金属丰度是星系的基本参数之一。了解这些性质之间的相互作用以及它们对环境的依赖性，将使我们对星系群中正在进行的物理和反馈过程有一个大致的了解。我们研究的恒星质量之间的关系和环境的依赖性，气体金属丰度超过1900星系群的红移0.35使用星系和质量大会（GAMA）的调查。使用超过28，000个恒星形成场星系的对照样本，我们发现了星系群中气体金属丰度减少的证据。
2012-10-10 astro-ph.CO
The Effect of Assembly Bias on Redshift Space Distortions
我们研究了红移空间畸变测量的宇宙学参数约束的组装偏差的潜在系统性影响。我们使用一个半解析的星系形成模型应用于千年N体WMAP-7模拟研究晕组装偏差的红移空间扭曲的星系关联函数的影响。我们看看成对的速度的星系生活在晕的浓度和年龄的上，下五分之一，并发现这些之间的速度差异是一致的真实空间聚类分析，即样品具有较高的聚类也表现出较强的infall成对运动。这也可以在红移空间关联函数的四极和四极中看到。我们发现，无论测量的方法，在$β$参数的变化，由于不同的二次晕参数完全跟踪的变化，在偏置参数。因此，装配偏差不会在推断的对数生长因子中引入可检测的系统学。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early assembly of the most massive galaxies
目前的共识是，星系开始于早期宇宙中的小密度波动，并通过原位恒星形成和分层合并而成长。恒星开始相对快速地形成亚星系大小的建筑块，称为晕，随后组装成星系。然而，这次大会的确切时间是一个有争议的问题。在这里，我们报告说，最明亮的星系团的恒星质量，这是最明亮的物体发出恒星光，大约90亿年前，是没有显着不同的恒星质量今天。在大爆炸后的4-5 Gyrs，明亮的星系团几乎完全聚集在一起，此时已经增长到它们最终恒星质量的90%以上。我们的数据与最新的星系形成模型相冲突，该模型基于对暗物质晕发展的最大模拟。这些模型预测了在哈勃时间内最明亮的星系团的长期形成，只有22%的恒星质量在我们的样本探测的时代组装。我们的研究结果提出了一个新的图片，其中最明亮的星系团星系经历了早期的快速增长，而不是长期的层次组装。
2009-03-31 astro-ph.CO
Assembly bias and the redshift evolution of intrinsic alignments for LRGs
Leiden University（莱顿大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）
利用FLAMINGO模拟，发现LRG样本的内禀排列强度不仅依赖于暗晕质量，还依赖于暗晕形成红移，并给出了经验质量-红移内禀排列模型。
2026-07-02 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Fine filaments of galaxies detected within voids
根据银河系和质量大会（GAMA）调查的数据，我们报告发现的结构，我们称之为“卷须”的星系：连贯的，薄链的星系，植根于长丝和终止于邻近的长丝或空隙。卷须平均包含6个星系，跨度为10 $h^{-1}$ Mpc。我们使用所谓的线关联函数来证明卷须代表真实的结构，而不是偶然的对齐。我们发现，在SDSS-DR 7调查中发现的与GAMA区域重叠的空洞包含大量的星系，主要属于卷须。这意味着空隙尺寸强烈依赖于调查的数量密度和灵敏度极限。我们警告说，在低密度区域的星系，这可能被定义为“空星系”，将有当地的星系数密度取决于这样的观测极限，可能高于可以直接测量。
2014-01-28 astro-ph.CO
Detection of galaxy assembly bias
组装偏差描述了这样一个发现，即在固定的晕质量下，暗物质晕的聚集取决于晕的形成时间。在本文中，我们分析了装配偏差对星系团的影响，使用半分析模型（SAM）和观测数据。在固定的恒星质量下，SAM预测{ \it central}星系的成团取决于特定的恒星形成率（sSFR），更多的被动星系具有更高的成团幅度。我们发现类似的趋势使用SDSS组目录，并验证这些不受可能的偏见，由于组查找算法。低质量的中心星系居住在狭窄的箱晕质量，所以所观察到的趋势，较高的集群振幅的星系与较低的sSFR是不是由母晕质量的变化。我们认为，聚类依赖于sSFR代表了组装偏差的直接检测。此外，与基于暗物质晕聚类的预期相反，我们发现具有较大宿主晕质量的SAM中的低质量中心星系具有{ \it更低}的聚类幅度，而不是居住在较低质量晕中的对应部分。这是因为，在固定的恒星质量，组装偏差有一个更强的集群比依赖于母晕质量的影响。
2013-07-09 astro-ph.CO
Mass Assembly of High-z Galaxies with MASSIV
MASSIV（VVDS中的SINFONI质量集合巡天）是VLT上的SINFONI积分场单元（IFU）观测到的84个遥远恒星形成星系的样本。这些星系被选择在红移范围0.8 < z < 1.9内，即它们的年龄在30亿到50亿年之间。该样本旨在探测这个宇宙学时代代表性星系的动力学和化学丰度特性。一方面，近距离环境研究表明，大约三分之一的样本涉及重大合并。另一方面，运动学分析表明，42%的样品是旋转盘，与较高的红移样品一致。剩下的58%显示出复杂的运动学，这表明了基于色散的动力学支持，并且这些星系中大约有一半参与了主要的合并。球状体、不松弛的合并残留物或极度湍流的圆盘可能是这种行为的一种解释。此外，空间分辨的金属丰度分析揭示了正梯度，增加了一个星系演化情景的难题。
2012-12-06 astro-ph.CO
The VIMOS Ultra-Deep Survey: ~10,000 galaxies with spectroscopic redshifts to study galaxy assembly at early epochs 2<z<~6
我们介绍了VIMOS超深巡天（VUDS），一个光谱红移调查~10.000非常微弱的星系，研究星系组合2<z<~6的主要阶段。巡天覆盖了3个独立领域的1 deg^2：COSMOS，ECDFS和VVDS-02 h，目标选择基于光度红移和颜色属性的包容性组合。在ESO-VLT上用VIMOS获得了覆盖3650<λ <9350 A的光谱，积分时间为14小时。本文介绍了观测策略、目标选择、数据处理和红移测量过程，重点介绍了适用于这一高红移范围的具体方法。讨论了光谱质量和红移的可靠性，得到了在i_AB=25时，红移测量的完整性为91%，最可靠的测量为74%，并且测量一直进行到i_AB=27。主样品的红移分布在z=3-4处有峰值，并在2 < z < 6的大范围内扩展。在3<z<5时，星系的光度范围很大，为-23< M_U <-20.5，恒星质量为10^9 M_sun< M_star < 10^{11} M_sun，恒星形成速率为1 M_sun/yr< SFR < 10^3 M_sun/yr。我们讨论的光谱特性的星系使用个人以及堆叠的光谱。光谱红移和光度红移的比较以及颜色选择证明了我们选择方案的有效性。预计完成后，约有6000个星系具有2<z<6的可靠光谱红移，这次调查是这些红移中最大的，并提供了前所未有的研究恒星形成星系人口及其在星系组装主要阶段的大尺度结构中的分布的机会。
2014-03-16 astro-ph.CO
On the mass assembly of low-mass galaxies in hydrodynamical simulations of structure formation
在Lambda-CDM方案和常见的次网格物理方案的背景下，为了分析低质量星系（M * < 3 x 10^10 M_sun）的恒星、重子和晕质量集合随其当前晕质量的变化趋势，进行了宇宙流体动力学模拟研究。我们得到，较小的星系表现出较高的比恒星形成率和较高的气体分数。虽然这些趋势与观测结果大致一致，但自z~2以来，这些量的绝对值往往低于观测值。模拟的星系恒星质量分数增加晕质量，与半经验推论一致。然而，它们之间的预测相关性显示出可忽略不计的变化，直到高z，而这些推论似乎表明一些进化。在z=0的晕中，热气体质量比中心星系质量高1-1.5倍，对于最小的星系，这个系数在z~2处增加到~5-7。模拟星系的恒星、重子和晕演化轨迹表明，相对于晕星系，较小星系的重子和恒星质量集结往往会延迟。该模型中的超新星反馈处理对这种行为起着关键作用，尽管这种趋势仍然弱于从观测中推断的趋势。在z>2时，模拟星系的整体性质与观测结果并没有太大的差异。
2013-08-13 astro-ph.CO
The nature of assembly bias - III. Observational properties
我们分析了斯隆数字巡天（SDSS）中的星系群，发现了一个微弱但显著的组合型偏差，其中老的中央星系在> 1 Mpc的尺度上具有更高的聚类幅度（61 $\pm$ 9%），而年轻的中央星系具有相同的宿主晕质量（$M_{h} \sim 10^{11.8} h^{-1}$ $M_{\odot}$）。观察样本的体积限制为z=0.1，$M_r -$ 5 log $(h) \le -19.6$。我们构建了一个模拟星系目录，在相同的晕质量下显示出类似的组装偏差信号（46个$\pm$ 9%）。然后，我们调整了Lacerna和Padilla（论文I）提出的模型，以重新定义过密度峰的高度，它跟踪组装偏差，使星系在等密度峰显示相同的集群，无论其恒星年龄，但这一次使用观测功能，如流量限制。峰高的代理，这是一个比维里质量更好的替代方案，包括在总质量由每个中心星系为中心的圆柱体中的邻居主机晕的质量。圆柱体的半径被参数化为恒星年龄和维里质量的函数。最合适的一组参数，使装配偏差信号低于5 $-$ 15%的SDSS和模拟中心星系是相似的。参数化背后的想法不是最小化偏差，而是使用这种方法来理解产生装配偏差效应的物理特征。即使这里使用的示踪剂的密度场显着不同的论文中使用的，我，我们的模拟目录的分析表明，不同的示踪剂产生相关的代理，因此，这背后的组装偏差的原因是拥挤的峰值在模拟和SDSS。
2014-07-03 astro-ph.CO
Forming Early-Type Galaxies in LambdaCDM Simulations -I. Assembly histories
我们从LambdaCDM初始条件出发，给出了质量范围为M_vir=7x10^11-4x10^12 M_sun的9个高分辨率宇宙学模拟样本.我们的模拟包括原始辐射冷却，光电离，恒星形成，超新星II反馈，但不包括超新星驱动的风和AGN反馈。模拟的星系聚集在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑（r<r_eff）在原位恒星形成的冷，低熵气体流的燃料，导致一个非常相似的平均组装红移z_{f,ins} ~2.5的所有星系中的原位恒星成分。后期的增长主要是由在主星系（r>r_eff）外的子星系中形成的老恒星吸积所主导，导致了z_{f,acc} ~0.5-1.5的组装红移和更大的散射。我们发现吸积恒星的比例和我们星系的最终质量之间存在正相关。我们发现，引力反馈强烈抑制了大质量星系中的恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰。恒星物质的吸积也是观测到的早型星系尺寸增长的原因。此外，我们还发现恒星半质量半径范围内的暗物质分数从z = 3时的fDM ~0.05到z=0时的fDM ~0.1-0.3，向低红移方向连续增加。此外，总密度分布的对数斜率在现今（γ ′ ~ 1.9-2.2）几乎是等温的。最后，引力加热的输入降低了星系中心的暗物质密度，与没有超新星反馈的模拟相比，这种影响较小。
2012-06-01 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing galaxy-group correlations in redshift space with the halo streaming model
我们在星系与质量集合巡天（GAMA）中研究了红移空间中星系群的互相关。我们使用一组模拟GAMA星系和组目录开发和测试一种新的“晕流”模型的红移空间扭曲。这对待2晕相关性通过流模型，加上经验1晕长期来自模拟，允许精确建模到非线性制度。为了探测从红移空间扭曲推断的增长率的鲁棒性，我们按颜色划分星系，并根据它们的总恒星质量划分群体，通过引力透镜校准到总质量。我们将我们的模型拟合到相关数据，以获得扰动增长率$fσ_8$的估计，通过不同模拟实现之间的分散来验证参数误差。在模拟和真实的数据，我们表明，结果是密切一致的组和星系人口的不同子集之间，考虑到一些最小的投影半径，$r_{\rm min}$的相关数据的使用。对于模拟数据，我们可以使用晕流模型来低于$r_{\rm min} = 5h^{-1}$ Mpc，发现所有子集产生的增长率彼此相差约3%，并且与真实值一致。对于实际的GAMA数据，结果受到宇宙方差的限制：$fσ_8=0.29\pm 0.10$的有效红移为0.20;但我们有充分的理由期待这种方法将从相同类型的大型数据集（如DESI亮星系巡天）中得到精确的约束。
2022-09-07 astro-ph.CO
Exploring the Luminosity Evolution and Stellar Mass Assembly of 2SLAQ Luminous Red Galaxies Between Redshift 0.4 and 0.8
本文分析了2dF和SDSS LRG和类星体巡天（2SLAQ）中8625亮红星系在z = 0.4和z = 0.8之间的演化。的LRGs被分成红移箱和演化的光度和恒星质量函数与红移被认为是一个被动的演化情景的假设和比较。我们提请注意几个来源的系统误差，可能会偏置本文中所作的进化预测。虽然推断的演变被发现是相对不受影响的光谱演变模型的确切选择用于计算K+e校正，我们得出结论，光度误差可能是一个显着的偏差在颜色选择的样本，如这一点，特别是当使用参数极大似然为基础的估计。我们发现，最大质量的LRGs的演化与被动演化的假设是一致的，并且LRGs的恒星质量组装在z ~ 0.8时基本完成。我们的研究结果表明，恒星质量大于10^11太阳质量的大质量星系一定在非常早期（z > 1）就经历了合并和恒星形成过程。这支持了正在出现的恒星形成和早期类型星系的质量组装都在缩小的图像。鉴于我们的光谱样本覆盖了前所未有的大体积，并探测了星系质量函数的最大质量端，我们发现这些观测结果对当前许多星系形成模型提出了重大挑战
2009-11-17 astro-ph.CO
The Assembly of Milky Way-like Galaxies Since z~2.5
银河系质量的星系支配着宇宙的恒星质量密度，但不确定它们是如何以及何时组装的。在这里，我们研究这些星系的祖先到z=2.5，使用3D-HST和CANDELS财政部调查的数据。我们发现，现在恒星质量log（M）~10.7的星系自z=2.5以来建造了它们恒星质量的90%，大部分恒星形成发生在z=1之前。与大质量椭圆星系的聚集历史形成鲜明对比的是，质量增长并不局限于大半径：星系中心2 kpc的质量在z=2.5和z=1之间增加了3.2+-0.8倍。因此，我们排除了简单的模型，其中隆起完全组装在高红移和磁盘逐渐形成他们周围。相反，凸起（和黑洞）很可能是通过棒不稳定性、迁移或其他过程与盘同步形成的。我们发现，在z=1之后，中心区域的增长逐渐停止，而盘状物继续形成，这与最近对z~1星系中气体分布的研究以及今天许多旋涡星系的性质相一致。
2013-06-14 astro-ph.CO
On ths assembly history of stellar components in massive galaxies
Matsuoka & Kawara（2010）表明，在0 < z < 1期间，质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0）的数密度比质量次大的星系群（log M/M_sun=11.0-11.5）增加得更快。这似乎与明显的“缩编效应”相矛盾。我们试图理解这两个观察结果的背景下，层次合并的范例，使用半分析技术。我们的模型近似地再现了Matsuoka & Kawara（2010）的结果。缩小也可以理解为较大的星系平均具有较小的组装年龄，但恒星年龄较大。我们的基准模型进一步揭示了大质量星系的恒星质量增长的历史细节。质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0，z=0），大多数是最明亮的星系团，大约70%的恒星成分是通过合并吸积获得的。随着星系质量的增加，合并吸积的作用单调下降：在z=0时，log M/M_sun=11.0-11.5为40%，log M/M_sun=10.5-11.0为20%。在整个红移范围内，通过星系合并产生的比吸积恒星质量速率下降非常缓慢，而比恒星形成速率则随时间急剧下降。对于质量最大的星系，并合吸积成为z~2处恒星质量增长的最重要通道。另一方面，在L* 星系中，原位恒星形成一直是主要的通道。
2013-02-06 astro-ph.CO
Probing the mass assembly of massive nearby galaxies with deep imaging
根据一个流行的方案支持的数值模型，质量组装和大规模星系的增长，特别是早期型星系（ETGs），是低于红移1，主要是由于吸积的多个气体-贫卫星。为了得到观测证据所发挥的作用，轻微的干合并，我们正在获得一个完整的体积有限的样本附近ETG极深的光学图像。作为\AD、NGVS和MATLAS项目的一部分，CFHT完成了这些观测，在g'波段达到了惊人的28.5）29等角秒-2的表面亮度极限。它们使我们能够探测到过去碰撞的遗迹，如微弱的恒星潮汐尾以及非常延伸的恒星晕，这些恒星晕保留了星系吸积的最后一幕。图像和初步结果，从这个正在进行的调查，特别是一个可能的相关性之间的精细结构指数（参数化的潮汐扰动量）的ETG，它们的恒星质量，有效半径和气体含量。
2013-02-26 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Small-scale anisotropic galaxy clustering and the pairwise velocity dispersion of galaxies
星系成对速度色散（PVD）可以为非标准引力和星系形成模型提供重要的检验。我们描述的PVD测量的星系在星系和质量大会（GAMA）调查作为一个功能的投影分离和星系光度。由于GAMA调查的微弱星等限制（$r < 19.8$）和高度完整的光谱采样，我们能够可靠地测量PVD到比以前的工作更小的尺度（$r_\bot = 0.01$ Mpc/h）。从$σ\approx 200$ km/s（$M_r = -17$等）到$σ\approx 600$ km/s（$M_r \approx -22$等），在投影分离$r_\bot <~ 1$ Mpc/h处测量的PVD随光度的增加而近似单调增加。对Gonzalez-Perez（2014）GALFORM半解析模型的分析没有得出PVD随光度的这种趋势：模型高估了暗星系的PVD。这很可能是模型将太多低光度星系置于大质量晕中的结果。
2017-11-15 astro-ph.CO
Reconciling a significant hierarchical assembly of massive early-type galaxies at z<~1 with mass downsizing
分层模型预测，大质量早期型星系（mETG）是宇宙场景中最晚出现的系统（z<~0.5），这与星系质量缩小的观测现象相冲突，这意味着最大质量的星系比它们的低质量对应物更早出现（自z~0.7）。我们已经开发了一个半分析模型来测试mETG的主要合并起源假设的可行性，只是占星系演化的主要合并严格的观测报告的影响。最引人注目的模型预测是，从z~1开始，现在的mETG很少真正到位，因为在z~1存在的mETG中，约90%将参与z~1和现在之间的重大合并。考虑到这一点，该模型得出的组装红移mETG与层次的期望，再现观测质量缩小的趋势，在同一时间。
2010-10-27 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The connection between metals, specific-SFR, and HI gas in galaxies: the Z-SSFR relation
研究了不同质量星系的气相金属丰度（Z）、比恒星形成率（SSFR）和中性氢气（HI）之间的相互作用。我们的研究使用了来自GAMA和SDSS恒星形成星系的光谱数据，以及来自ALCAFA和GASS公共目录的HI检测。我们提出了一个基于Z-SSFR关系的模型，该模型表明，在给定的恒星质量下，根据气体的量，星系将遵循相反的行为。具有大量气体的低质量星系将显示高SSFR和低金属丰度，而具有少量气体的低质量星系将显示较低的SSFR和高金属丰度。相比之下，具有大量气体的大质量星系将显示中等SSFR和高金属丰度，而具有少量气体的大质量星系将显示低SSFR和低金属丰度。使用ALOKFA和GASS对应物，我们发现气体的量与类似恒星质量的星系的Z和SSFR的巨大差异有关。
2013-04-14 astro-ph.CO
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The large scale structure of galaxies and comparison to mock universes
从45,542个星系和6,000个星系群的有限体积样本中，我们使用$z \leq 0.213$，采用一种适应性最小生成树算法来识别和分类星系和质量大会（GAMA）调查中的大尺度结构。使用星系群，我们确定了643个灯丝横跨三个赤道GAMA领域，跨度高达200 $h^{-1}$兆秒差距的长度，每个平均8组内。通过分析不属于星系群的星系，我们发现了一个完全由星系组成的较小相干结构的次级种群，这些星系被称为“卷须”，它们似乎将细丝连接在一起，或穿透到空隙中，通常测量长度约为10 $h^{-1}$ Mpc，平均包含6个星系。最后，我们还能够识别一群孤立的空星系。通过在GAMA模拟星系表上运行该算法，我们比较了观测数据和模拟数据之间的大尺度结构特征，发现模拟细丝非常好地再现了观测数据。这提供了一个探针的高阶分布统计没有捕获的常用的两点关联函数。
2013-11-05 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Colour and luminosity dependent clustering from calibrated photometric redshifts
我们测量了来自Sloan数字巡天的4，289，223个r < 19.4等的星系的两点角关联函数，作为光度红移、绝对星等和颜色的函数，直到M_r -5logh = -14等。光度红移是由ugriz模型星等和两个Petrosian半径用人工神经网络包ANNz估计的。利用星系和质量大会（GAMA）光谱样本作为我们的训练集。光度学的红移被用来确定绝对星等和颜色。对于我们所有的样本，我们估计潜在的红移和绝对星等分布，使用蒙特卡罗响应。这些红移分布被用于林伯方程中，以从幂律拟合到角关联函数来获得空间关联函数参数。我们证实，在小尺度下，在所有的红移仓中，与~L* 红星系相比，sub-L* 红星系的聚集强度增加，而对于蓝色种群，相关长度几乎与~L* 星系的光度无关，并且更暗。相对偏差与对数光度之间存在线性关系，线性范围为L~0.03L*。我们发现，L* 布居的偏置对红移的依赖关系可以用Tegmark & Peebles（1998）的被动演化模型来描述。对我们的r < 19.4的SDSS星系样本的随机样本进行目视检查，发现大约10%是虚假的，由于附近星系的过度去混，对非常微弱的绝对星等的污染率更高。我们在聚类分析中校正了这种污染。
2012-06-05 astro-ph.CO
The Merger Rates and Mass Assembly Histories of Dark Matter Haloes in the Two Millennium Simulations
我们构建合并树的暗物质晕和量化的合并率和质量增长率使用联合数据集从千年和千年II模拟。千禧年II模拟的更高分辨率使我们能够将我们早期对晕合并统计的分析扩展到前所未有的宽范围，即后代晕质量（10^10 < M0 < 10^15 Msun）、祖先质量比（10^-5 < xi < 1）和红移（0 < z < 15）。我们更新了先前的拟合形式，将每个晕的平均合并率作为M_0，xi和z的函数。这个量的总体行为没有变化：在z~15的范围内，每单位红移的速率几乎与z无关;对晕质量的依赖性很弱（M0 ^0.13）;它几乎是祖先质量比（xi^-2）的幂律。我们还提出了一个简单而准确的拟合公式的平均质量增长率晕的质量和红移的函数。对于z=0的10^12兆太阳晕，平均速率为46兆太阳/年，它随质量增加而增加，增加量为M^{1.1}，红移量为（1+z）^2.5（z > 1）。当适合的平均质量增长率是集成在一个光环的历史，我们发现很好的匹配的平均质量大会的历史模拟晕。通过结合合并率和大规模组装的历史，我们提出的结果合并的数量超过晕的历史和最后一次重大合并的红移的统计。
2010-04-30 astro-ph.CO
Probing Galaxy Assembly Bias in BOSS Galaxies Using Void Probabilities
我们在重子振荡光谱巡天（BOSS）中测量了星系的空几率函数（VPF）。VPF为标准的两点统计提供了补充信息，因为它对宇宙网中最极端密度不足的星系偏差很敏感。因此，VPF是测试星系晕占据是否取决于大尺度密度的理想方法，这种效应被称为星系组装偏差。我们发现，标准HOD模型-一个参数化的晕质量-只适合两点函数，准确地预测VPF。此外，对于其中明确地并入密度依赖性的HOD模型，拟合到关联函数和VPF的组合的最佳拟合模型具有零密度依赖性。因此，星系组装偏差不是一个强大的系统不确定性的来源时，模拟集群的大质量星系。
2019-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing the assembly at z=1.6 of a galaxy cluster (GMASS ultradeep spectroscopy of galaxies at z~2 - V)
我们提出了一个星系overdensity在z=1.6，Cl 0332-2742，发现在银河系质量大会超深光谱巡天（GMASS）的研究。我们保守地估计，在红移空间的尖峰，包含42个星系在z=1.6，为8.3+/-1.5，并找到一个500公里/秒的速度色散。GMASS场中z=1.6的星系表面密度图显示其结构是不规则的。Cl 0332-2742成员星系和场星系物理性质的差异与最新的星系形成模型相一致：过密度成员星系的恒星形成率（SFR）和比SFR比场星系低约50%，过密度星系的平均年龄是场星系的2倍; Cl 0332-2742内的大质量星系（M>10^{10.7} M_sol）和早型星系的比例都比场中的高。在42个成员中，有7个的光谱与被动演化的大质量星系一致。在z-J色星等图中，这些早期型星系的光度数据与理论上红移z=1.6的星系团的红色序列非常一致，该星系团的大部分恒星都是在z~3的恒星形成短爆发中形成的。我们的结论是，在z=1.6的红移尖峰在GMASS领域代表了一个片状结构的宇宙网络和区域内具有最高的表面密度在这个结构，已经包含7个被动演化的星系，将演变成星系团在稍后的时间。
2009-06-24 astro-ph.CO
Witnessing the active assembly phase of massive galaxies since z = 1
本文分析了从英国红外望远镜（UKIRT）红外深空巡天（UKIDSS）和斯隆数字巡天（SDSS）II超新星巡天（SDSS II）的55.2 deg 2观测到的~ 60000个z = 1的大质量（恒星质量M_star > 10^{11} M_sun）星系。这是迄今为止对大质量星系进行的最大规模的调查，根据红外（K波段）测光法进行了可靠的质量估计，达到了宇宙目前年龄的一半。我们发现，质量最大的星系（M_star > 10^{11.5} M_sun）从z = 1开始经历了数量的快速增长，而质量较小的星系的数密度则表现出相当温和的演化。这种层次化的演化趋势与目前基于λ CDM理论的半解析星系形成模型的预测是一致的。虽然大多数大质量星系是红色序列的人口，我们发现相当一部分星系是蓝色恒星形成星系。蓝色部分在更大质量的系统中更小，并朝着本地宇宙减少，留下红色，最大质量的星系在低红移，这将支持这些人口在0 < z < 1期间积极“自下而上”形成的想法。
2010-04-26 astro-ph.CO
The VIMOS VLT Deep Survey. The different assembly history of passive and star-forming L_B >= L*_B galaxies in the group environment at z < 1
我们利用VIMOS VLT深巡天研究了0.2 <= z < 0.95. Close neighbours of L_B >= L*_B星系（Me_B = M_B + 1.1z <= -20）的近星系环境，它们的Me_B <= -18.25，相对距离为5 h ^-1 kpc <= rp <= 100 h ^-1 kpc，相对速度Δ v <= 500 km/s。一个星系群的富度N定义为属于该星系群的MeB ≤-18.25个星系的数目。我们将主要样本分为NUV-r>= 4.25的红色被动星系和NUV-r < 4.25的蓝色恒星形成星系。我们发现，有一个亲密的同伴的蓝色星系主要位于贫穷的群体，而红色的是在丰富的群体。每个红色星系的近邻数量随着N的增加而增加，其中n_red与0.11N成正比，而蓝色星系的近邻数量与N无关，并且大致恒定。此外，这些趋势被发现是独立的红移，只有平均的n_blue的演变，随着宇宙时间的减少。我们的结果支持了L_B >= L*_B星系在星系团环境中的聚集历史：红色大质量星系在早期（z >= 1）形成于星系团的暗物质晕中或被星系团的暗物质晕吸积，因此它们的邻居数量提供了星系团的恒星质量聚集的化石记录，可以用它们的丰度N来追踪。另一方面，蓝色的，质量较小的星系最近被群势吸积，并且仍然在它们的母暗物质晕中，无论N…
2013-09-04 astro-ph.CO
The Effects of Galaxy Assembly Bias on the Inference of Growth Rate from Redshift-Space Distortions
星系团中的大尺度红移空间畸变（RSD）可以探测宇宙结构增长率和物质涨落幅度的组合$fσ_8$，它可以约束暗能量模型和检验引力理论。虽然小尺度上的RSD（例如，几个到几十个$h^{-1}{\rm Mpc}$）可以进一步收紧$fσ_8$的约束，星系组装偏差，如果不正确的建模，可能会引入系统的不确定性。使用一个模拟的星系目录与内置的装配偏差，我们进行了初步的研究如何装配偏差可能会影响$fσ_8$推断。我们发现，从红移空间两点关联函数的$fσ_8$度量与中心唯一的模拟目录和洗牌目录的装配偏差，这意味着$fσ_8$信息可以提取在这样的尺度上，即使与装配偏差的尺度之间的尺度下降到8- 9 $h^{-1}{\rm Mpc}$良好的协议。然后，我们应用晕占据分布（HOD）和三个subhalo聚类和丰度匹配（SCAM）模型来模拟红移空间聚类。只有基于$V_{\rm peak}$（用于创建模拟）的SCAM模型可以重现$fσ_8$指标，其他三个不能。然而，从所有模型的中央星系确定的$fσ_8$度量能够匹配预期的一个下降到8 $h^{-1}{\rm Mpc}$。我们的研究结果表明，没有或不正确的装配偏差处方的晕模型仍然可以用来模拟RSD下降到$\sim 8 h^{-1}{\rm Mpc}$的尺度，以收紧$fσ_8$约束，中央星系的样本或灵活的卫星占用处方。
2019-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the Act: The Assembly of Massive Cluster Galaxies at z=1.62
我们提出了最近的合并历史的大规模星系在光谱证实的原星系团在z=1.62。利用宇宙组合近红外深河外遗留巡天（CANDELS）的HST WFC 3近红外成像，我们选择了M_star >= 3 x 10^10 M_sun的团星系和z ~ 1.6场星系，并确定了双核或近伴星的频率，这些星系的投影分离小于20 kpc共同运动，恒星质量比在1：1和大约10：1之间。我们发现，五个光谱学证实的大质量原星系团中有四个具有双核，所有M_star >= 3 x 10^10 M_sun星系团候选者中有42 + 13/-25%要么处于密偶系统中，要么具有双核。相比之下，只有4.5 +/- 2.6%的场星系是在近配对/双核系统。根据假设的质量比，原星系团中每个大质量星系的合并率比z ~ 1.6的大质量场星系的合并率高3-10倍。星团中的近双星有较小的合并恒星质量比（M_primary：M_satellite ~ 6：1），而场双星通常是较大的合并恒星质量比在1：1和4：1之间。至少有一半的星团合并是无耗散的，如它们的红色和低24微米通量所示。其中两个双核星系团成员的活动星系核的X射线探测值L_x > 10^43 erg/s，是双重或偏置超大质量黑洞的有力候选者。我们的结论是，大规模的z = 1.62原星系团星系正在经历加速组装相对于现场人口，并讨论了星系演化的影响，在原星系团环境。
2011-10-17 astro-ph.CO
The XMM Cluster Survey: The Stellar Mass Assembly of Fossil Galaxies
本文介绍了XMM星团巡天和Sloan数字巡天中寻找化石星系的结果，以及对化石星系的恒星质量集合和恒星星族的研究结果。总共有17个星系群和星系团在z < 0.25时被确认，第一和第四亮的星系之间有很大的星等差距。提供了将这些系统分类为化石所需的所有信息。对于星系群和星系团来说，最亮星系的总光度和部分光度与星等差距呈正相关。FSs中最亮的星系（称为化石星系）具有与正常最亮星系团（BCGs）相似的恒星星族和恒星形成历史。然而，在固定的星系群/星系团质量下，化石星系的恒星质量比正常的BCGs大，这一事实适用于广泛的星系群/星系团质量。此外，化石星系被发现包含一个显着的分数的总光学光度的组/集群内0.5R200，高达85%，相比之下，非化石，可以有10%。我们的研究结果表明，FS形成的早期，在宇宙中密度最高的地区，化石星系代表星系合并的最终产品组和集群。在线FS目录可以在http://www.astro.ljmu.ac.uk/~xcs/Harrison2012/XCSFSCat.html上找到。
2012-07-26 astro-ph.CO
The First Galaxies: Assembly under Radiative Feedback from the First Stars
我们研究如何辐射反馈的第一个恒星影响的第一个矮星系的组装。我们对一个矮星系在z = 10时聚集在一个维里质量为10^9太阳的晕内进行了宇宙学放大SPH模拟。模拟遵循原始气体的非平衡化学/冷却以及气体转化为无金属恒星。为了量化的辐射反馈，我们比较模拟中，恒星发出分子氢离解和氢/氦电离辐射与模拟中，恒星只发出离解辐射，并与模拟中，恒星保持黑暗。光解离和光电离对模拟星系的组装有很强的负反馈作用.与模拟中恒星保持黑暗的情况相比，气体冷凝受到强烈阻碍，恒星形成受到强烈抑制。对气体的反馈意味着抑制的中心暗物质密度在minihalo祖的几个因素，这是一个显着的偏离奇异的等温密度分布特征的暗物质分布在没有辐射反馈。气体密度、恒星形成速率和暗物质分布的演化在小晕组装的后期阶段对电离辐射的存在变得不敏感，一旦小晕转变为原子冷却的星系，对电离辐射的存在变得不敏感。在矮星系内部形成的扩展盘是一个不受辐射影响的强大结果。我们估计，像这里模拟的矮星系将是即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜将探测到的最微弱的星系之一。我们的结论是受我们忽视的反馈超新星和化学富集以及宇宙的变化。[删节]
2013-03-20 astro-ph.CO
Massive Galaxies at High-z: Assembly Patterns, Structure & Dynamics in the Fast Phase of Galaxy Formation
在一个大的宇宙学体积中运行的流体动力学模拟中，已经在红移z = 4、5和6处识别出了松弛的大质量星系天体。这使我们能够分析在这些高z的星系分布的高质量端的组装模式，通过关注它们的结构和动力学特性。我们的模拟表明，在高红移的大质量物体已经遵循一定的标度关系。这些关系在晕尺度上定义了维里平面，而在银河尺度上，它们定义了内在的动力学平面，然而，相对于维里平面是倾斜的。因此，我们预测，大质量星系必须躺在基本平面从他们的形成。我们简要地讨论了倾斜的物理起源在大规模的星系形成在高Z的物理过程中，在一个两阶段的星系形成的情况下。具体地说，我们已经发现，这取决于不同的行为的重力加热的气体相比，冷气体先前参与苛性形成，和质量依赖性的能量可用于加热气体。
2011-03-22 astro-ph.CO
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
The IMACS Cluster Building Survey: II. Spectral Evolution of Galaxies in the Epoch of Cluster Assembly
IMACS星系团建设巡天（ICBS）提供了5个富星系团（R <= 5 Mpc）中约2200个0.31<z<0.54星系的光谱和场。有数十个成员的动态冷星系团约占超星系团总数的一半，使星系团的质量增长了约100%。ICBS光谱区分非恒星形成（PAS）和恒星爆发后（PSB）从恒星形成星系-连续恒星形成（CSF）或恒星爆发，（SBH或SBO），通过强烈的H-δ吸收或[O II]发射来识别。对于坠落的星系团和类似的场群，我们发现PAS+PSB分数和群质量之间的相关性，表明大量的“预处理”通过淬火机制，可以把恒星形成星系变成被动星系，而没有独特的环境丰富的集群。SBH + SBO星暴星系是常见的，它们在所有环境中保持近似恒定的比率（SBH+SBO）/CSF ~ 25%-从场，到集团，到富星系团。类似地，虽然PSB星系强烈倾向于更密集的环境，但PSB/PAS在所有环境中约为10-20%。这一结果，以及它们的时间尺度τ <5亿年，表明恒星暴增不是产生大多数被动星系的猝灭机制的标志。相反，我们认为，恒星爆发和poststarburst信号较小的合并和吸积，在恒星形成和被动星系，分别，和产生被动系统的主要机制是（1）早期的主要合并，椭圆星系，（2）后来，不太激烈的过程-如饥饿和潮汐剥离，S 0星系。
2013-03-18 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
Galaxy Stellar Mass Assembly between 0.2<z<2 from the S-COSMOS survey
我们在COSMOS 2度^[2]场中，通过形态学和光谱类型来跟踪星系恒星质量集合。我们选取了196，000个F（3.6 μ m）> 1 μ Jy的星系，用精确的光度红移（sigma_（（zp-zs）/（1+zs））=0.008（i<22.5））计算了z=2 ~ z=0.2的恒星质量函数和质量密度。利用光谱分类，我们发现z~1是静止星系恒星质量集合的一个跃迁时期。它们的恒星质量密度在z=1.5-2和z=0.8-1之间增加1.1 dex（Δ t ~2.5 Gyr），但在z=0.8-1和z~0.1之间仅增加0.3 dex（Δ t ~ 6 Gyr）。然后，我们添加形态信息，发现80-90%的大质量静止星系（log（M）~11）在z<0.8时具有椭圆形态。因此，一个占主导地位的机制链接关闭的恒星形成和收购的椭圆形态在大质量星系。尽管如此，仍有相当一部分静止星系在低质量时呈现Spi/Irr形态（log（M）~9.5时为40-60%），但这一比例小于使用“晕淬灭”配方的半分析模型的预测。我们还分析了恒星形成星系的演化，并将它们分为“中等活动”和“高活动”星系。我们发现，质量最大的“高活动”星系首先结束了它们的高恒星形成率阶段。最后，在z<1时，大质量恒星形成星系的空间密度变得低于大质量椭圆星系的空间密度。因此，在z<1时，大质量椭圆星系形成过程中的“湿合并”速率必须非常迅速地下降，这可以解释在这…
2009-12-03 astro-ph.CO
Assessing the connection between galactic conformity and assembly-type bias
Instituto de Astronomía y Ciencias Planetarias, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学行星科学与天文学研究所）；CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论与实验天文学研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC). Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC)（科尔多瓦国立大学科尔多瓦天文台）
本研究通过SAG半解析模型的合成星系，探究星系一致性与组装偏差的关联，发现二者幅度相关，移除大质量晕周围中心星系会减弱两种效应，表明它们存在强联系。
2025-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
MASSIV: Mass Assembly Survey with SINFONI in VVDS. III. Evidence for positive metallicity gradients in z~1.2 star-forming galaxies
星系演化和形成模型的一个关键问题是理解不同宇宙时期星系聚集的不同机制。本研究的目的是推导高红移星系中的整体和空间分辨的金属含量。使用VLT/SINFONI IFU光谱的第一个样本的50个星系在z~1.2的MASSIV调查，我们能够测量的Ha和[NII]6584发射线。利用N2比作为星际介质中氧丰度的代用指标，我们测量了样本星系的金属丰度。我们开发了一种工具来提取这些星系的环形区域的光谱，导致在每个星系中的氧丰度的空间分辨估计。我们推导出一个金属丰度梯度为26个星系在我们的样本中，并发现了一个显着的分数的星系与“积极”的梯度。使用一个简单的化学演化模型，我们得到的原始气体的磁盘上的下降率。七个星系在高置信水平下显示出正梯度。其中四个相互作用，一个是链星系。我们认为，相互作用可能是负责变浅，甚至反转的丰度梯度。我们还确定了两个有趣的相关性，在我们的样本：a）具有较高的气体速度色散的星系有浅/正梯度;和b）贫金属的星系往往表现出正梯度，而富金属的星系往往表现出负梯度。最后一个观测结果可以用贫金属气体进入圆盘中心来解释。我们解决这个问题的起源下的相互作用和/或冷气体吸积触发的气体流动的影响下的下落。
2011-11-16 astro-ph.CO
Effects of large-scale environment on the assembly history of central galaxies
我们研究大尺度环境是否会影响其中心星系的质量组装历史。为了促进这一点，我们构建了暗物质晕合并树的宇宙学N体模拟和计算星系的形成和演化，使用半解析方法。我们证实了早期的结果，较小的晕显示出显着的差异，形成时间与大尺度环境的轻度依赖。然而，使用半解析模型，我们发现，平均而言，中央星系的恒星质量的增长率在很大程度上是不敏感的大尺度环境。虽然我们的研究结果表明，恒星形成率（SFR）和恒星质量的较小的晕中心星系的晕的组装偏差略有影响，这些星系是微弱的，在SFR的差异是微小的，因此，它是具有挑战性的，在真正的星系目前的观测精度。未来的星系调查，如BigBOSS实验和大型综合巡天望远镜，预计将提供较暗物体的观测数据，将提供一个测试我们模型预测的机会。
2014-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncovering Drivers of Disk Assembly: Bulgeless Galaxies and the Stellar Mass Tully-Fisher Relation
为了确定什么过程管理的装配历史的星系旋转盘，我们研究了恒星质量塔利-费舍尔关系在很宽的范围内的红移分区根据星系是否包含一个突出的隆起。使用我们早期的Keck光谱样本，从HST图像的分析中可以获得凸起/总参数，我们发现z > 0.8的无凸起盘星系与局部Tully-Fisher关系存在显著的偏移，而在所有探测的红移中，那些有显著凸起的星系沿着局部关系下降。我们的研究结果支持的建议，隆起的增长可能会以某种方式加快成熟的盘星系到塔利-费舍尔关系。我们讨论了各种物理假设，可以解释这一结果的背景下，恒星形成星系的红移z = 0和z > 2的运动学观测。
2012-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth and assembly of a massive galaxy at z ~ 2
我们研究的蜘蛛网星系（MRC 1138-262），一个大规模的z = 2.2的射电星系的原星团和一个最明亮的星系团的可能祖先的恒星质量大会。通过拟合恒星星族模型来确定附近的原星系团星系，并确定它们的性质。我们发现，在150千秒差距的射电星系的恒星质量集中在射电星系，但大多数的尘埃未校正，瞬时恒星形成发生在周围的低质量卫星星系。我们预测，在射电星系150千秒差距内的大多数星系将在z = 0时与中央射电星系合并，使其恒星质量增加约2倍。然而，第一次合并需要几百万年才能发生，到那时，巨大的恒星形成率可能已经耗尽了卫星星系中的气体储备。卫星星系的潮汐半径很小，这表明恒星和气体被剥离并沉积在距离中央射电星系数十kpc的地方。这些被剥离的恒星可能会成为星团内的恒星，或者在射电星系周围形成一个扩展的恒星晕，就像在星团核心的cD星系周围观察到的那样。
2009-01-22 astro-ph.CO
The First Galaxies: Assembly of Disks and Prospects for Direct Detection
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）将能够观测红移z > 10的星系，因此可以测试我们目前对早期结构形成的理解。先前的工作已经表明，第一个在晕内维里温度T < 10^4 K，质量M < 10^8 M_sun，z > 10的星系可能太暗了，至少一个数量级，即使在JWST的深度曝光下也无法检测到。因此，JWST收集的光可能主要来自质量比它大十倍的星系晕。我们使用宇宙学缩放平滑粒子流体动力学模拟来研究这样的星系的组装，并评估它们的可观测性与JWST。我们比较两个模拟是相同的，除了列入非平衡H/D化学和分子氢的辐射冷却。在这两种模拟中，大部分的晕气体都位于两个嵌套的、延伸的气体盘中，这些气体盘围绕着一个致密的大质量气体核心。分子氢的存在允许盘气体达到低温并发展出明显的螺旋结构，但不会定性地改变其对碎裂的稳定性。我们后处理的模拟星系相结合的理想化模型的恒星形成与恒星星族合成模型，以估计在星云复合线以及在紫外线连续的光度。我们表明，JWST将能够约束的性质，如在这里模拟的基础上检测的He 1640复合线的星系中的恒星星族。将我们的结果外推到质量比模拟的更低和更高的晕，表明JWST可能会在z > 10宇宙的未来深度曝光中发现多达1000个恒星爆发星系。
2011-02-15 astro-ph.CO
Mass assembly of galaxies: Smooth accretion versus mergers
星系通过从宇宙网中平滑的吸积和较小实体的合并来吸积它们的质量。我们希望量化这两种吸积模式各自的作用，这可能会决定今天观察到的星系的形态类型。多变焦宇宙学模拟被用来估计作为时间的函数的质量在束缚系统中的演化，暗物质以及重子。研究了暗物质晕的重子含量。合并的历史是遵循外部密度的函数，并以不同的方式在星系中组装质量和恒星成分积累量化。我们发现，大多数星系通过平滑的吸积来聚集它们的质量，只有最大质量的星系也通过合并显着增长。由吸积聚集的平均质量分数为77%，由合并聚集的平均质量分数为23%。我们介绍了数百个星系的典型吸积历史：最大质量星系的质量随时间单调增加，主要是通过吸积，许多中等质量的物体也经历了质量损失事件，如潮汐剥离和蒸发。然而，我们的模拟遭受的大质量星系的过冷所造成的忽视活动星系核（AGN）的反馈。半个galay质量聚集的时间，无论是在暗物质还是重子中，都是质量的递减函数，这与所谓的缩小的观测结果是一致的。在宇宙中的每一个时期，都有低质量的星系活跃地形成恒星，而更大质量的星系在宇宙年龄的一半内在更短的时间内形成恒星。
2012-06-22 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Galaxies at the faint end of the Halpha luminosity function
本文分析了GAMA巡天中最低半光度星系（L_H α <4 × 10^32 W; SFR<0.02 Msun/yr）的性质。这些星系构成了在H α光度函数的暗端所看到的系统数密度中高于谢克特函数的上升部分。在我们的通量极限以上，我们发现这些星系主要由本质上低的恒星质量系统（恒星质量中位数=2.5x10^8兆太阳）组成，其中只有5/90的恒星质量M>10^10兆太阳。低SFR系统主要存在于密度最低的环境中（平均密度约为0.02星系Mpc^-2，密度大于1.5星系Mpc^-2的环境中没有系统）。它们目前的特定恒星形成率（SSFR; -8.5 < log（SSFR[yr^-1]）<-12。与它们有着不同的恒星形成历史是一致的。这些星系的低密度环境表明，这种低质量的恒星形成系统只能保持为低质量和形成恒星，如果它们居住在足够远离其他星系，以避免被吸积，通过潮汐效应分散或通过外部过程使其气体储存变得无效。
2010-12-16 astro-ph.CO
The Evolution of Assembly Bias
我们研究的演变装配偏差使用半解析模型的星系形成实现千年WMAP 7 N体模拟。我们认为固定数量密度星系样本恒星质量或恒星形成率排名。我们研究了如何集群的晕和它们的星系的内容取决于晕的形成时间和浓度，以及这些关系如何演变与红移。在$z=0$，晕簇对晕浓度和形成时间的依赖性是相似的。然而，在较高的红移，晕组装偏置减弱的年龄选择的晕，和逆转和增加的浓度选择的晕。晕占据随浓度和形成时间的变化在$z=0$处也是相似的，并且在更高的红移处发生变化。在这种情况下，随着晕龄的变化，占据率随红移的变化基本保持不变，但随浓度的变化而减小。最后，我们看看在星系分布中反映的装配偏差的演变，通过检查星系的关联函数相对于那些洗牌的星系样本，删除占用变化。这种关联函数比随着较大的红移和较低的数密度样本而单调下降，在某些情况下低于1，导致星系聚集减少。虽然晕占据函数本身各不相同，但无论是按恒星质量还是按恒星形成速率选择星系，组装偏差趋势都是相似的。我们的研究结果提供了进一步的洞察装配偏差的起源和演变。我们广泛的职业功能测量和拟合是公开的，可用于创建逼真的模拟目录。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): improved cosmic growth measurements using multiple tracers of large-scale structure
我们提出了第一个应用程序的“多示踪剂”红移空间失真（RSD）分析的观测星系样本，使用银河系和质量大会调查（GAMA）的数据。我们的数据集是一个r < 19.8的星等限制样本，包含178,579个星系，覆盖红移间隔z < 0.5，面积180 deg^2。我们获得的引力增长率的测量相比，一个单一的示踪剂分析，从相关的样本方差印在重叠的星系种群的分布中，得到10-20%的改进。我们提出了新的表达式之间的协方差的自功率和交叉功率谱的星系样本是有效的一般调查选择功能和加权方案。我们没有发现任何证据表明所测量的增长率对所使用的星系示踪剂的系统依赖性，证明了RSD建模假设，并使用N体模拟的模拟目录验证了我们的结果。对于由星系颜色选择的多个示踪剂，我们在两个独立的红移箱f*sigma_8（z=0.18）= 0.36 +/- 0.09和f*sigma_8（z=0.38）= 0.44 +/- 0.06中测量归一化增长率，与标准GR重力和其他星系调查在类似的红移。
2013-09-22 astro-ph.CO
Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of assembly bias on cosmological inference from galaxy-galaxy lensing and galaxy clusters
星系-星系透镜（GGL）和星系团的结合是测量物质团的振幅和检验宇宙加速的修正引力理论的一条很有前途的途径。Halo occupation distribution（HOD）建模可以将该方法扩展到非线性尺度，但星系组装偏差可能会导致HOD随固定晕质量的大尺度环境而变化，从而引入系统误差。我们使用Hearin & Watson（2013，HW 13）创建的模拟星系目录来研究这个问题，该目录显示出显着的组装偏差，因为星系光度与晕峰值圆速度有关，星系颜色与晕形成时间有关。星系（特别是红星系）在较老的晕中的优先位置影响了中央星系平均占据函数$\langle N_\text{cen}(M_\text{min}) \rangle$的截止值，在过密区域的晕更有可能是星系的宿主。组合偏差对卫星星系HOD的影响很小。我们引入了一个扩展的，环境依赖的HOD（EDHOD）处方来描述这些结果和适合星系相关测量。重要的是，我们发现星系-物质互相关系数$r_{gm} \equiv ξ_{gm} \cdot [ ξ_{mm} ξ_{gg} ]^{-1/2}$对尺度$r \gtrsim 1 \; h^{-1}\text{Mpc}$上的组装偏差不敏感，即使$ξ_{gm} $和$ξ_{gg} $都受到单独的影响。因此，我们可以恢复正确的$ξ_{mm} $从HW 13星系星系和星系物质的相关使用标准的HOD或EDHOD拟…
2016-01-11 astro-ph.CO
A New Measure of Assembly Bias using the Environment Dependence of the Luminosity Function
本文基于 TNG300 模拟，通过比较原始与洗牌星系样本的环境依赖光度函数，揭示组装偏置对暗弱红星系空间分布的显著影响，并提出新的观测探测途径。
2025-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
