Modelling the dusty universe II: The clustering of submillimetre-selected galaxies
我们结合GALFORM半解析模型的星系形成，预测恒星形成和合并的历史的星系，GRASIL分光光度代码，计算的光谱能量分布（SED）的星系自相一致，包括再处理辐射的灰尘，和人工神经网络（ANN），调查的聚类特性的星系选择他们的发射在亚毫米波长（SMGs）。我们使用千禧年模拟来预测SMG的空间和角分布。在红移z = 2时，我们发现这些星系是强团簇的，对于850μm通量密度大于5 mJy的星系，其共动相关长度r 0 = 5.6 \pm 0.9 Mpc/h，与观测结果一致。我们预测，在更高的红移这些星系的痕迹密度和越来越罕见的宇宙区域。我们提出了预测的依赖光度，亚毫米颜色，晕和总恒星质量的集群。有趣的是，我们预测紧密的相关长度和晕和恒星质量之间的关系，独立的亚毫米光度。
2010-11-10 astro-ph.CO
Low-Redshift Ly-alpha Selected Galaxies from GALEX Spectroscopy: A Comparison with Both UV-Continuum Selected Galaxies and High-Redshift Ly-alpha Emitters
我们构造了一个低红移Ly-alpha发射线选择源的样本，从九个深场的GALEX棱镜光谱研究Ly-alpha发射在宇宙时间的星系种群中的作用。我们最终的样本包括从FUV（NUV）通道中选择的红移区间z=0.195-0.44（z=0.65-1.25）的119（141）个源。我们将Ly-alpha源归类为AGN，如果高电离发射线存在于它们的紫外光谱中，否则可能是恒星形成星系。我们分类为AGN使用我们的Ly-alpha发射体（LAE）分析的线宽额外的来源。这些分类得到了X射线和光谱观测的广泛支持。定义GALEX LAE样品以相同的方式作为高红移LAE样品，我们表明，LAE构成只有约5%的NUV连续选择星系在z~0.3。我们还表明，它们在z~0.3比在z~3更不常见。我们发现z~0.3光学确认的Ly-alpha星系的金属度-光度关系低于z~0.3 NUV连续选择星系的金属度-光度关系，但在相似光度下具有相似的H-alpha速度宽度，这表明它们也低于NUV连续选择星系的金属度-质量关系。我们发现，平均而言，Ly-alpha星系有更蓝的颜色，更低的折射率从巴耳末线比测量，和更紧凑的形态比NUV连续选择的星系。最后，我们确认了z~2 Lyman break星系（LBG）的光度金属丰度相对较低，并且发现它们与z~0.3 Ly-alpha星系处于相同的金属丰度范围。
2010-01-26 astro-ph.CO
The Spatial Clustering of ROSAT All-Sky Survey AGNs III. Expanded Sample and Comparison with Optical AGNs
这是一系列报告中的第三篇文章，报告了我们对ROSAT全天巡天（RASS）和斯隆数字巡天（SDSS）中确定的活动星系核的聚类特性的调查。本文将红移范围扩大到0.07<z<0.50，测量了X射线和光选SDSS宽线活动星系核的成团振幅，以及X射线选RASS/SDSS窄线活动星系核的成团振幅。我们通过SDSS星系的交叉关联函数（CCF）来测量成团幅度，并通过直接应用晕占据分布（HOD）模型来推导CCF的偏差。我们没有发现统计上令人信服的差异，在X射线和光学选择的宽线活动星系核的聚类，以及与样品中，放射性探测活动星系核被排除在外。这与低红移光学选择的窄线活动星系核形成对比，在那里，无线电噪声活动星系核比光学活动星系核在没有无线电探测的情况下在更大质量的晕中被发现。宽线活动星系核的典型暗物质晕质量为log M_DMH/[h^（-1）M_SUN] ~ 12.4-13.4，与典型非活动星系核星系在低红移时的晕质量范围一致。我们发现X射线选择的窄线活动星系核和宽线活动星系核的成簇性没有显著差异。我们证实了在~2 σ水平上成团强度对活动星系核X射线光度的弱依赖性。最后，我们总结了活动星系核成团的现状，根据三维成团的测量结果，成团的范围为z~1.5。
2011-10-25 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
Clustering properties of high redshift red galaxies in SA22 from the UKIDSS DXS
深，宽，近红外成像调查提供了一个机会，研究集群的各种星系人口在高红移的最大的物理尺度。利用UKIDSS深外星系巡天（DXS）的近红外光度数据和CTIO的$gri$光学数据，选取了SA 22中的$1<z<2$极红天体（ERO）和$1<z<3$远红星系（DRG）。这是迄今为止研究到足够深度以选择这些遥远星系的最大连续区域。角两点相关函数和每个人口的真实空间相关长度的测量和显示，这两个人口是强烈的聚类和聚类不能用一个单一的幂律参数化。ERO的相关函数在$\sim$ 0.6 $'$ -1.2 $'$（0.6- 1.2 h $^{-1}$ ~Mpc）范围内呈双幂律变化。明亮的ERO（$K<18.8$）在小尺度上表现出较强的聚类，但在较大尺度上表现出相似的聚类，而较红的ERO在所有尺度上表现出较强的聚类。还研究了年老的被动演化星系（OG）和尘埃恒星形成星系（DG）在$J-K$颜色基础上的聚类差异。比较了$r-K$ ERO和$i-K$ ERO的聚簇情况，发现聚簇的差异与预期的红移分布是一致的。DRGs的相关函数也很好地描述了一个双幂定律，并与以前的研究一致，一旦考虑到更广泛的红移分布的影响，我们选择的DRGs回报。我们还进行了相同的分析，较小的子字段，研究宇宙方差的影响，衍生的聚类属性。目前，这项研究是最具代表性的测量大规模的大质量星系在$z>1$的集群。
2010-07-29 astro-ph.CO
The Mass-Dependent Clustering History of K-selected Galaxies at z < 4 in the SXDS/UDS Field
我们调查质量依赖的星系演化的基础上的大样本（超过50,000）K波段选定的星系在多波长目录的斯巴鲁/XMM-牛顿深空调查（SXDS）和UKIRT红外深空调查（UKIDSS）/超深空调查（UDS）。我们采用光学到近红外测光来确定这些星系的光度红移。然后，我们估计我们的样本星系的恒星质量使用标准的拟合程序。从样本星系中，我们得到了星系的恒星质量函数和z <4的宇宙恒星质量密度。我们的结果与以前的研究是一致的，我们发现了相当数量的低质量星系（M <10 ^{10.5}）在红移范围3 <z <4。我们的样本星系的恒星质量依赖的关联函数显示出明显的演化，它们与本地宇宙一致。此外，在我们研究的红移范围内，大质量星系显示出强烈的聚集性。大质量星系的相关长度从z = 4迅速减小到2。在我们的样本中，我们还发现了一些1.4 <z <2.5的大质量星系的高质量密度区域，它们可能是现在星系团的候选祖先。在这个红移范围内，大质量的恒星形成星系是构成结构的主要群体，被动演化的星系显示出更强的聚集性，它们可能比那些恒星形成星系更早形成。
2011-01-08 astro-ph.CO
Cosmology from clustering of Lyman-alpha galaxies: breaking non-gravitational Lyman-alpha radiative transfer degeneracies using the bispectrum
莱曼α发射星系的大型巡天观测是一种新的测量高红移星系群成团的方法，其目的是确定宇宙学参数。然而，莱曼-α辐射转移效应可能会以模仿引力效应的方式修改观测到的LAE星系团簇，从而可能降低宇宙学约束的精度。例如，由于观测到的通量依赖于星系际介质速度梯度，线性红移空间畸变对LAE星系功率谱的影响可能退化为莱曼α辐射转移效应。在本文中，我们表明，三点函数（双谱）可以区分引力和非引力效应，从而打破这些简并，使之有可能从LAE星系调查恢复宇宙学参数。对角直径距离和哈勃膨胀率的约束也可以通过结合功率谱和双谱测量来改善。
2012-12-05 astro-ph.CO
Identifying clustering at high redshift through actively star-forming galaxies
识别高红移（即z > 1）的星系团对我们理解当前的宇宙学模型至关重要。然而，随着红移的增加，星团的恒星形成活动会发生相当大的变化，因此不太可能使用广泛使用的红序方法来识别。在这里，我们评估的可行性，而不是识别高红移集群使用积极的恒星形成星系（SMG与超密度的BzKs/LBG）。我们执行2-D和3-D聚类分析，以确定是否可以确定真正的（3D）聚类只有2D数据可用。正如预期的那样，我们发现2D聚类信号最好是弱的，推断的结果是依赖于方法的。在我们的3D分析中，我们确定了12个SMG与空间上和红移上都一致的星系的过密度相关-在我们的样本中只有8%的SMG具有已知的红移。在我们的目标领域的SMG缺乏一个已知的红移，他们的视线是没有更多的可能性显示集群比空白的天空领域;事先红移信息的SMG需要识别一个真正的集群信号。我们发现，在典型的SMG周围的体积集群的强度，而可识别的，是不例外的。然而，我们确定了少量的高度聚集的区域，所有与SMG。其中最值得注意的是，围绕着LESSJ 033336.8 -274401，可能包含一个SMG，一个类星体和36个恒星形成星系（a > 20 sig过密度），所有星系的z都在1.8左右。这个区域很可能代表一个活跃的恒星形成星系团，并说明了使用恒星形成星系选择早期星系团的成功。鉴于越来越多的深场具有大量的光谱学，或高质量和可靠的光度红移，这为年轻宇宙中的星系团识别开辟…
2013-12-11 astro-ph.CO
Clustering of Far-Infrared Galaxies in the AKARI All-Sky Survey
我们提出了AKARI 90- $μ$ m点源的角两点关联函数的第一次测量结果，这些点源在银河系平面和其他具有高银河系消光特征的区域之外被探测到，并根据我们的远红外颜色标准被归类为河外源（Pollo等人，2010年）。这是IRAS测量之后，在远红外中选择的星系的大尺度角集群的第一次测量。虽然完整的描述这些星系的集群属性将获得更详细的研究，使用空间关联函数，或更好的信息，这些星系的属性和至少光度红移，角关联函数仍然是第一个诊断，以建立集群属性的目录和观察到的星系人口。我们发现一个非零聚类信号在两个半球延伸到$\sim 40$度，没有任何显着的波动，在更大的尺度。所观察到的关联函数很好地拟合了幂律函数。结果表明，南半球和北半球的观测数据存在明显的差异，这可能是由于测光问题造成的，并指出对南半球的观测数据进行更好的定标的必要性。
2012-10-09 astro-ph.CO
The Weak Lensing Signal and the Clustering of BOSS Galaxies I: Measurements
通过对星系成团及其微弱的引力透镜信号的联合分析，可以打破星系偏置与成团信号幅度之间的简并性，从而很好地同时约束星系-晕联系和宇宙学参数。在一系列的两篇论文中，我们使用斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天第十一次数据发布（SDSS-III/BOSS DR 11）星表中的CMASS星系在文献中最高红移（$z\sim0.53$）处进行了这样的分析，星表跨度为8300~deg $^2$。在本文中，我们提出了这些星系的集群和弱透镜测量的细节。我们定义了一个子样本的400,916 CMASS星系的基础上，他们的红移和恒星质量的估计，使星系构成一个近似的体积有限的和类似的人口在红移范围$0.47\le z\le 0.59$。我们得到了一个信噪比$S/N\simeq 56$的星系集群测量。我们还探讨了红移和恒星质量的集群信号的依赖。对于弱透镜测量，我们使用CFHTLS现有的更深的成像数据与CFHTLenS公开提供的形状和光度红移目录，但仅在105度$^2$区域与BOSS重叠。这限制了透镜测量只有5，084 CMASS星系。经过仔细的系统测试，我们发现一个非常显着的检测CMASS弱透镜信号，总$S/N\simeq 26$。这些测量结果构成了More等人（论文II）中提出的晕占据分布和宇宙学分析的基础。
2015-03-21 astro-ph.CO
AEGIS: The Clustering of X-ray AGN Relative to Galaxies at z~1
我们在AEGIS场中测量了z=0.7-1.4的非类星体X射线活动星系核的成团现象。通过对113个钱德拉选定的活动星系核（对数L_X的中位数为42.8 erg s^-1）与约5,000个DEEP 2星系的互相关，我们发现X射线活动星系核符合幂律，其成团尺度长度为r_0=5.95 +/-0.90 h^-1 Mpc，斜率γ =1.66 +/-0.22。X射线活动星系核在z~1处具有与红色、静止和“绿色”过渡星系相似的成团幅度，并且比蓝色恒星形成星系明显更成团。X射线活动星系核的聚集强度主要取决于宿主星系的颜色;红色宿主星系的活动星系核比蓝色宿主星系的活动星系核明显更聚集，其相对偏差类似于红色到蓝色的DEEP 2星系。我们没有检测到依赖于光学亮度，X射线光度，或硬度比在这里探测的范围内的集群。我们发现的证据表明，星系托管X射线活动星系核更集群比一个样本的星系匹配联合光学颜色和星等分布。这意味着拥有X射线活动星系核的星系比没有X射线活动星系核的相同颜色和光度的星系更可能存在于群体和更大质量的暗物质晕中。与DEEP 2场中的光选类星体相比，我们发现z~1处的X射线活动星系核比光选类星体（具有2.6 sigma显著性）更加聚集，因此可能存在于更大质量的暗物质晕中。我们的研究结果是一致的星系经历类星体阶段，而在蓝色的云之前解决的红色序列与较低的光度X射线活动星系核，如果它们是相似的对象在不同的演化…
2009-06-25 astro-ph.CO
A study on the Clustering Properties of Radio-Selected sources in the Lockman Hole Region at 325 MHz
研究河外源群的空间分布对于理解宇宙中的物质分布至关重要。它还使我们能够理解暗物质密度场的宇宙演化以及暗物质和发光物质之间的关系。EoR前景研究也需要聚类研究，因为它影响相关的角度尺度。本文研究了325 MHz Lockman Hole场中射电选择源的角度和空间聚簇特性以及偏置参数。该数据探测了在$6^\circ \times 6^\circ$镶嵌图相位中心周围1.8 $^\circ$半径范围内通量为$\gtrsim$ 0.3 mJy的源。根据其射电光度，源被分为活动星系核（AGN）和恒星形成星系（SFG）。聚类和偏置参数的组合人口和分类的来源。活动星系核的空间相关长度和偏差都大于SFG--表明前者有更多的质量晕。这项研究是第一次报告的估计在325 MHz的源的聚类属性，在高和低频段的预先存在的研究之间的中间。它还探测了一个研究得很好的深场，在一个未探测的频率，具有中等的深度和面积。聚类研究需要沿着不同的视线进行观察，使用不同频率的各种字段和数据集，以避免宇宙差异和系统性。因此，在这项工作中研究了河外深场，以促进这方面的知识。
2022-08-01 astro-ph.CO
PRIMUS: The Effect of Physical Scale on the Luminosity-Dependence of Galaxy Clustering via Cross-Correlations
我们报告小规模的聚类测量从PRIMUS光谱红移调查的颜色和光度的函数。我们测量了62，106个具有PRIMUS红移的主星系和545，000个测光星系的示踪人口在z=0.2到z=1的红移之间的实空间交叉相关。我们分别适合一个幂律模型的红移和光度的三个独立的颜色选择的星系样本。我们报告在z=0.5和L=1.5 L* 的基准值处的聚类幅度。红色星系的聚集强度是蓝色星系的3倍，是绿色星系的1.5倍。我们还发现，集群的光度依赖性是强烈依赖于物理尺度，与更大的光度依赖性被发现之间的r=0.0625 Mpc/h和r=0.25 Mpc/h，相比r=0.5 Mpc/h到r=2 Mpc/h的范围。此外，在两个数量级的光度范围内，一个单一的幂律拟合的光度依赖性是不足以解释集群的增加，在明亮和暗淡的两端在较小的尺度。我们认为，在小尺度上的光度依赖的集群是一个必要的组成部分的星系晕占领模型的蓝色，恒星形成的星系，以及红色，淬火星系。
2015-10-09 astro-ph.CO
Understanding the non-linear clustering of high redshift galaxies
我们将Jose等人（2016）建模的暗物质晕的非线性聚类纳入晕模型，以更好地理解红移范围$z=3-5$中的莱曼破裂星系（LBG）的聚类。我们发现，随着这种变化，预测的LBG聚类显着增加准线性尺度（$0.1 \leq r\,/\,h^{-1} \,{\rm Mpc} \leq 10$）相比，在线性晕偏模型。这又导致LBG的聚集在角度尺度$5" \leq θ\leq 100"$上增加一个数量级。值得注意的是，我们的新模型的预测总体上消除了线性晕偏差预测与观测之间的系统性差异。在非线性晕偏置模型中，LBG的关联长度和大尺度星系偏置值明显高于线性晕偏置模型。由此产生的两点关联函数保留了近似的幂律形式与使用线性晕偏理论计算。我们还发现LBG的非线性成团随光度和红移的增加而增加。我们的工作强调了使用非线性晕偏的重要性，以模拟高z星系的成团探测星系形成的物理和可靠地提取宇宙学参数。
2017-06-06 astro-ph.CO
Modeling the evolution of infrared galaxies : clustering of galaxies in the Cosmic Infrared Background
恒星形成星系是潜在的暗物质密度场的高度偏差的示踪剂。通过宇宙红外背景各向异性可以研究它们的成簇性。在过去几年中，这些各向异性已从100 \mum测量到2 mm。在本文中，我们提出了一个全参数模型，允许联合分析这些最近的观察。为了在各种波长下开发相干模型，我们依赖于两个构建模块。第一个是描述恒星形成星系光度函数红移演化的参数模型。它与测量的微分数计数和光度函数相比毫不逊色。第二个是基于晕模型的星系团的描述。从一个基准模型，我们调查参数退化使用Fisher分析。然后，我们讨论了不同质量和红移的晕，LIRGs和ULIRGs，如何贡献的CIB角功率谱。从Fisher分析，我们得出结论，我们不能约束的参数的星系演化模型，仅使用聚类数据。C \ell、计数和光度函数的组合数据的使用稍微改善了约束，但没有去除任何退化。相反，各向异性的测量允许我们对晕模型参数设置有趣的约束，即使一些强退化仍然存在。使用我们的基准模型，我们建立的1-halo和2-halo条款是不敏感的相同的质量制度。我们还说明了如何1晕长期可以被误解的泊松噪声项。结论.我们提出了一个新的红外星系团的模型。然而，这样的模型有一些局限性，因为晕占据的参数遭受强简并。
2011-10-03 astro-ph.CO
The Fluctuation Theory, Critical Phenomena and Gravitational Clustering of Galaxies
本文应用涨落理论分析膨胀宇宙中星系的引力成团，计算粒子数与能量关联涨落，发现成团对质量比敏感、对数密度不敏感，并解析了能量符号转变的临界值。
2025-08-06 astro-ph.CO
The Clustering Characteristics of HI-Selected Galaxies from the 40% ALFALFA Survey
Arecibo Legacy Fast ALFA（ALCAFA）巡天星表（α.40）包含约10，150个HI选择星系，用于分析富气星系的成团性质。通过对两点星系-星系关联函数的Landy-Szalay估计和全协方差分析，我们得到了实空间的关联函数，并在小于10 h^{-1} Mpc的尺度上将其建模为幂律，即τ（r）=（r/r_0）^（-γ）.作为迄今为止最大的盲选星系样本，α.40提供了对这一群体聚类的详细了解。我们发现γ= 1.51 +/- 0.09和r_0 = 3.3 + 0.3，-0.2 h^{-1} Mpc，加强了这样的理解，即富含气体的星系代表了已知的最弱的星系团;我们还观察到在中等尺度下偏离了纯粹的幂律形状，正如ΛCDM晕占据分布模型所预测的那样。此外，我们测量了α.40星系样本的偏置参数，发现HI星系在小尺度上是严重的反偏置，但在大尺度上只有弱的反偏置。通过α.40样本获得的富气体星系的关联函数的稳健测量约束了模拟星系中HI分布的模型，并将用于更好地理解气体在环境依赖的星系演化中的作用。
2012-02-27 astro-ph.CO
The XXL Survey: XVI. The clustering of X-ray selected galaxy clusters at z~0.3
星系团是宇宙大尺度结构中密度最高的峰。它们的聚类提供了一个强大的探测器，可以与星系团质量测量结合使用，以加强星系团数量计数所提供的宇宙学约束。我们调查的X射线选择星系团从XXL调查，最大的计划进行的XMM-牛顿卫星的均匀样本的空间特性。的测量进行比较，$Λ$ -冷暗物质的预测，并结合使用自校准的质量缩放关系，以约束样品，$b_{eff}$的有效偏差，和物质密度对比度，$Ω_{\rm M}$。我们测量了XXL集群样本的角度平均两点相关函数。分析的目录包括从XXL第二次数据发布中选择的$182$ X射线簇，具有中值红移$\langle z \rangle=0.317$和中值质量$\langle M_{500} \rangle\simeq1.3\cdot10^{14} M_\odot$。马尔可夫链蒙特卡罗分析进行提取宇宙学的约束，使用的似然函数构造成独立的集群选择函数。在$10<r\,[$ \Mpch $]<40$尺度范围内对红移空间聚类进行建模，得到了$Ω_{\rm M}=0.27_{-0.04}^{+0.06}$和$b_{eff}=2.73_{-0.20}^{+0.18}$。这是第一次在如此相对高的红移和低的质量下测量X射线选择星团目录的两点关联函数。XXL星系团的聚集似乎完全符合标准的宇宙学预测。在这项工作中提出的分析表明，宇宙学开发的XXL集群聚类的可行性，铺平了道路的XXL集群…
2018-07-12 astro-ph.CO
What Does Clustering Tell Us About the Buildup of the Red Sequence?
我们分析了来自红移范围为0.4<z<2.0的四个样本的红色和蓝色星系的聚类，以测试星系演化到红色序列的各种情况。这些数据来自UKIDSS超深调查，DEEP 2和COMBO-17。使用集群使我们能够确定红色序列的哪一部分是由中央星系和卫星星系组成的。在所有的红移，包括z=0，数据与约60%的卫星星系是红色或淬灭的一致，这意味着约1/3的红色序列是由卫星星系组成的。超过四分之三的红色卫星星系在被吸积到一个更大的晕上后被移动到红色序列中。红色卫星星系的常数比例产生了卫星星系的猝灭时间，它与晕动力学时间tQ ~（1+z）^{-1.5}一样依赖于红移。在四个样本中的三个样本中，数据支持一个模型，其中红色中央星系是所有中央星系的随机样本;没有首选的晕质量尺度，星系从恒星形成过渡到红色和死亡。第四个样本的巨大误差阻碍了任何结论。这些数据排除了恒星形成在临界晕质量以上淬灭的理论模型。合并产生红色中央星系的场景赋予晕质量和中央星系颜色之间较弱的相关性，但即使是合并场景也会在红移超过0.5的情况下与红色星系团形成紧张关系。这些结果表明，中央星系变红的机制是从z=0.5到z=0演化的。
2009-09-07 astro-ph.CO
Resolving the problem of galaxy clustering on small scales: any new physics needed?
星系团对控制星系形成和演化的物理学有很强的限制。然而，目前大多数的模型不能再现小尺度上的低质量星系团（$r<1Mpc/h$）。本文研究了几种半解析模型预测的星系团。我们首先比较了两个慕尼黑版本，Guo et al.（2011，Guo11）和De Lucia \& Blazoit（2007，DLB07）。Guo 11模型很好地再现了星系的恒星质量函数，但在小尺度上高估了低质量星系的成团。DLB07模型在小尺度上提供了更好的聚类拟合，但过度预测了恒星质量函数。这些似乎令人费解。我们发现Guo 11模型中有更多的卫星星系分布在大质量星系晕中，这是导致两个模型之间星系团簇差异的主要原因。然而，这两个模型仍然过度预测的集群在$0.1Mpc/h<r<10Mpc/h$的低质量星系。这是因为两个模型都过度预测了$30\%$在大规模晕中的卫星数量，而不是数据。实际上，DLB07模型与小尺度数据的更好的一致性是一个巧合，因为它预测了太多的低质量中心星系，这些星系不太聚集，从而降低了总的聚集。最后，我们展示了Kang et al.（2012）的半分析预测。我们发现，如果卫星星系中的超新星反馈较强，该模型可以同时拟合恒星质量函数和星系成团。我们的结论是，半解析模型现在能够解决小尺度的集群问题，而不调用任何其他新的物理或改变暗物质的属性，如最近青睐的温暖暗物质。
2013-11-11 astro-ph.CO
SHELS: Optical Spectral Properties of WISE 22 μm-selected Galaxies
我们利用一个密集的、完整的红移巡天--史密森赫特斯佩透镜巡天（SHELS），覆盖一个4平方度区域的深成像巡天--深透镜巡天（DLS），研究了宽视场红外巡天探测器（WISE）22 μ m选定星系的光谱特性。在507个（S/N）_{22μm}>3（\simS_{22μm} >2.5 mJy）的WISE 22 μ m选择源中，我们识别了481个（\sim 98%）在甚深DLS R波段源目录中R<25.2的光学对应源。其中337个R<21的星系有SHELS光谱数据。这些物体中的大多数都在z<0.8。红外（IR）光度范围为4.5x10 ^8（L_sun）< L_{IR} < 5.4x10^{12}（L_sun）。大多数22 μ m的星系都是尘埃状的恒星形成星系，有一个小的（<1.5）4000 μ m的破裂。22 μ m选定星系的红外光谱表明，[O III]线相对于Hβ的强度随红外光度的增加而增强。22 μ m选定星系的光谱还表明，有一些（\sim 2.8%）具有非常强的[Ne III] λ3869，3968发射线的异常星系需要硬电离辐射，如活动星系核或极年轻的大质量恒星。如果22 μ m选定星系有较近的晚型邻居，则由3.6和22 μm通量密度导出的比恒星形成率（sSFR）会增强。含有活动星系核（AGN）的22 μ m选定星系的sSFR分布与不含活动星系核（AGN）的恒星形成星系的分布相似。我…
2012-08-15 astro-ph.CO
Studying the emergence of the red sequence through galaxy clustering: host halo masses at z > 2
我们使用UKIDSS超深巡天，迄今为止最深的度尺度近红外巡天，研究z ~ 3.5的恒星形成和被动星系的聚集。我们的新测量包括第一次确定被动星系在z > 2的聚集，我们使用互相关技术实现。我们发现，被动星系是最强烈的集群，通常由大质量的暗物质晕托管，M_halo > 5 × 10^12 M_sun，无论红移或恒星质量如何。我们的研究结果是一致的模型中，一个临界晕质量决定了从恒星形成到被动星系的过渡。恒星形成星系的恒星质量和晕质量之间没有很强的相关性，但被动星系显示出反相关性的证据;平均而言，低质量的被动星系似乎位于最大质量的晕中。这些结果可以理解，如果恒星形成的终止是最有效的低恒星质量的星系在非常密集的环境。
2013-03-06 astro-ph.CO
The clustering of massive galaxies at z~0.5 from the first semester of BOSS data
我们使用重子振荡光谱巡天（BOSS）第一学期的数据计算了z~0.5的大质量星系的实空间和红移空间聚类。我们研究了红移范围为0.4<z<0.7的44，000个大质量星系样本的关联函数。我们提出了一个晕占据分布建模的聚类结果，并讨论了在z~0.5的大规模星系占据暗物质晕的方式的影响。我们的大部分星系是中心星系，生活在质量为10^{13}Msun/h的晕中，但10%的卫星星系生活在质量为10倍的晕中。这些结果与早期对z~0.5的大质量星系的研究基本一致。大尺度偏差（b~2）和相对高的数密度（nbar=3e-4 h^3 Mpc^{-3}）意味着BOSS星系是大尺度结构的良好示踪剂，这表明BOSS星系将在距离尺度、大尺度结构的生长、大质量星系演化等方面进行广泛的研究。
2010-12-16 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: modeling of the luminosity and colour dependence in the Data Release 10
我们在斯隆数字巡天-III重子振荡光谱巡天第十次数据发布中研究了CMASS星系团的亮度和颜色依赖性。采用晕占据分布框架来模拟小尺度和中尺度（从$0.02$到$60\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$）的投影两点关联函数测量，并解释观测趋势和推断星系与暗物质晕的联系。我们发现，明亮的红色星系居住在质量$M{\sim}10^{13}$ -$10^{14}\,h^{-1}{\rm M_\odot}$的大质量晕和更明亮的星系更集群和更大质量的晕托管。强烈的小规模集群需要这些星系中的一小部分是大质量晕中的卫星，比例在5%-8%的水平上，并随着光度的增加而减少。平均有一个卫星星系的晕的特征质量高于光度阈值，大约是一个中心星系的特征质量的$8.7$倍。在固定的光度下，逐渐变红的星系在小尺度上更强烈地聚集在一起，这可以解释为这些星系中有更大部分以卫星的形式存在于大质量晕中。我们的聚类测量尺度低于$0.4\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$，使我们能够研究小规模的空间分布的卫星晕内。虽然亮度阈值样本的聚集可以通过Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓很好地描述，但最红的星系更喜欢更陡或更集中的轮廓。最后，我们还利用不同红移下的常数密度星系样本研究了亮星系的演化，发现在$0.5 \lesssim z \lesssim 0.6$的红移范围内，星系成团与被动演化是一致的。
2014-05-07 astro-ph.CO
Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS
我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。
2009-06-26 astro-ph.CO
PRIMUS: Galaxy Clustering as a Function of Luminosity and Color at 0.2<z<1
本文介绍了在PRISm多天体巡天（PRIMUS）中对0.2<z<1.0星系团的光度和颜色依赖性的测量。我们用红移空间和投影的两点关联函数xi（rp，pi）和wp（rp）来量化聚类，使用的是从超过130，000个星系的母样本中构造的体积有限的样本，这些星系在7个独立的领域中具有鲁棒的红移，覆盖9平方米。°的的天空。我们量化了尺度相关的聚类幅度如何随着亮度和红色的增加而增加，并且在大体积上具有相对较小的误差。我们发现，红色星系有更强的小尺度（0.1<rp<1 Mpc/h）集群和陡峭的关联函数相比，蓝色星系，以及一个强大的颜色依赖集群内的红色序列。我们解释我们测量的聚类趋势的星系偏差，并获得b_gal=0.9-2.5之间的值，量化星系是如何偏置示踪剂的暗物质取决于它们的光度和颜色。我们还解释了与模拟目录的颜色依赖性，并发现，蓝色星系的集群几乎是恒定的颜色，而红星系有更强的集群在一个晕术语由于较高的卫星星系分数。此外，我们测量的聚类强度和偏见的演变，我们没有检测到统计上显着偏离被动的演变。我们认为，星系的光度和颜色环境（或晕质量）的关系没有显着的演变，因为z=1。最后，使用折刀子采样方法，我们发现，采样波动是很重要的，COSMOS领域一般是一个离群值，由于具有更多的过密结构比其他领域，我们发现，“宇宙方差”可以是一个重要的来源的不确定性高红移集群测量。
2014-03-17 astro-ph.CO
Angular and spatial clustering of photometrically classified quasar candidates from SDSS NBCKDE
本文使用两点关联函数（2 pCF）和现有最大的光度选择类星体样本：SDSS NBCKDE目录（来自SDSS DR 6）来分析类星体聚集。为此，开发了一种新的随机目录生成技术，该技术允许在不知道其成像掩模的情况下考虑调查的原始均匀性。在测光红移0.8 <z_phot <2.2范围内取平均值时，测光选择类星体的2pCF在1 '<θ <40'范围内符合幂律w（θ）=（θ/θ_0）^{-α}，其中θ_0 = 4 ".5 +/-1".4，α = 0.94 +/-0.06。这与Myers等人（2006，2007）以前的结果一致，前者是针对具有相似平均z_phot的NBCKDE类星体样本获得的，但在更宽的z_phot范围内进行平均。在相同的z_phot范围内，用幂律模型拟合的2pCF参数为r_0 = 7.81 ^{+1.18}-1.16} Mpc/h，γ = 1.94 +/-0.06，与前人的光谱测量结果完全一致。我们证实了集群振幅随z增加的证据，并没有发现类星体集群的光度依赖性的证据。后者与类星体形成的模型相一致，其中明亮和暗淡的类星体被认为是相似的来源，由类似质量的暗物质晕承载，但在它们演化的不同阶段被观察到。我们的结果与具有相似z的X射线选择活动星系核的研究结果的比较表明，光学选择类星体的成团幅度与X射线选择类星体的成团幅度相似，但低于所有X射线选择活动星系核的成团幅度。由于所有X射线选择…
2012-12-14 astro-ph.CO
The WIRCam Deep Survey II: Mass Selected Clustering
本文利用WIRCam深度巡天（WIRDS）分析了从z ~ 2到现在的星系团。WIRDS将深层近红外数据与CFHTLS深层场的深层光学数据相结合，提供了2.4平方米有效区域的光度数据集。度，由此可以估计出精确的光度红移和恒星质量。我们使用的数据来计算角关联函数的星系样本分裂的恒星形成活动，恒星质量和红移。我们估计每个样本的实空间聚类，确定聚类长度和幂律斜率。对于质量不变的星系，我们发现成团尺度在z ~ 2之前没有演化。按质量分割星系样本，我们看到质量越大的星系在所有红移处的聚集尺度越大。我们用我们的结果检验了GALFORM半解析星系形成模型，发现两者是一致的。我们将星系群分为被动星系群和恒星形成星系群，发现被动星系群在所有红移处的聚集尺度都比质量小于$10^{11}M_\odot/h$的恒星形成星系群大得多，这表明即使在z ~ 2处，被动星系群也比大部分恒星形成星系群存在于更致密的环境中。对于恒星质量为$>10^{11}M_\odot/h$的恒星形成星系，我们发现在所有红移范围内的聚集强度约为8 Mpc/h，与被动人口的测量结果相当。此外，对于恒星形成的星系，我们看到，集群强度增加更高的恒星质量系统，但有一个被动星系的质量依赖的迹象很少。最后，我们研究了星系恒星质量和暗物质晕质量之间的联系，在WIRDS数据和GALFORM预测中两者之间存在明显的相关性。
2013-10-08 astro-ph.CO
The effects of halo alignment and shape on the clustering of galaxies
我们研究了晕的形状及其与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo等人的星系形成模型，在千禧模拟上运行我们量化这些影响的重要性，通过随机化的卫星星系晕内的角位置，无论是相干的或单独的，同时保持各自的中央星系的距离固定。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。我们发现，球化的椭球分布的星系晕内的关联函数减少了高达20%的r<1兆秒差距/小时，并增加了它稍微在更大的半径。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。基于Halo Occupation Distribution的模型，根据平均径向轮廓将星系球形地放置在Halo内，因此会显着低估次Mpc尺度上的聚类。此外，我们发现晕组装偏差，特别是对晕形状的集群的依赖，传播到星系的集群。我们预测，这方面的组装偏见应通过使用广泛的组目录观察。
2012-06-25 astro-ph.CO
On the nature of the first galaxies selected at 350 microns
我们提出了对第一个星系的性质的限制，选择在350微米。样本包括在350微米的最深空白场调查中发现的星系（在Bootes Deep Field），以及后来在Lockman Hole偶然发现的星系。光谱能量分布模板适合于识别的对应物，并且发现样本包括主要由恒星形成提供动力的1<z<3的红外发光星系。350微米选定星系的第一个光谱提供了额外的确认，显示出典型的与恒星形成星系相关的突出尘埃颗粒特征。与在850和1100微米处选择的亚毫米星系相比，在350微米处选择的星系具有类似的远红外色温范围。然而，在850或1100微米处没有可靠地检测到350微米选定的源。在我们的样本中，红移为1<z<2的星系显示出远红外和中红外通量密度之间的紧密相关性，但是在更高红移的星系中，它们的中远红外颜色显示出很大的色散。350微米的通量密度（15<S（350）<40 mJy）使这些天体接近赫歇尔/SPIRE 350微米的混淆阈值，恒星形成率密度的下限表明350微米的贡献大部分来自较低亮度的红外源和正常星系。
2009-09-29 astro-ph.CO
Spatial Clustering from GALEX-SDSS samples: Star Formation History and large-scale clustering
结合GALEX紫外成像和SDSS光谱样品，我们测量了大样品的投影空间关联函数w_p（r_p）。我们研究了所选样本的成团强度对（NUV-r）_abs颜色、比恒星形成率（SSFR）和恒星质量的依赖性。我们发现，有一个平滑的过渡，在星系的集群作为这种颜色的函数，从蓝色星系之间的弱集群到红色星系的强集群。“绿谷”内的星系团具有中等强度，与星系团的预期一致。结果对尘埃消光的校正是稳健的。与简单的分析模型的比较表明，晕占领数增加与旧的恒星形成时期。当按照SSFR分裂时，我们发现SSFR是比恒星质量更敏感的环境示踪剂。
2009-04-22 astro-ph.CO
Evolution in the clustering strength of radio galaxies
我们交叉匹配的NVSS和FIRST调查与三个大型光度计的明亮的红色星系（LRGs），以定义无线电响亮的样本。这些有中值红移0.35，0.55和0.68，通过匹配静止帧的光学和无线电特性，我们在三个调查中构建了统一的样本。本文研究了由角关联函数导出的这些样本的聚类性质。主要目的是描述z~0.68以下射电星系聚集幅度的任何演化特征。我们没有发现大尺度（~1- 50 h ^{-1}Mpc）集群幅度演化的证据。我们的射电星系自相关与先前的发现一致，表明在红移范围0.68到0（~ 6 Gyr的时间）内几乎没有演化。我们还交叉关联射电星系与父LRG样本，以增加我们的结果的精度，并再次发现没有证据的演变。我们的研究结果是不一致的长期存在的集群演化模型，假设无线电源随机抽样LRG人口。晕质量随红移保持不变的模型与数据是一致的。这与类星体在所有红移处的聚集振幅与单个晕质量一致类似。考虑到最亮的射电源与较暗的射电源相比在空间密度上表现出更强的演化，我们将我们的样本限制为仅包括L>10^{26}W/Hz的对象，并重复分析。同样，我们没有发现演化的证据，在共动相关振幅。这些射电源似乎与较暗的射电星系（~ 9 × 10 ^{13}h^{-1}M_ \odot）居住在相同的质量晕中。这些晕的质量约为一般LRG总体的两倍，约为光学活动星系核/类星体的30倍。
2011-07-28 astro-ph.CO
On the role of feedback in shaping the cosmic abundance and clustering of neutral atomic hydrogen in galaxies
我们调查反馈的影响-从超新星（SNe），活动星系核（AGN）和光电离背景在高红移-中性原子氢（HI）的质量函数，$b_{\rm J}$带光度函数，和空间聚类的这些星系在$z$ =0。我们使用的半分析星系形成模型GALFORM的一个版本，计算自洽的量HI在一个星系作为宇宙时间的函数，并将其恒星形成率的分子氢（H $_2$）的质量。我们发现，一个系统的增加或减少的SNe反馈的强度导致系统的亮度和HI质量函数的振幅减少或增加，但对它们的整体形状的影响不大。改变活动星系核反馈的强度只影响最亮或最大HI质量星系的数量，而改变光电离反馈的强度的影响仅限于改变最暗或最小HI质量星系的数量.我们的结果表明，HI质量函数是一个比光度函数更敏感的探测宇宙学再电离对星系形成的影响的方法.我们发现，增加任何反馈模式的强度的行为，以削弱星系的集群强度，无论他们的HI丰富。相反，较弱的活动星系核反馈的集群强度的影响不大，而较弱的SNe反馈增加的集群强度的HI贫星系比HI丰富的星系。这些结果表明，即将到来的HI调查下一代射电望远镜，如平方公里阵列及其探路者将最富有成效地利用多波长调查活动的一部分。
2012-10-24 astro-ph.CO
Solving small-scale clustering problems in approximate lightcone mocks
真实的光锥模型在大型星系巡天的聚类分析中具有重要意义。对于只有快照可用的模拟，通常通过将球壳中的快照连接在一起来创建近似光锥。我们评估两点聚类测量的中心星系近似光锥建立从千禧XXL模拟，这是使用不同数量的快照。实空间关联函数的四极子和四极子在小于1 Mpc/h的小尺度上被强烈提升，这是由于一些星系在光锥中快照之间的边界处被复制。当使用更多的快照时，复制星系的总数近似恒定，但它们被推到更小的分离。这在红移空间中的影响很小，只要快照在真实空间中被切割成壳。随机去除重复星系能够减少多余的集群信号。包括卫星星系将减少重复的影响，因为许多小规模的对来自同一光环中的卫星。在边界处从光锥中缺失的半导体层可以通过在每个壳之间具有小的重叠来添加到光锥。此效应将影响使用非常小规模的聚类测量的分析，以及使用模拟来测试光纤冲突的影响时。
2022-08-10 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
Comparing Ultraviolet and Infrared-Selected Starburst Galaxies in Dust Obscuration and Luminosity
我们目前的样本的星暴星系，代表了极端发现的红外和紫外观测，包括25 Markarian星系，23紫外发光星系发现的GALEX，和50星暴星系具有最大的红外/紫外比。这些源的z < 0.5，覆盖的光度范围约为10^4。7.7微米PAH功能和紫外线光度从恒星连续在153 nm的红外光度测定之间的比较被用来确定在星爆和这种遮蔽红外或紫外光度的依赖性的遮蔽。一个强大的选择效应出现的紫外线选择的样本：最亮的光源显得明亮，因为他们有最少的遮蔽。紫外选择的Markarian+GALEX样品的消光校正形式为log[UV（固有）/UV（观察）] = 0.07（+-0.04）M（UV）+2.09+-0.69，而全红外选择的Spitzer样品的消光校正形式为log[UV（固有）/UV（观察）] = 0.17（+-0.02）M（UV）+4.55+-0.4。还确定了红外和紫外选择样品的总辐射热光度L_{ir}与M（UV）的关系。对于紫外线选择的星系，log L_{ir} = -（0.33+-0.04）M（UV）+4.52+-0.69。对于全红外选择的样品，log L_{ir} = -（0.23+-0.02）M（UV）+6.99+-0.41，所有的都是太阳光度中的L_{ir}和静止坐标系153 nm处的AB星等。这些结果意味着，对于z > 2的莱曼布雷克Galerkin，由紫外连续谱的红化确定的2到3倍的遮蔽…
2010-04-09 astro-ph.CO
The build-up of mass in UV-selected sub-L* galaxies at z~2
利用宽带光谱能量分布（SED）拟合方法研究了z~2处的紫外选择亚L ~* 星系深源样品。它们被发现比L* 星系的尘埃少，并且在这个时代对宇宙质量预算的贡献比从较浅的高Z调查中推断的更多。此外，SFR被发现与恒星质量成比例超过三个数量级的质量;这一现象可以通过假设新的恒星形成的气体与暗物质共同吸积到星系的暗物质晕上来解释，这种情况自然会导致SFR随着时间的推移逐渐增加。
2011-02-09 astro-ph.CO
Angular clustering of z~2 star-forming and passive galaxies in 2.5 square degrees of deep CFHT imaging
我们利用从深（$K_{lim}$ =23-24 AB）CFHT成像的~2.5 deg $^2$中选出的~ 40，000个恒星形成（SF）和~ 5，000个被动演化（PE）星系研究z~2星系的角成团。对于这两个人口的集群是更强的星系明亮的休息帧光学和PE星系的趋势是特别强烈的，表明被动星系与较大的恒星质量居住在更大的质量晕。相比之下，在静止帧紫外线，我们发现，而SF星系的集群随着光度的增加而增加，它减少了PE星系;一个可能的解释在于淬火的恒星形成在最大质量的晕。此外，我们发现两个组件的关联函数SF和PE星系，可归因于一个和两个晕条款。PE和SF星系的单晕项的存在表明，环境效应已经在z~2的虚拟环境中产生了被动星系。最后，我们在我们的研究中发现四个广泛分离的领域之间存在显着的聚类差异;流行的COSMOS领域是最不一致的（数量计数和光度函数也是如此），突出了在星系演化统计研究中需要非常大的区域和多个视线。
2014-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The H$α$ luminosity and stellar mass dependent clustering of star-forming galaxies at $0.7 < z < 1.5$ with 3D-HST
我们目前的测量星系的集群幅度对它们的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）在$0.7 < z < 1.5$的依赖性，以评估在何种程度上环境影响这些属性。虽然这些关系在局域宇宙中已经被很好地确定了，但在更早的时候，人们对它们的了解要少得多。对于这种分析，我们利用近红外HST WFC3棱镜光谱数据在五个CANDELS领域获得的3D-HST调查的一部分。我们用$\sim$ 6,000个具有精确红移的星系、$M_*$和H $α$光度进行了投影2点相关函数测量。我们发现，H $α$光度，从而SFR的聚类幅度的强烈依赖。然而，在固定的$M_*$，在很大程度上消除了对H $α$光度的聚类依赖性。我们使用条件光度函数模型和新发展的条件恒星质量和H $α$光度分布模型在Halo Occupation Distribution框架内模拟这些星系的成团。这些结果表明，具有较高SFR的星系倾向于生活在较高质量的晕中，但这在很大程度上是由SFR和$M_*$之间的关系驱动的。最后，我们表明，小的剩余相关性之间的集群振幅和H $α$光度固定$M_*$很可能是由扩大的SFR-$M_*$的卫星星系的关系。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering, Bias and the Accretion Mode of X-ray selected AGN
本文研究了Chandra CDF-N、CDF-S、eCDF-S、COSMOS和AEGIS在0.5-8 keV波段的1466个X射线选择活动星系核的空间成团特性。X射线源的红移区间为0<z<3，中值为Med{z}= 0.976。我们采用投影两点关联函数来推断空间聚类，发现聚类长度为r 0 = 7.2+-0.6 h^{-1} Mpc，斜率为γ=1.48+-0.12，对应的偏差为b=2.26+-0.16。使用两种不同的晕偏差模型，我们一致地估计出暗物质宿主晕的平均质量为Mh \sim 1.3（+-0.3）x 10^{13} h^{-1} M_sun。活动星系核的X射线偏置和相应的暗物质宿主晕质量，明显高于光学选择活动星系核的相应值（在相同的红移）。%表示活动星系核的不同群体。X射线选择活动星系核偏置的红移演化表明，与其他最近的研究一致，一个独特的暗物质晕质量并不适合在所有不同的红移探测偏置。此外，我们还研究了团簇强度是否与X射线亮度有关。为此，我们认为只有650个源周围的z~1和我们应用的程序来解开的依赖集群红移。我们发现一个积极的集群长度依赖于X射线亮度的迹象，在这个意义上说，更明亮的源有一个更大的集群长度，因此更高的暗物质晕质量。详细地说，我们发现，当平均光度差为δ \log_{10} L_x ~ 1时，晕的质量差约为3倍。这些发现似乎与一个星系形成模型相一致，在这个模型中，吸积到中…
2012-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Effect of nonfactorizable background geometry on thermodynamics of clustering of galaxies
研究了不可因式分解背景几何对星系团热力学的影响。本文导出了引力星系系统的正则配分函数，该引力星系系统被视为包含在适当尺度的胞元中的点粒子。各种热力学状态方程，如亥姆霍兹自由能和熵等，也得到。我们还估计了修正后的牛顿定律对星系分布函数的影响。值得注意的是，修改后的牛顿定律的效果是只看到在聚类参数，而标准结构的方程被保留。将修正后的聚类参数与原聚类参数进行比较，直观地反映了修正对聚类时间尺度的影响。通过研究比热随系统温度的变化，分析了系统对称性破缺的可能性。
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Testing subhalo abundance matching from redshift-space clustering
我们首次应用暗晕丰度匹配（SHAM）方法描述了包含非线性红移空间畸变的星系红移空间成团，上帝之指我们发现，标准的SHAM连接的星系的光度的最大圆速度的subhalos很好地再现了红移空间星系团在斯隆数字巡天在很宽的范围内从0.3到40 Mpc/h的光度依赖。结果表明，SHAM方法是非常有前途的红移空间星系成团的理论模型，没有额外的参数。我们还使用两种不同的颜色代理来测试颜色丰度匹配：根据Masaki等人（2013 b）的方法，晕下年龄和局部暗物质密度。观测到的红色星系团比蓝色星系团具有更强的上帝手指效应。我们发现暗晕年龄模型比局部暗物质密度模型更好地描述了观测到的颜色相关的红移空间聚类。结果表明，暗晕的年龄是决定星系颜色的关键因素。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
AKARI NEP-Deep: galaxy clustering through the AKARI IRC filters
我们提出了一个初步的分析集群的星系发光的近红外和中红外所看到的7个不同的过滤器的AKARI IRC仪器从2 $μ$ m到24 $μ$ m的AKARI NEP深场。我们比较不同的过滤器和它们的聚类特性检测到的星系的人口。我们的结论是，不同的AKARI过滤器允许跟踪不同的人口组成的主要是恒星形成星系位于不同的环境。特别是，在红移z $\sim$ 0.8和更高的中红外滤波器跟踪人口的强烈发展的星系位于大规模的晕，可能已经结束了今天的椭圆星系。
2018-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Modeling the clustering and halo occupation distribution of BOSS-CMASS galaxies in the Final Data Release
本文研究了来自最终SDSS-III数据发布的红移范围为0.43 < z < 0.7的BOSS CMASS星系的成团和晕占据分布。我们比较了BOSS的结果与预测的晕晕匹配（HAM）聚类模型，分配星系的暗物质晕从大BigMultiDark $N$体模拟的一个单位$Λ$ CDM普朗克宇宙学。我们比较了观测数据与模拟的光锥构造从20个后续输出的模拟。观测效果，如不完整性，几何形状，否决面具和纤维碰撞包括在模型中，它再现1- $σ$误差内的2点关联函数在所有相关的尺度观察到的振幅：从最小的尺度，0.5 $h^{-1}$兆秒差距，到尺度超过重子声学振荡功能。该模型也非常符合BOSS星系功率谱（高达$k\sim1$ $h$ Mpc $^{-1}$），和三点关联函数。关联函数的四极矩与观测值呈现出一定的张力。我们讨论了可能的原因，可以解释这种分歧，包括目标选择的影响。总的来说，标准HAM模型非常好地描述了CMASS样本的聚类统计。我们比较了恒星晕质量关系的CMASS样品测量使用弱透镜在CFHT条纹82调查与我们的集群模型的预测，并找到一个很好的协议内1- $σ$。BigMD-BOSS光锥包括BOSS星系的属性和晕属性。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
PRIMUS + DEEP2: Clustering of X-ray, Radio and IR-AGN at z~0.7
我们使用PRIMUS和DEEP 2红移巡天的多波长成像和光谱红移测量了X射线、射电和中红外选择的活动星系核（AGN）在0.2 < z < 1.2处的聚集，覆盖了7个独立的领域，跨度约10平方度。利用活动星系核与致密星系样本的互相关，我们测量了活动星系核在不同波长下的成团尺度长度和斜率，以及成团偏差。与以前的研究相似，我们发现X射线和射电活动星系核比中红外选择活动星系核更成簇。我们进一步比较了每个活动星系核样本的聚类与匹配的星系样本设计有相同的恒星质量，恒星形成率，和红移分布的活动星系核宿主星系，并发现它们的聚类特性之间没有显着差异。因此，在不同的波长选择的活动星系核的集群观察到的差异，可以解释为集群的差异，其主机的人口，有不同的分布在恒星质量和恒星形成率。因此，活动星系核选择中固有的选择偏差决定了观测到的活动星系核样本的聚集。我们进一步发现，使用IRAC或WISE颜色或X射线硬度比，模糊和未模糊的活动星系核之间的聚类没有显着差异。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of barred galaxies in the local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了棒星系的成团特性。我们使用Gadotti（2009）中描述的方法对近1000个星系进行了详细的结构分解，计算了投影红移空间两点交叉关联函数w_p（r_p）。样本包括286个棒星系。类似恒星质量的棒星系和无棒星系的集群在所有探测尺度（~ 20 kpc-30 Mpc）上都无法区分。即使样本仅限于g-i颜色更蓝的酒吧（因此年龄更小），这一结果也成立。我们的结果也不会改变，如果我们分裂我们的样本棒星系根据酒吧总光度比，酒吧boxyness，有效表面亮度，长度，或形状的表面密度分布在酒吧。有一个暗示，红色，椭圆形的酒吧更强烈的集群比红色和不太椭圆形的酒吧，规模>~ 1 Mpc，虽然统计学意义不高。我们的结论是，没有显著的证据表明酒吧是合并或相互作用的产物。我们尝试性地解释了更强的集群的椭圆酒吧的证据表明，它们位于更古老的星系，其中居住在更大规模的晕。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Color and Stellar Mass Dependence of Small-scale Galaxy Clustering in SDSS-III BOSS
我们测量的颜色和恒星质量的光谱星系在$0.6 < z < 0.65$使用重子振荡光谱调查的斯隆数字巡天组成部分的数据集群的依赖。我们通过使用66,657个光谱星系与660万个暗光度星系的互相关性，大大提高了我们的聚类测量的统计精度。成团幅度$w(R)$被测量为在光谱星系周围的指定半径环内发现的光度星系的平均多余数量与来自随机光度星系分布的光度星系的平均多余数量的比率。我们在高信噪比下恢复了许多熟悉的趋势。我们发现在75-125 kpc的最小环带中，红、蓝大质量星系的成团振幅之比为$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.92 \pm 0.11$。在我们的最大半径（2-4 Mpc），我们发现$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.24 \pm 0.05$。因此，在$z \sim 0.625$，红色星系比蓝色星系有更致密的环境，这种效应随着半径的减小而增加。不考虑颜色，我们发现，$w(R)$不遵守一个简单的幂律与半径的关系，显示出约1兆秒差距的下降。保持恒星质量不变，我们发现在红色和蓝色星系的聚类之间有明显的区别，表明聚类不仅仅是由恒星质量决定的。保持颜色不变，我们发现，集群增加与恒星质量，特别是在小尺度的红星系（超过2倍的影响0.75德克斯在恒星质量）。
2017-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
CO Excitation and Line Energy Distributions in Gas-selected Galaxies
虽然发射选择星系调查偏向于星系人口中最明亮的部分，但吸收选择是一种潜在的无偏见的星系选择技术。然而，吸收选择星系的物理性质并没有很好的表征。本文研究了阻尼Ly $α$（DLA）吸收选择星系中星际介质（ISM）的激发条件。我们提出了一个研究的CO谱线能量分布（SLED）在四个高金属丰度吸收选择的星系与以前报道的CO检测在中间（$z \sim 0.7$）和高（$z \sim 2$）的红移。我们在这些星系中发现了各种各样的ISM条件的进一步证据。四个星系中有两个显示出与银河系内盘一致的CO SLEDs。有趣的是，这些星系之一是在$z \sim 2$，并有一个CO SLED低于主序星星系在类似的红移。在$z>2$的另外两个星系显示出更兴奋的ISM条件，其中一个显示出中等$J$（J $=3, 4$）水平的热激发，类似于在这些红移的两个大质量主序星星系中看到的。总的来说，我们发现，吸收选择跟踪不同的星系人口。
2022-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphologies of Radio, X-Ray, and Mid-Infrared Selected AGN
我们调查的候选活动星系在无线电，X射线，和中红外波长的光学形态。我们使用先进的相机巡天总目录（ACS-GC），以确定372，1360和1238 AGN主机星系从VLA，XMM-牛顿和斯皮策空间望远镜观测的COSMOS领域，分别。我们调查定量（GALFIT）和定性（视觉）的这些活动星系核宿主星系的形态，分裂亮度在他们的选择带。我们发现，无线电选择的活动星系核是最明显的，具有非常低的发病率有未解决的光学形态和高发病率被托管的早型星系。与X射线选择活动星系核相比，中红外选择活动星系核被盘星系接纳的几率稍高。这些形态学结果与Hickox等人2009年研究活动星系核的颜色和大尺度成团的结果一致，他们发现了射电选择活动星系核与"红色序列“星系、中红外选择活动星系核与"蓝色云”星系以及X射线选择活动星系核在"绿谷“跨越这些样本的一般关联。在AGN活动标志和调节从晚型盘星系到大质量椭圆星系的过渡的一般情况下，这项工作表明，早期阶段最明显的是中红外选择的AGN。中红外辐射比XMM-牛顿探测到的相对较软的X射线更不容易被吸收，这是在过渡的后期阶段看到的。射电选择的活动星系核通常与最大质量星系中的小爆发活动有关。
2010-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyα Halos around [O III]-Selected Galaxies in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX），对1034个[O III]选择星系在红移1.9<z<2.35处的Lyman α（Lyα）辐射进行了扩展，得到了800 kpc的Ly α辐射。星系的位置和红移来自3D-HST巡天。在距星系中心r>40 kpc处，[O III]选择星系Lyα发射的表面亮度中值叠加轮廓与968个亮Lyα发射星系（LAEs）的一致。然而，[O III]选择星系周围内部（r<10 kpc）的表面亮度比LAEs暗十倍。我们的结果与这样的观点一致，即主导Lyα晕外部区域的光子不是在中心星系中产生的，而是起源于它们之外。
2022-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering of Galaxies with Dynamical Dark Energy
本文研究了星系团在动力学暗能量作用下的热力学。通过考虑$Λ$的变化对星系相互作用系统的影响，计算了膨胀宇宙中星系相互作用系统的位形积分。利用这种位形积分，得到了引力配分函数。我们得到了正则系综中依赖于时间的热力学量，研究了热力学第二定律。我们还计算了巨正则系综中的分布函数。研究了含时（动力学）暗能量星系团簇参数随时间的演化。我们的结论是，热力学第二定律是有效的星系团和动力学暗能量的整个系统。我们计算了关联函数，并表明我们的模型是非常接近Peebles的幂律，在协议的N体模拟。据观察，热力学量依赖于修改后的集群参数，该系统的星系。
2017-04-20 astro-ph.CO gr-qc hep-th
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMACAL V: Absorption-selected galaxies with evidence for excited ISMs
富含气体的星系通过类星体吸收线被有效地选择。最近，通过使用ALMA CO发射线观测研究吸收体宿主星系的分子气体含量，开辟了关于这种吸收选择系统的新视角。在这里，我们提出了一个多CO跃迁（$L'_{\rm CO} \sim 10^9$ K km s $^{-1}$）在两个$z \sim 0.5$星系与一个Ly $α$吸收到J0238+1636的分析。这些星系的CO谱线能量分布（CO SLED）在类似的红移下与典型的恒星形成星系不同，并且与亮红外星系或活动星系核相当。事实上，这些星系与光学识别的活动星系核活动有关。我们推断，CO线比率和$α_{\rm CO}$转换因子不同于银河值。我们的研究结果表明，至少有一小部分的吸收选定的系统显示ISM条件偏离正常的恒星形成星系。因此，为了进行稳健的分子气体质量计算，构造CO SLED是很重要的。吸收线选择识别系统广泛分布的气体，这可能会优先选择相互作用的星系，这反过来又会有更多的激发CO SLEDs比孤立的星系。此外，我们提出的问题是否类星体吸收优先跟踪星系的超密度。
2018-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
