Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 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
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 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
The Immitigable Nature of Assembly Bias: The Impact of Halo Definition on Assembly Bias
暗物质晕成簇不仅取决于晕质量，还取决于其他性质，如浓度和形状。这种现象被广泛地称为装配偏差。我们探讨了组装偏差对晕定义的依赖性，参数化的球形过密度参数，$Δ$。我们总结了浓度，形状和自旋依赖的晕集群作为晕质量和晕定义的函数的强度。浓度依赖性聚类强烈依赖于所有$Δ$的质量。对于常规晕定义（$Δ\sim 200\mathrm{m}-600\mathrm{m}$），低质量下的浓度依赖性聚类由通过与相邻晕相互作用而改变的晕群驱动。通过使用$Δ\sim 20\mathrm{m}-40\mathrm{m}$对使用$M_{200\mathrm{m}} \lesssim 10^{12}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$的晕进行质量相关晕定义，可以大大减少浓度相关的聚类。较小的$Δ$意味着较大的半径，并通过将改变的所谓后溅晕归入现在较大的宿主晕来减轻低质量下的组装偏差。在更高质量（$M_{200\mathrm{m}} \gtrsim 10^{13}\, h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}$）时，需要更大的超密度$Δ\gtrsim 600\mathrm{m}$。形状和自旋相关的集群是显着的所有晕的定义，我们探索和表现出相对较弱的质量依赖。一般来说，组装偏差的强度和感觉都取决于晕圈定义，即使在常见的定义中也会有很大的变化。我们确定没有光环的定义，减轻组装偏见的所有表现…
2017-09-16 astro-ph.CO
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
Non-perturbative halo clustering from cosmological density peaks
关联的形成网站的晕与平滑的线性密度场的最大值，我们提出了非微扰预测的拉格朗日和演变的晕关联函数，是有效的在所有分离。在拉格朗日空间中，我们发现显着偏差的微扰偏置计算在小尺度上，特别是，一个明显的排斥区域，其中$ξ=-1$的高度不等的最大值。我们的预测是在良好的协议与拉格朗日聚类的暗物质原晕重建N体模拟。我们的预测的平均降落和速度分散的晕，这不同于当地的偏见膨胀，显示出类似的协议与模拟水平。最后，我们根据Zeldovich近似取代的初始密度峰值，以预测后期的暗物质晕的集群。虽然我们能够重现早期演化的保守的示踪剂，我们的近似失败的崩溃时期（z=0）的非线性尺度r<10 Mpc/h，强调需要一个非微扰处理的晕位移场。
2020-12-28 astro-ph.CO
Dark matter halo occupation: environment and clustering
我们使用一个大的暗物质模拟的LambdaCDM模型研究的集群和环境的依赖性的子结构的数量在晕。在红移z=1的情况下，我们发现晕占据分布对周围密度的敏感性在百分之几十的水平上，对周围密度分布的不对称性的敏感性较小。我们计算了晕的自相关函数作为占据的函数，建立在Wechsler等人（2006）和Gao和White（2007）的发现基础上，即具有更多子结构的晕（在固定质量下）更加聚集。我们计算的相对偏差作为一个函数的占用数在固定的质量，找到一个强有力的关系。在固定质量下，占据前5%的晕可以具有比平均值高约1.5-2倍的自相关函数。我们还计算的偏见作为晕质量的函数，固定晕占领。我们发现，集团和集群大小的晕，当subhalos的数量是固定的，有一个很强的偏差和晕质量之间的关系。这种关系对晕轮模型提出了额外的挑战。
2011-09-19 astro-ph.CO
Towards reconstructing the halo clustering and halo mass function of N-body simulations using neural ratio estimation
高分辨率的宇宙学N体模拟是模拟暗物质晕形成和聚集的极好工具。这些模拟表明，复杂的物理理论晕形成的一组有效的物理参数。我们的目标是提取这些参数和贝叶斯上下文中的不确定性。通过直接比较从宇宙学模拟中提取的暗物质密度投影图与从分析晕模型中生成的密度投影，我们朝着自动化这一过程迈出了一步。该模型是基于两个机构的关联函数玩具实现。为了实现这一点，我们使用边际神经比率估计，一种基于模拟的推理算法，允许通过用神经网络近似边际似然证据比来估计边际后验。在这种情况下，我们用模拟图像训练神经网络，以识别产生给定图像的物理参数的正确值。使用宇宙学N体模拟图像上的训练神经网络，我们能够重建晕质量函数，生成类似于N体模拟图像的模拟图像，并识别这些图像的晕的最低质量，前提是它们与我们的训练数据具有相同的聚类。我们的研究结果表明，这是一个很有前途的方法，在发展宇宙学模拟的神经网络辅助。
2022-06-22 astro-ph.CO
Halo clustering and g_{NL}-type primordial non-Gaussianity
许多多场暴胀模型都产生非高斯的初始条件，其中初始绝热涨落的形式为（zeta_G + g_{NL} zeta_G ^3）。我们研究晕聚类在这些模型中使用两种不同的分析方法：峰值背景分裂框架，和蛮力计算的障碍交叉模型，获得两者之间的协议。我们找到了一个简单的，理论上的动机表示晕偏置同意N体模拟，并可以用来约束g_{NL}从观察。我们讨论了实际的警告，以约束g_{NL}仅使用可观察到的属性的示踪人口，并认为，从人口的观测偏差是<~ 2.5的约束一般不强大的不确定性建模的晕占据分布的人口。
2011-06-02 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 astro-ph.CO
Neutrino clustering around spherical dark matter halos
冷的暗物质晕形成于残余中微子的平滑分布背景中--至少其中一些是大质量的，并且在晚期是非相对论性的。我们计算了宇宙学背景下球形坍缩冷暗物质晕周围大质量中微子的积累。我们确定的物理范围内的“中微子晕”的球形塌缩模型，这是大的相比，与维里半径的暗物质，和条件下，中微子达到冷暗物质晕将保持绑定到晕在晚些时候。我们计算了几个中微子质量等级的孤立球晕的中微子总质量和束缚中微子质量，并提供了这些量的冷暗物质晕质量和单个中微子种类的质量方面的拟合公式。
2014-06-04 astro-ph.CO
Baryon Acoustic Oscillations in 2D II: Redshift-space halo clustering in N-body simulations
我们从宇宙学N体模拟中测量了红移空间中的晕功率谱，并对红移畸变的解析模型进行了检验，特别是对重子声学振荡（BAO）的尺度进行了检验.值得注意的是，在红移空间中测量的晕功率谱表现出大规模的增强幅度相对于实空间集群，效果变得显着的大规模或高度偏置晕样品。这些发现不能简单地用文献中经常使用的所谓流模型来解释。相比之下，在前一篇论文中开发的物理动机微扰理论模型很好地再现了晕的功率谱，并且结合简单的线性尺度依赖偏差的模型可以准确地表征晕在二维中的聚类各向异性，即，视线及其垂直方向。结果突出了密度场和速度场之间的非线性耦合的重要性，这与红移畸变的两种竞争效应有关，即，凯撒和上帝之指的影响，并适当考虑这种影响将是重要的，在两个维度上准确地描述BAO。
2011-06-22 astro-ph.CO
A Halo Occupation Interpretation Of Quasars At $z\sim1.5$ Using Very Small Scale Clustering Information
我们结合了最精确的小尺度（$< 100\, \rm h^{-1}kpc$）类星体聚类约束与最近的测量在大尺度（$> 1\, \rm h^{-1}Mpc$）从扩展重子振荡光谱调查（eBOSS），以更好地约束卫星类星体的分数在$z\sim 1.5$在晕占领形式主义。我们建立我们的晕占领分布（HOD）框架的基础上常用的分析形式的一个和两个晕条款有两个自由参数：最小的晕质量，主机的中央类星体和卫星类星体的分数是在一个晕。最近的研究，提出了一个陡峭的密度轮廓的暗物质晕类星体的主机的启发，我们探讨HOD模型在千秒差距尺度和最佳拟合参数的模型与$10\times$更高的浓度参数。我们发现，HOD模型的卫星部分的$f_{\rm sat} = 0.071_{-0.004}^{+0.009}$和最小质量的$\rm M_{m} = 2.31_{-0.38}^{+0.41} \times 10^{12}\, \, \rm h^{-1} M_{\odot}$的主机暗物质晕最好的描述类星体集群（在所有尺度上）在$z \sim 1.5$。我们的结果与早期研究较亮类星体的工作略有不一致，暗示了对单晕项的亮度依赖性。
2020-01-31 astro-ph.CO
ScamPy -- A sub-halo clustering & abundance matching based Python interface for painting galaxies on the dark matter halo/sub-halo hierarchy
本文提出基于子晕聚类与丰度匹配（SCAM）的Python计算框架ScamPy，在暗物质晕/子晕层级上绘制星系，特别适用于高红移研究，并验证了其在再电离物理量分析中的应用。
2024-02-14 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
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
Study on the mapping of halo clustering from real space to redshift space
星系团从实空间到红移空间的映射，使测量的星系密度功率谱在红移空间中呈现出各向异性，即红移空间畸变（RSD）效应。该映射公式本质上是非线性的，由于密度场和速度场之间的互相关的不确定阶数，以及由于星系特有的速度场的随机性，上帝的手指（FoG）效应，这是复杂的高阶多项式。在以前的工作中，我们已经验证了先进的TNS映射公式在我们的混合RSD模型在暗物质的情况下，在晕偏差模型不考虑晕映射公式在红移空间的鲁棒性。使用100实现的晕目录在N体模拟，我们发现，我们的晕RSD模型与已知的晕偏置模型和有效的FoG功能准确地预测晕功率谱测量，在1 $\sim$ 2%的精度高达$k\sim 0.2h$ /Mpc，取决于不同的晕质量和红移。
2019-06-04 astro-ph.CO
The Clustering of MgII Absorption Systems at z=0.5 and Detection of Cold Gas in Massive Halos
我们测量了Mg II λλ 2796，2803吸收体相对于z \sim 0.5的发光红星系（LRG）群体的大尺度聚集。从MgII吸收体和LRGs之间的互相关测量，我们计算的平均偏差的暗物质晕中的吸收体居住。我们调查系统的不确定性，由于LRGs的样本选择和光度红移的不确定性的聚类测量。首先，我们比较了使用磁通限制LRG样本和体积限制样本确定的互相关幅度。比较结果表明，使用通量限制LRG样品的MgII吸收剂的相对晕偏可被高估多达\approx 20%。接下来，我们评估系统的不确定性，由于光度红移误差使用模拟星系目录增加的红移不确定性的数据。我们发现，不计测光红移的不确定性测量的相对集群幅度高估了\approx 10%。在考虑了这两个主要的不确定性之后，我们发现平均晕偏差与吸收体强度之间存在1-σ反相关，这转化为平均星系质量与W_r（2796）之间存在1-σ反相关。结果表明，在log M_h < 13.4的群大小暗物质晕中发现了W_r（2796）=1-1.5 μ m的MgII吸收体，而在log M_h <12.7的晕中发现了W_r（2796）>1.5 μ m的吸收体。更大的数据集将提高聚类测量的精度以及W_r与晕质量之间的关系。最后，镁II吸收剂的强烈聚集，低至\sim 0.3 h^{-1} Mpc，表明在承载LRG的晕的维里半径内存在冷气体。
2009-06-30 astro-ph.CO
Clustering of quasars in the First Year of the SDSS-IV eBOSS survey: Interpretation and halo occupation distribution
在当前和未来的调查中，类星体发挥着关键作用。新的数据将扩大我们的宇宙知识，因为它将被用来更好地约束宇宙模型在红移$z>1$通过重子声学振荡和红移空间失真测量。在这里，我们提出了第一次集群研究所观察到的类星体的扩展重子振荡光谱巡天。我们测量了位于红移范围$0.9<z<2.2$内的$\sim 70,000$类星体的聚集，这些类星体覆盖了1,168度的$^2$。我们的集群模型，并产生高保真的类星体模拟目录的基础上BigMultiDark普朗克模拟。因此，我们使用修改后的（子）晕Abnormal匹配模型来解释类星体的晕人口的特异性。我们发现类星体是由质量为$\sim10^{12.7}M_\odot$的晕所承载的，它们的偏差从1.54（$z=1.06$）演变到3.15（$z=1.98$）。使用目前的eBOSS数据，我们无法区分具有不同卫星比例的模型。高保真度的模拟光锥，包括类星体的光环属性，都是公开的。
2017-02-07 astro-ph.CO
The VST ATLAS Quasar Survey III: Halo mass function via quasar clustering and quasar-CMB lensing cross-clustering
本研究利用VST ATLAS类星体星表，通过自相关函数、CMB引力透镜交叉相关、HOD模型拟合三种方法测量类星体暗晕质量，验证结果一致性并解释类星体光度函数的红移演化特征。
2024-10-30 astro-ph.CO
The effect of finite halo size on the clustering of neutral hydrogen
再电离后21厘米强度测绘实验的目标是暗物质晕中中性氢（HI）的谱线。根据晕模型，这些离散的晕跟踪连续的暗物质密度场到一定的尺度，这取决于晕的物理尺寸。晕圈的物理尺寸定义了一个排除区域，该区域在HI的统计特性上留下印记。我们展示了如何排除由于有限的晕大小的影响HI功率谱的效果，与由回溅半径给定的主机晕的物理边界。最重要的是，我们表明，出现在功率谱的零动量极限的白噪声样功能是完全取消时，考虑到有限的晕的大小。这种抵消作用实际上适用于所有暗物质密度场的示踪物，包括星系。此外，我们表明，排除由于有限的晕大小导致一个亚泊松噪声签名在大尺度上，从N体模拟的结果一致
2021-06-08 astro-ph.CO
Modeling the clustering of dark-matter haloes in resummed perturbation theories
我们解决问题的宇宙学之间的偏差问题和星系分布，在暗物质晕作为第一步，以表征星系聚类。从高红移的线性密度场开始，我们沿着物质的质心轨迹，这些物质将在后期形成每个晕（原晕）。我们采用了流体般的描述扰动的演化在原晕分布，这是耦合到物质密度场通过重力。我们提出的密度和速度场的解析解，在重整化微扰理论的背景下。我们从线性解开始，然后计算传播子和功率谱的单圈校正。最后，我们解析地恢复传播子，并使用时间重整化群方法（Pietroni 2008）的适当扩展来恢复功率谱。对于晕质量M<10^{14} Msol/h，我们在z=0时的结果与N体模拟吻合得很好。我们的模型是能够预测的晕物质交叉光谱的精度为5%，k = 0.1小时/百万秒差距接近未来的星系红移调查的要求。
2011-03-21 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
Real- and redshift-space halo clustering in $f(R)$ cosmologies
我们提出了两点关联函数统计的质量和晕的变色龙$f(R)$修改的重力方案使用一系列的大体积N体模拟。三个不同的变化$f(R)$被认为是（F4，F5和F6），并在红移范围$z \in [0,1]$的基准$Λ$ CDM模型进行比较。我们发现，除F4外，所有模型的物质聚类都是不可区分的，F4显示出明显更陡的斜率。在$> 20 h^{-1} \mathrm{Mpc}$尺度下，红移与实空间关联函数的比值与所考虑的可行的$f(R)$模型的线性广义相对论（GR）Kaiser公式一致。我们考虑三个晕人口的特点是空间丰度的发光红星系（LRGs）和星系团。F4和F5的红移-空间晕关联函数在中红移和高红移处与$Λ$ CDM显着偏离，因为$f(R)$的晕偏置小于或等于$Λ$ CDM情况的晕偏置。最后，我们引入了一个新的独立于模型的聚类统计量来区分$f(R)$和GR：相对晕聚类比-- $\mathcal{R}$。随着下一代星系红移巡天的到来，将可获得充分减少$\mathcal{R}$散射所需的采样。这将促进一个前瞻性的途径，以获得这类修改后的引力模型在很大程度上独立于模型的宇宙学约束。
2017-01-20 astro-ph.CO
Galaxy environments over cosmic time: the non-evolving radial galaxy distributions around massive galaxies since z=1.6
我们提出了一个统计研究的大质量星系的环境中的四个红移箱之间的z=0.04和z=1.6，使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和NEWFIRM中带巡天（NMBS）。我们测量了圆柱体中星系的投影径向分布，围绕一个常数密度选择的大质量星系样本，并利用污染源的统计减法。我们的分析表明，大质量的主星系通常生活在群晕中，并被2到3个质量超过主星系质量十分之一的卫星星系所包围。这些卫星星系中累积的恒星质量大约等于主星系本身的质量。我们进一步发现，在过去的9.5 Gyr的径向数密度分布的星系周围的大质量的原色没有演变显着的斜率或整体归一化。一个简单的解释，这一结果可以被视为证据缺乏合并的研究组和支持静态演化模型的晕包含大量的原色。另外，在合并和新卫星的吸积之间存在着一种紧密的平衡，这样在晕内和周围的星系的整体分布就被保留下来了。后一种解释是支持比较半解析模型，它显示了类似的恒定平均卫星分布在相同的红移范围。
2013-02-12 astro-ph.CO
Constraints on black hole duty cycles and the black hole-halo relation from SDSS quasar clustering
我们使用Shen et al.的（2009年）测量的亮度依赖集群在SDSS数据发布5类星体目录，在红移0.4 < z < 2.5，以约束类星体光度和主机晕质量之间的关系，并推断占空比f_opt，黑洞的比例，闪耀的光学发光类星体在给定的时间。我们假设类星体的光度和宿主晕质量之间存在一个单调的平均关系，对数正态散射系数为0。对于特定的f_opt和f_max，匹配观测到的类星体空间密度决定了亮度-晕质量关系的归一化，由此我们预测了聚类偏差。数据显示，类星体样本的暗半和亮半之间的偏差没有变化，但最亮的10%的偏差略有增加。在样品的平均红移z=1.45处，数据可以通过具有小的本征散射（λ =0.1 dex）和占空比f_opt=6*10^（-4）的模型或具有更大占空比和更大散射值的模型来很好地描述。黑洞质量群的“连续性方程”模型意味着在这个质量和红移范围内f_opt > 2*10^（-3），而这个约束与聚类测量的结合意味着散射系数> 0.4 dex。这些发现与从z~4处的高光度类星体的更强集群推断的结果形成对比，后者要求光度和晕质量之间的散射最小，占空比接近1。
2010-04-07 astro-ph.CO
The clustering of dark matter halos: scale-dependent bias on quasi-linear scales
我们使用N体模拟研究了在红移范围$0 - 5$内由$1-4 σ$涨落引起的暗物质晕的空间聚集。发现高红移晕（$z \geq 2$）的晕偏置具有强烈的非线性，并且与大于其维里半径（$0.5-10$ Mpc/h）的准线性尺度有关。然而，在较低的红移，非线性偏置的尺度依赖性较弱，并且在$z \sim 0$的准线性尺度上是百分之几的数量级。我们发现，暗物质晕的标度相关偏置的红移演化可以表示为四个物理参数的函数：晕的峰高、感兴趣标度处的非线性物质关联函数、{ \it rms}线性密度涨落的有效幂律指数和给定红移处的宇宙物质密度.这表明，晕偏向的尺度依赖性并不是暗物质功率谱的普适函数，这是通常假设的。我们提供了一个拟合函数的规模依赖晕偏置作为这四个参数的函数。我们的拟合再现了模拟结果，在红移范围$0\leq z \leq 5$内的精度优于4%。我们还扩展了我们的模型表示的非线性偏差作为一个函数的线性物质关联函数。重要的是，将我们的结果纳入任何红移的暗物质晕的聚类模型，包括那些在再电离之前承载早期恒星和星系的星系。
2016-07-18 astro-ph.CO
Which galaxy property is the best indicator of its host dark matter halo properties?
在这项工作中，我们调查星系的速度色散，质量和其他属性（颜色，形态）与暗物质晕的属性之间的联系，通过比较星系在固定的质量和速度色散的集群。我们使用斯隆数字巡天来定义一个体积有限的样本的大质量星系完整的恒星质量（> 6 e10 Msun）和速度色散（>75公里/秒）。使用这个样本，我们表明，在固定的速度色散有没有集群振幅恒星或动力学质量的依赖。相反，当恒星或动力学质量固定时，速度色散对成团振幅有明显的依赖性，色散越高的星系成团振幅越大。我们还表明，虽然当恒星或动力学质量是固定的，仍然存在的集群振幅形态的依赖性，有没有这样的依赖性时，色散是固定的。然而，当质量和色散都固定时，我们确实看到了聚类幅度对颜色的依赖性。尽管如此，即使我们将我们的样本限制在只有椭圆星系或红星系的色散和集群振幅之间的关系在固定的质量仍然存在。与颜色的剩余相关性似乎很可能是由大质量光环中的卫星星系在固定色散下变得更红所驱动的。缺乏类似的形态依赖性意味着使卫星变红的机制不会改变它们的形态。我们的中心结果是，速度色散是更密切相关的星系的集群振幅比恒星或动力学质量。这意味着速度色散与决定聚类的晕属性（晕质量或年龄）更紧密相关，并支持星系的恒星形成历史与其晕属性的关系比与其整体质量的关系更密切的观点。
2012-01-09 astro-ph.CO
Clustering in the Phase Space of Dark Matter Haloes. II. Stable Clustering and Dark Matter Annihilation
我们提出了一个模型的粒子相空间平均密度（$P^2SAD$）在星系晕的结构，最近推出的一种新的措施的集群的暗物质。我们的模型是基于相空间中的稳定聚类假设，球形塌陷模型，和潮汐破坏的子结构，这是校准对宝瓶座模拟。使用这个模型，我们可以预测的行为$P^2SAD$的数值未解决的制度，下到通用WIMP模型的去耦质量限制。这种预测可以用来估计对暗物质小尺度结构敏感的信号。例如，暗物质湮灭率可以通过一种方便的方法来估计，对于任意的速度依赖的横截面，使用物理空间中的零分离的限制$P^2SAD$。我们说明了我们的方法，通过计算全球和本地的subhalo湮灭提升到平滑的暗物质分布在银河大小的晕。两种情况下被认为是，一个截面是速度无关的，一个近似Sommercant增强模型。我们发现，全球的提升是$\sim10-30$，这是在目前的估计低端（削弱大的河外信号的预期），而在太阳半径的提升是低于百分之水平。我们公开了计算$P^2SAD$的代码，它可用于估计探测暗物质晕纳米结构的各种观测值。
2014-06-04 astro-ph.CO
Spatial Clustering of High Redshift Lyman Break Galaxies
我们提出了一个物理驱动的半解析模型来理解高红移LBG的集群。结果表明，在观测光度函数的约束下，模型参数可用于预测大尺度（θ> 80角秒）星系的偏差和角关联函数。这些预测显示出非常好地再现了观测结果。然后，我们采用这些模型参数计算晕占据分布（HOD）使用的条件质量函数。使用这种HOD的晕模型显示出在z=3-5和几个极限星等的大（θ>80”）和小（θ< 10”）角尺度下对所观察到的LBG聚类提供了相当好的拟合。然而，我们的模型低估了集群幅度在中间的角度尺度，准线性效应是重要的。在z=4的极限绝对星等为-20.5时，对观测到的星系团有贡献的晕的平均质量为6.2 x 10^{11} M_ \odot，而母晕中卫星星系的特征质量为1.2 \times 10^{12} M_ \odot。对于一个给定的阈值亮度，这些质量随着z的增加而减少，在任何给定的z，这些被发现增加阈值亮度的值。我们发现，大约40%的晕在最小质量M_{min}以上，可以容纳可探测的中央星系，大约5- 10%的晕也可能容纳可探测的卫星。这些卫星通常在母晕形成之前形成一个动态时间尺度。小角度尺度的集群是由于中央卫星对，是相当敏感的变化，恒星形成的时间在晕。目前的数据有利于恒星形成的晕持续几个动态的时间尺度。我们的模型还再现了与恒星形成相关的参数之间的不同已知趋势。
2012-11-29 astro-ph.CO
Accurate and Efficient Halo-based Galaxy Clustering Modelling with Simulations
中小尺度星系团可以用来建立星系晕联系，研究星系形成和演化，并加强对宇宙学参数的约束。随着正在进行和即将进行的大型星系调查中星系团测量的精度越来越高，需要精确的模型来解释数据并提取相关信息。本文介绍了一种基于高分辨率N体模拟的方法，在投影空间和红移空间中精确有效地模拟星系两点关联函数（2PCF）。其基本思想是将模拟中的所有晕信息列表，在晕占据分布或条件光度函数的框架内计算星系2PCF。这相当于将星系填充到暗物质晕中，并使用模拟2PCF测量作为模型预测。除了精确的2PCF计算，该方法也是快速的，因此能够有效地探索参数空间。作为该方法的一个例子，我们将红移空间星系2PCF分解成不同的组件的类型的星系对的基础上，并显示在每个组件中的红移空间失真效应。的方法的推广和局限性进行了讨论。
2016-03-02 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
Extensions to the halo occupation distribution model for more accurate clustering predictions
我们测试不同的实现晕占据分布（HOD）模型重建的空间分布的星系预测的公开可用的半分析模型（SAM）。我们比较了HOD模拟目录和SAM样本的两点关联函数，以量化重建的保真度。我们使用根据恒星质量或恒星形成率（SFR）选择的固定数量密度星系样本。我们开发了三种不同的方案，以增加复杂性的星系填充晕，考虑卫星HOD的散射作为建模中的附加参数。我们首先修改SAM输出，删除组件的偏见，并使用标准的Navarro-Frenk-White密度分布的卫星星系作为目标，以重现与我们的HOD模拟。我们发现，所有的模型给出了类似的复制的两个光环的聚类信号的贡献，但有一个光环项的差异。特别是，HOD模拟复制工作同样很好，无论是使用中心和卫星的HOD单独或使用一个模型，也占晕是否包含一个中央星系。我们发现，HOD散射没有一个重要的影响，恒星质量选择样本的聚类预测。对于SFR的选择，我们得到了最准确的结果，假设负二项分布的卫星的数量在一个光环。卫星HOD中的散射是HOD模拟星表的一个关键考虑因素，HOD模拟星表在未来的星系巡天中模拟ELG或SFR选定的样本。
2019-06-10 astro-ph.CO
Comparing halo bias from abundance and clustering
我们模拟的$\sim(3 \ \text{Gpc}/h)^3$体积的MICE大挑战模拟的晕的丰度通过拟合通用质量函数与改进的刀刀误差协方差估计，匹配理论预测。我们提出了不同的拟合模型和新的预测线性（$b_1$）和非线性（$c_2$和$c_3$）晕聚类偏差之间的统一关系。当分析中包括低质量范围（$M_h \lesssim 3 \ 10^{12} \ M_{\odot}/h$）时，不同的质量函数拟合显示其性能存在很大差异。结合文献中的拟合结果，我们发现低质量星系的振幅总体变化在$10$ %左右，高质量星系（星系团）的振幅变化在$50$ %左右（$M_h > 10^{14} \ M_{\odot}/h$）。这些变化传播为$b_1$预测中的$10$ %变化和$c_2$或$c_3$中的$50$ %变化。尽管有这些强烈的变化，我们发现$b_1$和$c_2$或$c_3$之间的普遍关系，我们提供简单的拟合。排除低质量晕，不同的模型拟合合理的善良在这个分析中，显示百分比水平的协议，在其$b_1$预测，但系统$5-10$ %低于偏差直接测量两点晕质量聚类。这一结果证实了先前从较小体积（和较小质量）得出的发现。偏倚预测的不准确性导致生长测量的$5-10$ %误差。它们还影响来自聚类测量的任何HOD拟合或（聚类）质量校准。
2015-04-14 astro-ph.CO
On merger bias and the clustering of quasars
我们使用的大目录的晕千年模拟测试是否最近合并的晕表现出更强的大规模集群比其他晕相同的质量。这种效应有助于理解类星体在高红移时的强烈聚集现象。然而，我们发现在红移范围2 < z < 5内，最近合并的晕没有统计学上显著的过量偏差，最大质量的晕显示出至多~ 5%的过量偏差。我们还考虑从建立在千年模拟的半解析模型中提取的星系。在固定的恒星质量，我们发现一个额外的偏差~ 20-30%，最近合并的对象，随着恒星质量的增加而减少。事实上，最近合并的星系被发现在系统上比相同恒星质量的其他星系更大质量的晕占了这个信号的一半左右，对于高质量星系来说可能更多。大质量系统的弱合并偏差表明，合并驱动性质的物体，如类星体，与其他具有相同特征质量的物体相比，不会有显着不同的聚集。我们讨论了这些结果的解释聚类数据类星体的占空比，可见时间，并在黑洞主机质量关系的演变的影响。
2009-08-31 astro-ph.CO
The clustering of ALFALFA galaxies: dependence on HI mass, relationship to optical samples & clues on host halo properties
我们使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）21厘米巡天探测到的~6000个星系的样本，测量HI选择星系的聚类特性。在M_HI ~ 10^{8.5} - 10 ^{10.5} M_sun的范围内，我们没有发现星系团与氢原子质量相关的令人信服的证据。我们表明，以前报道的结果较弱的集群低HI质量星系可能是由于有限体积效应。此外，我们比较了ALCAFA星系的聚类与从斯隆数字巡天（SDSS）光学选择的样本。我们发现，HI选择的星系团更弱，甚至比相对光学暗淡的星系，当没有颜色选择。相反，当SDSS星系分裂的基础上，他们的颜色，我们发现，关联函数的蓝色光学星系实际上是难以区分的HI选择星系。与此同时，SDSS星系与红色被发现集群显着超过HI选择的星系，这一事实是显而易见的，无论是在投影以及完整的二维关联函数。互相关分析进一步揭示了富含气体的星系“避免”位于红色光学星系的~3 Mpc范围内。接下来，我们考虑从Bolshoi LambdaCDM模拟中选择的晕样本的聚类特性。与ALCAFA星系的集群的比较表明，银河系HI质量并不紧密相关的主机晕质量，并有相当大的一部分subhalos不主机HI星系。最后，我们发现只要排除低自旋参数的晕，我们就可以很好地恢复HI星系的关联函数。这一发现支持了晕旋在决定星系气体含量方面起关键作用的假设。
2013-08-12 astro-ph.CO
Towards an accurate model of the redshift space clustering of halos in the quasilinear regime
在光谱星系巡天中观测红移空间畸变，为测量宇宙结构的建立提供了一种有吸引力的方法，这种方法既取决于宇宙的膨胀率，也取决于我们的引力理论。星系团占据着暗物质晕，它们的红移空间聚集对偏置有着复杂的依赖性，而这不能从物质的行为中推断出来。我们确定了两个不同的修正准线性尺度（~ 30-80 Mpc/h）：真实和红移空间位置之间的非线性映射，和非线性抑制的功率在速度发散场。我们使用尺度相关的高斯流模型对第一个非微扰模型进行了建模，我们表明，对于四极晕关联函数，在将实空间聚类和速度统计转换到尺度s>10（s>25）Mpc/h的红移空间时，该模型在<0.5%（2%）的水平上是准确的。我们利用微扰理论预测实空间两两晕速度统计。我们的完全分析模型仅在s > 40 Mpc/h的规模上在2%的水平上是准确的。最近的模型，忽略了双谱和高阶项的非线性实到红移空间映射的校正将不具有当前和未来的观测分析所需的精度。最后，我们注意到，我们的模拟结果证实了基本的，但不平凡的假设，在大尺度上，从真实空间聚类的晕推断的偏见是相同的，确定其成对的下落速度振幅在百分比水平。
2011-05-20 astro-ph.CO
Linking X-ray AGN with dark matter halos: a model compatible with AGN luminosity function and large-scale clustering properties
我们的目标是在协调LCDM模型的一般框架下找到一个描述X射线选择活动星系核的光度函数和大尺度成团偏差的最小模型。我们假设活动星系核X射线光度L_X与宿主暗物质晕质量M_h之间存在简单的总体平均标度关系。利用这种关系，活动星系核X射线光度函数可以由晕质量函数计算出来。利用后者的协调LCDM晕质量函数，我们得到了匹配由X射线观测得到的红移相关活动星系核X射线光度函数所需的M_h-L_X关系。我们发现，通过简单的幂律标度M_PDMATHABMM L_X^Γ（z），我们的模型可以成功地再现观测到的X射线光度函数。此外，我们自动获得预测的大规模活动星系核集群的振幅和它们的依赖光度和红移，这似乎是兼容的活动星系核集群测量。我们的模型还包括红移相关的活动星系核占空比，其峰值在红移z ~ 1处，其峰值与1一致，表明平均每个暗物质晕不超过一个活动星系核。对于一个典型的z ~ 1的X射线选择活动星系核，我们的最佳拟合M_h-L_X标度表示低的埃丁顿比L_X/L_Edd ~ 10^{-4}-10 ^{-3}（2-10 keV波段，不应用测辐射热校正）和相应的大质量增长e折叠时间，表明典型的X射线选择活动星系核主要通过相对低效的“热晕”吸积模式提供燃料。
2013-11-13 astro-ph.CO
Non-Separable Halo Bias from High-Redshift Galaxy Clustering
CUSAT（喀拉拉大学）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；Italian Space Agency (ASI)（意大利航天局）；Università di Roma "La Sapienza"（罗马大学）
高红移下halo偏置的非可分离性在准线性尺度上显著，影响halo交叉相关性，提示需改进星系-halo联系模型。
2026-01-30 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics on the abundance, clustering, and concentration of halos
我们研究重子物理学的晕分布的流体动力学模拟（Illustris，IllustrisTNG和EAGLE）的影响，特别是关于它是如何不同于暗物质只（DMO）模拟。我们发现，在一般情况下，DMO模拟产生的晕质量函数（HMF）转移到更高的晕质量比他们的流体动力学同行，由于缺乏重子物理。然而，这种质量移动的确切性质是质量，晕定义，红移和大尺度环境的复杂函数，并且它还取决于模拟中实现的重子物理的细节。我们提出了拟合公式的修正，需要适用于每个DMO晕目录，以重现HMF发现在其流体动力学对应。我们提供这些公式的所有三个模拟，五个不同的晕定义在红移0，1和2。此外，我们还探讨了这种HMF差异对环境的依赖性，发现在大多数情况下，低密度环境中的晕比高密度环境中的晕受重子物理的影响略大。因此，我们还提供了依赖于环境的质量校正公式，可以重现的条件，以及全球，HMF。我们表明，我们的质量校正也修复了大规模的集群晕，虽然环境依赖的校正需要达到优于2%的精度。最后，我们考察了重子物理对晕质量-浓度关系的影响，发现在流体动力学模拟中晕质量-浓度关系的斜率与DMO模拟中的一致。最后，我们建议任何未来的工作依赖于DMO晕目录纳入我们的质量修正，以测试其结果的重子效应的鲁棒性。
2021-11-16 astro-ph.CO
The clustering of baryonic matter. II: halo model and hydrodynamic simulations
我们最近开发了一个广义的晕模型，以描述宇宙中每个质量成分的空间聚集特性，包括热气体和恒星。在这项工作中，我们讨论了一组宇宙学模拟，包括不同种类的流体力学模型的互补性。我们发现，在模拟中测得的质量分数和密度分布并不总是成功地再现模拟物质的功率谱，原因是后者编码的信息从一个更大的范围内的质量比访问单独解决的结构。换句话说，这种晕轮模型允许人们从物质的空间聚集中提取关于结构生长的信息，这与来自单个物体研究的信息是互补的。我们还发现了一些方向，以改善目前的实施模式，这取决于具体的应用程序之一，在脑海中。最相关的一个是扩散气体成分的偏差的尺度依赖的必要性，这将是有趣的测试与未来的探测的温暖，热星系际介质。这项研究证实了通过研究质量的聚集来获得关于星系和团簇形成的物理信息的可能性，我们下一步的工作将包括将晕模型应用于未来的高精度宇宙剪切测量。
2014-07-17 astro-ph.CO
The clustering of $z > 7$ galaxies: Predictions from the BLUETIDES simulation
我们研究的最高z星系的集群（从~ $0.1$到几十兆秒差距尺度）使用的BLUETIDES模拟和比较，从哈勃遗产和超超级凸轮（HSC）领域（在$z=6-7.2$）目前的观测约束。BLUETIDES两侧各有一个$400$ $Mpc/h$盒长，$0.7$万亿个粒子，是迄今为止最大的高分辨率宇宙流体动力学模拟，非常适合高z星系的研究。我们发现具有$m_{UV}<27.7$星等的星系在$z=8$有$8.1\pm 1.2$的偏差（$b_g$），并有典型的晕质量$M_H \gtrsim 6\times10^{10} M_{\odot}$。考虑到$z=8$到$z=10$（$b_g\propto(1+z)^{1.6}$）之间的红移演化，我们推断的偏置和晕质量值与这些较亮样品在$z \sim 6.8$测得的角聚集一致。较暗星系的偏差（在$H_{160} \lesssim29.5$的哈勃遗留场中）是$5.9\pm0.9$在$z=8$，对应于晕质量$M_H \gtrsim 10^{10} M_{\odot}$。我们直接研究了集群中的1-halo项，并表明它在尺度$r \lesssim 0.1$ Mpc/ $h$（$Θ\lesssim 3"$）上占主导地位，在1-halo和2-halo项之间的过渡尺度上具有非线性效应，影响尺度0.1 $\lesssim r \lesssim $ 20 Mpc/ $h$（$3…
2017-12-27 astro-ph.CO
Reconstruction of halo power spectrum from redshift-space galaxy distribution: cylinder-grouping method and halo exclusion effect
星系巡天观测中红移空间畸变（RSD）测量到的奇特速度场为研究大尺度结构的生长提供了独特的途径。然而，系统的影响时，包括卫星星系的聚类分析。由于卫星星系倾向于居住在具有更大晕偏差的大质量晕中，因此包含物增强了集群能力。此外，维里运动的卫星星系的非线性RSD效应导致了显着的抑制集群的权力。我们发展了一种新的方法来恢复红移空间功率谱的晕从观测到的星系分布，通过最大限度地减少污染的卫星星系。我们研究的圆柱分组方法（CGM）有效地将卫星星系从星系样本中排除。然而，我们发现，这种技术产生明显的各向异性在重建的晕分布在所有规模模仿RSD。在小尺度上，明显的各向异性聚类是由CGM使用的各向异性圆柱体内的晕排除引起的。在大尺度上，将沿视线排列的大尺度结构中的不同晕错误识别为同一CGM组，通过它们与CGM晕的互相关引起明显的各向异性聚类。我们构建了一个经验模型的CGM晕功率谱，其中包括使用CGM窗口函数在小尺度以及线性物质功率谱乘以一个简单的各向异性函数在大尺度上导出的校正项。我们将这个模型应用到z=0.5的模拟星系表中，设计成类似于SDSS-III BOSS CMASS星系，发现我们的模型可以预测宿主晕的四极和四极功率谱，直到k<0.5 h/Mpc，误差在5%以内。
2017-03-18 astro-ph.CO
Halo Stochasticity from Exclusion and non-linear Clustering
正在进行的和即将到来的星系调查中的星系集群包含了丰富的宇宙学信息，但提取这些信息是一个不平凡的任务，因为星系和它们的宿主晕是物质密度场的随机示踪剂。这种随机性通常被建模为泊松散粒噪声，它是一个常数，作为波数的函数，振幅为1/n，其中n是星系的数量密度。在这里，我们使用暗物质晕在N体模拟显示从这个简单的行为和发展的模型，解释的行为的大尺度随机性的偏差的证据。首先，光晕是扩展的、非重叠的对象，即，它们的关联函数需要在小尺度上达到-1。这导致负校正的随机性相对于泊松值在低波数k，降低到零的波数大相比，逆排斥尺度。第二，晕显示出非线性增强的集群以外的排斥规模，导致一个积极的随机性校正。对于高k值，这两种效应均为零，即使k <0.1 h/Mpc，随机性尺度也具有依赖性。我们表明，在低k制度的修正是相同的欧拉和拉格朗日空间，但过渡尺度被推到较小的尺度目前观察到的晕，相对于初始条件。这些修正随晕质量和红移的变化而变化。我们还讨论了简单的应用程序，这些影响的星系样本与非零卫星分数，随机性可以再次强烈偏离基准泊松期望。总的来说，这些效应影响星系的聚集，即使在非常大的尺度上也只有百分之几的水平，如果我们想从即将到来的星系调查中提取高精度的宇宙学信息，就需要正确建模。
2013-05-13 astro-ph.CO
A Stochastic Theory of the Hierarchical Clustering II. Halo progenitor mass function and large-scale bias
我们推广了Lapi & Danese（2020）在论文I中提出的分层聚类的随机理论，以推导出（条件）晕祖质量函数和相关的大尺度偏差。具体而言，我们提出了一个随机微分方程，描述了给定的后代质量和红移的祖晕的质量增长的波动，驱动的乘法高斯白噪声涉及的功率谱和密度扰动的球形塌陷阈值。我们证明，随着宇宙时间的推移，噪声产生的祖细胞向更大的质量，定量地呈现从标准的扩展的Press & Schechter（EPS）理论的期望的平均漂移。我们解决了福克-普朗克方程的随机动力学，并获得作为一个精确的，稳定的解决方案的EPS祖质量函数。然后，我们引入了一个修改的随机方程的质量依赖的崩溃阈值调制的噪声，并解析求解相关的Fokker-Planck方程的祖质量函数。后者被认为是在良好的协议与$N-$体模拟的结果，甚至更值得注意的是，这是实现了相同的形状的崩溃阈值中使用的文件I再现晕质量函数。最后，我们利用上述结果来计算大规模的晕偏差，并发现它与$N-$身体的结果令人满意的协议。总之，本文说明了本文中引入的系统聚类的随机理论不仅可以有效地描述晕的丰度，而且可以描述它们的祖先分布及其与宇宙大尺度环境的相关性。
2021-03-09 astro-ph.CO
3\%-accurate predictions for the clustering of dark matter, haloes and subhaloes, over a wide range of cosmologies and scales
根据宇宙学预测天体的空间分布是利用未来星系巡天的一个基本要素。在本文中，我们表明，一套专门设计的重力模拟与宇宙学重新缩放算法可以提供高精度的暗物质，晕和subhaloes的聚类。具体地说，只有3 $N$体模拟，我们获得的暗物质的功率谱在$z=0$和$z=1$优于3\%的精度，基本上所有目前可行的值的8个宇宙学参数，包括大质量中微子和动态暗能量，并在整个范围内的尺度探索，0.03 < $k/h^{-1}Mpc$ < 5。对于质量选择的晕和根据其峰值最大圆速度选择的亚晕，该精度保持在相同的水平。作为这些预测的初步应用，我们成功地约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，和散射在subhalo丰度匹配采用投影关联函数的模拟SDSS星系。
2020-09-22 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
The clustering of baryonic matter. I: a halo-model approach
本文推广了暗物质成团的晕模型，以产生宇宙中两种主要重子物质组分：恒星和热气的功率谱。作为一个自然的扩展，这也可以用来描述所有质量的聚类。根据晕模型的设计，各种物质成分的大尺度功率谱与束缚结构中每种成分的分布有物理联系，因此，最终与驱动星系和星系团形成的一整套物理过程有物理联系。除了对宇宙学和参数研究具有实用性外，本文提出的半解析模型还有其他优点。最重要的是，它允许人们在物理基础上了解每个物质组分对总质量聚集的相对贡献是什么，作为尺度的函数，因此它打开了一个有趣的新窗口，通过高精度的宇宙剪切测量来推断重子的分布。这对于未来的宽视场光度测量（如欧几里得）尤其重要。在这项工作中的模型和它的不确定性的概念进行了详细说明，而在配套文件中，我们使用一组数值流体动力学模拟显示的实际应用，并调查模型本身需要改进。
2014-04-07 astro-ph.CO
Secondary halo bias through cosmic time II: Reconstructing halo properties using clustering information
本研究探索在校准/学习方法背景下用聚类信息分配暗物质晕性质，通过重建晕性质并约束重现偏置，改进了晕性质分配方法，可复制N体模拟信号，助力模拟目录生成。
2024-10-14 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
Connecting clustering and the cosmic web:Observational constraints on secondary halo bias
CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论天体物理学研究所）；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）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（圣马利亚技术大学物理系）
研究通过观测数据探测星系团的次级晕偏置，发现中心星系颜色和环境因素显著影响团聚类强度。
2025-12-28 astro-ph.CO
A Machine Learning Approach to Correct for Mass Resolution Effects in Simulated Halo Clustering Statistics
宇宙学调查中观测量的增加对模拟准备工作提出了各种挑战。首先，所需的模拟量与观测成比例地增加。然而，大容量模拟很快变得难以计算。其次，正在进行和未来的大规模调查的目标是较小的物体，如发射线星系，与早期的重点，即发光的红色星系相比。它们要求模拟具有更高的质量分辨率。在这项工作中，我们提出了一种机器学习（ML）方法来校准低分辨率（LR）模拟的光环目录，通过使用具有相同背景白噪声的配对高分辨率（HR）模拟进行训练，因此我们可以通过将HR光环与LR光环以一对一的方式匹配来构建训练数据。经过训练后，校准的LR晕目录再现了在尺度$k<1~h\,\rm Mpc^{-1}$的$5~{\rm per~cent}$内质量下降到$2.5\times 10^{11}~h^{-1}M_\odot$的质量-聚类关系。我们验证了不同统计方法的性能，包括晕质量函数、功率谱、两点关联函数和双谱在实空间和红移空间中的性能。我们的方法产生高分辨率的光环目录（$>200$粒子每晕）从低分辨率目录（$>25$粒子每晕）包含每个对象的校正晕质量。这允许绕过大体积真实高分辨率模拟的计算负担，而不会在结果的质量分辨率上有太大的妥协。与$N$ -身体模拟的成本（例如，数百万CPU-小时）相比，我们的ML方法的成本（$\sim 1$ CPU-小时）可以忽略不计，所需的计算时间减少了8倍。
2022-04-29 astro-ph.CO
Quantifying the impact of baryon-CDM perturbations on halo clustering and baryon fraction
重子和冷暗物质（CDM）在复合之前并没有移动。这导致了局部重子和CDM密度的差异，即所谓的重子-CDM等曲率扰动$δ_{bc}$。这些微扰通常在分析大尺度结构数据时被忽略，但在高精度宇宙学时代，将它们考虑在内可能变得重要。使用重力只有2流体模拟，我们评估的影响，这种扰动的暗物质晕分布。特别是，我们专注于作为质量和大规模的$δ_{bc}$，这也使我们能够研究这种模拟所需的非平凡的数值设置的细节函数的重子分数晕。我们进一步测量了晕场和$δ_{bc}$之间的互功率谱。这种互相关是非零和负的，这表明晕形成受到$δ_{bc}$的影响。我们测量了相关的偏置参数$b_{δ_{bc}}$，并将其与最近的结果进行比较，发现吻合良好。最后，我们量化了这种扰动对晕-晕功率谱的影响，并表明这种影响可以退化为像DESI这样的调查的大质量中微子之一。
2021-03-15 astro-ph.CO
