Clustering and Bias Measurements of SDSS Voids
使用空目录从SDSS调查，我们提出了第一次测量空集群和相应的空偏差。在30-200 Mpc/h的范围内，对于半径为15-20 Mpc/h的空隙，在5 σ显著性下检测到空隙自相关。我们还测量了在较高的信噪比下的空星系互相关，并将推断出的空偏差与自相关结果进行了比较。对于给定尺寸的空隙，空隙偏差在尺度上是恒定的，但随着空隙半径从15 Mpc/h增加到30 Mpc/h，其值从5.6 +/- 1.0下降到零以下。我们的测量与仔细匹配的星系模拟目录，没有自由参数的空隙，比较表明，模型预测可以可靠地作出空隙的相关性。我们研究了示踪剂密度和空隙尺寸的空隙偏差的依赖关系，以期在未来的应用。结合我们以前的透镜测量的空隙质量分布，这些聚类测量提供了另一个步骤使用空隙作为宇宙示踪剂。
2016-01-28 astro-ph.CO
Elucidating Galaxy Assembly Bias in SDSS
我们调查的斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本使用ELUCID，一个国家的最先进的约束模拟，准确地重建初始密度扰动内的SDSS量的星系组装偏差的水平。在ELUCID晕的顶部，我们开发了一个扩展的HOD模型，其中包括中央和卫星星系的组装偏差，参数化为$\mathcal{Q}_\mathrm{cen}$和$\mathcal{Q}_\mathrm{sat}$，分别预测一套单点和两点观测。特别是，我们的基准约束采用了在$8\,\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$尺度$N_8^g$上测量的星系数计数的概率分布和由$N_8^g$与我们整个星系样本选择的五分之一星系的投影互相关联函数。我们进行了广泛的测试，我们的方法的有效性，通过拟合相同的观测模拟数据，使用约束和非约束模拟。我们发现，在许多情况下，两个模拟之间的宇宙方差的水平可以产生偏见的限制，导致错误的检测星系组装偏差，如果使用非约束模拟。当应用我们的方法的SDSS数据，ELUCID重建有效地消除了宇宙方差和星系组装偏差SDSS之间的强退化，使我们能够推导出一个准确和严格的约束后者。对于高于恒星质量阈值$M_*{=}10^{10.2}\,h^{-2}\,M_\odot$的星系，我们的基准ELUCID约束为$\mathcal{Q}_\mathrm{cen}{=}{-}0.09\pm{0.05}$和$\mathcal{Q}_\mathrm…
2022-09-07 astro-ph.CO
On the Level of Cluster Assembly Bias in SDSS
最近，几项研究发现了一个强烈的差异大规模的聚类偏差的两个子样本的星系团在相同的晕质量，分裂的平均投影成员距离$R_{\mathrm{mem}}$。这种差异的水平显着超过了最大的光环组件偏置信号LCDM预测。在这项研究中，我们探讨是否有一些聚类偏差的差异可能会造成的偏见$R_{\mathrm{mem}}$由于投影效果从其他系统沿视线。我们彻底调查晕组装偏差的光度检测redMapper集群在SDSS中，通过定义一个新的变种的平均成员距离估计$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$，这是更强大的对投影效应的集群成员身份识别。利用星系团的角标记关联函数，我们证明了在用$R_{\mathrm{mem}}$分裂时的大尺度偏差差异在很大程度上可以归因于这种投影效应。在通过$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂之后，极大的信号被减小，从而给出如从弱透镜测量的两个聚类偏差之间的比率$1.02\pm0.14$。使用一个现实的模拟集群目录，我们预测，两个$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂的子样本之间的偏差比应该是$<1.10$，这是至少60%弱于最大晕组装偏差信号（1.24）时，分裂晕浓度。因此，我们的研究结果表明，在SDSS中redMapPer集群所表现出的晕组装偏差的水平是一致的LCDM预测。随着集群数量增加十倍，更深入的持续调查将能够更强大地检测…
2017-06-22 astro-ph.CO
The SDSS DR7 Galaxy Angular Power Spectrum: Volume-Limits and Galaxy Morphology
我们使用KL压缩的二次估计量来计算体积有限的斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）星系样本的角功率谱，l = 200。我们还确定了选定的光度红移z < 0.3和0.3 < z < 0.4的子样本的角功率谱，以检查角功率谱的可能演化，以及早期类型和晚期类型的星系子样本，以检查相对线性偏差。此外，我们还计算了SDSS DR 7主星系样本在l = 1600的~ 53.7平方度区域内的角功率谱，以确定SDSS DR 7的高多极角功率谱。我们进行χ^2拟合，将得到的角功率谱与理论上的非线性角功率谱进行比较，以提取宇宙学参数和线性偏差。我们找到了最佳拟合的宇宙学参数Ω_m = 0.267 ± 0.038和Ω_b = 0.045 ± 0.012。我们发现整体线性偏差b = 1.075 +-0.056，早期型偏差b_e = 1.727 +-0.065，晚期型偏差b_l = 1.256 +-0.051。最后，我们提出了在高恒星密度区域（例如，在银河系低纬度地区）。
2012-11-06 astro-ph.CO
Constraining modified gravity scenarios with the 6dFGS and SDSS galaxy peculiar velocity datasets
本研究利用6dFGS和SDSS星系本动速度数据测量两点相关性以约束修改引力模型，发现结果与广义相对论一致，测得结构增长参数，并拟合了nDGP和f(R)模型参数极限，未来更大巡天将提升约束力。
2024-07-26 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the completed SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: constraining modified gravity
我们使用重子声学振荡和红移空间失真从完成的重子振荡光谱调查，对应于斯隆数字巡天的数据发布12，结合宇宙微波背景，超新星和红移空间失真测量从额外的光谱调查组合的样品分析，以测试偏离广义相对论。我们提出了几个唯象模型的修改重力的限制：首先，我们参数化的增长的结构使用的增长指数$γ$，发现$γ=0.566\pm0.058$（68\%C. L.）。其次，我们通过引入两个附加参数$G_M$和$G_L$，修正了两个牛顿势之间的关系。在这种方法中，$G_M$是指结构生长的修改，而$G_L$是指透镜电位的修改。我们考虑一个幂律模型的红移依赖$G_M$和$G_L$以及在红移空间中的分仓，引入四个额外的自由度，$G_M(z<0.5)$，$G_M(z>0.5)$，$G_L(z<0.5)$，$G_L(z>0.5)$。在68\%C. L.我们测量线性模型的$G_M=0.980 \pm 0.096$和$G_L=1.082 \pm 0.060$、立方模型的$G_M= 1.01\pm 0.36$和$G_L=1.31 \pm 0.19$以及$G_M(z<0.5)=1.26 \pm 0.32$、$G_M(z>0.5)=0.986\pm0.022$、$G_L(z<0.5)=1.067\pm0.058$和$G_L(z>0.5)=1.037\pm0.029$。第三，我们研究了一般的标量张量引力理论，发现该模型大多不受当前数…
2016-12-02 astro-ph.CO
Understanding the faint red galaxy population using large-scale clustering measurements from SDSS DR7
我们使用的数据从SDSS调查的大尺度星系的偏差作为一个功能的红星系光度的演变。我们仔细考虑关联函数的星系从光度和光谱数据，它们之间的互相关，获得多个测量的大尺度偏差。我们发现，对于我们最强大的分析，一个强大的增加与亮度的最明亮的星系，一个中间的制度，偏差不会演变强烈的范围内的两个星系的光度，并没有证据表明在偏暗的红色星系的好转。先前的工作已经发现了对低光度的偏见的增加，这被广泛解释为是由于红矮星星系强烈倾向于成为最大质量晕中的卫星。如果我们将测量结果推到小尺度，并包括沿视线的星系团测量结果，我们可以恢复这种微弱光度的偏差上升，我们预计非线性效应最强。我们期望得到的最强有力的结果表明，红星系的低光度人口并不占主导地位的卫星星系占据了最大的晕。
2011-01-04 astro-ph.CO
Constraining Primordial Non-Gaussianity with High-Redshift Probes
我们提出了一个分析的约束条件的振幅的原始非高斯的本地类型所描述的无量纲参数$f_{\rm NL}$。这些约束是由两个大尺度结构探测器的自关联函数（ACF），即NRAO VLA巡天（NVSS）和Sloan数字巡天第六版（SDSS DR 6 QSO）的射电源，以及它们与宇宙微波背景（CMB）温度图（综合Sachs-Wolfe效应）的互相关联函数（CCF）设定的。几个系统性的影响，可能会影响的ACF和CCF的观测估计进行了调查，并保守占。我们的方法利用了非高斯晕偏置的大规模尺度依赖性。从NVSS CCF和类星体ACF及CCF导出的{ $f_{\rm NL}$ }的约束比以前从NVSS ACF得到的约束弱，但仍然与它们一致。最后，我们分别从NVSS和SDSS DR 6类星体数据中得到了对$f_{\rm NL}=53\pm25$（$1\,σ$）和$f_{\rm NL}=58\pm24$（$1\,σ$）的约束。
2010-08-03 astro-ph.CO
Cosmological constraints from abundance, weak-lensing and clustering of galaxy clusters: application to the SDSS
本文以 SDSS 的 redMaPPer 星系团目录为例，结合星系团计数、弱引力透镜与成团性（两点相关函数），证明加入成团性能打破 $Ω_{rm m}-σ_8$ 简并，显著提升参数约束力并改善结果。
2023-10-13 astro-ph.CO
Constraining the Variation in Fine-Structure Constant Using SDSS DR8 QSO Spectra
我们报告了对精细结构常数α = e^2/（hbar*c）的可能变化的一个强有力的限制，α = e^2/（hbar*c）是用O III 4959，5007类星体的星云发射线得到的。我们发现Δ-α/α =-（2.1 +/- 1.6）x 10^（-5）是基于斯隆数字巡天数据第8版中精心挑选的2347个类星体样本，其中0.02 < z < 0.74。我们的结果与在大约7 Gyr的2 x 10^（-5）水平上的不变α相一致。这是迄今为止用于限制阿尔法变化的河外天体的最大样本。虽然这种约束不像使用多重峰方法确定的约束那样严格，但它不受各种系统效应的影响。与之前的研究（Bahcall et al. 2004）相比，此处实现的Δ-α/α改善约为4倍，这与基于此处使用的14倍大样本的预期一致。这表明误差主要由统计不确定性决定。我们还发现对应于O III 5007 A和4959 A谱线的跃迁几率比为2.933+/-0.002，与美国国家标准与技术研究所的测量结果非常一致。
2013-12-18 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Further constraining galaxy evolution models through the Size Function of SDSS Early-type galaxies
我们讨论了Bernardi等人（2009）最近提出的有效半径Φ（Re）函数（ERF）是如何代表一个新的试验平台，以提高当前对星系形成半解析模型的理解。特别是，我们在这里表明，一个详细的层次结构形成的模型可以广泛地再现正确的峰值在本地早期型星系的大小分布，虽然它显着高估了非常紧凑，非常大的星系的数量。这反过来又反映在预测的大小-质量关系上，比观测到的要平坦得多，这是由于太大（~3 kpc）的低质量星系（<10^11 \msun），以及不可忽略的一部分致密（< 0.5-1 kpc）和大质量星系（> 10^11 \msun）。我们还发现，后者的差异小于以前声称的，并仅限于超紧凑（Re < 0.5 kpc）星系时，考虑椭圆主导的样本。我们探讨了这些影响背后的几个原因。我们的结论是，前一个问题可能与初始条件有关，因为在模型中的所有时期都存在大质量和低质量的星系。紧凑和巨大星系的生存可能与它们非常古老的年龄和独特的合并历史有关。总的来说，知识的银河系恒星质量{ \em和}大小分布允许更好地了解在哪里以及如何改进模型。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraint on the cosmological f(R) model from the multipole power spectrum of the SDSS luminous red galaxy sample and prospects for a future redshift survey
可行的f（R）模型的约束条件进行了调查，面对的多极功率谱的发光的红色星系样本的斯隆数字巡天数据发布7的理论预测。我们得到了宇宙学大尺度结构尺度上f（R）模型的康普顿波长参数的一个约束。本文还探讨了用未来的红移测量来约束康普顿波长参数的前景。证明了红移空间扭曲对于在宇宙学尺度上检验引力理论的有用性。
2010-04-19 astro-ph.CO
The Large-Scale 3-point correlation function of SDSS Luminous Red Galaxies
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的红移-空间三点关联函数（3 PCF）的新测量结果。使用迄今为止最大的数据集，数据发布7（DR 7）LRG，和改进的分箱方案相比，以前的测量，我们测量LRG 3 PCF的大规模高达~90 Mpc/h，从轻度非线性到准线性制度。比较的LRG相关暗物质的两点和三点关联函数，从N体模拟，我们推断线性和非线性偏置参数。LRGs是具有大尺度结构的高偏差示踪物，线性偏差为b1 ~ 2; LRGs还具有较大的正非线性偏差参数，这与星系人口模型的预测一致。使用3 PCF来估计偏置也有助于估计宇宙学参数{σ_8}，以及推断LRG的Halo Occupation分布参数的最佳拟合参数。我们还使用了一个大的公共模拟目录的特点的误差协方差矩阵的3 PCF和比较模拟结果与刀切误差估计之间的方差。
2010-11-19 astro-ph.CO
Quasar -- CIV forest cross-correlation with SDSS DR12
我们提出了一个新的确定的大规模聚类的CIV森林（即，由于所有CIV吸收体的吸收）使用其与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12（DR 12）中的类星体的互相关。我们拟合线性偏置模型测量的互相关。我们发现，在平均红移为$z=2.3$时，CIV森林的透射偏置$b_{Fc}$服从关系式$(1+β_c)b_{F c} = -0.024 \pm 0.003$。这里，$β_{c}$是CIV吸收的线性红移空间畸变参数，从我们的数据中只能很好地确定在$β_c=1.1\pm 0.6$。这种传输偏置与CIV吸收体及其宿主晕通过CIV森林的有效平均光学深度$\barτ_c$的偏置有关。估计值$\bar τ_c(z) \simeq 0.01$从以前的研究中的CIV等效宽度分布，我们的测量意味着CIV吸收偏置接近统一，由于在$β_c$和$\barτ_c$的不确定性有很大的误差。这使得它与先前从DLA和Lyman-$α$森林的互相关测量的较高DLA偏差$b_{\rm DLA}\simeq 2$兼容。我们讨论了CIV吸收偏置的主机晕的质量分布的影响。需要更精确地测定$\bar τ_c(z)$和$β_c$，以获得对该CIV吸收剂偏差的更稳健的测量。
2018-07-06 astro-ph.CO
Validating a minimal galaxy bias method for cosmological parameter inference using HSC-SDSS mock catalogs
我们评估的性能的扰动理论启发的方法推断宇宙学参数的联合测量星系星系弱透镜（$ΔΣ$）和投影星系团（$w_{\rm p}$）。为了做到这一点，我们使用各种各样的模拟星系目录的基础上构建了一个大的$N$体模拟斯巴鲁HSC-Y1和SDSS星系，并应用该方法的模拟信号，以解决是否恢复模拟的基本真实的宇宙学参数。我们发现，只要采用适当的尺度切割，$ΔΣ$和$w_{\rm p}$分别采用$12$和$8~h^{-1}{\rm Mpc}$，一个只使用线性偏置参数$b_1$和非线性物质功率谱的“最小偏置”模型就能恢复真实的宇宙学参数（此处侧重于$Ω_{\rm m}$和$σ_8$）在68%可信区间内，对于我们研究的所有模拟，包括其中实现了组装偏差效应的模拟。这是预期的，如果物理过程固有的星系形成/演化局限于本地，小尺度下的尺度切割，从而意味着实空间观测有一个优势，在过滤出的影响，小尺度的非线性效应的参数估计，相比，他们的傅立叶空间的同行。此外，我们发现，包括高阶偏置贡献，如非线性偏置参数$(b_2)$的理论模板并没有改善宇宙学的约束，而是导致一个更大的参数偏差相比，基线$b_1$ -方法。
2020-08-16 astro-ph.CO
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
Constraining cosmological parameters using void statistics from the SDSS survey
本研究基于Uchuu模拟和SDSS DR7数据识别空洞，利用理论框架结合蒙特卡洛马尔可夫链约束宇宙学参数，发现将空洞统计与弱透镜数据结合可显著降低参数不确定度。
2025-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining gravity with a new precision $E_G$ estimator using Planck + SDSS BOSS
本文提出匹配有效红移的高精度 CMB 引力透镜—星系成团性 $E_G$ 估计器，并用 Planck 与 SDSS BOSS 数据测量，结果与 $Λ$CDM-GR 预言一致。
2024-03-29 astro-ph.CO
Galaxy Bias and $σ_8$ from Counts in Cells from the SDSS Main Sample
星系计数概率分布依赖于暗物质聚集振幅$σ_8$和星系偏置$b$。我们提出了一个理论的基础上的基础暗物质分布和线性体积变换到红移空间的CIC分布。我们发现，与功率谱，CIC分布打破了退化之间的$σ_8$和$b$的规模足够大，这两个偏置和红移失真仍然是线性的，因此，我们获得了同时适合这两个参数。我们首先验证千年模拟的技术，然后将其应用到SDSS的主要星系样本。我们发现$σ_8 = 0.94^{+.11}_{-.10}$和$b = 1.36^{+.14}_{-.11}$，与以前的互补结果一致的红移扭曲和普朗克。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XMM Cluster Survey analysis of the SDSS DR8 redMaPPer Catalogue: Implications for scatter, selection bias, and isotropy in cluster scaling relations
在本文中，我们提出了SDSS DR 8 redMapper（SDSSRM）集群的X射线分析数据产品从$XMM$集群调查（XCS）。总共有1189个SDSSRM簇落在$XMM$ -Newton足迹内。这已经产生了456个确认的检测伴随着X射线光度（$L_{X}$）测量。在检测到的簇中，382个具有相关联的X射线温度测量（$T_{X}$）。这表示迄今为止相干导出的聚类$T_{X}$值的最大样本之一。我们对X射线可观测丰度（$λ$）比例关系的分析表明，$T_{X}-λ$关系中的散射大约是$L_{X}-λ$关系中散射的三分之一，并且$L_{X}-λ$散射是内在的，即不会随着样本量的增加而显著减少。我们对$L_{X}$和$T_{X}$之间的标度关系的分析表明，拟合对样本的选择方法敏感，即，与$XMM$故意靶向的聚类相比，样本是否由“偶然”检测到的聚类组成。这些差异也见于$L_{X}-λ$关系中，在较小程度上见于$T_{X}-λ$关系中。排除集群核心的排放不会对研究结果产生重大影响。选择偏差的组合可能是这些差异的原因，但尚未得到证实。最后，我们还使用我们的数据来探测最近声称的$L_{X}-T_{X}$在整个天空中的关系各向异性。我们没有发现各向异性的证据，但强调，这可能是掩盖在我们的分析中的SDSS DR 8样品的不完整的decompression覆盖。
2022-08-22 astro-ph.CO
Evolution of the Clustering of Photometrically Selected SDSS Galaxies
我们测量了SDSS星系的角自关联函数（w），这些星系的光度红移为0.1 < z < 0.4，r带绝对星等Mr <-21.2。我们将这些星系分成5个重叠的红移壳宽为0.1，并在每个子样本中测量w，以研究SDSS星系的演化。我们发现，随着红移的增加，偏置大大增加-比人们预期的被动演变的样本。我们使用晕圈模型分析来确定每个子样本的最佳拟合晕圈占据分布（HOD），最佳拟合模型使我们能够从物理上解释偏倚的变化。为了正确解释我们的最佳拟合HOD，我们将每个晕质量转换为z = 0的被动演化偏置（bo），从而能够直接比较不同红移下的最佳拟合HOD。我们发现，最小晕玻色子所需的主机作为一个星系的红移减少，这表明星系与MR < -21.2正在形成的晕在低质量端的HOD在我们的红移范围。我们使用最佳拟合的HOD来确定占据数的变化除以晕质量的变化，并在bo恒定的情况下，我们发现在bo ~ 0.9处有一个尖锐的峰值，对应于平均晕质量约为10^12 Msol/h。因此，我们提出了以下的设想：随着宇宙的演化，Mr < -21.2的星系的偏差减小，因为这些星系形成质量为~ 10^12Msol/h的晕（与红移无关），并且这些晕的偏差随着宇宙的演化自然减小。
2010-04-26 astro-ph.CO
The 2XMMi/SDSS Galaxy Cluster Survey. III. Clusters associated with spectroscopically targeted luminous red galaxies in SDSS-DR10
本文介绍了从2XMMi/SDSS星系团巡天中选取的383个X射线星系团和星系团的光谱红移测量结果（z ~ 0.79）。X射线星团候选者被选为2XMMi-DR 3目录中偶然发现的源，位于斯隆数字巡天（SDSS-DR 7）的足迹中。从SDSS-DR 10中选取了具有可用光谱红移的星系团星系。我们开发了一种算法，用于识别与光谱目标明亮的红色星系和集群光谱红移约束的集群候选人。一个交叉相关的构建集群样本与出版的光学选择集群目录产生了264个系统与可用的红移。目前的红移测量与公布的值是一致的。目前的集群样本扩展了我们的集群调查的光学确认集群样本67个对象。此外，它提供了光谱确认我们公布的集群样本中的78个集群，以前只有光度红移。新的星团样本包括67个系统，其中55个天体是新发现的X射线星团，52个系统是新发现的光学和X射线波长的星系团。根据2XMi-DR 3星表中给出的红移和辐射通量，我们估算了星团样品的X射线光度和质量。
2014-03-04 astro-ph.CO
Constraining the optical depth of galaxies and velocity bias with cross-correlation between kinetic Sunyaev-Zeldovich effect and peculiar velocity field
利用线性微扰理论计算了动力学Sunyaev-Zeldovich（kSZ）效应与重构的奇异速度场之间的互相关函数$\langle (ΔT/T)(\mathbf{v}\cdot \mathbf{n}/σ_{v}) \rangle$，并利用Planck数据对中心星系的光深$τ$和奇异速度偏差进行了约束.我们改变的光学深度$τ$和速度偏置函数$b_{v}(k)=1+b(k/k_{0})^{n}$，并拟合模型的数据，有和没有改变的校准参数$y_{0}$，控制相关函数的垂直位移。通过构造似然函数并约束$τ$、$b$和$n$参数，我们发现速度偏差的二次幂律模型$b_{v}(k)=1+b(k/k_{0})^{2}$提供了与数据的最佳拟合。最佳拟合值为$τ=(1.18 \pm 0.24) \times 10^{-4}$、$b=-0.84^{+0.16}_{-0.20}$和$y_{0}=(12.39^{+3.65}_{-3.66})\times 10^{-9}$（$68\%$置信水平）。对于参数$b$，$b>0$的概率仅为$3.12 \times 10^{-8}$，这清楚地表明检测到尺度依赖的速度偏差。拟合结果表明，大尺度（$k \leq 0.1\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$）速度偏差为1，而在小尺度上，偏差趋于负值。$τ$值与前人提出的恒星质量-晕质量和光学深度关系一致，小尺度下的负速度偏…
2017-12-13 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
Uncertainty in 2-point correlation function estimators and BAO detection in SDSS DR7
我们研究了目前可用的星系巡天中不同的两点关联函数（2 PCF）估计的不确定性。这是由于利用关联函数中的重子声学振荡（BAOs）特征作为约束宇宙学参数的工具这一活跃的课题所激发的，这需要对统计意义进行精细的分析。我们讨论如何估计的平均密度$\bar{n}$和积分约束$\frac{1}{V^2}\int_{V^2} \hatξ (r) d^3r =0$，这必然会导致偏见的不确定性的影响。我们量化的影响，目前可用的星系样本使用模拟目录的斯隆数字巡天（SDSS）的对数正态模型，与拉姆达冷暗物质（$Λ\text{CDM}$）关联函数和类似的属性的样本（数密度，平均红移的$Λ\text{CDM}$关联函数，调查几何，质量-光度偏差）。因为我们需要大量的模拟来量化小的统计效应，我们不能使用真实的N体模拟，一些物理效应被忽略了。我们的模拟仍然可以通过查看它们的偏差和方差来比较不同的估计量。我们还测试了SDSS样本中BAO检测的可靠性，并研究了数据结果与我们的$Λ\text{CDM}$模拟的兼容性。
2011-06-22 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: measuring structure growth using passive galaxies
我们探索的好处，使用一个被动发展的人口的星系，以测量z=0.25和z=0.65之间的结构增长率的演变相结合的SDSS-I/II和SDSS-III调查的数据。大规模的线性偏置的人口的动态被动星系，我们选择从这两个调查，很容易建模。知道的偏差演变打破了其他方法固有的简并，并降低了测量的结构增长率和星系功率谱的归一化的不确定性高达两个因素。如果我们将我们的测量转化为对σ_8（z=0）的约束，假设一个和谐宇宙学模型和广义相对论（GR），我们发现使用偏差模型将我们的不确定性提高了近1.5倍。我们的结果与平坦的冷暗物质模型和GR一致。
2012-06-22 astro-ph.CO
Constraining the halo bispectrum in real and redshift space from perturbation theory and non-linear stochastic bias
我们提出了一种方法来产生模拟星系目录与有效的微扰理论计划，匹配的数量密度，功率谱和双谱在真实的和在红移空间从N体模拟。这项工作的重要贡献是，我们约束的方式，在PATCHY码的偏置参数。此外，旨在再现两点统计，我们寻求的一组偏置参数，它约束的单变量晕概率分布函数（PDF）编码高阶关联函数。我们表明，晕目录的基础上相同的底层暗物质字段与固定的晕数密度，并准确匹配的功率谱（2%以内），可以导致非常不同的双谱取决于所采用的晕偏置模型。忽略晕圈PDF形状的模型可能导致高达2倍的偏差。另外获得的目录约束的晕PDF的形状可以显着降低三点统计的差异，产生接近无偏的双谱在真实和红移空间，这是在一般兼容的N体模拟在10%以内（偏离最多可达20%）。计算结果表明，类发光红星系（LRG）在功率谱上的~2的恒定线性偏差主要来自于在高密度峰处采样晕，选择高密度阈值，而不是来自于暗物质密度场的因子乘。我们的方法有助于实现一个有效的建模晕/星系分布估计的不确定性，从星系红移调查的聚类测量。我们还证明了它是测试各种偏差模型的强大工具。
2014-07-04 astro-ph.CO
Probing Gravitational Lensing of the CMB with SDSS-IV Quasars
研究了普朗克CMB透镜会聚图与斯隆数字巡天（SDSS）IV观测到的eBOSS类星体在红移范围$0.9 < z < 2.2$内的过密度之间的互相关。在$5.4 σ$意义下，我们探测到了CMB透镜会聚类星体互功率谱。交叉功率谱提供了一个类星体聚类偏差的测量，预计是特别强大的系统效应。类星体样品的红移分布有一个中值红移$z \approx 1.55$和一个约为$1.51$的有效红移。类星体样本的最佳拟合偏差是$b_q = 2.43 \pm 0.45$，对应于主晕质量$\log_{10}\left( \frac{M}{h^{-1} M_\odot} \right) = 12.54^{+0.25}_{-0.36}$。这与先前关于类星体具有类似红移范围和选择的文献大致一致。由于我们对偏差的约束来自类星体和CMB透镜之间的互相关，我们预计它对可能污染类星体自相关性的各种可能的系统效应具有鲁棒性。我们检查了一些系统的影响，从CMB透镜和类星体的过密度，并发现所有的系统是一致的$2 σ$内的零。目前，这些数据对偏差的可能尺度依赖性并不敏感，但我们预计，随着类星体数量的增加（在未来的调查中，如DESI），很可能会对偏差的尺度依赖性产生强有力的约束。
2019-02-21 astro-ph.CO
Assessment of the Systematic Uncertainties in the Cosmological Analysis of the SDSS Supernovae Photometric Sample
Ia型超新星（SNIa）的宇宙学参数的测量精度的提高预计将来自大型光度识别（光度）SN样本。在这里，我们重新分析的SDSS光度SN样品，大约700高品质，可能的，但未经证实的SNIa光变曲线，开发新的分析工具，旨在评估系统的不确定性的暗能量状态方程参数$w$。由于我们需要用光谱测量每个SN的宿主星系红移，因此我们确定了宿主星系的相关选择效率，以模拟偏差修正。我们确定，主机星系的错协率是$0.6\%$ ;忽略这种影响，在模拟的偏差校正导致的$w$ -偏差$Δw = +0.0007$，其中$w$评估从SNIa和先验测量的重子声学振荡和宇宙微波背景。我们评估的不确定性，在我们的主机星系选择效率的建模，并发现相关的$w$的不确定性是$-0.0072$。最后，我们在模拟训练样本中探索了新的核心塌陷（CC）模型，并发现调整CC光度分布与以前的Pan-STARRS分析一致，可以更好地匹配SDSS数据。忽略此调整的影响是$Δw = -0.0109$ ;用Pan-STARRS使用的CC模型替换新CC模型的影响是$Δw = -0.0028$。这些系统的不确定性是次要的统计约束的SDSS样品，但必须考虑在未来的光度分析的大SN样品，如DES，LSST和WFIRST。
2020-01-22 astro-ph.CO
Constraining hydrostatic mass bias and cosmological parameters with the gas mass fraction in galaxy clusters
星系团中的气体质量分数是宇宙学研究中一个方便的工具。事实上，这个量允许约束普适重子分数$Ω_b/Ω_m$，以及其他参数，如物质密度$Ω_m$，哈勃参数$h$或暗能量状态方程$w$。这个气体质量分数也对需要考虑的重子效应敏感，并转化为讨厌的参数。其中两个是消耗因子$Υ$和流体静力学质量偏差$B = (1 - b)$。第一个描述了相对于普适重子分数，重子是如何在星系团中耗尽的，而另一个则编码了来自流体静力平衡假设下从X射线观测中推导出质量的事实的偏差。我们将展示使用XMM-{ \it Newton}观测的{ \it Planck}-ESZ团簇获得的宇宙学和团簇参数的初步结果。我们将特别讨论对质量偏差可能的红移依赖性的研究，这在基于$Λ$ -CDM的流体动力学模拟中被认为是不存在的，并将我们的结果与其他研究进行比较。
2021-11-02 astro-ph.CO
Study of galaxy distributions with SDSS DR14 data and measurement of neutrino masses
我们研究星系分布与斯隆数字巡天SDSS DR 14数据和模拟搜索变量，可以约束中微子质量。具体地说，我们考虑了三个具有近似相同质量的活动中微子本征态的情况，即$\sum m_ν= 3 m_ν$。拟合的$Λ$ CDM模型的预测的萨克斯-沃尔夫效应，$σ_8$，星系功率谱$P_\textrm{gal}(k)$，波动的星系计数在球体的半径范围从$16/h$到$128/h$ Mpc，BAO测量，和$h = 0.678 \pm 0.009$，在各种组合，与自由光谱指数$n$，和自由星系偏差和星系偏差斜率，我们得到一致的测量$\sum m_ν$。结果依赖于$h$，因此我们在$(\sum m_ν, h)$平面上给出了置信度轮廓。与$h = 0.678 \pm 0.009$的全局拟合获得$\sum m_ν= 0.719 \pm 0.312 \textrm{ (stat)}^{+0.055}_{-0.028} \textrm{ (syst)}$ eV，以及线性密度波动$P(k)$的功率谱的振幅和谱指数：$N^2 = (2.09 \pm 0.33) \times 10^{-10}$和$n = 1.021 \pm 0.075$。拟合还返回星系偏差$b$，包括其尺度依赖性。
2018-06-04 astro-ph.CO
Prospects for constraining the shape of non-Gaussianity with the scale-dependent bias
我们考虑是否非高斯尺度依赖晕偏置不仅可以用来约束非高斯的局部形式，但也区分不同的形状。特别是，我们问它是否可以约束的行为的原始三点函数在压缩极限的动量之一是远远小于其他两个。这可能是有趣的，因为观察到一个三点函数的压缩极限，不像本地或等边模板将是一个信号的非平凡的动力学在通货膨胀期间。为此，我们使用Chen和Wang的准单场暴胀模型作为代表性的双参数模型，其中一个参数控制非高斯性的幅度，另一个参数控制形状。我们还通过将尺度依赖性偏差参数化为大尺度上的幂律来进行模型独立分析，其中功率将受到观测的约束。我们发现，拟议的大尺度结构调查（与暗能量工作队第四阶段调查的特点类似）有可能区分不同的双谱形状的压缩极限行为的范围广泛的基准模型参数。因此，晕轮偏差可以帮助区分不同的暴胀模型。
2012-08-27 astro-ph.CO
Detection of Baryon Acoustic Oscillation Features in the Large-Scale 3-Point Correlation Function of SDSS BOSS DR12 CMASS Galaxies
我们提出了大规模的3点关联函数（3 PCF）的SDSS DR 12 CMASS样品的$777,202$发光红镓，有史以来最大的样品用于3 PCF或双谱测量。我们在3 PCF中首次对重子声振荡（BAO）进行了高显著性（$4.5σ$）探测。使用3 PCF中的这些声学特征作为标准标尺，我们以$1.7\%$的精度（统计加系统）测量到$z=0.57$的距离。我们发现$D_{\rm V}= 2024\pm29\;{\rm Mpc\;(stat)}\pm20\;{\rm Mpc\;(sys)}$为我们的基准宇宙学（与普朗克2015年一致）和偏见模型。这种测量将BAO技术的使用从2点关联函数（2 PCF）和功率谱扩展到3 PCF，并为从未来的大尺度结构红移巡天（如DESI）中获得额外的宇宙学距离信息开辟了一条途径。我们从3 PCF测量的距离尺度与从重建前的2 PCF导出的距离尺度相当独立，并且相当于将BOSS的长度增加大约10%;重建似乎降低了距离测量的独立性。拟合一个模型，包括潮汐张量偏差产生一个中等的显着性（$2.6σ)$检测这种偏差与当地拉格朗日偏差的预测值一致。
2016-07-20 astro-ph.CO
Mapping the Real Space Distributions of Galaxies in SDSS DR7: II. Measuring the growth rate, clustering amplitude of matter and biases of galaxies at redshift $0.1$
我们扩展了实空间映射方法在施等。（2016），以便它可以应用于通量有限的星系样本。我们使用模拟目录的合奏来证明这种扩展的可靠性，表明它允许一个准确的恢复真实空间的相关函数和星系偏差。我们还表明，使用迭代方法适用于中等规模的聚类数据，我们可以得到一个无偏估计的增长率的结构$fσ_8$，这是有关的聚类幅度的问题，$\sim 10\%$的准确性。应用这种方法的斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7），我们构建了一个真实的空间星系目录，涵盖红移范围$0.01 \leq z \leq 0.2$，其中包含584,473星系在北银河帽（NGC）。使用这些数据，我们推断$\fss$在中位红移$z=0.1$，这是一致的WMAP 9宇宙学在$1σ$水平。通过将这种测量与真实空间的星系团和星系-星系弱透镜测量相结合，我们能够打破$f$，$σ_8$和$b$之间的简并性。仅从SDSS DR 7数据，我们得到了下列宇宙学约束在红移$z=0.1$：$f=$ $0.464^{+0.040}_{-0.040}$，$σ_8=0.769^{+0.121}_{-0.089}$，和$b=1.910^{+0.234}_{-0.268}$，$1.449^{+0.194}_{-0.196}$，$1.301^{+0.170}_{-0.177}$和$1.196^{+0.159}_{-0.161}~$的星系在不同的绝对星等箱$^…
2018-06-27 astro-ph.CO
Clustering of quasars in SDSS-IV eBOSS : study of potential systematics and bias determination
我们研究了红移范围$0.9<z<2.2$的eBOSS类星体样本的第一年，其中包括68，772个均匀选择的类星体。我们表明，系统学的主要来源，在评价的关联函数产生的不均匀性，在类星体的目标选择，特别是有关的消光和深度的成像数据用于目标。我们提出了一个加权方案，减轻这些系统。我们测量的类星体的关联函数，并提供最准确的测量日期的类星体的偏差在这个红移范围内，$b_Q = 2.45 \pm 0.05$在$\bar z=1.55$，连同它的演变与红移。我们使用这些信息来确定最小质量的晕托管类星体和特征晕质量，我们发现这是独立的红移的统计误差。使用最近测量的类星体光度函数，我们还确定类星体的占空比。这第一年样本的大小不足以检测任何光度依赖于类星体集群，这个问题应该进一步研究与最终的$\sim$ 500，000 eBOSS类星体样本。
2017-05-12 astro-ph.CO
The effect of dust bias on the census of neutral gas and metals in the high-redshift Universe due to SDSS-II quasar colour selection
我们提出了一个系统的研究的影响，灰尘的偏见阻尼莱曼- $α$吸收剂（DLAs）的样品。这种偏差是斯隆数字巡天（SDSS）在数据发布7（DR 7）之前选择类星体目标时使用的星等和颜色标准的影响。之前已经量化了偏差，假设只有灰尘遮蔽的贡献。在这项工作中，我们应用了SDSS DR 7之前使用的全套幅度和颜色标准，以量化灰尘对灰尘和富含金属的DLA的偏置的全面影响。我们应用类星体的目标选择算法的建模人口的固有颜色，并通过探索的参数空间组成的红移，（$z_{\rm QSO}$和$z_{\rm abs}$），光学消光，HI柱密度，我们演示了如何选择概率取决于这些变量。我们量化的尘埃偏见在z=3的DLAs派生的以下属性：发病率，中性氢和金属的质量密度，平均金属丰度。我们发现，所有数量都受到了显著影响。当考虑所有的不确定性时，中性氢的质量密度被低估了10%到50%，金属中的质量密度被低估了30%到200%。最后，我们发现偏置依赖于红移。在红移z=2.2时，中性氢和金属的质量密度可能分别被低估了2倍和5倍。为了准确地解释和模拟吸收选择星系的性质和金属丰度演化，描述这种偏差是至关重要的。
2019-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining spatial extent and temperature of dust around galaxies from far-infrared image stacking analysis
我们提出了一种新的方法来约束星系周围的尘埃的空间范围，通过测量尘埃温度。我们的方法结合了远红外（FIR）图像叠加分析的星系尘埃辐射和类星体由于星系周围的尘埃吸收而变红。作为我们的方法的一个具体应用，我们使用的堆叠红外辐射分布的SDSS光度星系在IRAS 100 $μ$ m的地图，和最近的测量的SDSS星系类星体的互相关。如果我们采用单一温度的尘埃模型，则得到的温度约为18K，这与星系中心部分的典型尘埃温度一致。如果我们假设一个额外的尘埃成分具有低得多的温度，目前的数据意味着银河系尘埃的温度需要更高，20 K到30 K。由于本文所采用的粉尘密度和温度分布的模型非常简单，在这一点上，我们不能得出任何有力的结论。尽管如此，我们的新方法与详细的理论模型和多波段测量的尘埃将提供一个有趣的约束星系尘埃的统计性质。
2015-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Multiplicative Bias in CFHTLenS Weak Lensing Shear Data
最近的一些宇宙学分析发现，来自加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）数据的约束与来自其他数据集（如普朗克宇宙微波背景（CMB）温度各向异性）的约束之间存在紧张关系。类似地，CFHTLenS数据与普朗克CMB透镜数据的直接互相关产生了与基于普朗克或WMAP导出的宇宙学参数的预期相比非常低的振幅（Liu & Hill 2015）。这些结果的一个潜在解释是影响CFHTLenS星系形状测量的乘法偏差，从中推断出剪切。CFHTLenS管道中使用模拟来校准此类偏差，但迄今为止尚未提出数据驱动的约束。在本文中，我们将CFHTLenS星系密度图与CFHTLenS剪切图和普朗克CMB透镜图进行交叉关联，以校准CFHTLenS中的额外乘法剪切偏差（m）（超出已经应用于CFHTLenS星系剪切的乘法校正），遵循Vallinotto（2012）和Das等人建议的方法。我们分析了三个星等有限的星系样本，发现使用最深的样本（i<24）的2-4sigma证据m<1，而其他的则与m=1一致（无偏差）。这与暗星系的形状最容易受到测量偏差的影响的预期相匹配。我们的结果m基本上是独立的假设宇宙学，只有弱敏感的假设星系的偏见。我们考虑三个星系的偏见模型，发现在所有情况下，最适合的乘法剪切偏置小于统一。m~0.9的值足以使从CFHTLenS剪切两点统计推断的密度波动幅度与从普朗克CMB温度数据推断的密度波动…
2016-05-04 astro-ph.CO
Autocorrelations of stellar light and mass at z~0 and ~1: From SDSS to DEEP2
利用DEEP 2星系红移巡天第三次数据发布和斯隆数字巡天（SDSS）最终数据发布的数据，给出了星系质量及其光在U、B和V波段的投影自相关函数w_p（r_p）的测量结果。我们调查的恒星质量和光的集群偏差，通过比较这些预测的自相关暗物质估计千年模拟（MS）在z=1和0.07，我们的星系样本的中值红移。所有的自相关函数和偏置函数都表现出与空间尺度和波段的系统趋势，这在两个红移处是惊人的相似。这表明，在z=1时，本机宇宙中恒星星族对环境的依赖性已经得到了很好的证实。Guo et al.（2011）最近基于MS的星系形成模拟在所有波段和两个红移下再现了亮度的尺度依赖聚类，准确度超过30%，但在分离度低于2 Mpc时大大高估了质量自相关。进一步比较我们的恒星质量偏差函数与模型预测的结果表明，SDSS和DEEP 2数据都倾向于σ_8 = 0.8的波动幅度，而不是MS假设的σ_8 =0.9。
2011-09-13 astro-ph.CO
Constraining large scale HI bias using redshifted 21-cm signal from the post-reionization epoch
在没有复杂的天体物理过程的特点，再电离时代，21厘米的排放中性氢（HI）在后再电离时代被认为是一个很好的示踪剂的基础暗物质分布。假设一个背景宇宙学，它是通过（i）一个偏置函数b（k，z），它涉及HI的暗物质分布和（ii）的平均中性分数（x_{HI}），它设置其振幅。在本文中，我们研究了大规模HI偏置的性质。后再电离HI建模重力只有N体模拟和一个合适的处方分配气体的暗物质晕。使用模拟偏差作为基准模型HI分布在z \leq 4，我们已经产生了一个假设的数据集为21厘米角功率谱（C_{l}）使用的噪声模型的基础上的参数的扩展版本的GMRT。假设以在基准红移z=2.5处的范围400 \leq到\leq 8000中的SNR \gtrsim 4测量面元化的C_{l}。我们探讨了使用主成分分析（PCA）对该模拟数据进行约束b（k）的可能性。我们的分析表明，在0.2 < k < 2 Mpc^{-1}的范围内，模拟数据集无法区分表现出不同k依赖性的模型，只要1 \lesssim b（k）\lesssim 2设置2-sigma限值。这证明在大尺度上使用线性偏差模型是合理的。很大程度上不确定的x_{HI}被视为一个自由参数，导致退化的偏置重建。发现给定的模拟数据以\sim 4%（2-sigma误差）的精度约束基准x_{HI}。这里概述的方法，可以成功地实施对未来的观测数据集，以约束b（k，z）和x_{H…
2012-01-19 astro-ph.CO
Impact of thermal SZ effect on cross-correlations between Planck CMB lensing and SDSS galaxy density fields
宇宙微波背景辐射（CMB）图中星系团的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应所造成的残余前景污染传播到重构的CMB透镜场中，从而使CMB透镜与大尺度结构（LSS）之间的本征互相关产生偏差。通过叠加分析，我们发现，残留的tSZ污染导致的透镜收敛的集群的中心部分和集群郊区的透镜收敛的递减的增量。我们通过互功率谱计算量化了残余tSZ污染对普朗克2018 CMB透镜收敛图和SDSS-IV星系密度数据之间互相关性的影响。与普朗克2018年tSZ去投影的SMICA透镜图相比，我们使用tSZ污染的SMICA透镜图进行的分析在多极$\ell\lesssim 500$处测量了$\sim2.5\%$负偏置，并在$\ell\gtrsim1500$处过渡到$\sim9\%$正偏置，这验证了早期对这种tSZ诱导的伪互相关的整体形状的理论预测。在普朗克CMB数据中检测到tSZ诱导的透镜会聚场，在$\ell\lesssim 500$处具有超过$1σ$的显著性，在$\ell\gtrsim1500$处具有超过$14σ$的显著性，从而产生总体$14.8σ$检测。我们还表明，掩盖星系团的CMB数据是不足以消除虚假的透镜信号，仍然检测到一个不可忽略的偏差与$5.5σ$意义上的互相关与星系密度场。我们的研究结果强调了在组分分离阶段从CMB图中去除tSZ效应并采用无tSZ的CMB透镜图与LSS数据进行互相关是多么…
2022-05-19 astro-ph.CO
Downsizing of supermassive black holes from the SDSS quasar survey (II). Extension to z~4
从斯隆数字巡天（SDSS）观测到CIV谱线的类星体样本出发，利用一种分析方法导出了活动黑洞最大质量的z依赖关系，克服了Malmquist偏差的影响.同样的程序适用于低红移样本的SDSS类星体，其中H β测量是可用的。结合先前研究的Mg II样品的结果，我们发现类星体群体的最大质量在红移范围0.1<z<4（包括最大类星体活动的时期）内以（1+z）^（1.64+/-0.04）的方式增加。
2009-07-17 astro-ph.CO
Hyper Suprime-Cam Year 3 Results: Cosmology from Galaxy Clustering and Weak Lensing with HSC and SDSS using the Minimal Bias Model
基于HSC-Y3成像与SDSS光谱数据，联合分析星系成团、星系-星系弱透镜和宇宙剪切，采用最小偏差模型，在平坦ΛCDM下得到S8=0.775，与Planck 2018一致但误差较大。
2023-12-28 astro-ph.CO
Evidence of Galaxy Assembly Bias in SDSS DR7 Galaxy Samples from Count Statistics
我们目前的观测约束的星系晕连接，特别是集中在星系组装的偏见，从一个新的组合计数在圆柱体的统计，$P(N_{\rm{CIC}})$，与标准测量的投影两点相关函数，$w_{\rm{p}}(r_{\rm{p}})$，和数密度，$n_{\rm{gal}}$，星系。我们测量$n_{\rm{gal}}$，$w_{\rm{p}}(r_{\rm{p}})$和$P(N_{\rm{CIC}})$的体积有限，亮度阈值样本的星系从SDSS DR 7，并使用它们来约束晕占领分布（HOD）模型，包括一个模型，其中星系占领依赖于一个次要的晕属性，即晕浓度。我们检测到$M_r<-20.0$和$M_r<-19.5$样品的显著正中心组装偏倚。中央星系优先居住在高浓度的固定质量的晕内。在$M_r<-20.5$和$M_r<-19.0$样品中也有利于正中心组装偏倚。我们在$M_r<-21.0$样品中没有发现中心组装偏倚的证据。在$M_r<-20.0$和$M_r<-19.0$样品中，我们仅观察到对负随体组装偏差的边际偏好，并且在其他样品中未指示非零随体组装偏差。我们的研究结果强调了在解释星系巡天数据时考虑星系聚集偏差的必要性，并证明了计数统计在从星系空间分布中提取信息方面的潜力，这可以应用于星系-晕连接研究和宇宙学分析。
2022-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The WiggleZ Dark Energy Survey: constraining galaxy bias and cosmic growth with 3-point correlation functions
高阶统计量是测量星系团的有用和补充工具，包含关于宇宙中大尺度结构的非高斯演化和形态的信息。在这项工作中，我们提出了测量的三点关联函数（3 PCF）的187,000个星系的WiggleZ光谱星系调查。我们探讨了WiggleZ 3 PCF的规模和形状的依赖性在三个不同的时代z=0.35，0.55和0.68，最高的红移，这些测量已经取得了日期。利用N体模拟来预测暗物质的成团，我们约束WiggleZ星系相对于暗物质的线性和非线性偏置参数，并对它们进行边缘化，得到对sigma_8（z）的约束，即在8 Mpc/h尺度上的扰动方差及其随红移的演化。这些σ_8（z）的测量结果具有10-20%的精度，与LCDM和谐宇宙学的预测一致，并以新的方式测试了这个模型。
2013-03-26 astro-ph.CO
Constraining the mass and redshift evolution of the hydrostatic mass bias using the gas mass fraction in galaxy clusters
本文利用Planck-ESZ星系团样本的气体质量比例约束流体静力学质量偏差B的质量与红移演化，发现偏差红移依赖性与宇宙学参数简并，并得到与模拟和局域测量一致的B~0.8，但与CMB加星系团计数导出的B~0.6存在张力。
2023-04-06 astro-ph.CO
Weak Lensing Measurement of the Mass--Richness Relation of SDSS redMaPPer Clusters
我们执行测量的质量丰富度关系的redMapPer星系团目录使用弱透镜数据从斯隆数字巡天。我们已经仔细地表征了广泛的系统不确定性，包括剪切校准误差，照片- $z$偏差，成员星系稀释，源遮蔽，放大偏差，不正确的假设有关集群质量配置文件，集群中心，晕三轴，和投影效应。我们还比较了两个独立产生的剪切和光度红移目录的透镜信号的测量，以表征透镜信号本身的系统误差。使用来自$0.1\le z\le 0.33$的5，570个集群的样本，我们的幂律质量与\ $λ$关系为$\log_{10}[M_{200m}/h^{-1}\ M_{\odot}]$ = $14.344 \pm 0.021$（统计）$\pm 0.023$（系统），丰度$λ=40$，7%校准不确定度，幂律指数为$1.33^{+0.09}_{-0.10}$（$1σ$）。详细的系统学表征，在这项工作中，使其最终的弱透镜质量校准SDSS redMapPer集群在这个时候。
2017-04-03 astro-ph.CO
The biasing phenomenon
{We study biasing as a physical phenomenon by analysing geometrical and clustering properties of density fields of matter and galaxies.} {Our goal is to determine the bias function using a combination of geometrical and power spectrum analysis of simulated and real data.} {We apply an algorithm based on local densities of particles, $δ$ , to form simulated biased models using particles with $δ\ge δ_0$ . We calculate the bias function of model samples as functions of the particle density limit $δ_0$ . We compare the biased models with Sloan Digital Sky Survey (SDSS) luminosity limited samples o…
2019-06-09 astro-ph.CO
A Two-Year Time Delay for the Lensed Quasar SDSS J1029+2623
我们提出了279个时期的光学监测数据，从2007年1月到2012年6月，跨越5.4年的最大图像分离（22.6角秒）引力透镜类星体，SDSS J1029+2623。我们发现图像A领先图像B和C的dt_AB =（744+-10）天（90%置信度）;不确定性包括统计不确定性和由于模型选择而导致的系统差异。只有~1%的分数误差，延迟的解释主要受到宇宙方差的限制，这是由于平均视线密度的波动。我们不能将较暗的图像C与图像B分开，但是由于在所有模型中图像C仅落后于图像B 2-3天，因此图像A和B之间的时间延迟的估计几乎不受组合图像B和C的通量的影响。有微弱的证据表明存在低水平的微透镜现象，这可能是由造成该系统中流量比异常的小星系造成的。解释延迟取决于使用透镜宿主星系，其他透镜弧和X射线发射结构更好地约束引力势的形状。
2013-02-07 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 SDSS-DR12 large-scale cross-correlation of Damped Lyman Alpha Systems with the Lyman Alpha Forest
我们从DLA和Ly $α$森林的互相关中测量DLA平均偏差，更新Font-Ribera等人2012年的早期结果，最终BOSS数据发布和改进的方法来解决连续拟合校正。我们的互相关通过线性理论与标准$ΛCDM$模型很好地拟合，DLA偏差为$b_{\rm DLA} = 1.99\pm 0.11$ ;更保守的分析，其去除了Ly $β$森林中的DLA，并且仅使用$r> 10{\rm h^{-1}\,Mpc}$处的互相关，产生$b_{\rm DLA} = 2.00\pm 0.19$。这假设了来自\cite{Planck2015}的宇宙学模型和Bautista et al. 2017的Ly $α$森林偏倚因子，并且仅包括自举分析获得的统计误差。主要的系统误差来自DLA目录中可能的杂质和选择效应，以及Ly $α$森林偏差因子测定中的不确定性和高柱密度吸收剂效应的校正。我们没有发现依赖于列密度或红移的DLA偏置。如果所有DLA都位于类似质量的晕中，则测量的偏差值对应于宿主晕质量$\sim 4\cdot10^{11} {\rm M_{\odot}}$。在一个现实的模型中，主机晕在一个广泛的质量范围内有一个DLA横截面$Σ(M_h) \propto M_h^α$下降到$M_h > M_{\rm min} =10^{8.5} {\rm M_{\odot}}$，我们发现，$α> 1$需要有$b_{\rm D…
2017-09-27 astro-ph.CO
Photometric SN Ia Candidates from the Three-Year SDSS-II SN Survey Data
我们分析了为期三年的SDSS-II超新星（SN）巡天数据，并根据其多波段光变曲线数据确定了1070个光度型Ia超新星候选者的样本。这个样本由没有光谱确认的SN候选者组成，其中210个候选者的子集测量了其宿主星系的光谱红移，而其余860个候选者在其识别中纯粹是测光的。我们描述了一种方法，用于估计的效率和纯度的光度SN Ia分类时，只有一个有限的样品的光谱确认是可用的，并证明，SN Ia候选人从SDSS-II可以确定光度与~91%的效率和~ 6%的污染。虽然这是迄今为止最大的均匀样本的SN候选人研究光度识别，我们发现，需要一个更大的光谱样本的污染源，以获得更好的表征的背景事件。哈勃图使用没有光谱确认的SN候选者，但有宿主星系的光谱红移，产生的距离模色散仅比光谱确认的SN Ia样本大20 - 40%，没有明显的偏差。然而，一个纯粹的光度分类和红移距离测量的哈勃图显示出的偏差需要进一步的精确宇宙学研究。
2011-07-26 astro-ph.CO
Constraining AGN feedback model with SZ profile
活动星系核的相对论喷流对星系群和星系团有着广泛的影响，是理解它们的形成和物理性质的关键。然而，这种非引力过程并没有得到很好的理解。具有浅引力势的星系群是研究和约束活动星系核反馈模型的理想实验室。我们使用普朗克tSZ图研究了约66，000个SDSS LRG晕中的热气体，平均晕质量为3 × 10^13 Msun。我们已经检测到它们的平均tSZ径向分布在~17 σ，并将其与cosmo-OWLS宇宙流体动力学模拟与不同的活动星系核反馈模型。在模拟中，AGN 8.0模型的模拟结果与实验结果符合得最好。我们还比较了我们的测量tSZ配置文件与预测的普遍的压力配置文件假设自相似的关系，并发现他们一致的，如果该模型占相邻晕通过两个晕项的聚类。
2021-12-21 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
