星系成团的宇宙学约束和星系团的质数比

射电源成簇对星系团的限制：在盲天巡天厘米波长模拟中的应用

Constraints on radio source clustering towards galaxy clusters: application for cm-wavelength simulations of blind sky surveys

我们使用NVSS点源星表对$Planck$选择的星系团约束射电源聚类。该约束可用于生成逼真的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）模拟，并用于预测可检测的集群计数和量化无线电调查中的源混淆。

2015-04-16astro-ph.CO

与性质有关的星系团的精确测量I。Vmax方法和“shuffled”方法的比较

Toward accurate measurement of property-dependent galaxy clustering I. Comparison of the Vmax method and the "shuffled" method

星系成团为我们理解星系形成和演化以及宇宙提供了有见地的线索。对随机样本的红移赋值是精确测量星系团的关键步骤之一。本文利用模拟星系表，研究了两种红移赋值方法（Vmax法和“shuffled”法）对星系两点关联函数测量的影响。我们发现，洗牌的方法显着低估了投影的2PCF和二维2PCF的红移空间。而对于体积有限的样品，Vmax方法对2PCF未显示出任何显著偏倚。对于通量受限的样品，Vmax方法产生的偏差小于大规模混洗方法的一半。因此，我们强烈建议在未来的星系聚类分析中使用Vmax方法来分配随机样本的红移。

2019-12-12astro-ph.CO

用星系团探索星系形成模型和宇宙学

Exploring Galaxy Formation Models and Cosmologies with Galaxy Clustering

利用N体模拟和星系形成模型，研究了星系-恒星质量关联和两点自关联。利用WMAP第一年、第三年和第七年的宇宙学参数进行了模拟，主要差别在于σ {8}的扰动幅度。星系的恒星质量是用半解析的星系形成模型或简单的经验丰度匹配方法确定的。与SDSS DR 7在z=0时的数据和DEEP 2在z=1时的结果相比，我们发现，无论采用何种宇宙学，半解析模型预测的星系团都高于小尺度下的数据。相反，对于高σ_8宇宙学（WMAP 1和WMAP 7），丰度匹配方法预测的结果与z=0和z=1时的数据吻合较好，但对于低σ_8宇宙学（WMAP 3），预测结果明显低于z=0时的数据。我们发现，在小尺度的半解析模型中的过度集群主要来自卫星在大规模的晕，表明要么恒星形成是太有效的低质量晕或潮汐剥离是太低效的高红移。我们的结果表明星系成团与星系形成模型有很强的关系，因此可以用来约束重子物理。星系团对宇宙学参数的弱依赖性使得WMAP 1和WMAP 7宇宙学很难约束。

2012-02-14astro-ph.CO

论星系团与宇宙剪切和通量放大的互补性

On the complementarity of galaxy clustering with cosmic shear and flux magnification

在本文中，我们鼓励使用星系团测量光度红移信息，包括从流量放大的贡献，作为宇宙学的探测。我们目前的宇宙学预测时，聚类数据单独使用，当聚类与宇宙剪切分析相结合。我们考虑两种类型的聚类分析：第一，只有红移自相关层析红移箱聚类;第二，使用所有可用的红移箱相关。最后，我们考虑如何推断宇宙学参数可能会有偏见，使用每一个分析时，通量放大被忽略。第三阶段的地面调查，和第四阶段的空间为基础的调查建模与光度红移误差，和值的斜率的光度函数推断CFHTLenS目录。我们发现，结合剪切聚类信息可以改善宇宙学参数的约束，使一个改进的暗能量任务组的品质因数的1.33时，只有红移的自相关性被用于聚类分析，上升到1.52时，在红移的互相关也包括在内。星系-星系透镜效应的加入进一步提高了质量，每种类型的聚类分析的品质因数分别增加了2.82和3.7倍。在一个聚类分析中的流量放大的存在并没有显着影响宇宙学约束的精度时，结合宇宙剪切和星系-星系透镜。然而，如果忽略放大率，推断的宇宙学参数值是有偏差的，某些宇宙学参数的偏差大于统计误差。（节录）

2013-11-15astro-ph.CO

从弱透镜和星系团直接重建暗物质关联函数的算法

An algorithm for the direct reconstruction of the dark matter correlation function from weak lensing and galaxy clustering

在宇宙学尺度上的物质成团是研究宇宙的物理起源和组成的一个必要的探针。迄今为止，大多数的直接研究集中在剪切弱透镜相关，但也有可能提取的暗物质集群相结合的星系集群和星系-星系-透镜测量。在这项研究中，我们开发了一种方法，可以限制暗物质的关联函数从星系集群和星系-星系-透镜测量，通过专注于星系和物质的密度场之间的相关系数。为了生成用于测试目的的模拟星系目录，我们使用Halo Occupation Distribution方法应用于N体模拟的大型集合，以模拟预先存在的SDSS亮红星系样本观测。使用这个模拟目录，我们表明，直接比较透镜测量的多余表面质量密度和其相应的星系集群数量是不理想的。我们开发了一个新的统计，抑制小规模的贡献，这些观察，并表明，这个新的统计导致的互相关系数，是在百分之几的团结下降到5兆秒差距/小时。此外，星系和物质场之间的残余不相干性可以使用尺度依赖偏差的理论模型来解释，给我们一个最终的估计值，它的无偏性在1%以内。我们还对其他可能影响分析的物理效应进行了全面的研究，例如红移空间扭曲和星系聚类和弱透镜观测之间的径向窗口差异。我们将该方法应用于一系列宇宙学模型，并展示了我们的新统计量的可行性，以区分宇宙学模型。

2010-07-23astro-ph.CO

解决小尺度上的星系聚集问题：需要新的物理学吗？

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。

2013-11-11astro-ph.CO

DEEP2星系红移巡天：星系团对恒星质量和z~1处恒星形成率的依赖性

The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering Dependence on Galaxy Stellar Mass and Star Formation Rate at z~1

我们提出了在z~1的DEEP 2星系团的测量作为恒星质量，恒星形成率（SFR），和特定的SFR（sSFR）的函数。我们发现，在1-10 h^-1 Mpc尺度上，恒星质量与成团振幅之间存在很强的正相关关系，其中蓝色星系的成团振幅为9.5 < log（M_*/M_sun）< 11，而红色静止星系的成团振幅为10.5 < log（M_*/M_sun）< 11.5，两者之间不存在相关关系。使用最近重新校准的DEEP 2 SFR，我们发现在z~1的蓝色星系群中，成团幅度随着SFR的增加和sSFR的减小而强烈增加。对于红星系，成团幅度与SFR或sSFR之间没有显着的相关性。具有高SFR或低sSFR的蓝色星系与红色星系一样在大尺度上聚集。我们发现，与SFR观察到的成团趋势可以解释大部分，但不完全，恒星质量和成团幅度之间的相关性的蓝色星系。我们还表明，在恒星形成的“主序星”以上的星系比主序以下的星系聚集，在一个给定的恒星质量。这些结果是不一致的高sSFR人口占主导地位的主要合并。我们还测量了小尺度（< 0.3 h^-1 Mpc）下样本的成团幅度，发现对于高恒星质量的红星系、高SFR的蓝星系以及高sSFR的红蓝星系，相对于最佳拟合的大尺度幂律，成团信号增强。具有高sSFR的星系的小尺度聚集的增加可能与相互作用星系中触发的恒星形成有关。这些测量结果对星系演化和晕在z~1处的占据分布模型提供了强有力的约…

2013-02-25astro-ph.CO

Nefertiti 中的宇宙流体动力学模拟：聚类暗能量

Cosmological hydrodynamical simulations of clustering dark energy with Nefertiti

The University of Tokyo（东京大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）；Max–Planck–Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；École Polytechnique（巴黎综合理工学院）

本文首次利用Nefertiti数值流体动力学代码模拟了非线性聚类暗能量，展示了暗能量扰动在小尺度上非线性发展，贡献约10%的总密度扰动，为引力透镜和动态探测提供信号。

2026-03-17astro-ph.CO

星系成团和星系团质数比的宇宙学约束：星系形成物理的边缘化

Cosmological Constraints from Galaxy Clustering and the Mass-to-Number Ratio of Galaxy Clusters: Marginalizing over the Physics of Galaxy Formation

许多获得宇宙学约束的方法都依赖于星系和暗物质之间的联系。然而，星系的分布依赖于它们的形成和演化以及宇宙学模型，星系形成仍然不是一个很好的约束过程。因此，使用星系作为暗物质示踪剂来探测宇宙学的方法必须能够在不事先知道星系形成细节的情况下准确地估计宇宙学参数。我们应用这种推理的方法获得$Ω_m$和$σ_8$星系团结合质量与数量比的星系团。为了测试这种方法的灵敏度变化，由于星系形成，我们考虑了几种不同的模型应用于同一宇宙学暗物质模拟。然后，使用每个模型中的观测值估计宇宙学参数，边缘化晕占据分布（HOD）的参数。我们发现，在模型中的星系可以很好地表示由一个参数化的HOD，这种方法可以成功地提取所需的宇宙学参数范围广泛的星系形成处方。

2013-06-19astro-ph.CO

各向异性星系团测量的高斯协方差矩阵

Gaussian covariance matrices for anisotropic galaxy clustering measurements

近年来，对红移空间星系团的测量一直是宇宙学信息的丰富来源。准确的协方差估计是验证红移空间两点统计星系团模型的重要步骤。通常，只有有限的一组精确的N体模拟可用。因此，评估数据协方差是不可能的，或者只会导致噪声估计。此外，依赖于调查数据的模拟实现意味着协方差的宇宙学依赖性的测试是昂贵的。考虑到这些点，这项工作提出了一个简单的理论模型的线性协方差的各向异性星系团观测与合成目录。考虑到勒让德矩（“多极”）的两点统计和投影到宽箱的视线参数（“聚类楔形”），我们描述了这些各向异性聚类测量星系样本的协方差建模与平凡的几何形状的情况下的高斯近似的聚类可能性。作为本文的主要结果，我们给出了傅立叶空间协方差矩阵和位形空间协方差矩阵的显式表达式。为了验证我们的模型，我们创建合成HOD星系目录填充的大容量N体模拟合奏的晕。使用线性和非线性输入功率谱，我们发现在准线性制度的合成目录的模型预测和测量之间非常好的协议。

2016-01-07astro-ph.CO

SDSS-III重子振荡光谱巡天中的星系成团：来自成团楔完整形状的宇宙学约束

The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: cosmological constraints from the full shape of the clustering wedges

本文探讨了重子振荡谱巡天（BOSS）CMASS数据发布9（DR9）样本中的成团楔xi_perp（s）和xi_para（s）的宇宙学意义。通过分别在0 <mu <0.5和0.5 <mu <1的范围内对全二维关联函数xi（mu，s）求平均来定义这些聚类楔形。这些测量使我们能够在样品的平均redsfhit z = 0.57处约束参数组合D_A（z）/r_s（z_d）= 9.03 +-0.21和cz/（r_s（z_d）H（z））= 12.14 +-0.43。我们结合最近的测量CMB，BAO和Ia型超新星的集群楔的信息，以获得对标准LCDM模型和一些潜在的扩展的宇宙学参数的约束。当允许暗能量状态方程偏离其标准LCDM值时，编码在聚类楔中的信息是最有用的。所有数据集的组合没有显示出偏离恒定暗能量状态方程的证据，在这种情况下，我们发现w_DE =-1.013 +-0.064，与宇宙学常数完全一致。我们通过限制增长率f（z）= d ln D（a）/d ln a来探索与广义相对论的潜在偏差，在这种情况下，CMASS聚类楔与CMB数据的组合意味着f（z = 0.57）= 0.719 ± 0.094，根据GR的预测。我们的结果清楚地说明了各向异性聚类测量相对于角度的额外约束能力-平均数量。

2013-03-18astro-ph.CO

晕占据预言与大尺度星系团一致吗？

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。

2014-06-19astro-ph.CO

宇宙剪切弱引力透镜分析及星系聚类与星系-星系透镜效应联合分析中投影偏差的系统研究

A systematic study of projection biases in the Weak Lensing analysis of cosmic shear and the combination of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing

本文系统研究了DES第一年数据中宇宙剪切及星系聚类与星系-星系透镜联合分析的投影偏差，发现偏差超1σ且可信区间覆盖概率严重偏离名义值，并证明区间转换可等效于数据量增加三倍。

2024-03-12astro-ph.CO

星系密度涨落与成团测量中乘法性和加法性系统误差的联合推断

Joint inference of multiplicative and additive systematics in galaxy density fluctuations and clustering measurements

提出一种基于极大似然估计的新方法，通过联合推断星系超密度场污染物，有效缓解星系成团测量中的加法与乘法系统误差，将信号纠正至亚百分点水平。

2024-07-23astro-ph.CO

BOSS中红移空间成团和星系-星系透镜的全尺度和全形状分析对$S_8$的限制

Constraints on $S_8$ from a full-scale and full-shape analysis of redshift-space clustering and galaxy-galaxy lensing in BOSS

我们提出了一个新的基于模拟的星系星系透镜和星系红移空间集群的宇宙学分析。与基于微扰理论的分析方法相比，我们基于模拟的方法使我们能够探测更宽范围的尺度，$0.4 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$到$63 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$，包括高度非线性尺度，并边缘化天体物理效应，如装配偏差。我们应用这个框架的重子振荡光谱调查LOWZ样本交叉相关的国家的最先进的引力透镜目录从千度调查和暗能量调查的数据。我们表明，引力透镜和红移空间聚类分析时，在很大范围内的尺度上的生长结构参数$S_8 = σ_8 \sqrt{Ω_{\rm m} / 0.3}$的严格限制。总的来说，我们推断$S_8 = 0.792 \pm 0.022$时，分析组合的星系星系透镜和投影星系集群和$S_8 = 0.771 \pm 0.027$星系红移空间集群。这些研究结果突出了全面研究对仅分析大规模研究的潜在约束力，并展示了联合分析多个大规模结构调查的好处。我们对$S_8$的推断值低于从CMB推断的值$S_8 = 0.834 \pm 0.016$。虽然这种差异本身在统计学上并不显著，但我们的结果反映了文献中的其他发现，即低红移大尺度结构探针推断出$S_8$的值低于CMB，即所谓的$S_8$ -张力。

2023-01-20astro-ph.CO

宇宙学参数估计对星系团非线性公式的敏感性

Sensitivity of Cosmological Parameter Estimation to Nonlinear Prescription from Galaxy Clustering

下一代大规模调查以高分辨率探测非线性区域。根据这些观测结果进行可行的宇宙学推断需要对轻度非线性区域进行精确的理论建模。在这项工作中，我们调查的灵敏度宇宙学参数测量从未来的探测星系团的选择非线性处方高达$k_{\rm max}=0.3~h~\rm{Mpc}^{-1}$。特别是，我们计算的诱导参数偏差时，轻度非线性政权的Halofit拟合方案建模。我们发现显着的（$\sim5σ$）偏见的一些参数与未来的欧几里德一样的调查。我们还探讨了不同尺度的参数估计不同的观测设置和宇宙学的情况下，Halofit和EFTofLSS的两个非线性处方相比的贡献。我们包括在分析中的自由参数的非线性理论和一个盲目的参数化星系的偏见。我们发现，这些讨厌的参数的边缘化显着提高标准宇宙学参数的误差。这使得当转移到参数空间时，各种非线性处方的预测中的差异不太有效。因此，对这些讨厌的参数进行更精确的建模，将大大提高从轻度非线性状态中获得的宇宙学增益。

2021-07-27astro-ph.CO

使用强度映射和星系聚类的重力模型独立检验

Model-Independent Test for Gravity using Intensity Mapping and Galaxy Clustering

我们提出了一种新的方法来衡量的$E_G$统计聚类单独。$E_G$统计量提供了一种检验广义相对论一致性的优雅方法，它将通过引力透镜探测到的宇宙几何与该几何中星系的运动进行比较。目前的$E_G$估计结合星系集群与引力透镜，从宇宙剪切或从CMB透镜测量。在本文中，我们构建了一个新的估计$E_G$，仅使用聚类信息从两个示踪剂的大尺度结构：强度映射和星系聚类。在这个估计器中，星系的速度和引力透镜都是通过它们对集群的影响来测量的。我们表明，与此估计，我们可以抑制污染，影响其他$E_G$估计，从而测试的有效性广义相对论稳健。我们预测，随着下一代的调查，如HIRAX和欧几里得，我们将测量$E_G$的精度高达7%（3.9%的未来SKA2）。

2023-03-13astro-ph.CO

黑暗任务。I. Halo聚类统计量的快速精确仿真及其在星系聚类中的应用

Dark Quest. I. Fast and Accurate Emulation of Halo Clustering Statistics and Its Application to Galaxy Clustering

我们用$2048^3$粒子对基于最大距离切片拉丁超立方体设计的101个平面$w$ CDM宇宙学模型进行了$N$ -体模拟系综。利用在$z=[0,1.48]$范围内多次红移提取的晕星表，我们开发了Dark Emulator，它可以快速准确地计算晕质量函数、晕-物质互相关和晕自相关，作为晕质量、红移、分离和宇宙学模型的函数，基于主成分分析和高斯过程回归的大规模输入输出数据向量。我们评估的性能的仿真器使用的$N$体模拟，不用于训练仿真器的验证集。我们表明，对于典型的晕托管CMASS星系在斯隆数字巡天，模拟器预测的晕物质的交叉相关，相关的星系星系弱透镜，精度优于$2\%$和晕自相关，相关的星系聚类相关，精度优于$4\%$。我们给出了几个模拟器的演示。它可以用来研究晕质量密度分布的性质，如不同宇宙学的质量浓度关系和回溅半径。模拟器的输出可以结合分析处方的晕-星系连接，如晕占领分布在方程的水平，而不是使用模拟目录，作出准确的预测的星系聚类统计，如星系-星系弱透镜和投影关联函数的任何模型内的$w$ CDM宇宙学，在几个CPU秒。

2019-07-26astro-ph.CO

具有超线性晕偏的晕模型：来自星系-星系透镜和成团的无偏宇宙学约束

The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering

我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。

2022-06-30astro-ph.CO

星系团红移空间畸变的迭代消除

Iterative removal of redshift space distortions from galaxy clustering

星系团的观测是在红移空间中进行的，这导致了星系基本各向同性分布的扭曲。这些红移空间畸变（RSD）不仅降低了物质密度场的重要特征，如重子声振荡（BAO）峰，而且对观测探测器的理论建模提出了挑战。在这里，我们介绍了一个迭代的非线性重建算法，以消除RSD影响的星系聚类测量，并评估其性能，使用模拟星系目录。新的方法被发现能够恢复的$\sim1\%$的准确度的实空间星系的关联函数，并恢复四极精确$0$，尺度$s\gtrsim20\Mpch$。它还导致初始密度场的重建的改进，这可以帮助准确地定位BAO峰。提出了一种“内部校准”方案来确定宇宙学参数的值作为重建过程的一部分，并讨论了打破参数简并的可能性。RSD重建可以提供一种潜在的方法来同时提取宇宙学参数，初始密度场，真实空间星系的位置和大规模的奇特的速度场（真实宇宙），使其成为一种替代标准的微扰方法在星系聚类分析，绕过RSD建模的需要。

2020-07-11astro-ph.CO

原初暗物质聚类的高分辨率宇宙学模拟：长程与分数力

High-resolution cosmological simulations of primordial dark matter clustering under long-range and fractional forces

RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences（理化学研究所交叉理论数学科学中心）

本研究通过高分辨率模拟发现，原初暗物质在长程和分数力作用下形成更密集的暗物质晕，但有效康普顿波长尺度上的标量场波动会改变后续聚类行为。

2025-11-28astro-ph.CO

基于BOSS DR9的各向异性聚类分析的宇宙学约束

Cosmological Constraints from the Anisotropic Clustering Analysis using BOSS DR9

我们对宇宙的观测基本上是各向异性的，来自横向于视线的星系的数据来自同一时代，而来自平行于视线的星系的数据来自不同的时代。此外，星系沿视线的速度改变了它们的红移，产生了红移空间扭曲。我们执行一个完整的二维各向异性分析的星系聚类数据，拟合在一个基本上模型独立的方式的角直径距离D_A，哈勃参数H，和增长率ddelta/dln a没有假设一个暗能量模型。结果证明了与LCDM膨胀和增长的一致性，因此也验证了广义相对论。我们还指出了有效红移z_eff的解释依赖性，以及它对下一代巡天的宇宙学影响。

2013-11-20astro-ph.CO

群聚层析术：通过薄红移壳层中的角群聚测量宇宙学距离

Clustering tomography: measuring cosmological distances through angular clustering in thin redshift shells

我们测试的宇宙学意义的研究星系聚类使用层析成像的方法，通过计算星系两点角相关函数$ω(θ)$在薄的红移壳层使用光谱红移星系调查。这种方法的优点是，它不需要假设一个基准宇宙学，以便将测量的角位置和红移转换为距离，并且它给出了几个（不太精确的）角直径距离$D_\rm{A}(z)$的测量，而不是只有一个（更精确的）有效平均距离$D_\rm{V}(z)$的测量，这导致对宇宙膨胀历史的更好的约束。我们测试我们的模型$ω(θ)$和它的协方差矩阵对一组模拟星系目录，并表明这种技术是能够提取无偏宇宙学约束。同时，在假设由普朗克卫星的宇宙微波背景测量得到的最佳拟合$Λ$ CDM宇宙学的基础上，我们结合普朗克理论，对三个平坦宇宙学模型的最终重子振荡谱学巡天星表进行了预测，并将它们与后实验中各向同性重子声学振荡（BAO）测量的预期结果进行了比较，在同一个星系目录上结合普朗克进行重建。虽然BAO对于约束标准$Λ$ CDM模型的宇宙学参数更准确，但当我们允许暗能量状态方程$w_{DE}$偏离$-1$时，层析成像技术给出了更好的结果，导致在$w_{DE}$的恒定值的情况下与BAO类似的性能，以及在$w_{DE}$的时间依赖值的情况下的适度改善，将$w_0-w_a$平面中的品质因数的值增加到$15\%$。

2014-07-15astro-ph.CO

各向异性有效红移与演化成团振幅

Anisotropic effective redshift and evolving clustering amplitude

一个典型的星系巡天几何学会导致不同间距和视线角度的星系对具有不同的红移分布，从而产生不同的有效红移。然而，聚类测量分析假设的聚类是在一个单一的有效红移的代表。我们调查的影响，在星系对有效红移的大规模集群测量星系巡天的变化。我们发现，星系调查跨越一个大的红移范围有不同的有效红移作为一个函数的对分离和角度。此外，当考虑示踪剂的聚类幅度随红移强烈演变时，这种组合可以导致额外的尺度依赖的聚类各向异性。我们证明了这种影响的大小的eBOSS DR 16类星体样本，并表明，虽然对磁的影响是可以忽略不计的，忽略这种影响可能会导致大规模的倾斜$\sim 4\%$和$\sim40\%$在四极和十六极，分别。我们讨论的策略，以减轻这种影响时，进行测量。

2021-04-14astro-ph.CO

星系成团性中随机性的参数化与层析物质成团性重建

Parameterization of Stochasticity in Galaxy Clustering and Reconstruction of Tomographic Matter Clustering

本文通过参数化星系与物质间的互相关函数系数解决星系成团性中的随机性系统误差，提出高精度二次型方案，并预测其在 DESI 与 CSST 联合层析重建中可实现约 1.5% 精度的 S8 约束。

2024-11-23astro-ph.CO

准确高效的基于Halo的星系聚类建模与仿真

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。

2016-03-02astro-ph.CO

Sloan数字巡天主星系样本中的星系团拓扑：对星系形成模型的检验

Galaxy Clustering Topology in the Sloan Digital Sky Survey Main Galaxy Sample: a Test for Galaxy Formation Models

我们测量的主要星系分布的拓扑结构使用斯隆数字巡天的第七次数据发布，检查星系聚类拓扑结构对星系属性的依赖。观测结果被用来检验星系形成模型。利用$M_r<-20.19$定义的有限体积样本，在$6h^{-1}$ Mpc平滑尺度上测量了$G=378$的振幅亏格曲线，包含所有系统学和宇宙方差的不确定度为4.8%.聚类拓扑结构的平滑长度区间从6到$10 h^{-1}$ Mpc揭示了一个温和的规模依赖的偏移（$Δν$）和空隙丰度（$A_V$）参数的亏格曲线。我们发现大量的偏见在星系团的拓扑结构相对于预测的拓扑结构的物质分布，这与亮度，形态，颜色，和密度场的平滑尺度。相对较亮的星系的分布显示出孤立的星系团和更多的空洞。尽管早（晚）型星系的拓扑结构与红（蓝）型星系相似，但拓扑结构的形态依赖性与颜色依赖性并不相同。特别地，空隙丰度参数$A_V$对形态的依赖性比对颜色的依赖性更强。我们测试五个星系分配方案适用于宇宙学N体模拟的$Λ$ CDM宇宙生成模拟星系：晕星系一对一对应模型，晕占领分布模型，和三个实现的半解析模型（SAM）。没有一个模型再现了所观察到的聚类拓扑的所有方面;偏差从一个模型到另一个模型各不相同，但包括孤立空隙或孤立簇的丰度以及属曲线的振幅和整体移位的统计学显著差异。（节录）

2010-07-23astro-ph.CO

星系成团宇宙学研究的新视角：广义相对论效应

New Perspective on Galaxy Clustering as a Cosmological Probe: General Relativistic Effects

我们提出了一个广义相对论描述的星系团在FLRW宇宙。观测到的星系红移和位置受源星系与观测者之间的物质涨落和重力波的影响，利用观测量构造的体积元与观测星系所占据的物理体积不同。因此，所观察到的星系波动场包含额外的贡献所产生的失真，在可观察到的数量，这些包括张量的贡献，以及众多的标量的贡献。我们推广了线性偏差近似，以规范不变的方式将观测到的星系涨落场与底层物质分布联系起来。我们完整的形式主义对于理论预言的一致性是必不可少的。作为我们的第一个应用，我们计算了大尺度结构的角度自相关及其与CMB温度各向异性的互相关。我们评论的可能性检测原始重力波使用星系团，并讨论我们的形式主义的进一步应用。

2009-10-03astro-ph.CO

星系团测量协方差矩阵的鲁棒性

Robustness of the covariance matrix for galaxy clustering measurements

我们提出了一个依赖于宇宙学参数和星系偏差的星系聚类测量的协方差矩阵估计的鲁棒性的研究。为此，我们已经产生了9000星系模拟目录依赖于EZmocks计算机代码中实现的有效Zel'dovich近似，使用不同的输入宇宙学模型和偏置参数。参考目录也已产生与此代码，使我们的研究不敏感的近似至少在相对定性水平。我们的研究结果表明，协方差矩阵是不敏感的输入功率谱（包括$σ_8$），只要2点和3点星系团的测量与给定的数据。事实上，协方差矩阵在小尺度下（$r\lesssim40 h^{-1}$ Mpc）显示出偏差，当所选的星系偏差参数产生3点统计量时，这与误差条内的参考值不兼容，即使2点统计量在1%内一致。然而，误差在大尺度下变得可忽略，使得协方差矩阵对于仅使用该状态中的测量的数据分析仍然是可靠的（例如，测量重子声学振荡）。高精度的宇宙学参数估计预计协方差矩阵提取的模拟星系目录，准确地考虑到2-和3-点的统计。这与是否使用正确的宇宙学和星系偏差（这不是先验已知的）或两者的任何组合来拟合净观测到的星系聚类无关。

2018-02-13astro-ph.CO

具有角红移起伏的星系光谱巡天的高分辨率层析成像

High resolution tomography for galaxy spectroscopic surveys with angular redshift fluctuations

在下一代分光星系巡天的背景下，目前正在编制关于物质分布的新统计数据。其中，我们研究了角红移涨落（ARF），它探测星系投影红移分布中包含的信息。依靠费舍尔形式主义，我们展示了如何ARF将提供互补的宇宙学信息相比，传统的角星系聚类。我们测试了标准$\mathrm{ΛCDM}$模型和$\mathrm{wCDM}$扩展。我们发现，宇宙学和星系偏置参数表示不同的退化时，从ARF或角星系集群推断。因此，结合这两个观测打破这些简并大大减少边际化的不确定性的一个因素，至少有两个对大多数参数的$\mathrm{ΛCDM}$和$\mathrm{wCDM}$模型。我们发现，ARF结合角星系集群提供了一个很好的方式来探测暗能量的$w_0$ - $w_{\rm a}$参数集的品质因数增加了十倍以上的角星系集群相比。最后，我们比较了ARF和CMB透镜对星系偏置参数的限制。我们表明，联合分析ARF和角星系聚类改善了约束$\sim 40\%$的星系偏置角星系聚类和CMB透镜的联合分析相比。

2021-02-22astro-ph.CO

作为宇宙学成团场论的粘附模型

The adhesion model as a field theory for cosmological clustering

粘附模型在过去已经被提出作为Zel'dovich近似的改进，为宇宙网的形成提供了很好的描述。我们将该模型转换为宇宙学大尺度结构的场论，增加了一个随机力来解释与初始功率谱无关的非常短的高度非线性尺度产生的功率。该随机粘附模型（SAM）的动力学性质类似于著名的Kardar-Parisi-Zhang方程，不同之处在于粘性和噪声谱是时间相关的。选择与生长因子$D$成比例的粘度通过单圈重整化参数限制噪声谱的形式。对于这种选择，SAM场论可重整化为一个回路。我们评论这个模型描述的非线性制度的CDM功率谱和它的效用作为一个相对简单的方法，宇宙学聚类的适用性。

2014-12-15astro-ph.CO

N体模拟中系统不确定性对来自星系团的精确宇宙学的影响：晕模型方法

The impact of systematic uncertainties in N-body simulations on the precision cosmology from galaxy clustering: a halo model approach

暗物质N体模拟提供了一个强有力的工具来模拟星系的聚集，并帮助解释星系红移调查的结果。然而，从N体模拟预测的星系性质并不一定代表观测到的星系种群;例如，理论上的不确定性来自N体模拟中重子的缺失。在这项工作中，我们评估如何在N体模拟的不确定性影响宇宙学参数推断星系红移调查。应用晕模型框架，我们发现星系在模拟红移空间畸变时的速度偏差可能是系统偏差的主要来源。对于像BigBOSS这样的深度、广度调查，目前速度偏差的10%不确定性将k_max限制在0.14 h/Mpc。与此相反，我们发现，相关的密度分布和星系占领统计的不确定性导致相对不显著的系统偏差。因此，从观测和模拟中准确校准速度偏差的能力可能会为可用于从星系团推断宇宙学信息的最小长度尺度设定最终限制。

2013-07-27astro-ph.CO

SDSS-III重子振荡光谱巡天中星系的成团：组态空间成团楔的宇宙学意义

The clustering of galaxies in the completed SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: cosmological implications of the configuration-space clustering wedges

我们探索的宇宙学意义的各向异性聚类测量配置空间的最终星系样本的SDSS-III重子振荡光谱巡天的数据发布12。我们实现了一个新的详细的非线性，星系的偏见和红移空间扭曲的影响，可用于提取公正的宇宙学信息，从我们的测量尺度$s \gtrsim 20\,h^{-1}{\rm Mpc}$的建模。我们将BOSS的星系聚类信息与最新的宇宙微波背景（CMB）观测和Ia型超新星样本相结合，没有发现$Λ$ CDM宇宙学模型偏离的显著证据。特别是，这些数据集可以约束暗能量状态方程参数为$w_{\rm DE}=-0.996\pm0.042$时，假设时间无关，宇宙的曲率为$Ω_{k}=-0.0007\pm 0.0030$和中微子质量的总和为$\sum m_ν < 0.25\,{\rm eV}$在95% CL。我们探讨了$f(z)=Ω_{\rm m}(z)^γ$假设下宇宙结构增长率的约束条件，得到了$γ= 0.609\pm 0.079$，与广义相对论的$γ=0.55$预言符合得很好.我们压缩的信息，我们的聚类测量到约束的参数组合$D_{\rm V}(z)/r_{\rm d}$，$F_{\rm AP}(z)$和$fσ_8(z)$的有效红移的$z=0.38$，$0.51$和$0.61$与各自的协方差矩阵，并找到很好的协议与这些参数的预测从最佳拟合$Λ$ CDM模型从普朗克卫星的CMB数据。本文是分析BOSS最终…

2016-07-11astro-ph.CO

在宇宙学模拟中模拟颜色相关的星系团

Modeling color-dependent galaxy clustering in cosmological simulations

我们扩展的subhalo丰度匹配方法分配星系颜色的subhalos。我们把一个亮度分级的次晕样本分成两组，根据次晕的性质，推测它与星系的颜色有关。这两个子样本代表红色和蓝色星系群。我们探讨了两个模型的次级属性，即subhalo组装时间和当地的暗物质密度周围的每个subhalo。星系两点关联函数的模型预测进行了比较，从斯隆数字巡天的最新结果。我们发现，所观察到的星系团的颜色依赖性可以很好地再现我们的方法应用于宇宙学N体模拟没有重子过程。然后，我们比较模型预测的颜色依赖的星系质量交叉关联函数与引力透镜观测的结果。通过比较，我们可以区分不同的模型，也可以讨论应该使用什么样的subhalo属性来准确地为subhalo分配颜色。我们表明，扩展的丰度匹配方法使用本地暗物质密度作为颜色代理提供了一个准确的描述在本地宇宙中的星系种群。我们还研究了散射对局域暗物质密度-颜色关系的影响。引入散射改善协议，我们的模型预测与观察到的红色和蓝色星系集群，需要解释观察到的关联函数在更精细的颜色箱。最后，我们研究了星系团和星系团大小的晕中的红星系分数分布，发现红星系分数分布对我们的模型参数有较强的依赖性。我们认为，红色部分配置文件可以是一个重要的观测线索，除了星系团和星系-星系透镜，探索星系（子）晕连接。

2013-09-15astro-ph.CO

星系是如何被赋予晕的？在SDSS星系团中寻找集合偏差

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。

2018-11-18astro-ph.CO

在LambdaCDM和更远星系团中的透镜会聚

Lensing convergence in galaxy clustering in LambdaCDM and beyond

我们研究忽略透镜放大率的影响，在未来的星系调查星系聚类分析，考虑的LambdaCDM模型和两个扩展：大质量中微子和修改的广义相对论。我们的研究集中在约束和宇宙学参数的估计上的偏差。我们进行了全面的调查，这两个影响即将到来的光度和光谱星系调查欧几里得和SKA不同的红移分仓配置。我们还提供了SKA放大偏差的拟合公式。我们的研究结果表明，存在于透镜贡献的信息确实改善了对修改后的重力参数的约束，而透镜约束功率对于LambdaCDM参数是可以忽略的。对于光度测量，如果不考虑透镜效应，则所有参数的估计都有偏差。这种影响对于修正的重力参数尤其显著。相反，对于光谱勘测，所有参数的偏差都低于一个西格玛。我们的研究结果表明，包括透镜在星系聚类分析测试广义相对论的重要性，并限制描述其修改的参数。

2017-11-20astro-ph.CO

弱透镜和星系团对宇宙学和测光红移偏差的同时约束

Simultaneous Constraints on Cosmology and Photometric Redshift Bias from Weak Lensing and Galaxy Clustering

我们调查预期的宇宙学约束的弱透镜和大规模星系团的组合，使用现实的红移分布。在弱透镜红移分布（红移为0.05）中引入系统偏差会在恢复的物质功率谱振幅和暗能量状态方程中产生$>2σ$偏差，用于初步的第三阶段调查。我们证明，如果我们假设星系团样本的高质量红移信息，则可以通过边缘化假设的弱透镜红移分布中的未知偏差来在很大程度上消除这些宇宙学误差。此外，宇宙学的约束力大部分保留，尽管删除了许多关于弱透镜红移分布偏差的信息。我们表明，这来自宇宙剪切和星系团之间的相互关联剪切和星系数密度的组合互补简并方向。最后，我们研究如何执行自校准时，假设的分布不同于真实分布的一个简单的均匀偏置。我们发现，这种自校准方法的有效性将取决于一个给定的实验的细节和性质的不确定性估计的红移分布。

2016-07-26astro-ph.CO

使用PDF红移信息进行光度测量的星系聚集

Galaxy clustering with photometric surveys using PDF redshift information

测光巡天可以绘制出大面积的星系分布图，但其红移信息的准确性不如光谱方法。现代光度学红移（photo-z）算法使用星系的星等或颜色，通过多波段成像获得，以产生地图中每个星系的概率密度函数（PDF）。我们使用模拟数据来研究使用不同的photo-z估计分配星系的红移箱的效果，以比较它们对角聚类和星系偏差测量的影响。我们发现，如果我们使用整个PDF，而不是单点（均值或众数）估计，偏差较小，特别是当使用窄红移箱时。当红移面元宽度为$Δz=0.1$时，整个PDF的使用将典型的测量偏差从使用单点估计时的5%降低到3%。

2016-06-13astro-ph.CO

莱曼α辐射源的辐射转移模拟。II。星系成团中的新效应

Radiative Transfer Modeling of Lyman Alpha Emitters. II. New Effects in Galaxy Clustering

利用全Lya辐射转移计算，在宇宙学再电离模拟中研究了z~5.7的Lyman α发射体（LAEs）的成团特性. Lya辐射转移实质上修改了固有的Lya发射特性，与观察到的相比，取决于Lya发射星系周围的密度和速度结构环境。这种环境依赖的Lya选择在LAE聚类中引入了新的功能，抑制（增强）视线（横向）密度波动，并引起尺度依赖的星系偏差。在实空间中，三维两点关联函数的LAEs的轮廓出现显着拉长沿视线上的大尺度，效果是相反的，比线性红移空间失真效果强得多。投影的两点关联函数的幅度大大增强了几倍，相比的情况下，没有环境依赖的选择效果。LAE聚类中的新特征可以用一个简单的物理模型来理解，其中Lya选择取决于物质密度，速度及其梯度。我们讨论的影响和后果的星系聚类Lya选择在解释聚类测量和约束宇宙学和再电离LAEs。

2010-12-15astro-ph.CO

星系团的宇宙学信息总量：一种分析方法

On the total cosmological information in galaxy clustering: an analytical approach

在结构形成的线性区域之外，编码在星系团中的宇宙学信息的一部分变得无法用通常的功率谱来描述。最近引入了“足够的统计”A*，以重新获得丢失的，并最终提取所有的宇宙学信息。我们提出了解析近似的A* 和传统的功率谱，以及它们的协方差矩阵，以分析计算其宇宙学信息含量的背景下，Fisher信息理论。我们的方法允许精确的定量比较的技术与彼此和数据中的总信息，并提供了足够的统计数据的见解。特别是，我们发现，虽然A* 功率谱具有类似的形状，通常的星系功率谱，其振幅强烈调制的小尺度统计。这种效应主要是由于A* 功率谱能够重新捕获通常功率谱丢失的信息。我们使用我们的框架来预测最好的可实现的宇宙学约束作为其星系密度的函数的投影调查，并比较两个功率谱的信息内容。我们发现，充分的统计提取所有的宇宙学信息，导致约2倍的增益在低红移密集投影的调查。预测调查有效量的增加与以前的数字计算是一致的。

2015-03-17astro-ph.CO

用SDSS DR7研究星系-星系透镜和星系成团的宇宙学参数约束

Cosmological parameter constraints from galaxy-galaxy lensing and galaxy clustering with the SDSS DR7

最近的研究表明，星系和暗物质之间的互相关系数在星系晕的几维里半径之外的尺度上非常接近于1，与星系如何填充暗物质晕的细节无关。这一发现使得从星系-星系弱透镜和星系团的测量中确定暗物质团成为可能。我们提出了新的宇宙学参数约束的基础上，从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）的光谱星系样本的大规模测量。我们推广了Baldauf等人的方法。（2010）去除小尺度信息（分别低于2和4 Mpc/h的透镜和聚类测量），其中互相关系数不同于1。我们得出的限制，覆盖7131平方米的三个星系样本。度，包含69150、62150和35088个星系，平均红移分别为0.11、0.28和0.40。我们清楚地检测到更明亮的星系样本的尺度依赖的星系偏差，在与理论预期一致的水平。当我们在一个平坦的LCDM模型中改变σ_8和Ω_m（并边缘化非线性星系偏差）时，最佳约束量是σ_8（Ω_m/0.25）^{0.57}=0.80 +/- 0.05（1-sigma，stat. + sys.），其中，统计误差和系统误差具有可比的贡献，并且我们固定n_s=0.96和h=0.7。这些对物质聚类的强约束表明，这种方法与当前数据中的宇宙剪切具有竞争力，同时具有非常互补性，并且在某些方面不那么严重的系统性。因此，我们期望这种方法将在未来的弱透镜调查中发挥突出作用。当我们把这些数据与WMAP 7 CMB数据结合起来时，对σ_8，Ω_…

2013-03-10astro-ph.CO

从BOSS星系联合分析小尺度星系聚类和星系-星系透镜效应

Joint analysis of small-scale galaxy clustering and galaxy--galaxy lensing from BOSS galaxies

Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Waterloo Center for Astrophysics（滑铁卢天体物理学中心）；New York University（纽约大学）；Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）

利用BOSS星系的聚类和透镜效应联合分析，改进了对宇宙学参数S₈和fσ₈的约束，并发现与Planck观测结果存在张力。

2026-01-19astro-ph.CO

Mira-Titan宇宙中的星系聚类 I：用于红移空间星系相关函数和星系-星系引力透镜的模拟器

Galaxy Clustering in the Mira-Titan Universe I: Emulators for the redshift space galaxy correlation function and galaxy-galaxy lensing

本文基于111个Mira-Titan N体模拟和HOD建模，构建涵盖八参数宇宙学的星系聚类与引力透镜模拟器，并验证其可从CMASS类样本获得无偏且精确的宇宙学约束。

2023-06-06astro-ph.CO

基于扩展子晕丰度匹配的宇宙学约束：通过星系聚类和星系-星系透镜效应

Cosmological constraints from galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with extended SubHalo Abundance Matching

Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Facultad de Física. Universidad de Sevilla. Multidisciplinary Unit for Energy Science（塞维利亚大学物理学院能源科学多学科单元）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯科，巴斯克科学基金会）；Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学与技术研究院）；Ruhr University Bochum, Faculty of Physics and Astronomy, Astronomical Institute (AIRUB), German Centre for Cosmological Lensing（波鸿鲁尔大学物理与天文学学院天文研究所（AIRUB），德国宇宙学透镜研究中心）

本文通过联合分析星系聚类和星系-星系透镜效应，利用扩展子晕丰度匹配方法，获得宇宙学参数S8的约束，并验证了方法的有效性。

2026-03-26astro-ph.CO

在星系-星系透镜和星系团中利用非线性尺度：对暗能量调查的预测

Exploiting Non-linear Scales in Galaxy-Galaxy Lensing and Galaxy Clustering: A Forecast for the Dark Energy Survey

星系-星系透镜效应（GGL）和星系成团效应的结合是研究低红移物质成团的有力工具，特别是当它扩展到非线性区域时。为此，我们扩展了arxiv：1907.06293的N-体和晕占据分布（HOD）模拟器方法，以模拟暗能量调查（DES）中颜色选择的被动星系的redMaGiC样本，添加描述中央星系不完整性，星系组装偏差和尺度无关的乘法透镜偏差$A_{lens}$的参数。我们使用这个模拟器来预测宇宙学约束可从GGL表面密度轮廓$ΔΣ(r_p)$和投影星系相关函数$w_{p,gg}(r_p)$在最终（6年）DES数据集尺度$r_p=0.3-30h^{-1}$ Mpc。对于$A_{lens}$上的$3\%$先验，我们预测$1.9\%$、$2.0\%$和$1.9\%$在$Ω_m$、$σ_8$和$S_8 \equiv σ_8Ω_m^{0.5}$上的精度，在所有晕占据分布（HOD）参数以及$A_{lens}$和对$ΔΣ$的点质量贡献上被边缘化。相对于大比例尺（$3.0-30.0h^{-1}$ Mpc）分析，添加比例尺$r_p=0.3-3h^{-1}$ Mpc可将$S_8$精度提高一个系数$\sim1.6$，相当于将测量区域增加一个系数${\sim}2.6$。在$1\%$之前锐化$A_{lens}$可将$S_8$精度进一步提高$1.7$（到$1.1\%$）的因子，并放大包含非线性比例的增益。我们的仿真器实现…

2021-07-13astro-ph.CO

大质量中微子存在下星系成团的宇宙学约束

Cosmological constraints from galaxy clustering in the presence of massive neutrinos

聚类比定义为平滑后的过密度场的关联函数与方差之比。在不考虑大质量中微子的LCDM宇宙学中，它已经被证明在一系列线性尺度上与偏压和红移空间扭曲无关。因此，它允许直接比较测量（来自红移空间中的星系）和预测（对于真实空间中的物质）。在本文中，我们首先扩展的适用性，包括大规模中微子的宇宙学，通过对模拟数据进行测试的聚类比等属性。然后，我们调查的约束权力的集群比宇宙学参数，如总中微子质量和状态方程的暗能量是自由的。我们分析的联合后验分布的参数，必须满足，在同一时间，在SDSS DR 12中的星系聚类比的测量，和角功率谱的温度和偏振各向异性的CMB测量的普朗克卫星。我们发现，集群比是非常敏感的CDM密度参数，但不是很大，所以总中微子质量。最后，我们预测的约束力的聚类比将实现与即将到来的调查，预测其误差的幅度在欧几里德星系调查。在这种情况下，我们发现，预计将改善约束在95%的水平上的CDM密度的40%和总中微子质量的14%。

2017-12-07astro-ph.CO

Nancy Grace Roman空间望远镜模拟H $α$星系红移巡天中的星系团

Clustering in the Simulated H$α$ Galaxy Redshift Survey from Nancy Grace Roman Space Telescope

我们提出了一个现实的2000度$^{2}$ H $α$星系模拟目录与$1<z<2$的南希格雷斯罗马空间望远镜星系红移调查，高纬度光谱调查（HLSS），创建使用Galacticus，半解析星系形成模型，和高分辨率宇宙学N体模拟。星系成团可以通过测量重子声学振荡（BAO）和红移空间畸变（RSD）来探测暗能量和检验引力。使用我们的现实模拟的模拟罗马HLSS数据，协方差矩阵计算使用EZmock创建的一个大的近似模拟集，我们调查的预期精度和准确度的BAO和RSD测量使用相同的分析技术用于分析真实数据。我们发现，在四个红移区间中，仅Roman H $α$星系巡天就可以测量角直径距离，其不确定度为2%，哈勃参数的不确定度为3- 6%，线性增长参数的不确定度为7%.我们现实的预测说明了罗马星系巡天在探测暗能量的性质和测试引力方面的力量。

2020-08-22astro-ph.CO

用CSST星系团光谱巡天约束Brans-Dicke宇宙学

Constraining Brans-Dicke cosmology with the CSST galaxy clustering spectroscopic survey

布兰斯-迪克（BD）理论是最简单的引力量-张量理论，可以被认为是修正的爱因斯坦广义相对论的候选理论。在这项工作中，我们预测了在CSST星系团光谱巡天中，对于点源5 $σ$探测，用星等极限$\sim 23$ AB等对BD理论的限制。我们生成模拟数据的基础上的zCOSMOS目录，并考虑CSST光谱调查的观测和仪器的影响。我们预测了BD理论中星系的功率谱从$z=0$到1.5，并包括了星系的偏置和其他系统参数。马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术是用来找到宇宙学和系统参数的最佳拟合和概率分布。引入了满足$ζ=\ln \left(1+\frac{1}ω\right)$的Brans-Dicke参数$ζ$。我们发现CSST分光星系团巡天在假设$ζ= 0$的情况下，可以给出$|ζ|<10^{-2}$，或等价的$|ω|>\mathcal{O}(10^2)$和$|\dot{G}/G|<10^{-13}$。这些约束条件与当前宇宙微波背景辐射（CMB）、重子声振荡（BAO）和Ia型超新星（SN Ia）数据的联合约束条件几乎处于同一数量级，表明CSST星系团光谱巡天将有力地约束BD理论和其他修正的引力理论。

2022-04-04astro-ph.CO

为测光星系巡天建模中微子诱导的尺度依赖星系成团

Modeling Neutrino-Induced Scale-Dependent Galaxy Clustering for Photometric Galaxy Surveys

本文提出中微子诱导的尺度依赖偏置（NISDB）的高效近似方法，通过模拟分析 DESY3 和 LSSTY1 合成数据，发现忽略该效应和中微子质量模型设定错误会导致宇宙学参数偏差，并提出了缓解策略。

2023-11-20astro-ph.CO

从DESI DR2看银河多重聚类

Galaxy-Multiplet Clustering from DESI DR2

Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University College London（伦敦大学学院）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Toronto（多伦多大学）

利用DESI DR2数据，研究银河多重聚类，发现其聚类偏差更强，揭示HOD模型不足，通过引入二次偏差提升模型一致性。

2025-11-19astro-ph.CO

联合星系团中的Minkowski泛函与弱透镜分析

Minkowski Functionals in Joint Galaxy Clustering & Weak Lensing Analyses

我们研究了包含在弱透镜闵可夫斯基功能（MF）分析DES和LSST模拟约束宇宙学参数的聚类地图。透镜和聚类数据的标准3x 2 pt方法使用两点相关性作为其主要统计量; MF，描述物质场形状的形态统计量，为非高斯场提供额外信息。以前的分析已经研究了透镜收敛映射的MF，在这个项目中，我们将探索它们同时应用于聚类映射。我们采用一个简化的线性星系偏差模型，并使用对数正态弯曲的天空测量和蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）采样过程的参数推断，我们发现，MF不产生任何信息的$Ω_{\rm m}$ - $σ_8$平面还没有产生的3 × 2 pt分析。然而，我们期望当考虑到非线性重子和其他小尺度效应时，MF应该提高约束能力。与3x 2 pt分析一样，我们发现将聚类数据添加到仅MF和MF $+C_\ell$剪切测量时对约束有显著改善，并强烈建议将来从收敛和聚类图测量高阶统计量。

2022-08-22astro-ph.CO

是什么决定了大尺度星系团：晕质量还是局部密度？

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。

2016-09-15astro-ph.CO

用成对和固定宇宙学模拟抑制宇宙方差：暗物质成簇统计的平均性质和协方差

Suppressing cosmic variance with paired-and-fixed cosmological simulations: average properties and covariances of dark matter clustering statistics

从观测到的星系聚类中进行宇宙学推断需要对平均聚类统计量及其协方差进行准确的预测。这些都受到宇宙方差的影响--由于谐波数量有限而产生的统计噪声。宇宙方差可以通过固定谐波的振幅来抑制，而不是从暴胀模型预测的高斯分布中提取它们。初始实现也可以与180度翻转相位成对生成，以进一步减少方差。在这里，我们比较了使用配对和固定与高斯初始条件的平均暗物质聚类和协方差矩阵预测N体模拟的后果。在以前的研究中，我们发现配对和固定和高斯模拟的平均密度分布函数，功率谱和双谱之间没有可测量的差异。然而，从配对和固定的模拟的协方差被抑制在一个复杂的规模和红移依赖的方式。这种情况在重子声学振荡的尺度上尤其成问题，其中功率谱的协方差矩阵与高斯实现相比仅低20%，这意味着宇宙方差没有太大的减少。非平凡的抑制，结合配对和固定的协方差比高斯模拟的噪声更大的事实，表明没有从配对和固定的模拟获得准确的协方差矩阵的路径。由于协方差是至关重要的观测估计的星系团统计和宇宙学参数，配对和固定的模拟，虽然有用的一些应用程序，不能用于生产模拟星系目录。

2019-03-20astro-ph.CO

线性和非线性引力下宇宙学中微子团簇的有效计算

Efficient calculation of cosmological neutrino clustering with both linear and non-linear gravity

我们详细研究了如何中微子微扰可以遵循线性理论，只使用条款高达$l=2$的玻尔兹曼层次。我们提供了一个新的近似的三阶矩，并证明中微子功率谱可以计算到一个精度优于$\sim$ 5%的质量高达$\sim$ 1 eV。物质和CMB功率谱可以更精确地计算，并且通常至少比现有近似值好几个因子。然后，我们继续研究如何中微子功率谱可以可靠地计算，即使在存在非线性的引力集群使用完整的非线性引力势来自半解析方法的基础上$N$体模拟的玻尔兹曼演化层次。我们的结果与来自$N$体模拟的结果非常吻合。

2015-10-10astro-ph.CO