The Millennium Galaxy Catalogue: Exploring the Color-Concentration Bimodality via Bulge-Disc Decomposition
我们研究了星系在光度函数亮端（M（B）- 5 log h <-18 mag）的色浓双峰性与星系的膨胀盘性质的关系。通过GIM 2D的2D表面亮度剖面模拟，我们将千年星系表中的星系群细分为单组分和双组分系统。我们发现单组分（椭圆和盘状）系统定义了星系色浓度分布的两个峰值（总恒星质量密度分别为0.7 +/- 0.1和1.3 +/- 0.1 x 10^8 h Msol Mpc^-3），而双组分系统对桥接星族和红色都有贡献，集中峰（恒星总质量密度分别为1.1 +/- 0.1和1.8 +/- 0.2 x 10^8 h Msun Mpc^-3）。此外，发光的、“无凸起的红色圆盘”和“无凸起的蓝色圆盘”（蓝色椭圆）是非常罕见的（体积密度分别为1.7 +/- 0.3和1.1 \pm 0.1 x 10^-4 h^3 Mpc^-3）。最后，在双组分群体中，我们证实了先前报道的凸起和椎间盘颜色之间的相关性（平均偏移仅<（u-r）_bulge-（u-r）_disc> = 0.22 +/- 0.02 mag）。
2009-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellites around massive galaxies since z$\sim$2: confronting the Millennium simulation with observations
小合并被假定为最有可能的演化路径，以产生在z $\sim$ 2以来的大质量星系中观察到的大小和质量的增加。在这封信中，我们直接测试这一假设，比较宇宙学模拟中大质量星系周围卫星的数量与观测结果。我们使用国家的最先进的，可用的，千禧年I和II模拟和相关的半分析星系目录，探索时间演化的大规模星系的卫星，卫星的数量，每个星系，卫星位于从宿主星系的投影距离，以及宿主星系和它们的卫星之间的质量比的部分。这里考虑的三个虚拟星系目录，过度生产的卫星星系的比例由一个因素范围在1.5和6之间，取决于时代，而平均投影距离和卫星质量比主机质量更接近数据。半分析样本中较大的卫星拉力可能表明，在以前的流体动力学模拟中发现的尺寸演变是由于与真实宇宙相比有更多的卫星坠落而造成的。这些结果建议修改的物理成分实施的半分析模型，以调和观测和计算的星系与卫星的分数，并最终，它会留下一些空间，以其他机制解释星系大小的增长无关的小合并。
2012-05-16 astro-ph.CO
The Millennium Run Observatory: First Light
星系演化的模拟旨在捕捉我们目前的理解，并通过未来的实验进行预测。模拟和观测经常以间接的方式进行比较：从数据中估计物理量，并与模型进行比较。然而，许多应用程序可以受益于更直接的方法，其中观察过程也是模拟的，并且从观察者的角度完全看到模型。为了促进这一点，我们已经开发了千年运行天文台（MROBs），一个理论上的虚拟天文台，使用虚拟望远镜“观察”半解析星系形成模型的基础上，一套千年运行暗物质模拟。MROBs产生的数据可以使用为实际观测开发的标准软件包进行处理和分析。目前，我们在40个滤波器，从休息帧紫外到红外两个恒星星族合成模型，三个不同的IGM吸收模型，和两个宇宙学（WMAP 1/7）的图像。可以使用主要的地面和空间望远镜模型“观测”大量模拟光锥的星系分布。这些数据包括与星系结构特性相关的光锥目录、观测前模型图像、模拟望远镜图像和源提取器产品，这些都可以追溯到更高级别的暗物质、半解析星系和千禧年数据库中的光锥目录。在这里，我们描述了我们的方法，并宣布第一次公开发布的模拟调查（例如，SDSS、CFHT-LS、GOODS、GOODS/ERS、CANDELS和HUDF）。MRObs浏览器是一种在线工具，进一步促进了对模拟数据的探索。我们通过一些示例应用程序（星系数计数CANDELS，集群，形态和辍学选择）证明了直接方法的好处。
2012-09-28 astro-ph.CO
Genus statistics using the Delaunay tessellation field estimation method: (I) tests with the Millennium Simulation and the SDSS DR7
我们研究宇宙大尺度结构的拓扑结构，通过属统计，使用银河星表产生的千年模拟和观测数据，从最新的斯隆数字巡天数据发布（SDSS DR 7）。本文介绍了一种构造星系密度场和测量其等密度面亏格统计量的新方法。它是基于Delaunay曲面细分场估计（DTFE）技术，允许分段连续密度场的定义和精确计算其多边形等密度轮廓的拓扑结构，而不引入任何自由的数值参数。除了这种新的方法，我们还采用了传统的方法，平滑的星系分布与高斯的固定宽度，或自适应平滑的内核，包围了一个常数数量的相邻星系。我们的研究结果表明，基于Delaunay的方法提取的拓扑信息量最大。与传统的属统计方法不同，它能够区分不同的理论星系表分析在这里，无论是在真实空间和红移空间，即使它们是基于相同的基础模拟模型。特别是，DTFE方法检测与高置信度的半分析模型之一，在这里研究的SDSS数据相比，差异，而其他模型被发现是一致的。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Host galaxies of long gamma-ray bursts in the Millennium Simulation
在这项工作中，我们研究了长伽马射线暴（LGRB）的宿主星系的性质使用的星系目录构建的千禧年模拟。我们开发了一个LGRB合成模型的基础上的假设，这些事件起源于大质量恒星的生命结束后的Bracksar模型，包括对祖星的金属丰度的约束的可能性。设计了一个完整的可观测性管道，用于计算一个星系被观测识别为LGRB宿主的概率估计。这个新的工具使我们能够建立一个可观测的主机星系目录，这是需要重现当前的恒星质量分布的观察主机。这个可观测性管道预测，祖星的最小质量应该是~75太阳质量，以便能够重现BATSE观测。在我们的观测目录中的系统能够再现观测到的宿主星系的性质，即恒星质量，颜色，光度，恒星形成活动和金属丰度作为红移的函数。在z>2时，我们的模型预测可观测的宿主星系将与全球星系群非常相似。我们发现，在平均气体金属丰度低于0.6太阳质量的可观测宿主星系中，约有88%的恒星质量在10^8.5-10^10.3太阳质量之间，与观测结果非常吻合。有趣的是，在我们的模型中，可观测的宿主星系主要保持在这个质量范围内，而不管红移如何，因为较低的恒星质量系统被观测到的概率较低，而质量较大的系统则金属含量太高。可观测的宿主星系被预测优先居住在10^11-10^11.5太阳质量范围内的暗物质晕中，对红移的依赖性很弱。
2010-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fully non-linear simulations of galaxy intrinsic alignments for weak lensing with the MillenniumTNG lightcone
本文基于MillenniumTNG模拟构建完整弱透镜星系目录，通过前向模型量化固有取向对剪切统计的影响，发现其可显著修正功率谱、PDF及峰值计数，强调精确建模IA对第四代巡天宇宙学的必要性。
2025-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Satellite Halos with Weak Gravitational Lensing
我们证明了利用弱引力透镜探测星系群内暗物质暗晕潮汐剥离的可能性。我们已经对千禧年模拟中的星系目录进行了光线跟踪模拟，以生成模拟形状的目录。射线追迹星表假设星系和星系团的晕模型，使用星系晕和星系团晕之间不同质量分布的各种模型来模拟星系团演化的不同阶段。利用这些模拟星表，我们预测了将在星系群和卫星星系周围检测到的透镜信号，并测试了两种不同的方法来分离卫星的透镜信号。一个关键的挑战是确定群体中心的准确性。我们表明，通过目前和正在进行的调查，有可能在质量为10^12- 10^15 Msun的群体中检测到剥离。
2012-11-06 astro-ph.CO
A derivation of masses and total luminosities of galaxy groups and clusters in the maxBCG catalogue
我们报告的多波段分析的质量和光度的$\sim$ 600星系群和集群中确定的maxBCG目录的结果。这些数据旨在为今后研究星系群和星系团中“$m_{12}$间隙”的形成奠定基础。我们利用SDSS光谱和$g$、$r$和$i$波段光度计估算星系群/星系团的维里半径、质量和总光度。为了建立我们的结果的鲁棒性，我们将它们与文献研究进行比较，利用各种质量测定技术（动态，X射线，弱透镜）和总光度估计的$B$，$r$，$i$，和$K$波段。我们还比较了我们的结果来自千年模拟的预测。我们发现，一旦选择效应得到适当的解释，我们的结果和文献之间存在着极好的一致性，除了一个单一的观察性研究。我们还发现，千年模拟做了很好的预测我们的选择标准的影响。我们的研究结果表明，在质量范围$\sim10^{13}-10^{15}$ M $_{\odot}$，在这个和许多其他文献研究中检测到的质量的质量-光度标度关系的斜率的变化部分是选择效应的结果。我们表明，这可能会产生严重的后果，试图确定星系群和星系团的质光比如何随质量而变化。
2015-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Compact Groups of Galaxies selected by stellar mass: The 2MASS Compact Group Catalogue
我们提出了一个测光表的致密星系群（p2 MCG）自动提取的2 MASS扩展源目录。根据Hickson（1982）的标准，共鉴定出262个p2 MCG，其中230个通过目视检查。这些群中只有1/4是以前已知的紧群（CG）。在144个所有星系都有已知红移的p2 MCG中，有85个有4个或更多的一致星系。这v2 MCG速度过滤的p2 MCG样本构成了迄今为止最大的CG编目样本，具有明确的选择标准和速度过滤，并且是第一个由恒星质量选择的CG样本。我们比较了78个速度<v>大于3000 km/s的v2 MCG的特性与其他CG样本的特性，以及从Guo等人（2011）的半分析模型中提取的mvCG。在这个mvCG样本中，2/3的组在物理上是密集的。在6000 km/s范围内，v2 MCG的空间密度是Hickson样本的4倍，但仍然比mvCG小40%。v2 MCG是第一个显示出巨大星等差距的统计学显著迹象（根据Tvee-Richstone统计）和位于中心的第一级星系的群目录，两者都与mvCG的预测一致。由于它的自动选择与流行的希克森标准，它的大小，它的恒星质量的选择，和它的合并和位于中心的最亮的星系的统计标志，v2 MCG目录似乎是首选的实验室来研究紧凑的群体的4个或更多的星系的可比光度。[摘要]
2012-07-09 astro-ph.CO
An exploration of galaxy-galaxy lensing and galaxy clustering in the Millennium-XXL simulation
星系-星系透镜效应和星系团数据的结合有可能同时约束宇宙学和星系形成模型。在本文中，我们进行了全面的探索，这些信号及其协方差通过分析和数值方法相结合。首先，我们推导出了投影星系关联函数和叠加切向剪切轮廓及其各自的协方差的解析表达式，其中包括高斯和离散噪声项。其次，我们测量这些量从模拟星系目录获得的千禧XXL模拟和半解析模型的星系形成。我们发现，在大尺度上（R>10 Mpc/h），星系的偏差是大致线性和确定性的。在较小的尺度上（R<5 Mpc/h），偏差是尺度和光度的复杂函数，由不同的空间分布和卫星星系的丰度决定，当应用不同的星等削减时，以及由宿主晕对星等的质量依赖性决定。我们的理论模型的协方差提供了一个相当好的描述测量的小规模和大规模。然而，在中间尺度（1<R<10 Mpc/h）上，预测误差小2-3倍，这表明需要在协方差中包含高阶非高斯项以进一步改进。重要的是，我们的理论和数值方法表明，星系星系透镜和集群信号有一个非零的互协方差矩阵与显着的bin到bin的相关性。未来的调查，旨在结合这些探头必须考虑到这一点，以获得公正和现实的限制。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The importance of the local density in shaping the galaxy stellar mass functions
利用四个不同的调查-帕多瓦千年星系和集团目录（PM2 GC），宽场近星系团调查（WINGS），IMACS集群建设调查（ICBS）和ESO遥远的集群调查（EDisCS）的能力-我们分析了星系恒星质量分布作为质量有限样本中局部密度的函数，从低（z>0.04）到高（z<0.8）红移。我们发现，在所有的红移和在所有的环境中，局部密度在塑造质量分布的作用。在磁场中，它在质量极限以上的任何质量下调节质量函数的形状。在星系团中，它似乎只在低质量时才重要（WINGS中log M_ast/M_sun <10.1，EDisCS中log M_ast/M_sun < 10.4），否则它似乎不影响质量分布。将我们的结果与Calvi等人和Vulcani等人的结果放在一起，我们认为，至少在$z\leq 0.8$局部密度在确定星系恒星质量分布方面比全球环境更重要，这表明星系性质并不依赖于晕质量，但确实依赖于局部尺度过程。
2011-11-03 astro-ph.CO
The matter distribution in the local Universe as derived from galaxy groups in SDSS DR12 and 2MRS
上下文朋友圈算法是在大型巡天数据中检测星系群和星系团的常用工具。为了尽可能精确，必须使用模拟目录仔细校准。目的。我们使用最新的可用数据创建一个准确和强大的描述在本地宇宙中的物质分布。这将为计划作为这项工作后续行动的具体宇宙学测试提供投入，并将有助于一般的河外和宇宙学研究。方法.我们创建了一套星系群目录的基础上2 MRS和SDSS DR 12星系样本使用朋友的朋友为基础的组查找算法。该算法经过仔细校准和优化的一套新的广角模拟目录从千年的模拟，以提供准确的总质量估计的星系群考虑到相关的观测偏差在2 MRS和SDSS。结果我们提供了四个不同的星表：（i）一个基于2 MRS的星表，（ii）一个基于SDSS DR 12的星表，它的红移达到z = 0.11，并对70%的星系进行了质量估计，（iii）一个提供了SDSS星表中所有椭圆星系群的额外基本面距离的星表;（iv）结合我们的2 MRS和SDSS星表，编制一份本机宇宙质量分布的星表。结论.虽然受到特定宇宙学测试的激励，但我们制作的四个目录中有三个非常适合作为各种河外和宇宙学科学案例的参考数据库。我们的目录SDSS组的基本平面距离提供了进一步的附加值，本文。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MillenniumTNG Project: The large-scale clustering of galaxies
本研究依托MillenniumTNG项目的大体积流体动力学模拟，验证了其对星系成团性的还原能力，分析了不同星系类型的尺度依赖偏置，并证实模拟中存在真实的重子声学振荡与红移空间畸变特征。
2023-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VIMOS VLT Deep Survey: the group catalogue
[摘要]我们提出了一个均匀的和完整的目录中确定的光学集团在纯粹的通量限制（17.5<=I<=24.0）VIMOS-VLT深调查（VVDS）。我们使用从MILLENNIUM模拟中提取的模拟目录，以纠正可能影响整体分布以及所识别系统的个体属性的潜在系统学。模拟样本使我们能够预测的数量和属性的群体，可以潜在地发现在一个调查与VVDS样的选择功能。我们用它们来纠正预期的不完整性，并评估如何以及星系红移跟踪视线的速度分散的基础质量过密度。特别是，我们训练这些模拟目录采用组发现技术（沃罗诺伊-德劳内方法，VDM）。其目标是微调其自由参数，以稳健和无偏的方式恢复群的红移和速度色散分布，并最大限度地提高群目录的完整性（C）和纯度（P）。我们确定了318个VVDS群，其中至少有2个成员在0.2 ≤ z ≤ 1.0范围内，其中144（/30）个至少有3（/5）个成员。样本总体C=60%，P= 50%。如果我们使用最大化P（75%）的参数集运行算法，则至少有3个成员的近45%的组仍然可以恢复。我们利用群样本研究了蓝星系（U-B<=1）在0.2 ≤ z ≤ 1范围内fb的红移演化。我们发现，无论星系所处的环境如何，星系群中的f_b都明显低于星系系综中的f_b。这些量随着红移而增加，在组中f_b表现出略微显著的陡峭增加。我们还证实，在任何探索的红移，f_b减少，增加集团丰富度，我们向更暗的亮度扩展的幅度范围…
2010-05-03 astro-ph.CO
Numerical resolution limits on subhalo abundance matching
次晕丰度匹配（SHAM）将星系插入暗物质中，只模拟宇宙结构的生长，对星系形成的假设最少。一个星系被放置在每个不同的自约束子晕的潜在最小值处，其光度是子晕早期历史上达到的最大质量（或圆速度）的单调递增函数。星系和暗晕的性质是由匹配模型和观测光度函数联系起来的。然后，模拟的结构可以与观测进行详细的比较，例如，通过星系相关统计，群目录或星系-星系透镜。只有在不受模拟数值限制影响的尺度上，才能从这种比较中得出可靠的天体物理学结论。在这里，我们比较结果的千禧年模拟（MS）与subhalos定义使用SUBFIND的那些获得应用相同的分析，以更高的分辨率千禧-II。200千秒差距和2百万秒差距之间的规模上的相关统计收敛到20%以内的subhalos在落入对应于至少1000模拟粒子在MS的质量。数值收敛的结果可以得到更低的落入粒子数，如果星系被跟踪后，即使他们相关的subhalos已潮汐中断，在最近的半解析星系形成模拟。这使得强大的模拟和观测之间的比较，在更广泛的动态范围内的质量比假分析，忽略了这样的“孤儿”星系。
2013-10-12 astro-ph.CO
3D-Matched-Filter Galaxy Cluster Finder I: Selection Functions and CFHTLS Deep Clusters
提出了一种优化的星系团探测器--三维匹配滤波器（3D-MF），它利用星系团的径向轮廓、光度函数和红移信息来探测光学巡天中的星系团。这种方法是对其他匹配滤波器方法的改进，最明显的是通过实施数据的红移切片来显着减少视线投影和相关的误报。我们将我们的方法应用于加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的深场，在0.2 <= z <= 1.0的红移范围内发现每平方度约170个星系团。未来的调查，如LSST和JDEM可以利用3D-MF的自动化方法来产生完整和可靠的星系团目录。我们确定的可靠性和准确性的统计方法，我们的方法通过一个彻底的分析模拟数据从千年模拟。我们探测到了M_200 >= 3.0x10^（14）M_sun的完整性为100%的星系团，M_200 >= 1.0x10^（14）M_sun的完整性为88%，而在10^（13）M_sun星系团质量范围内的完整性为72%。对于质量大于等于1.5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，多重探测率为36%，而对于质量大于~ 5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，错误探测率为16%，对于质量小于~ 5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，错误探测率可能会增加到~ 24%。利用这些选择功能，我们得出结论，我们的星系团目录是最完整的CFHTLS深星系团目录的日期。
2010-10-06 astro-ph.CO
The impact of global environment on galaxy mass functions at low redshift
本文研究了局域宇宙中不同环境下的星系-恒星质量函数，同时考虑了总质量函数和单个星系形态类型的质量函数。我们比较了用$\rm log_{10} M_{\star}/M_{\odot} \geq 10.25$计算的帕多瓦千禧星系和星系团星表中星系团的质量函数与$z=0.04-0.07$的宽视场近星系团巡天中星系团的质量函数。引人注目的是，总体上，质量函数随全球环境的变化是微小而微妙的。一般场和团簇的质量函数的形状是不可区分的，并且在组中只允许很小的、统计上不显著的变化。只有我们的单个星系的质量函数，代表最小的质量晕，并包括不到三分之一的一般场人口，是按比例丰富的低质量星系比其他环境。最显著的环境效应是上层星系质量的逐渐变化，只有在最大质量的环境中才能发现非常大质量的星系。这种依赖于环境的质量截止不能影响Schechter参数和K-S检验，只能通过特别分析来揭示。最后，我们展示了如何在每个给定的环境中，质量函数的形态类型的变化，以及相同的形态类型的星系可以有不同的质量函数在不同的环境。
2013-04-10 astro-ph.CO
The MillenniumTNG Project: Semi-analytic galaxy formation models on the past lightcone
本文为 MillenniumTNG 项目提出更新版半解析 L-GALAXIES 方法，在连续过去光锥上高效生成大体积模拟星系目录，以支持对 $Λ$CDM 的精确检验并减少理论与观测比较中的系统偏差。
2023-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Building a digital twin of a luminous red galaxy spectroscopic survey: galaxy properties and clustering covariance
明亮的红色星系（LRGs）是星系巡天所使用的宇宙大尺度结构的关键示踪物之一。因此，对它们的属性和聚类进行准确的预测是很重要的，包括这些统计数据的误差。在这里，我们描述了一种新的技术，它使用的半分析模型的星系形成{ \sc Galform}，嵌入在高分辨率的$N$ -体普朗克千年模拟，填充一千晕目录产生的使用PIMEL-PM $N$ -体{ \sc glam}代码。我们的混合方案使我们能够在原始$N$ -身体模拟中无法建模的尺度上进行聚类预测。在红移范围$z=0.6-1$内的LRG是从{ \sc Galform}输出中选择的，在$r$、$z$和$W1$波段中使用与暗能量光谱仪（DESI）测量中使用的类似的颜色幅度切割。我们发现，LRG晕连接是不平凡的，导致预测的非标准的晕占领分布，特别是，中央星系的占领没有达到统一的最大质量的晕，并随着质量的增加而下降。{ \sc glam}星表再现了{ \sc Galform}预测的LRGs的丰度和聚类，并与最近使用光度红移测量的类太阳能LRGs聚类结果显示出良好的一致性。我们使用\glam{}模拟计算的两点相关函数和功率谱的LRGs和它们的背景暗物质密度场的协方差矩阵，揭示了重要的差异。我们还预言了$z=0.6$、$0.74$和$0.93$的线性增长率和重子声振荡距离。所有类似LRG的目录都是公开的。
2020-05-31 astro-ph.CO
The Origin of the Hubble Sequence in Lambda-CDM Cosmology
Galform半解析星系形成模型被用来探索机制主要负责在本地宇宙中看到的三种类型的星系：凸起，凸起+磁盘和磁盘，确定与视觉形态类型E，S 0/a-Sbc，和Sc-Scd，分别。通过选择适当的参数，Galform模型可以精确地再现观测到的按视觉形态分裂的星系的局部K_s带光度函数（LF）。成功的一组模型参数被用来填充千年模拟与940万个星系和它们的暗物质晕。由此产生的目录，然后用来探索星系的演变，通过宇宙历史。该模型的预测与最近的观测结果，包括星系合并率，恒星形成率和椭圆星系的看似反层次的演变。然而，该模型还预测了椭圆星系LF的显着演化，但没有观察到。这种差异提出了一种可能性，即使用颜色和形态标准选择的z~1星系样本可能被实际上不是椭圆星系的星系所污染。
2009-12-02 astro-ph.CO
The fraction of early-type galaxies in low redshift groups and clusters of galaxies
我们研究了早期型（和螺旋）星系的星系群和星系团中发现的暗物质晕质量的函数的分数。我们使用来自银河动物园项目的形态分类，与C4星团目录和Yang et al（2007）群目录中的晕质量相匹配。我们发现，早期型（或螺旋）星系的比例保持不变（变化小于10%）超过三个数量级的晕质量（13<log MH/Msol/h<15.8）。这个结果是不敏感的晕质量措施，从速度色散或总和光学光度的选择。此外，我们还研究了星系恒星质量M* 仓中的形态-晕质量关系，发现虽然常数分数的趋势保持不变，但质量最大星系的早型分数（11<logM */Msol/h <12）是质量较低星系的早型分数（10<logM*/Msol/h<10.7）的三倍。我们将我们的观测结果与De Lucia等人（2011年）的模拟结果以及以前的观测分析结果进行了比较，并从Millennium Simulation中获得了半解析的隆起（或盘）主导星系。我们发现模拟恢复观察到的类似趋势，但可能过度预测最大质量的隆起为主（早期型）星系的丰度。我们的研究结果表明，大多数形态转变发生在群体规模之前，群体合并成大规模集群。然而，我们发现，在每个晕的形态密度的关系仍然存在：它是总结的总分数的自相似的缩放半径，导致在一个平坦的形态晕质量的关系。
2012-05-11 astro-ph.CO
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
The alignment of satellite galaxies and cosmic filaments: observations and simulations
卫星沿着巨大的宇宙细丝吸积到中央星系上，这是我们宇宙结构各向异性坍缩的明显结果。数值工作（基于N体模拟的引力动力学）表明，卫星沿着由速度剪切场印记的优选方向向主机发射。在这里，我们使用斯隆数字巡天观测测试这一说法。我们构建了3D的细丝和薄片，并研究了卫星星系的相对位置。卫星星系的位置与暗条轴在观测中存在着统计上显著的一致性。我们发现一个定性的兼容的路线，通过检查卫星和灯丝同样确定千年模拟，半分析星系目录。我们还研究了星系属性，如颜色，大小和（相对）卫星星等的对齐强度的依赖关系，发现最红，最亮的中央和卫星星系的对齐是最强的。我们的研究结果证实了宇宙网在卫星吸积中的理论图景和作用。此外，我们的研究结果表明，在更大的尺度上确定的细丝可以反映在卫星星系的位置，非常接近他们的主机。
2015-04-22 astro-ph.CO
Group-finding with photometric redshifts: The Photo-z Probability Peaks algorithm
我们提出了一个星系群发现算法，光z概率峰（P3）算法，优化定位小星系群使用光度红移数据通过搜索峰值的信号噪声的局部过密的星系在三维网格。这种方法是一种改进类似的二维匹配滤波器方法，通过使用红移信息减少背景污染，使其能够准确地检测较低丰度的群体。我们提出了我们的算法的测试结果的星系目录从千年模拟。使用最小S/N为3的检测组，0.25 Mpc/h的组孔径尺寸，并假设光度红移精度为sigma_z = 0.05，它达到84%的纯度，并检测~295组/deg。2，平均群体丰富度为8.6个成员。假设光度学红移精度为sigma_z = 0.02，它的纯度为97%，检测到~143个基团/度。2，平均组丰富度为12.5个成员。我们还测试了我们的算法的COSMOS字段和CFHTLS范围内的调查，目前可用的字段上的数据，提出了初步的分析结果。
2010-08-28 astro-ph.CO
Superdense galaxies and the mass-size relation at low redshift
我们在帕多瓦千年星系和星系群目录中寻找z=0.03-0.11的大质量和致密星系（超致密星系，以下简称SDG），这是一个光谱上完整的代表当地宇宙一般场人口的样本。我们发现，半径和质量密度与高z质量被动星系相当的致密星系占恒星质量大于3 X 10^10 M太阳的所有星系的4.4%，其数密度为4.3 X 10^-4 h^3 Mpc^-3。它们中的大多数是S 0（70%）或椭圆星系（23%），是红色的，有中到老的恒星星族，平均亮度加权年龄为5.4 Gyr，平均质量加权年龄为9.2 Gyr。它们的速度色散和动力学质量与小半径和高恒星质量的估计是一致的。与相似红移的星系团WINGS样本相比，超致密星系的比例在场中比在星系团中小三倍，星系团SDG平均比场SDG大4 Gyr。我们证实了存在一个普遍的趋势，较小的半径较老的光度加权年龄在固定的星系质量。除了众所周知的恒星年龄对星系质量的依赖性之外，星系的亮度加权年龄还取决于固定质量下的星系紧凑性，以及固定质量和半径下的环境。为了不高估星系大小从高z到低z的演化，需要考虑这种效应。我们的研究结果和分层模拟表明，在高z的大质量致密星系的一个显着的部分已经演变成紧凑的星系在星系团今天。当考虑到恒星年龄和环境效应时，高z和低z之间的单个星系的平均大小演化量是温和的，约为1.6倍。（节略）
2012-11-05 astro-ph.CO
Predicted number counts and clustering of Hi galaxies from future radio surveys
Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学天体物理学中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Western Cape（西开普大学物理与天文学系）
本文利用三种模拟星系目录预测SKA-MID巡天可能观测到的Hi星系数量和聚类特性，并评估模型不确定性对预测的影响。
2026-06-29 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
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The halo mass of galaxy groups from maximum-likelihood weak lensing
我们提出了一个极大似然弱透镜分析的质量分布在光学选择的光谱星系群（G $^3$ CV 5）的星系和质量大会（GAMA）的调查，使用背景斯隆数字巡天（SDSS）测光星系。本文研究了晕质量$M_h$与各种群观测量的标度关系。我们的主要结果是：1）晕质量与星系群光度、维里体积和中心星系恒星质量的关系$M_\star$与Millennium $Λ$ CDM N体模拟中GALFORM半解析星系形成模型的模拟星系群星表的预测结果吻合得很好; 2）晕质量与速度频散和投影半丰度半径的实测关系与模拟预测相比显示出弱张力，暗示了模拟星系动力学及其小尺度分布中的问题; 3）由弱透镜测量的中值$M_h|M_\star$对固定$M_h$时$M_\star$的对数正态色散的依赖性比对中值$M_\star|M_h$的依赖性更强。我们的测量表明$σ_{\log(M_\star)}\sim 0.15$的内在分散性; 4）将我们的质量估计与目录中的质量估计进行比较，我们发现G $^3$ Cv 5质量在用于选择组样本的子集时会给出有偏差的结果。在我们使用弱透镜测量校准的各种新的晕质量估计中，组光度是组质量的最佳单代理估计。
2014-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation, Evolution and Properties of Isolated Field Elliptical Galaxies
[摘要]我们研究了孤立场椭圆星系的性质、演化和形成机制。我们创建一个模拟目录孤立场椭圆星系的千年模拟星系目录，并跟踪他们的合并历史。研究和比较了孤立和非孤立椭圆星系的形成、同一性和集合红移。观测和数值数据被用来比较年龄，质量和颜色的星等关系。我们的结果，基于模拟数据，表明几乎百分之七的所有椭圆星系亮度超过-19等的B波段可以被归类为孤立场椭圆星系。孤立场椭圆星系比非孤立场椭圆星系显示出更蓝的颜色，并且在统计意义上，根据它们的质量加权年龄，它们看起来更年轻。孤立场椭圆星系也形成和聚集在较低的红移相比，非孤立的椭圆星系。大约46%的孤立场椭圆星系在其形成历史中至少经历了一次主要的合并事件，而非孤立椭圆星系的这一比例仅为33%。孤立的椭圆星系最后一次大合并的平均时间是z = 0.6或6 Gyrs前，而非孤立的椭圆星系在z = 1.1或8 Gyrs前经历了最后一次大合并。通过对模拟孤立场椭圆星系合并树的分析，我们发现孤立场椭圆星系的形成机制有三种：孤立、耦合和自食。我们的研究结果还预测了一个以前未观察到的人口的蓝色，暗淡和轻的星系，满足观测标准被归类为孤立场椭圆星系。这一单独的人口约占所有家庭教育机构的26%。
2010-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Building a control sample for galaxy pairs
一些观测工作试图通过比较成对的星系和孤立的星系来分离星系相互作用的影响。然而，不同的作者提出了不同的方法来构建这些所谓的控制样本（CS）。通过使用模拟星系星表的SDSS-DR 4建立了从千年模拟，我们探讨如何建立一个CS的方式可能会引入偏见，可能会影响结果的解释。我们利用的事实，即物理的相互作用不包括在半分析模型，推断模拟控制和配对样本之间的任何差异可以归因于选择偏差。因此，我们发现成对的星系往往是人为的年龄更大，更突出的主导地位，并有更少的冷气体和不同的金属比孤立的同行。同样由于有偏向的选择，成对的星系倾向于生活在更高密度的环境中，并且在更大质量的晕中。我们发现，施加约束的红移，恒星质量和局部密度减少选择偏差的70%。基于这些发现，我们建议观察者如何建立一个独特的和公正的CS，以揭示星系相互作用的影响。
2009-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relic galaxies: where are they?
大质量星系随宇宙时间增长的发现，为寻找那些可能存在到今天而没有发生实质性变化（无论是在结构上，还是在恒星星族上）的天体打响了发令枪。然而，尽管社区的努力，到目前为止，只有一个确定的候选人被认为是这些文物之一：NGC 1277。奇怪的是，这个星系位于最丰富的近星系团之一：英仙座的中心。它的位置是偶然的吗？遗迹搜寻者应该把搜寻的重点放在星系团上吗？为了回答这个问题，我们已经进行了同步和类似的分析，使用模拟（千年I-WMAP 7）和观测（纽约大学增值星系目录）。我们的结果在两个框架同意：它是更有可能在高密度环境中找到文物。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: The Environmental Dependence of Galaxy Halo Masses from Weak Lensing
我们使用弱引力透镜来分析CFHTLenS数据集中星系群中卫星星系周围的暗物质晕。该数据集来自CFHTLS-Wide调查，涵盖154平方米。高质量的形状数据。利用测光红移，我们将恒星质量在10^9 Msun到10^10.5 Msun范围内的透镜星系样本分为可能位于高密度环境（HDE）和可能位于低密度环境（LDE）的透镜星系。通过与千禧年模拟中提取的星系星表的比较，我们发现HDE星系的样本应该主要（约61%）由成组的卫星星系组成，而LDE星系的样本应该主要（约87%）由非卫星（场和中心）星系组成。比较HDE和LDE星系周围的透镜信号，HDE星系周围的透镜信号清楚地表明，在500- 1000 kpc半径范围内，主星系群对透镜信号的贡献是积极的，这是卫星星系和星系群中心之间的典型距离。更重要的是，HDE星系的暗晕比LDE星系周围的暗晕质量小0.65 +/- 0.12倍，在2.9 sigma水平上是显著的。一个自然的解释是，卫星星系的晕是通过集团环境中的潮汐效应剥离的。我们的结果是一致的一个典型的潮汐截断半径~40千秒差距。
2013-01-30 astro-ph.CO
Galaxy formation in the Planck cosmology II. Star formation histories and post-processing magnitude reconstruction
我们适应的L-Galerkin半解析模型遵循恒星形成历史（SFH）的星系-我们的意思是一个记录的形成时间和金属丰度的恒星，目前在每个星系在给定的时间。我们使用这些构建恒星光谱后处理，这提供了大量的效率节省，并允许用户定义的光谱带和灰尘模型被应用到存储在千年数据存储库中的数据。我们对比模型SFH从千年模拟观测到的VESPA算法适用于SDSS-7目录。总体一致性良好，模拟星系和SDSS星系都显示出随着恒星质量的增加而变陡的SFH。然而，蓝星系和红星系的SFH数据与模拟结果的一致性较差，这可能表明模型中恒星形成的终止过于突然。模型星系的平均恒星形成率（SFR）定义明确，在所有红移下都可以用双幂定律精确模拟：SFR与$1/(x^{-1.39}+x^{1.33})$成正比，其中$x=(t_a-t)/3.0\,$ Gyr，$t$是恒星的年龄，$t_a$是星系形成开始的时间;在红移大于1时，可以用伽马函数很好地近似：SFR与$x^{1.5}e^{-x}$成正比，其中$x=(t_a-t)/2.0\,$ Gyr。然而，个别星系在这个平均值上表现出很大的分散性。当按质量分裂时，高质量星系的SFR峰值早于低质量星系，我们将这种缩小解释为淬灭分数演化中的质量依赖性：恒星形成星系的SFHS仅显示出较弱的质量依赖性。
2016-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are compact groups hostile towards faint galaxies?
这项工作的目标是了解致密星系群的极端环境是否会影响其周围微弱星系的分布和丰度。我们对致密星系群和正常星系群附近的微弱星系群进行了分析。我们建立了一个光锥模拟星系目录建造的千禧年运行模拟II加上半分析模型的星系形成。我们在模拟目录中确定了一个紧凑的群体样本以及正常星系群的对照样本，并计算了第一和第二排名星系周围的暗淡星系的投影数密度分布。我们还比较了从半解析星系在紧凑的群体与观测数据中获得的配置文件。此外，我们调查是否排名或光度的星系是最重要的参数，在确定的中心周围的集群的微弱星系发生。与对照组相比，极端紧凑的星系群环境对这些星系群中微弱星系的数量没有特别的影响。当选择第一和第二排名星系之间的间距与致密星系群中观察到的相似的正常星系群时，致密星系群和正常星系群中的暗星系投影数密度轮廓在形状和高度上相似。我们在靠近第一和第二排名星系的区域的观测和模拟中观察到了微弱星系人口的类似行为。最后，我们发现，暗星系的投影密度更高的发光星系周围，无论在紧凑组的排名。半分析方法表明，致密星系群及其周围环境并不足以使暗淡星系的行为与正常星系群不同。
2014-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive relic galaxies prefer dense environments
我们研究了$z \sim 0$大质量遗迹星系（自$z \sim 2$以来几乎没有或没有恒星形成或合并生长的$M_\star \gtrsim 10^{10}~\mathrm{M_\odot}$星系）的首选环境。值得注意的是，我们进行了我们的分析，一个大型的宇宙学模拟和观测到的星系目录。在千禧年I-WMAP 7模拟中，我们发现，自$z \sim 2$以来质量增长不到10%的大质量天体的比例对于整个大质量星系人口$M_\star > 10^{10}~\mathrm{M_\odot}$来说约为0.04%。这一比例在星系团中上升到约0.18%，证实了星系团帮助大质量星系保持不变。模拟还显示，大质量遗迹星系往往比其他大质量星系更接近星系团中心。利用纽约大学的增值星系目录，并将遗迹定义为$M_\star \gtrsim 10^{10}~\mathrm{M_\odot}$早期型星系，其颜色与大于10 Gyr的单星人口年龄兼容，并且占据恒星质量尺寸分布的底部5%，我们发现大质量星系中有$1.11 \pm 0.05$ %的遗迹。在高密度环境中，这一比例上升至$2.4 \pm 0.4$ %。我们的研究结果与Poggianti et al.和Stringer et al.的工作方向相同。我们的研究结果可能反映了这样一个事实，即星系团的核心是在很早的时候就形成的，因此这些中心容纳了第一批星系团成员。在中心附…
2016-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The environment of QSO triplets at 1 $\lesssim$ z $\lesssim$ 1.5
通过分析CFHT望远镜Megacam获得的多波段（r，i，z，或g，r，i）图像，分析了位于1 $\lesssim$ z $\lesssim$ 1.5的6个类星体三重态的环境，旨在研究它们是否与星系原团相关。这是通过使用COSMOS 2015星表的高精度测光红移训练的测光红移来完成的。为了提高我们的测光红移估计的质量，我们在我们的分析包括近红外测光（3.6和4.5 $μm$）从unWISE调查可用于我们的领域和COSMOS调查。这种方法使我们能够获得良好的光度红移与色散，测量与强大的西格玛NMAD统计$\sim$ 0.04为我们的六个领域。我们的分析设置是复制的光锥构造的千禧年模拟数据和最新版本的L-GALAXIES半解析模型，以验证在这种条件下的原星系团的可探测性。然后用高斯核密度估计器分析了包含每个三重态的红移板中的密度场。我们没有发现任何明显的证据表明三胞胎居住在致密的结构中，例如大质量的星系团或原星系团。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster searches based on photometric redshifts in the four CFHTLS Wide fields
我们已经开发了一种方法，用于检测集群在大型成像调查，基于检测的结构，在星系密度图切片的光度红移。这种方法首先由Mazure等人（2007年）应用于加拿大法国夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）深1场，然后由Adami等人（2010年）应用于T0004数据发布中的所有深和宽CFHTLS场。星系团探测率的有效性估计通过应用相同的程序从千年模拟星系。在这里，我们用同样的方法分析了基于T0006数据发布的完整CFHTLS Wide调查。在154 ° 2的总面积内，我们已经探测到4061个3 σ或以上的候选星团（6802个2 σ或以上），红移范围为0.1 ≤ z ≤ 1.15，估计平均质量在1.3 × 10^14和12.6 × 10^14 M太阳之间。这一候选集群目录将通过VizieR在线提供。我们比较我们的检测与那些在各种CFHTLS分析与其他方法。通过叠加一个子样本的星系团，我们发现这个子样本具有典型的星系团特征（颜色-星等关系，星系光度函数）。我们还确认，集群集群关联函数是可比的，获得其他集群调查和分析大尺度的附属星系分布。我们已经增加了已知的光学高红移集群候选人的一个很大的因素，获得可靠的集群计数测量宇宙学参数的重要一步。我们检测到的集群的行为与预期的集群样本一样，这些集群由它们所在的交叉点处的细丝喂养。
2011-09-12 astro-ph.CO
The mass assembly of galaxy groups and the evolution of the magnitude gap
我们使用千禧年暗物质模拟和相关的气体模拟和星系的半解析星表来研究星系群和星系团的组装。特别是，为了找到一个可用于识别早期形成的星系群的可观测量，我们研究了它们最亮的星系之间的星等差异的发展，以评估星等差距作为可能的指标的使用。我们选取了红移z=1，且暗物质晕质量M（R200）> 1 E13/h Msun的星系群和星系团，追踪它们的性质直到现在（z=0）。我们只考虑z=0时X射线光度L_X> 0.25E42/h^2 erg/s的系统。虽然一个特定星系群中两个最亮星系之间的巨大星等差距通常表明其质量的很大一部分是在早期聚集的，但这并不是一个必要条件。超过90%的化石群根据它们的星等差距（在0<z<1之间的任何时期）在4 Gyr内不再是化石，主要是因为其他大质量星系聚集在它们的核心内，即使它们晕中的大部分质量可能在早期就已经聚集。我们发现，与传统的基于星等差Δ m（12）> 2（在R波段，在星系群中心的0.5R200以内）的化石星系群定义相比，另一个标准Δ m（14）>2.5（在相同的半径内）发现了50%以上的早期形成系统，并且那些平均保持化石阶段的时间更长。然而，传统的标准在发现早期形成的群体在群体的高质量端的表现略好。然而，这两个标准都未能识别大多数早期形成的系统。
2010-02-23 astro-ph.CO
Assessing the reliability of Friends-of-Friends groups on the future Javalambre Physics of the Accelerating Universe Astrophysical Survey
我们已经进行了详细的分析的朋友的朋友算法的能力，在确定真正的星系系统的深度调查，如未来的Javalambre物理加速宇宙天体物理调查。我们的方法是双重的，即，评估算法在实空间和红移空间中的可靠性。在后者中，我们的目的也是确定当使用光谱或光度红移测定作为距离指示器时可以达到的准确度。我们已经建立了一个光锥模拟目录使用的合成星系建造的千禧年运行模拟I加上半解析模型的星系形成。我们已经探索了不同的方法来定义适当的链接长度参数的算法，以执行识别的星系群在每种情况下尽可能合适。我们发现，当使用光谱信息在红移空间中识别系统时，连接长度应考虑到亮度函数随红移的变化以及视线方向上径向基准速度的线性红移依赖性。当测试组样本的纯度和完整性时，我们发现，当使用光谱信息时，最佳结果组样本分别达到具有高纯度和完整性的系统的40%和70%的值。当使用光度红移识别系统时，我们采用了概率方法来连接视线方向上的星系。我们的研究结果表明，它是可能的，以确定一个样本的组小于40%的错误识别的同时，我们恢复约60%的真实组。这个修改后的算法版本可以应用于深度调查，只要链接长度选择适当的科学与数据。
2013-11-04 astro-ph.CO
Simulations of the 21cm emission line for upcoming large-scale HI galaxy surveys
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Observatoire de la Côte d’Azur, Laboratoire J-L Lagrange（蔚蓝海岸天文台J-L拉格朗日实验室）；University of the Western Cape（西开普敦大学）；INAF - Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）；EPFL - Institute of Physics, Laboratory for Galaxy Evolution（洛桑联邦理工学院物理系星系演化实验室）；Tianjin Normal University（天津师范大学）
本文提出了一种框架，用于模拟大规模HI星系调查中的21厘米发射线，结合半分析模型和并合树，以预测HI可观察量并支持未来SKA天文台的调查。
2026-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study on the statistical significance of mutual information between morphology of a galaxy and its large-scale environment
一个非零的互信息之间的星系的形态和它的大尺度环境是已知的存在SDSS高达几十Mpc。重要的是要测试这些互信息的统计显著性。我们提出了三种不同的方法来测试这些非零互信息的统计显著性，并将它们应用于SDSS和Millennium Run模拟。我们随机化的SDSS星系的形态信息，而不影响其空间分布和比较原始和随机化数据集的互信息。我们还将星系分布划分为更小的子立方体，并将它们随机洗牌多次，以保持星系的形态信息完整。我们比较了原始SDSS数据中的互信息和不同洗牌长度的洗牌实现。使用t检验，我们发现，一个小的，但统计学上显着的（在99.9%的置信水平）形态和环境之间的相互信息存在高达整个长度尺度探测。我们还进行了另一个实验，使用模拟数据集从半解析星系目录，我们分配形态的星系在控制的方式的基础上，在其位置的密度。实验表明，互信息可以有效地捕捉形态与环境之间的物理相关性。我们的分析表明，形态和环境之间的物理关联可能会扩展到更大的长度尺度比目前认为的信息理论框架，这里，可以作为一个敏感的和有用的探测器的装配偏差和大规模的环境依赖的星系属性。
2020-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of the environmental history on quenching star formation in a $Λ$CDM universe
我们提出了一个详细的分析环境的影响和淬火恒星的形成在中央和卫星星系在本地宇宙的环境历史。我们利用公开可用的星系目录从应用星系形成模型的千年模拟。除了晕质量，我们考虑了各种固定尺度下星系的局部密度。将我们的模型预测与观测数据（SDSS）进行比较，我们证明了模型在几个方面未能再现所观察到的静止星系分数的密度依赖性：对于大多数探索的恒星质量范围和密度，模型无法再现观察到的类似行为的中心和卫星，它们稍微低估了中心的静止分数，并显着高估了卫星。我们表明，在模型中，静态的中央星系的密度依赖性是由一小部分的“后溅”的中心，已在过去的卫星（因此遭受环境过程）。转向卫星星系，其静态分数的密度依赖性反映了一个特定质量的母晕内的轨道运行所花费的时间的依赖性，强烈相关的晕质量和距离晕中心。与观测估计的比较表明，相对较长的气体消耗时间尺度约为5 Gyr的低质量卫星星系。猝灭时间尺度随卫星恒星质量的增加而减小。总的来说，要改进目前使用的星系形成模型，就必须改变内部过程（恒星形成和反馈）和环境过程（例如，使它们依赖于动力学摩擦时间尺度，防止气体重新吸积到后溅星系上）的模型。
2014-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Proto-groups at 1.8<z<3 in the zCOSMOS-deep sample
在zCOSMOS深红移巡天中，我们从3502个光谱红移在1.8<z<3.0之间的星系样本中识别出42个候选星系群。这些星系包含三到五个光谱星系，它们的投影距离（在物理空间中）在500 kpc以内，速度在700 km/s以内。基于对千禧年模拟产生的模拟目录的广泛分析，我们研究了这些系统在观测时的可能性质，以及它们将演变成现在的时代。虽然在我们观测到它们的时候，很少有“成员”星系可能会处于同一个晕中，但50%的系统最终会将它们全部带入同一个晕中，并且几乎所有（93%）的系统到了现在都会至少有一部分成员星系处于同一个晕中。因此，大多数候选群体可以被描述为“原型群体”。对超密度的估计也与这些系统在组装过程开始时就被看到的想法一致。我们还研究了现今的光环，并询问它们的祖先是否会出现在我们的候选群体中。对于目前的10^14- 10^15兆太阳/小时之间的晕，35%应该出现在我们的候选群体中，如果我们的调查是完全抽样的，这将上升到70%，所以我们可以得出结论，我们的样本可以代表大部分这样的系统。在一个大型独立的COSMOS photo-z样本中，在候选星系群的位置周围有明显过量的大于10^10 Msun的大质量星系，但是我们在后面的数据中没有看到任何关于场的颜色差异的证据。然而，这与这样的观点是一致的，即这种分化出现在卫星星系中，如z<1所示，如果候选星系群确实只是开始组装。
2013-10-14 astro-ph.CO
Environmental effects in the interaction and merging of galaxies in zCOSMOS
我们分析了在zCOSMOS明亮的10 k星系光谱样本中确定的红移范围为0.2 < z < 1的153个密切运动学对的环境和星系性质（形态和恒星形成历史）。修正投影效应后，在最高密度四分位数中，近距离运动学对的比例是最低密度四分位数的三倍。这意味着合并率要高出三倍，因为根据千年模拟的模拟目录显示，一旦对预测进行同样的修正，合并的时间尺度基本上与环境无关。然后，我们检查的形态和恒星星族的星系对，比较它们的控制样品，仔细匹配的环境，以消除尽可能多的知名影响的环境对星系的母体人口的属性。一旦以这种方式适当地考虑了环境，我们发现早期和晚期的形态混合与母体相同，但是由于盘星系的扰动，不规则星系的比例增加了50- 75%，不规则-不规则对的数量不成比例地增加（4-8倍）。未来的干合并，涉及椭圆星系包括不到5%的所有密切运动对。在最近的双星系统中，恒星形成星系的特定恒星形成率提高了2-4倍，并且还有证据表明恒星爆发后星系的发生率增加。虽然对所涉及的星系来说意义重大，但与配对相关的“过量”恒星形成仅占母样本中综合恒星形成活动的5%左右。虽然大多数成对星系都处于稠密的环境中，但相互作用的影响似乎在低密度环境中最大。
2011-12-20 astro-ph.CO
Intensity Mapping Cross-Correlations: Connecting the Largest Scales to Galaxy Evolution
中性氢强度测绘是一种新的观测工具，它可以有效地测绘宇宙在宽红移范围内的大尺度结构。强度图的功率谱包含了关于物质分布的宇宙学信息，并通过追踪不同红移星系的HI含量和HI成团的尺度依赖性来探测星系演化。强度图与星系巡天图的互相关是一种强有力的功率谱测量方法，它减少了由仪器效应和前景去除引起的系统性。我们使用应用于Millennium模拟的半分析星系形成模型SAGE（Croton et al. 2016）的变体来检查红移z=0.9处的互相关特征，以便根据星系的恒星形成历史来模拟星系的HI气体及其光学星等。我们确定了不同类型的星系的颜色，作为他们的恒星形成活动的代理确定的互相关功率的集群。我们发现，在较小的尺度k>0.2h/Mpc下，红色静止星系的互相关系数比蓝色恒星形成星系下降得更快。此外，我们创建了一个模拟目录的高度恒星形成的星系使用的选择函数来模仿WiggleZ调查，并使用它来预测现有的和未来的GBT和帕克斯望远镜的互相关测量。我们发现，高恒星形成星系的交叉功率在小尺度上显示出比任何其他星系类型更高的聚集性，这显着改变了尺度k>0.2h/Mpc的功率谱形状。我们表明，互相关系数是不可忽略的解释宇宙学交叉功率谱。另一方面，它包含有关光选星系的HI含量的信息。
2015-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy clusters in the SDSS Stripe 82 based on galaxy photometric redshifts
根据最近的测光红移星系表，我们用阿达米和马祖尔星系团发现仪（AMACFI）在斯隆数字巡天的条纹~82区寻找了星系团。进行了广泛的测试，以微调AMACFI参数，使聚类检测尽可能可靠。同样的方法被应用到千禧年模拟，以估计我们的检测效率和检测到的集群的近似质量。考虑到所有的星系团星系（即在1 Mpc半径的集群，它们属于和photoz从集群的差异小于0.05），我们堆叠在不同的红移箱的集群，以获得颜色星等图和星系光度函数（GLF）。对于每个在r波段绝对星等亮于-19.0的星系，我们通过应用SExtractor计算了盘和球状体的分量，并通过堆叠星系团，我们确定了盘与球状体的流量比如何随星系团的红移和质量而变化。我们探测到了3663个红移范围为0.15<z<0.70的星团，估计平均质量在10 ^13到几个10^{14太阳质量之间。通过将星系团堆叠在不同的红移仓中，我们在（g '-r'）与r'色星等图中发现了一个清晰的红色序列，GLF是典型的星系团，尽管可能受到场星系的污染。星系团的形态分析表明，晚型星系到早型星系的比例随红移的增加而增加（特别是在高质量星系团中），随探测水平（即星系团质量）的增加而减少。从星系团的性质来看，这里探测到的候选星系团大多数是具有典型星系团性质的真实星系团。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
