On the measurements of assembly bias and splashback radius using optically selected galaxy clusters
我们批判性地研究了Miyatake et al.（2016）和More et al.（2016）声称的使用光学选择的星系团观测检测晕组装偏差的方法。我们模仿的光学集群检测算法，并将其应用到两个不同的模拟目录产生的千年模拟星系目录，其中一个是晕组装偏置信号存在，而另一个组装偏置信号已明确删除。我们分裂成两个这些集群样本的成员星系的平均集群中心距离，以衡量在集群强度的子样本相对于彼此的差异。我们观察到，由集群中心半径分裂的子样本显示集群强度的差异，即使在真正的组装偏差信号被删除的目录。我们表明，这是由于污染的成员星系样本从闯入者沿视线。这无疑表明，在以前的研究中采用的特定方法不能用于声称检测到组装偏倚信号。我们找出了这种污染的迹象，并表明观测数据也显示出类似的特征。此外，我们还发现光学星系团中的投影效应会使对星系团三维边缘（回溅半径）的推断产生偏差，因此在解释光学星系团的回溅半径时应给予适当的注意。
2019-10-16 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The M-Z relation for galaxy groups
恒星质量和金属丰度是星系的基本参数之一。了解这些性质之间的相互作用以及它们对环境的依赖性，将使我们对星系群中正在进行的物理和反馈过程有一个大致的了解。我们研究的恒星质量之间的关系和环境的依赖性，气体金属丰度超过1900星系群的红移0.35使用星系和质量大会（GAMA）的调查。使用超过28，000个恒星形成场星系的对照样本，我们发现了星系群中气体金属丰度减少的证据。
2012-10-10 astro-ph.CO
Galaxy and Halo Assembly Bias in Alternative Dark Matter Models
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Institut de Física d’Altes Energies（高能物理研究所）；Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）
该研究利用AIDA-TNG模拟，发现组装偏置在四种暗物质模型中差异很小，为替代暗物质模型下的星系-晕连接研究提供了稳健基线。
2026-09-29 astro-ph.CO
The Impact of Splashback Galaxies on Galaxy Assembly Bias
University of Rochester（罗切斯特大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Universidad de Sevilla（塞维利亚大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
本研究借助Millennium模拟和TNG300模拟，探究反弹星系对星系并合偏差的影响，明确反弹星系的特征及其对星系成团性信号的作用，为星系-晕连接建模提供参考。
2026-08-11 astro-ph.CO
The metallicity bimodality of globular cluster systems: a test of galaxy assembly and of the evolution of the galaxy mass-metallicity relation
根据观测到的星系质量-[O/H]关系和z ~4范围内的星系恒星质量函数，以及理论上的星系合并率，我们建立了一个理论模型，研究了星系等级组合方案中球状星团金属丰度双峰态的起源.我们推导出一个新的星系[Fe/H]-M（恒星）关系作为z的函数，并假设GC共享其母星系的金属丰度时，他们的形成，我们填充合并树与GC。我们进行了一系列的星系集合体的蒙特卡罗模拟，并研究了最终的GC人口作为星系质量，组装和恒星形成历史的函数的属性，并在不同的假设下的星系质量-[Fe/H]关系的演化。主要结果如下：1）等级聚类方案自然地预测了星系GC群体中金属丰度的双峰性：富金属GC在z~2附近形成于星系主祖星系中，贫金属GC在z~3-4附近由卫星星系吸积而成。2)该模型再现了所观察到的富金属和贫金属GC的金属丰度作为星系质量的函数的关系。贫金属峰和富金属峰的位置完全取决于星系质量-[Fe/H]关系和[O/Fe]关系的演化，这两个关系都可以用这种方法来约束。我们发现星系[O/Fe]随z线性演化，从z~4时的~0.5到z=0时的~0.1。3)给定星系质量，富金属和贫金属峰的相对强度完全取决于星系组装和恒星形成历史：在致密环境中的星系和/或早期类型的星系显示出更大比例的贫金属GC，而具有稀疏合并历史的星系和/或晚期类型的星系主要是富金属GC。4)对于质量小于M（star）~ 1 e9和z>2的星系，GC金属丰度双峰性消…
2012-11-07 astro-ph.CO
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
How to Optimally Constrain Galaxy Assembly Bias: Supplement Projected Correlation Functions with Count-in-cells Statistics
大多数关于星系及其晕之间联系的模型都忽略了星系性质可能与质量以外的晕性质相关的可能性，这种现象称为星系聚集偏差。然而，已知的是，这种相关性可能导致勘测数据的解释中的系统误差。目前，在真实的宇宙中，星系聚集偏差的程度可能存在，以及限制它的最佳策略仍然不确定。我们研究的能力，几个观测约束星系装配偏差的红移调查数据使用装饰晕占领分布（dHOD），经验模型的星系-晕连接，包括装配偏差。我们涵盖了广泛的一组观测，包括投影的两点关联函数$w_{\mathrm{p}}(r_{\mathrm{p}})$，星系-星系透镜信号$ΔΣ(r_{\mathrm{p}})$，空概率函数$\mathrm{VPF}(r)$，计数在圆柱$P(N_{\mathrm{CIC}})$的分布，和计数在环$P(N_{\mathrm{CIA}})$，和不同大小的圆柱$P(N_2/N_5)$的计数比的分布。我们发现，尽管经常使用的组合$w_{\mathrm{p}}(r_{\mathrm{p}})+ΔΣ(r_{\mathrm{p}})$在解释星系数据，计数统计，$P(N_{\mathrm{CIC}})$和$P(N_{\mathrm{CIA}})$，一般更有效地约束星系组装偏差时，结合$w_{\mathrm{p}}(r_{\mathrm{p}})$。基于$w_{\mathrm{p}}(r_{\mathrm{p}})$和$ΔΣ(r_{…
2019-09-06 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Redshift Space Distortions from the Clipped Galaxy Field
我们提出了第一个宇宙学测量来自星系密度场的“裁剪”变换。通过在星系和质量大会调查（GAMA）中对星系数密度场强制执行上限，极大地减少了维里化和星系偏置的非线性过程的贡献。这导致了一个星系的功率谱，这是更容易建模，没有校准的数值模拟。本文建立了一个在红移空间中的剪裁光场功率谱的理论模型，该模型对于各向异性高斯光场是精确的。削波被发现，传统的凯泽处方的适用性扩展超过一个因素的三个波数，或一个因素的三十方面的傅立叶模式的数量。通过模拟尺度k < 0.3 h/Mpc的星系功率谱和密度波动$δ_g < 4$，我们测量了归一化的增长率$fσ_8(z = 0.18) = 0.29 \pm 0.10$。
2016-01-05 astro-ph.CO
Detection of anisotropic galaxy assembly bias in BOSS DR12
我们提出的证据，各向异性星系组装偏差的重子振荡光谱调查数据发布12星系样本在一个超过$5σ$的水平。我们使用的视线速度色散$σ_\star$和恒星质量$M_\star$的测量进行一个简单的分裂成子样本的星系。我们发现，功率谱的四极矩和四极矩的振幅依赖于不同的$σ_\star$和$M_\star$，使我们能够将星系样本分成具有匹配单极子但在所有尺度上显著不同的四极子的子集。结合从LOWZ和CMASS NGC星系样本的数据，我们发现$>5σ$证据的各向异性偏差尺度$k<0.15\,h\,\rm{Mpc}^{-1}$。我们还检查分裂使用其他观察到的属性。对于使用$M_\star$和投影尺寸$R_0$分裂的星系样本，我们没有发现明显的各向异性偏差的证据。使用附加属性选择的星系样本表现出强烈的各向异性组装偏差的不同程度，这取决于属性的组合被用来分裂成子集。这可以解释为什么以前使用基本平面搜索这种效果时发现不一致的结果。我们的结论是，任何选择的星系样本，取决于$σ_\star$可以给有偏见的和不正确的红移空间失真测量。
2020-04-15 astro-ph.CO
A KiDS weak lensing analysis of assembly bias in GAMA galaxy groups
我们调查可能的签名晕组装偏置光谱选择的星系群从GAMA调查使用弱透镜测量空间重叠区域的更深，高成像质量的光度KiDS调查。我们使用GAMA组的明显丰富度大于4，以确定样品具有可比的平均主机晕质量，但具有不同的径向分布的卫星星系，这是一个代理的形成时间的晕。我们测量的弱透镜信号的组比平均值更陡，比平均卫星分布更浅，并没有发现任何迹象的光环组件的偏见，与$0.85^{+0.37}_{-0.25}$的偏差比，这是一致的$Λ$ CDM预测。我们的星系群具有典型的$10^{13} M_{\odot}/h$质量，自然地补充了以前在星系团尺度上对晕组装偏差的研究。
2017-03-20 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly: Estimating galaxy group masses via caustic analysis
我们使用一种最初由Diaferio & Geller（1997）开发的改进的焦散质量估计算法，为星系和质量组装星系群目录（GAMA G3 Cv1）中的所有星系群生成了互补晕质量估计。我们校准的算法，将其应用于一系列的9 GAMA模拟星系光锥，并研究使用不同的定义组中心和大小的影响。我们选择一组参数，提供中位数无偏的质量估计时，在模拟测试，并生成质量估计的真实组目录。我们发现，平均而言，焦散质量估计与动力学质量估计在90.8 +/- 6.1%组的2个因子内一致，并且在G3 CV1探测的全部质量范围内，与基于速度弥散的高和低多重性组的质量估计相比同样好。
2012-04-02 astro-ph.CO
The stellar and dark halo mass assembly of galaxies
星系恒星质量（Ms）大会的新兴经验图片显示，星系人口的积累收益从上到下的Ms。通过连接星系LCDM晕和他们的历史，个人（平均）MS增长轨迹可以推断。这些轨迹表明，大质量星系越早聚集它们的M，晕的质量就越大，而质量较小的星系仍在M中活跃生长，越活跃，晕的质量就越小。预测的恒星形成率作为质量的函数，以及将活跃星系与被动星系分开的典型质量的缩小与直接观测结果一致。这意味着LCDM情景与这些观察结果是一致的。现在的挑战是理解重子物理学，它驱动着星系的恒星质量集合从它们相应的晕的质量集合（从晕增大到星系缩小）的显著和系统性的转变。
2011-03-22 astro-ph.CO
On the dependence of galaxy assembly bias on the selection criteria, number density, and redshift of galaxy samples
Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术学院）
该研究探讨了银河团组装偏差对样本选择标准、数量密度和红移的依赖性，并提出了一种快速解析方法来预测银河团组装偏差。
2026-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fossil Record of Two-phase Galaxy Assembly: Kinematics and Metallicities in the Nearest S0 Galaxy
我们提出了一个全球性的分析运动学和金属丰度在最近的S 0星系，NGC 3115，随着其组装历史的影响。这些数据包括斯巴鲁望远镜上Suprime-Cam的高质量宽视场图像，以及使用Ek-DEIMOS/LRIS和Magellan-IMACS获得的场星和球状星团（GC）的多缝光谱。在两个有效半径内，隆起（由恒星和富含金属的GC跟踪）是平坦的，并迅速旋转（v/sigma > 1.5）。在较大的半径，旋转急剧下降到v/sigma ~ 0.7，但保持与内部区域良好对齐。富金属和贫金属GC亚群的特征金属量的径向减少产生强梯度，幂律斜率分别为-0.17 +/- 0.04和-0.38 +/- 0.06 dex per dex。我们认为，这种模式是不自然的解释一个二进制的主要合并，而是由一个两阶段的组装过程中，内部区域已形成在一个早期的暴力，耗散阶段，其次是外部部分的长期增长，通过较小的合并与典型的质量比约为15-20：1。
2011-06-03 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$\mathcal{Q}_\mathrm…
2022-09-07 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Small-scale anisotropic galaxy clustering and the pairwise velocity dispersion of galaxies
星系成对速度色散（PVD）可以为非标准引力和星系形成模型提供重要的检验。我们描述的PVD测量的星系在星系和质量大会（GAMA）调查作为一个功能的投影分离和星系光度。由于GAMA调查的微弱星等限制（$r < 19.8$）和高度完整的光谱采样，我们能够可靠地测量PVD到比以前的工作更小的尺度（$r_\bot = 0.01$ Mpc/h）。从$σ\approx 200$ km/s（$M_r = -17$等）到$σ\approx 600$ km/s（$M_r \approx -22$等），在投影分离$r_\bot <~ 1$ Mpc/h处测量的PVD随光度的增加而近似单调增加。对Gonzalez-Perez（2014）GALFORM半解析模型的分析没有得出PVD随光度的这种趋势：模型高估了暗星系的PVD。这很可能是模型将太多低光度星系置于大质量晕中的结果。
2017-11-15 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
Probing the Mass Assembly and Chemical Evolution of High-z Galaxies with MASSIV
了解不同宇宙时期星系的不同聚集机制是星系演化和形成模型的关键问题。在此背景下，我们提出了MASSIV（质量大会调查与SINFONI在VVDS），一个正在进行的调查与VLT/SINFONI的目的是探索一个独特的样本的84恒星形成星系的红移范围z ~ 1-2的运动学和化学丰度。这个大样本，跨越了广泛的恒星质量，是独特的，在这些高红移和统计代表的整体星系人口。在本文中，我们给出了一个概述的MASSIV调查，然后集中在高z星系的空间分辨的化学性质及其对星系组装过程的影响。
2011-03-29 astro-ph.CO
The growth and assembly of a massive galaxy at z ~ 2
我们研究的蜘蛛网星系（MRC 1138-262），一个大规模的z = 2.2的射电星系的原星团和一个最明亮的星系团的可能祖先的恒星质量大会。通过拟合恒星星族模型来确定附近的原星系团星系，并确定它们的性质。我们发现，在150千秒差距的射电星系的恒星质量集中在射电星系，但大多数的尘埃未校正，瞬时恒星形成发生在周围的低质量卫星星系。我们预测，在射电星系150千秒差距内的大多数星系将在z = 0时与中央射电星系合并，使其恒星质量增加约2倍。然而，第一次合并需要几百万年才能发生，到那时，巨大的恒星形成率可能已经耗尽了卫星星系中的气体储备。卫星星系的潮汐半径很小，这表明恒星和气体被剥离并沉积在距离中央射电星系数十kpc的地方。这些被剥离的恒星可能会成为星团内的恒星，或者在射电星系周围形成一个扩展的恒星晕，就像在星团核心的cD星系周围观察到的那样。
2009-01-22 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
Integral field spectroscopy with SINFONI of VVDS galaxies. I. Galaxy dynamics and mass assembly at 1.2 < z < 1.6
上下文确定高红移星系聚集的主要过程仍然是理解宇宙历史早期星系形成和演化的一个主要问题。目标。这项工作旨在首次深入了解红移1.2<z<1.6处星系的动力学和质量聚集，即宇宙恒星形成率急剧下降之前的早期时期。方法.利用ESO-VLT上的近红外积分场摄谱仪SINFONI在0.65视宁度下获得了VIMOS VLT深巡天中9个1.2<z<1.6的发射线星系的空间分辨光谱。我们推导出的速度场和速度色散的kpc尺度上使用的Halpha发射线。结果在这9个恒星形成星系中，我们发现星系分布在3个星系群中：2个星系可以很好地被一个旋转的圆盘复制，3个星系可以被归类为主要的合并系统，4个星系表现出扰动动力学和高速色散。我们认为，有证据表明大合并产生了分级质量组装，大多数M> 10^11 Msun的大质量星系在3 Gyr周期内至少经历了一次大合并，以及持续的吸积为强恒星形成提供了证据。结论.这些结果指向一个星系形成和组装的情况下，涉及到几个过程，可能是并行的，与主要的合并和连续的气体吸积发挥了重要作用。在这个关键的宇宙时间，代表大部分星系人口的控制良好的样本是取得进一步进展所必需的。
2009-06-30 astro-ph.CO
Predicting halo occupation and galaxy assembly bias with machine learning
理解晕质量以外的晕属性对星系团的影响（即星系组装偏差）仍然是当代星系团模型的一个挑战。我们探索使用机器学习来预测晕职业和恢复星系聚类和组装偏差的半解析星系形成模型。对于恒星质量选定的样本，我们训练随机森林算法的中央和卫星星系的数量在每个暗物质晕。与预测的职业，我们创建模拟星系目录和测量的集群和组装偏差。使用一系列的晕和环境属性，我们发现，机器学习预测的占用变化与次级属性，星系聚类和组装偏差都与我们的目标星系形成模型非常一致。内晕性质对中心星系的预测至关重要，而环境对卫星星系的预测起着关键作用。我们的机器学习模型都以可用的格式提供。我们证明，机器学习是一个强大的工具，模拟星系晕连接，并可用于创建逼真的模拟星系目录，准确地恢复预期的占用变化，星系聚类和星系组装偏差，必要的宇宙学分析即将到来的调查。
2021-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmological dependence of halo and galaxy assembly bias
漂移集理论的主要预测之一是，暗物质晕的聚集只取决于晕质量。然而，长期以来人们已经确定，晕的聚集还取决于其他属性，包括形成时间，浓度和自旋;这种效应通常被称为晕组装偏差。我们使用一套重力模拟研究晕组装偏差对宇宙学的依赖性;这些模拟涵盖了跨越10个$σ$的宇宙学参数，包括$Λ$ CDM范式的标准扩展，如中微子质量和动态暗能量。我们发现，在所有的宇宙学研究的浓度和自旋选择的晕，晕组装偏差的强度呈现小于0.05德克斯的变化，让我们得出结论，晕组装偏差对宇宙学的依赖是可以忽略不计的。然后，我们研究的依赖星系组装偏差（即晕组装偏差在星系聚类的表现）对宇宙学使用subhalo丰度匹配。我们发现，星系组装的偏差也提出了很小的依赖宇宙学（$\sim$ 2 $\%$ -4 $\%$的总集群），另一方面，我们发现，这个信号的依赖性上的星系形成参数，我们的星系模型要强得多。综上所述，这些结果让我们得出结论，晕和星系组装偏差对宇宙学的依赖几乎可以忽略不计。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive Galaxies at High-z: Assembly Patterns, Structure & Dynamics in the Fast Phase of Galaxy Formation
在一个大的宇宙学体积中运行的流体动力学模拟中，已经在红移z = 4、5和6处识别出了松弛的大质量星系天体。这使我们能够分析在这些高z的星系分布的高质量端的组装模式，通过关注它们的结构和动力学特性。我们的模拟表明，在高红移的大质量物体已经遵循一定的标度关系。这些关系在晕尺度上定义了维里平面，而在银河尺度上，它们定义了内在的动力学平面，然而，相对于维里平面是倾斜的。因此，我们预测，大质量星系必须躺在基本平面从他们的形成。我们简要地讨论了倾斜的物理起源在大规模的星系形成在高Z的物理过程中，在一个两阶段的星系形成的情况下。具体地说，我们已经发现，这取决于不同的行为的重力加热的气体相比，冷气体先前参与苛性形成，和质量依赖性的能量可用于加热气体。
2011-03-22 astro-ph.CO
Assembly Bias and Splashback in Galaxy Clusters
我们使用公开的千年模拟数据，探讨最近检测到的组装偏差和回溅签名的影响，在一个大样本的星系团。这些都是通过redMapPer算法在SDSS/DR 8光度数据中确定的，并根据集群成员的投影位置分为高浓度和低浓度子样本。我们使用这些程序的简化版本，从模拟数据中构建相似大小的聚类样本。这些与观察到的样品非常匹配，并显示出类似的组装偏差和回溅信号。以前的理论工作已经发现，晕密度分布的对数斜率有一个定义明确的最小值，其深度减小，其半径增加与晕浓度。观测和模拟的集群样本的预测配置文件显示与这些预测相反的浓度趋势。此外，对于高浓度集群的最小斜率发生在比预测的半径小得多。我们发现，这些差异都反映了溅回功能和功能的集群识别和浓度估计程序上的配置文件之间的混淆。强烈的明显的组装偏差并没有反映在星系团周围物质的三维分布中。相反，这是前景或背景群体优先污染低浓度集群的结果。
2017-11-30 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): improved cosmic growth measurements using multiple tracers of large-scale structure
我们提出了第一个应用程序的“多示踪剂”红移空间失真（RSD）分析的观测星系样本，使用银河系和质量大会调查（GAMA）的数据。我们的数据集是一个r < 19.8的星等限制样本，包含178,579个星系，覆盖红移间隔z < 0.5，面积180 deg^2。我们获得的引力增长率的测量相比，一个单一的示踪剂分析，从相关的样本方差印在重叠的星系种群的分布中，得到10-20%的改进。我们提出了新的表达式之间的协方差的自功率和交叉功率谱的星系样本是有效的一般调查选择功能和加权方案。我们没有发现任何证据表明所测量的增长率对所使用的星系示踪剂的系统依赖性，证明了RSD建模假设，并使用N体模拟的模拟目录验证了我们的结果。对于由星系颜色选择的多个示踪剂，我们在两个独立的红移箱f*sigma_8（z=0.18）= 0.36 +/- 0.09和f*sigma_8（z=0.38）= 0.44 +/- 0.06中测量归一化增长率，与标准GR重力和其他星系调查在类似的红移。
2013-09-22 astro-ph.CO
Assembly Histories and Observational Properties of Simulated Early-type Galaxies
我们表明，大规模的模拟星系组装在两个阶段，与最初的增长占主导地位的紧凑的原位恒星形成，而后期的增长主要是由吸积的老恒星形成的亚基以外的主星系。我们还表明：1）引力反馈强烈抑制了大质量星系中的晚期恒星形成，这有助于观察到的星系颜色双峰性; 2）观察到的星系缩小可以在两相模型中自然地解释; 3）大质量星系的组装历史的细节与它们观察到的运动学性质直接相关。
2012-10-24 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
A flexible modelling of galaxy assembly bias
我们使用{ \sc Illustris TNG 300}磁流体动力学模拟，{ \sc SAGE}半分析模型，和subhalo丰度匹配技术（SHAM）检查的多样性预测星系组装偏差（即在一个固定的晕质量的星系大规模集群的差异，由于组装历史和其他属性的主机晕）。我们认为样本的星系选择根据其恒星质量或恒星形成率在不同的红移。我们发现，所有的模型预测组装偏置信号的不同幅度，红移的演变，并与选择标准和数密度的依赖。为了模拟这些非平凡的依赖，我们提出了一个扩展的标准SHAM技术，使它可以包括任意数量的组装偏差。我们这样做，优先选择具有相同的内部属性，但不同的{ \it个人}大规模的偏见subhaloes。我们发现，与此模型，我们可以成功地再现星系组装偏置信号在任何{ \sc SAGE}或{ \sc TNG}，所有的红移和星系数密度。我们预计，这个模型可以用来约束水平的组装偏差的意见和援助，在创建更现实的模拟星系目录。
2021-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining stellar assembly and AGN feedback at the peak epoch of star formation
我们研究了恒星形成高峰期（1<z<2）周围活动星系核（AGN）的恒星组装和反馈，通过比较流体动力学模拟和来自WFC 3（WFC 3）早期释放科学（ERS）计划的静止帧紫外光学星系颜色。我们的自适应网格细化模拟包括金属依赖的辐射冷却，恒星形成，由于超新星爆炸的动力外流，以及来自超大质量黑洞的反馈。我们的模型假设，当气体吸积到黑洞，一小部分的能量是用来形成热风或亚相对论动量传递准直喷流，这取决于吸积率。我们发现，在包含活动星系核反馈的模型中，预测的星系静止坐标系紫外光学颜色与在1<z<2处观察到的WFC 3 ERS样品的颜色基本一致。预测的大质量星系的数量也与这个红移范围内的观测结果吻合得很好。然而，预测大质量星系的剩余恒星形成活动水平高于观测估计，这表明需要进一步抑制恒星形成而不显着改变恒星质量函数。我们讨论了可能的改进，包括更快的恒星组装，通过增强恒星形成星系合并过程中，而恒星形成的高峰时期仍然调制的活动星系核反馈。
2012-07-03 astro-ph.CO
Assembly of the outer Galactic stellar halo in the hierarchical model
我们提供了一套数值N体模拟研究外银河系的恒星晕通过吸积事件的形成。在模拟了暗物质晕和逆轨道卫星晕与暗物质主晕的小合并后，我们分析了卫星星在自转速度分布中留下的信号。其目的是探索的轨道条件下，逆行信号的外部部分的晕，为了给一个可能的解释所观察到的银河系恒星晕的旋转特性。结果表明，对于质量大于主晕$\sim 1/40$的逆行卫星，动力学摩擦对不同轨道产生的最终速度分布的组合起着基础性作用，并且在低倾角轨道上运行的逆行卫星在外晕区沉积了更多的恒星，因此可以产生外晕中观察到的反向旋转行为.
2010-05-17 astro-ph.CO
Exploring the link between galaxy assembly and dark matter halo assembly in IllustrisTNG: Insights from the Mutual Information
本文利用互信息分析IllustrisTNG模拟，发现星系形成效率F★比颜色、sSFR和星系团可观测量更能灵敏指示暗物质晕组装历史，揭示星系与晕的共同演化关系。
2025-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching and morphological evolution due to circumgalactic gas expulsion in a simulated galaxy with a controlled assembly history
我们研究了暗物质晕组装对模拟的$\sim L^\star$星系演化的影响。从一个放大模拟的恒星形成的星系演变的鹰星系形成模型，我们使用的遗传修饰技术来创建一对互补的组装历史：一个在其中的光环组装晚于在未修改的情况下，和一个在其中它组装早。延迟组装导致星系表现出更大的现代恒星形成率比其未经修改的对应，而在加速的情况下，星系淬火在$z\simeq 1$，并成为球状。我们模拟每个组装历史9次，采用不同的种子的随机数发生器所使用的EAGLE的随机子网格实现的恒星形成和反馈。由组装历史差异驱动的系统性变化明显强于由这种随机性引起的随机分散。$\sim L^\star$星系演化对暗物质晕组装的敏感性来自于中心黑洞（BH）和晕的生长历史的紧密耦合，因此早期组装促进了更大质量BH的形成，以及更有效地排出环星系气体。作为对这种驱逐的反应，环银河系介质以较低的密度重新配置，延长其冷却时间，从而抑制了星际介质的补充。我们的研究结果表明，晕组装的历史显着影响$\sim L^\star$中央星系的演化，和环星系气体的驱逐是一个关键步骤，在淬火。
2021-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing galaxy-group correlations in redshift space with the halo streaming model
我们在星系与质量集合巡天（GAMA）中研究了红移空间中星系群的互相关。我们使用一组模拟GAMA星系和组目录开发和测试一种新的“晕流”模型的红移空间扭曲。这对待2晕相关性通过流模型，加上经验1晕长期来自模拟，允许精确建模到非线性制度。为了探测从红移空间扭曲推断的增长率的鲁棒性，我们按颜色划分星系，并根据它们的总恒星质量划分群体，通过引力透镜校准到总质量。我们将我们的模型拟合到相关数据，以获得扰动增长率$fσ_8$的估计，通过不同模拟实现之间的分散来验证参数误差。在模拟和真实的数据，我们表明，结果是密切一致的组和星系人口的不同子集之间，考虑到一些最小的投影半径，$r_{\rm min}$的相关数据的使用。对于模拟数据，我们可以使用晕流模型来低于$r_{\rm min} = 5h^{-1}$ Mpc，发现所有子集产生的增长率彼此相差约3%，并且与真实值一致。对于实际的GAMA数据，结果受到宇宙方差的限制：$fσ_8=0.29\pm 0.10$的有效红移为0.20;但我们有充分的理由期待这种方法将从相同类型的大型数据集（如DESI亮星系巡天）中得到精确的约束。
2022-09-07 astro-ph.CO
Galaxy Assembly and SMBH/AGN-growth from Cosmic Dawn to the End of Reionization
我们提出了一个分层的、紫外-近红外、宇宙学宽波段和中波段成像和棱镜巡天，在两个历元中覆盖~10度^2，直到m_AB=28，在七个历元中覆盖~3度^2，直到m_AB=28，并且在20个历元中~1 deg^2至m_AB=30 mag。这样的测量是对JWST测量的重要补充（在λ> 1100 nm且z>~8处<~0.1 deg^2至m_AB<~31 mag）。我们的目标是：（1）通过对5.5<z<8的Lyα发射星系和Lyman-break星系的研究，了解星系是如何由原始密度场的扰动形成的，并追踪IGM的金属富集;（2）通过绘制PopII恒星形成、（矮）星系形成和星系组装的斜坡，测量星系光度函数（LF）暗端从z~8到z~0的演化，（3）直接研究氦再电离完成后，星系和弱活动星系核在z~4.0--2.5范围内λ <91.2nm的逃逸分数;（4）从z~5到z~0，测量与质量和环境相关的星系聚集过程，组合精确（sigma_z/（1+z）<~ 0.02）具有空间分辨的恒星星族和kpc尺度结构的>~ 5 × 10^6星系的photo-z's;（5）追踪星系合并速率的强烈时代依赖性，并限制暗能量如何影响星系组装和SMBH的生长;（6）研究类星体LF暗端（10 ° ^2以上）中的> 10^5个弱活动星系核/正在进食的SMBH，并测量SMBH的增长如何与星系组装和球状体增长保持同步，以及自z~8以来的宇宙时间…
2009-04-13 astro-ph.CO
Mapping the galaxy-halo connection to the galaxy bias: implication to the HOD-informed prior
本研究探讨了不同HOD模型对星系偏置参数先验的影响，发现包含暗晕浓度相关的组装偏置会显著改变二次偏置参数分布，强调考虑组装偏置对提升宇宙学分析稳健性的重要性。
2024-10-11 astro-ph.CO
Does stellar mass assembly history vary with environment?
使用公开的VESPA数据库的SDSS数据Release 7光谱，我们计算恒星质量加权年龄（以下MWA）作为本地星系密度和暗物质晕质量的函数。我们比较我们的结果与半解析模型从公共千年模拟。我们发现，恒星MWA有一个大的散射，这是固有的数据和半解析模型中看到的一致。恒星MWA与局部星系密度无关（到一阶），这在半解析模型中也可以看到。作为增加的暗物质晕质量（使用SDSS纽约增值组目录）的函数，我们发现，成员星系的平均恒星MWA增加，这是再次发现在半解析模型。此外，我们使用公共的暗物质质量吸积历史（MAH）的模拟校准的代码，计算的暗物质质量加权年龄作为暗物质晕质量的函数。与以前的分析一致，我们发现，恒星MWA和暗物质MWA是反相关的大质量晕，即，暗物质吸积似乎并不是决定何时恒星质量编译的主要因素。这种影响可以用缩小规模来描述。
2011-01-28 astro-ph.CO
On ths assembly history of stellar components in massive galaxies
Matsuoka & Kawara（2010）表明，在0 < z < 1期间，质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0）的数密度比质量次大的星系群（log M/M_sun=11.0-11.5）增加得更快。这似乎与明显的“缩编效应”相矛盾。我们试图理解这两个观察结果的背景下，层次合并的范例，使用半分析技术。我们的模型近似地再现了Matsuoka & Kawara（2010）的结果。缩小也可以理解为较大的星系平均具有较小的组装年龄，但恒星年龄较大。我们的基准模型进一步揭示了大质量星系的恒星质量增长的历史细节。质量最大的星系（log M/M_sun=11.5-12.0，z=0），大多数是最明亮的星系团，大约70%的恒星成分是通过合并吸积获得的。随着星系质量的增加，合并吸积的作用单调下降：在z=0时，log M/M_sun=11.0-11.5为40%，log M/M_sun=10.5-11.0为20%。在整个红移范围内，通过星系合并产生的比吸积恒星质量速率下降非常缓慢，而比恒星形成速率则随时间急剧下降。对于质量最大的星系，并合吸积成为z~2处恒星质量增长的最重要通道。另一方面，在L* 星系中，原位恒星形成一直是主要的通道。
2013-02-06 astro-ph.CO
Detection of the Splashback Radius and Halo Assembly bias of Massive Galaxy Clusters
我们发现，SDSS光度星系周围的星系团的投影数密度分布显示强有力的证据，飞溅半径，一个尖锐的晕边缘对应的卫星星系的第一个轨道远心的位置后，他们的陷落。我们分裂成两个子样本的集群与不同的平均投影径向距离的成员，$\langle R_{\rm mem}\rangle$，在固定的丰富度和红移，并表明，样本较小的$\langle R_{\rm mem}\rangle$有一个较小的比例的回溅半径传统的晕边界$R_{\rm 200m}$，比子样本较大的$\langle R_{\rm mem}\rangle$，表明不同的质量吸积率的两个子样本。Miyatake等人最近使用了相同的集群样本，以表明尽管它们具有相似的弱透镜质量，但它们的大规模集群不同，这证明了晕组装偏差的强有力证据。我们扩大了这一结果，提出了一个6.6-$σ$检测晕组装偏差使用集群光度星系互相关。我们测得的回溅半径较小，而组装偏置信号的强度更强，比预期的N体模拟的基础上$Λ$为主，冷暗物质结构形成模型。动力学摩擦或集群发现系统学，如偏心或投影效应不太可能是这些差异的唯一来源。
2016-01-22 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Fine filaments of galaxies detected within voids
根据银河系和质量大会（GAMA）调查的数据，我们报告发现的结构，我们称之为“卷须”的星系：连贯的，薄链的星系，植根于长丝和终止于邻近的长丝或空隙。卷须平均包含6个星系，跨度为10 $h^{-1}$ Mpc。我们使用所谓的线关联函数来证明卷须代表真实的结构，而不是偶然的对齐。我们发现，在SDSS-DR 7调查中发现的与GAMA区域重叠的空洞包含大量的星系，主要属于卷须。这意味着空隙尺寸强烈依赖于调查的数量密度和灵敏度极限。我们警告说，在低密度区域的星系，这可能被定义为“空星系”，将有当地的星系数密度取决于这样的观测极限，可能高于可以直接测量。
2014-01-28 astro-ph.CO
Probing Galaxy Assembly Bias in BOSS Galaxies Using Void Probabilities
我们在重子振荡光谱巡天（BOSS）中测量了星系的空几率函数（VPF）。VPF为标准的两点统计提供了补充信息，因为它对宇宙网中最极端密度不足的星系偏差很敏感。因此，VPF是测试星系晕占据是否取决于大尺度密度的理想方法，这种效应被称为星系组装偏差。我们发现，标准HOD模型-一个参数化的晕质量-只适合两点函数，准确地预测VPF。此外，对于其中明确地并入密度依赖性的HOD模型，拟合到关联函数和VPF的组合的最佳拟合模型具有零密度依赖性。因此，星系组装偏差不是一个强大的系统不确定性的来源时，模拟集群的大质量星系。
2019-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): galaxy radial alignments in GAMA groups
我们约束的星系和质量大会调查组目录内的卫星星系形状的投影径向对准角的分布。我们确定的星系群光谱红移和测量星系投影椭圆从斯隆数字巡天成像。样本的3,850组13,655卫星星系与高质量的形状测量，我们发现一个小于2西格玛信号的径向对齐的平均投影椭圆度分量和投影位置角时，使用星系形状估计优化弱透镜测量。如果我们使用2-D Sérsic模型拟合来定义星系方向，相对于没有对准的预期，我们的径向对准测量增加到大于3-sigma显著性。我们对径向排列的弱测量与暗物质N体模拟的预测相冲突，我们将其解释为集团和星系团卫星中重子和暗物质大错位的证据。在我们的不确定性，这是由我们的小样本量为主，我们发现只有弱和边缘显着的趋势的径向排列角度分布的投影距离从组中心，主机晕质量，和红移，可能是一致的潮汐扭矩机制径向排列。使用我们的透镜优化形状估计，我们估计，星系群成员的内在排列可能会导致一个系统误差的平均微分投影表面质量密度的群体推断从弱透镜观测-1 +/-20%，在尺度约300千秒差距/小时，从集团中心假设一个测光红移r.m.s.误差为10%，我们组的样本中位红移为0.17，中位维里质量约为10^{13} h^{-1} M_{sun}。
2013-06-20 astro-ph.CO
A Pair of Early- and Late-Forming Galaxy Cluster Samples: a Novel Way of Studying Halo Assembly Bias Assisted by a Constrained Simulation
晕组装偏差是指暗物质晕的大尺度偏差与其质量之间的依赖关系，是标准宇宙学模型的一个基本性质。它于2005年在千禧年模拟中首次被发现，已被证明很难通过观测被发现，迄今为止只有少数令人信服的探测声明。主要的障碍在于找到一个准确的代理晕形成时间。在这项研究中，通过利用约束模拟，可以忠实地再现观测到的结构大于$2\,$ Mpc在本地宇宙中，在$z\le 0.12$的634个大质量的集群的样本，我们发现它们的对应晕在模拟和使用匹配的晕的质量增长历史来估计所观察到的集群的形成时间。这使我们能够构建一对早期和晚期形成的星系团，通过弱引力透镜测量具有相似的质量，并且大尺度偏差在$\approx 3σ$水平上不同，暗示了组装偏差的签名，这进一步证实了星系团星系的性质，包括最亮的星系团星系，以及成员星系的空间分布和数量。我们的研究铺平了道路，以进一步检测组装偏见的基础上构建的集群样本纯粹观察到的数量。
2022-08-04 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The galaxy stellar mass function at z < 0.06
我们利用星系与质量集合体（GAMA）巡天前三年的143度^[2]区域确定了低红移场星系恒星质量函数（GSMF）。这次红移测量的星等极限是三分之二的区域r < 19.4等，三分之一的区域r <19.8等。GSMF是从5210个星系的样本使用密度校正的最大体积方法确定的。这有效地克服了数密度与红移之间的波动问题。当H_0 = 70时，GSMF在10^8 ~ 10^11.5 Msun之间可以用双谢克特函数很好地描述，其中质量^* = 10^10.66 Msun，φ_1 ^* = 3.96 x 10^-3 Mpc^-3，α_1 =-0.35，φ_2 ^* = 0.79 x 10^-3 Mpc^-3，α_2 =-1.47。这一结果对于流动模型修正的红移的不确定性比来自较浅的斯隆数字巡天主样本（r < 17.8等）的结果更鲁棒。GSMF的上升也可以直接在i波段和K波段星系光度函数中看到。在GAMA测量体积内精确测量低于10^8兆太阳的GSMF是可能的，但正如预期的那样，需要更深的成像数据来解决低表面亮度星系的贡献。
2012-02-14 astro-ph.CO
Probing galaxy assembly bias with LRG weak lensing observations
在Montero-Dorta等人2017年的研究中，我们发现在$z\sim0.55$进行的SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中的发光红色星系（LRG）可以根据它们的恒星形成历史分为两组。所谓快速成长的LRGs在$z\sim5$聚集成与恒星质量相同的$80\%$，而缓慢成长的LRGs在$z\sim1.5$达到相同的演化状态。我们进一步证明，这两个亚群呈现显着不同的聚类特性的尺度上的$\sim1 - 30 \mathrm{Mpc}$。在这里，我们使用星系-星系透镜技术测量每个子样本的平均晕质量，在LRG目录和CS 82和CFHTLenS剪切目录的$\sim190°^2$重叠。我们发现，快速和缓慢增长的LRG有类似的透镜配置文件，这意味着他们生活在类似的质量晕：$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm fast}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) = 12.85^{+0.16}_{-0.26}$和$\log\left(M_{\rm halo}^{\rm slow}/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}\right) =12.92^{+0.16}_{-0.22}$。这一结果，结合聚类差异，表明星系组装偏差的存在，尽管这种影响太微妙，无法明确证明我们目前弱透镜测量的误差。我们表明，这可以很快实现与即将到来的调查，如DES。
2018-05-09 astro-ph.CO
On the prospect of using the maximum circular velocity of halos to encapsulate assembly bias in the galaxy-halo connection
我们调查的概念修改的晕占领分布的方法，使用晕的当今最大圆周速度，$\vmax$，作为一种替代晕质量。特别是，使用半解析星系形成模型应用于千年WMAP 7模拟，我们探讨的程度，切换到$\vmax$作为主要的晕属性将组装偏差的影响纳入形式主义。我们认为固定数量密度的星系样本排列恒星质量和研究的变化，无论是晕浓度或形成时间的晕占领功能。我们发现，使用$\vmax$的结果在一个显着减少的占有率变化的中央星系，特别是浓度。另一方面，在所有情况下，卫星占用变化都增加。我们发现，有效地没有变化的晕聚类依赖于浓度，固定箱的$\vmax$相比，固定晕质量。最重要的是，我们计算的集群集群的振幅进行比较的洗牌星系样本的组装偏差对星系集群的影响，发现星系组装偏差的水平基本保持不变。我们的研究结果表明，虽然使用$\vmax$作为代理晕质量减少了一些占用的变化表现在星系晕的关系，它是不能够封装的组装偏差的影响可能存在于星系团。使用其他更复杂的晕圈性质，如$\vpeak$，即组装历史中$\vmax$的峰值，提供了一些改进，并保证了进一步的研究。
2019-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of ISM turbulence, clustered star formation and feedback on galaxy mass assembly through cold flows and mergers
星系质量聚集的两个主要通道是冷流（通过宇宙网的细丝提供的冷气）和合并。在宇宙学背景下，这些过程如何结合在一起，在低和高红移下，产生我们观察到的整个星系动物园，这在很大程度上是未知的。事实上，关于每一个孤立过程的详细物理原理，还有很多东西需要了解。虽然这些形成通道已经研究了使用流体动力学模拟，在这里，我们研究它们对气体性质和恒星形成（SF）的影响，一些第一次模拟捕捉多相，多云性质的星际介质（ISM），凭借其高空间分辨率（和相应的低温阈值）。在这一制度中，我们研究了冷流和超新星（SNe）驱动的流出在一个非常高红移星系（z { \approx } 9）之间的竞争，并研究了等质量星系合并在低和高红移的演变，重点是诱导SF。我们发现，SNe驱动的外流不能减少冷吸积在z { \approx } 9和SF实际上是增强由于随之而来的金属富集。我们演示了如何最近的几个观测结果的星系人口（例如，增强HCN/CO比在ULIRGs，一个单独的Kennicutt施密特（KS）序列的星爆和人口的紧凑的早期型星系（ETGs）在高红移）可以解释与星系合并模拟中捕获的机制，只要ISM的多相性得到解决。
2011-02-21 astro-ph.CO
Exploring the Luminosity Evolution and Stellar Mass Assembly of 2SLAQ Luminous Red Galaxies Between Redshift 0.4 and 0.8
本文分析了2dF和SDSS LRG和类星体巡天（2SLAQ）中8625亮红星系在z = 0.4和z = 0.8之间的演化。的LRGs被分成红移箱和演化的光度和恒星质量函数与红移被认为是一个被动的演化情景的假设和比较。我们提请注意几个来源的系统误差，可能会偏置本文中所作的进化预测。虽然推断的演变被发现是相对不受影响的光谱演变模型的确切选择用于计算K+e校正，我们得出结论，光度误差可能是一个显着的偏差在颜色选择的样本，如这一点，特别是当使用参数极大似然为基础的估计。我们发现，最大质量的LRGs的演化与被动演化的假设是一致的，并且LRGs的恒星质量组装在z ~ 0.8时基本完成。我们的研究结果表明，恒星质量大于10^11太阳质量的大质量星系一定在非常早期（z > 1）就经历了合并和恒星形成过程。这支持了正在出现的恒星形成和早期类型星系的质量组装都在缩小的图像。鉴于我们的光谱样本覆盖了前所未有的大体积，并探测了星系质量函数的最大质量端，我们发现这些观测结果对当前许多星系形成模型提出了重大挑战
2009-11-17 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The large scale structure of galaxies and comparison to mock universes
从45,542个星系和6,000个星系群的有限体积样本中，我们使用$z \leq 0.213$，采用一种适应性最小生成树算法来识别和分类星系和质量大会（GAMA）调查中的大尺度结构。使用星系群，我们确定了643个灯丝横跨三个赤道GAMA领域，跨度高达200 $h^{-1}$兆秒差距的长度，每个平均8组内。通过分析不属于星系群的星系，我们发现了一个完全由星系组成的较小相干结构的次级种群，这些星系被称为“卷须”，它们似乎将细丝连接在一起，或穿透到空隙中，通常测量长度约为10 $h^{-1}$ Mpc，平均包含6个星系。最后，我们还能够识别一群孤立的空星系。通过在GAMA模拟星系表上运行该算法，我们比较了观测数据和模拟数据之间的大尺度结构特征，发现模拟细丝非常好地再现了观测数据。这提供了一个探针的高阶分布统计没有捕获的常用的两点关联函数。
2013-11-05 astro-ph.CO
Galaxy Stellar Mass Assembly between 0.2<z<2 from the S-COSMOS survey
我们在COSMOS 2度^[2]场中，通过形态学和光谱类型来跟踪星系恒星质量集合。我们选取了196，000个F（3.6 μ m）> 1 μ Jy的星系，用精确的光度红移（sigma_（（zp-zs）/（1+zs））=0.008（i<22.5））计算了z=2 ~ z=0.2的恒星质量函数和质量密度。利用光谱分类，我们发现z~1是静止星系恒星质量集合的一个跃迁时期。它们的恒星质量密度在z=1.5-2和z=0.8-1之间增加1.1 dex（Δ t ~2.5 Gyr），但在z=0.8-1和z~0.1之间仅增加0.3 dex（Δ t ~ 6 Gyr）。然后，我们添加形态信息，发现80-90%的大质量静止星系（log（M）~11）在z<0.8时具有椭圆形态。因此，一个占主导地位的机制链接关闭的恒星形成和收购的椭圆形态在大质量星系。尽管如此，仍有相当一部分静止星系在低质量时呈现Spi/Irr形态（log（M）~9.5时为40-60%），但这一比例小于使用“晕淬灭”配方的半分析模型的预测。我们还分析了恒星形成星系的演化，并将它们分为“中等活动”和“高活动”星系。我们发现，质量最大的“高活动”星系首先结束了它们的高恒星形成率阶段。最后，在z<1时，大质量恒星形成星系的空间密度变得低于大质量椭圆星系的空间密度。因此，在z<1时，大质量椭圆星系形成过程中的“湿合并”速率必须非常迅速地下降，这可以解释在这…
2009-12-03 astro-ph.CO
Early assembly of the most massive galaxies
目前的共识是，星系开始于早期宇宙中的小密度波动，并通过原位恒星形成和分层合并而成长。恒星开始相对快速地形成亚星系大小的建筑块，称为晕，随后组装成星系。然而，这次大会的确切时间是一个有争议的问题。在这里，我们报告说，最明亮的星系团的恒星质量，这是最明亮的物体发出恒星光，大约90亿年前，是没有显着不同的恒星质量今天。在大爆炸后的4-5 Gyrs，明亮的星系团几乎完全聚集在一起，此时已经增长到它们最终恒星质量的90%以上。我们的数据与最新的星系形成模型相冲突，该模型基于对暗物质晕发展的最大模拟。这些模型预测了在哈勃时间内最明亮的星系团的长期形成，只有22%的恒星质量在我们的样本探测的时代组装。我们的研究结果提出了一个新的图片，其中最明亮的星系团星系经历了早期的快速增长，而不是长期的层次组装。
2009-03-31 astro-ph.CO
Low-mass galaxy assembly in simulations: regulation of early star formation by radiation from massive stars
尽管最近在形成现实的现代星系方面取得了成功，但模拟仍然比观测表明的更早形成了它们的大部分恒星。本文研究了低质量场星系、矮星系和典型旋涡星系中恒星的质量聚集过程，着重研究了年轻星团辐射对恒星形成（SF）历史的影响。我们实现了一个新的模型SF与确定性的低效率，每自由落体时间，观察分子云。恒星反馈是基于对恒星形成区的观测，包括来自大质量恒星的辐射压力、H II区的光加热、超新星和恒星风。我们发现，恒星辐射对低质量星系的形成有很强的影响，特别是在z > 1时，它通过分散冷而致密的气体有效地抑制了SF，防止了恒星成分的失控增长。这种行为在各种观测中都很明显，但迄今为止，没有辐射反馈的分析和数值模型都无法解释。与单独的超新星相比，在z < 2时，辐射反馈使SF率降低了约100倍，产生了不断上升的SF历史，重现了最近对本群矮星的观测。恒星辐射也会产生无膨胀的螺旋星系，可能是造成恒星盘过度增厚的原因。星系的旋转曲线和重子分数也与当前的数据非常吻合。最后，矮星系显示了一个非常缓慢的减少中央暗物质密度所造成的辐射反馈宇宙演化的最后~7 Gyr。
2015-01-12 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Linking Star Formation Histories and Stellar Mass Growth
我们从星系和质量集合体（GAMA）巡天的观测中，给出了低质量（M* < 10^10 Msun）星系中随机恒星形成历史的证据。对于0.05<z<0.32之间的约73，000个星系，我们根据光谱Halpha测量计算了恒星形成率（SFR）和比恒星形成率（SSFR = SFR/M*），并应用来自Balmer递减的尘埃校正。我们发现SSFR对恒星质量的依赖性，使得SSFR随着恒星质量的增加而降低，对于完整的样本，SSFR随着恒星质量的增加而降低。我们使用简单的参数化指数下降的恒星形成的历史，研究恒星形成的时间尺度和形成红移的恒星质量的依赖。我们发现，以前拟合z~1星系样本的参数化方法不能恢复在0.05<z<0.32的GAMA样本中观测到的SSFR和恒星质量的分布。特别是，大量的低质量（M* < 10^10 Msun）星系被观测到具有比这些简单模型在0.05<z<0.32的红移范围内所能解释的更高的SSFR，即使在调用质量依赖的阶段演化时也是如此。对于这样一个大量的星系，以保持低恒星质量，但港口这样高的SSFR，需要一个弱的基本指数下降SFH叠加随机爆发的恒星形成晚发病。
2013-06-11 astro-ph.CO
Constraining the star formation and the assembly histories of normal and compact early-type galaxies at 1<z<2
[摘要]我们提出了一项基于62个早型星系（ETG）样本的研究，其样本为0.9<z_spec<2，旨在限制它们过去的恒星形成和质量组装历史。该样品是由正常的ETG的有效半径相当于当地的平均半径和紧凑的ETG的有效半径从2到6倍小。我们没有发现证据的ETG的紧凑性依赖于他们的恒星质量。我们发现正常ETG的恒星质量形成于z_form<3，而致密ETG的恒星含量形成于2<z_form <10 with a large fraction of them characterized by z_form>5。在z_form>5时形成的早期恒星聚集在致密且质量更大（M_*>10^11 M_sun）的ETG中，而在z_form<3时形成的晚期恒星或在随后的恒星形成阶段形成的恒星聚集在致密和正常ETG中。因此，恒星星族越老，宿主星系的质量就越大，但反之则不然。这表明形成时代可能在大规模ETG的形成中发挥作用，而不是质量本身。正常<z>~1.5 ETG可能是高z致密球体通过随后的干合并扩大的后代的一般方案是不兼容的，目前的模型预测的干合并的数量比所需的数量级低两个数量级。此外，我们没有发现证据支持依赖于它们的组装红移星系的紧凑性。最后，我们提出了一个简单的基于耗散富气合并的ETG恒星质量的形成和组装方案，该方案可以定性地解释在~1.5观测到的正常ETG和致密ETG的共存<z…
2011-02-02 astro-ph.CO
