K2: A new method for the detection of galaxy clusters based on CFHTLS multicolor images
我们已经开发了一种新的方法，K2，优化的星系团的探测在银河系图像。基于红色序列方法，K2使用颜色和位置的同时增强来检测聚类。通过广泛的蒙特卡罗模拟和通过比较现有的集群目录的基础上两种不同的光学方法，也对X射线数据的检测意义是鲁棒的确定。K2还提供了候选星系团的丰度和光度红移的定量估计。最初，K2被应用于CFHTLS-Wide数据的161平方度的双色gri图像。我们的模拟表明，在我们选择的阈值下，错误检测率仅为~ 1%，并且对于类天炉座和更丰富的星系团，在红移为0.6时，星系团目录完成了~80%，对于较差的星系团，红移为z ~0.3。基于Terapix T05发布的GRI光度星表，每平方度探测到35个星团，每两平方度有1-2个类似天炉座或更丰富的星团。包含6144个星系团数据的星表已经准备好，其中239个是富星系团。这些星系团，尤其是后者，正在寻找引力透镜--这是我们在CFHTLS中进行星系团检测的主要动机之一。K2方法可以很容易地扩展到使用额外的颜色信息，从而提高整体集群检测到更高的红移。完整的K2星系团星表，以及成员星系的补充星表，可向作者索取。
2009-10-22 astro-ph.CO
The PCA Lens-Finder: application to CFHTLS
我们提出了一个新的搜索银河系尺度强透镜系统的CFHTLS宽的结果。我们的透镜寻找技术涉及预选潜在的透镜星系，对尺寸和大小进行简单的削减。然后，我们对星系图像进行主成分分析，以确保干净地去除光剖面。使用聚类拓扑算法DBSCAN在残差图像中搜索透镜特征。我们发现1098个镜头候选人，我们目视检查，导致109个新镜头候选人的清洁样本。使用现实的图像模拟，我们估计我们的样本的完整性，并表明它是独立的源表面亮度，爱因斯坦环的大小（图像分离）或透镜红移。我们比较我们的样品的性能，以前的镜头搜索CFHTLS。包括本检索，CFHTLS中发现的晶状体总数为678个，相当于每平方度约4个晶状体，低至i=24.8。这相当于在像欧几里得一样宽的测量中总共使用~ 60.000个透镜，但在CFHTLS的分辨率和深度下。
2016-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A direct measurement of tomographic lensing power spectra from CFHTLenS
我们在加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的两个测光红移仓中测量了弱引力透镜剪切功率谱及其交叉功率。直接在多极空间中进行测量，根据可调频带功率。对于从数据中提取的频带功率，我们已经实现并扩展了二次估计，最大似然法，使我们能够很容易地考虑到不规则的调查几何形状，面具，和不同的采样密度。我们发现68%的可信区间在$σ_8$ - $Ω_{\rm m}$ -平面是勉强一致的结果从$Planck$一个简单的五参数$Λ$ CDM模型。对于投影参数$S_8 \equiv σ_8(Ω_{\rm m}/0.3)^{0.5}$，我们获得了$S_8 = 0.768_{-0.039}^{+0.045}$的最佳拟合值。这一限制与其他CFHTLenS研究以及暗能量调查的结果一致。我们最保守的模型，包括由于重子反馈和边缘化测光红移误差的功率谱的修改，产生了一个上限的总质量的$Σm_ν< 4.53 \, {\rm eV}$在95%的可信度三个简并大质量中微子，而贝叶斯模型比较不赞成任何模型扩展超出一个简单的五参数$Λ$ CDM模型。将剪切似然与$Planck$结合打破了$σ_8$ -简并性，并产生了$σ_8=0.818 \pm 0.013$和$Ω_{\rm m} = 0.300 \pm 0.011$，这与单独使用$Planck$的结果完全一致。
2015-11-24 astro-ph.CO
Using neural networks to estimate redshift distributions. An application to CFHTLenS
我们提出了一种新的方法，使用神经网络（NN）来估计星系样本的红移分布。我们能够使用分类神经网络获得每个星系的概率密度函数（PDF）。该方法适用于58714星系CFHTLenS的光谱红移从深2，VVDS和VIPERS。使用这些数据，我们表明，堆叠的PDF的真正的$N(z)$使用5，4或3光度带的信息给出了一个很好的表示。我们证明了用N（z_（phot））代替N（z_（truth））在几个层析面元的透镜功率谱P_（kappa）上的分数误差<=1。此外，我们研究了当训练样本很少时，这种方法的性能如何，并表明在这种情况下，神经网络在高z时稍微高估了N（z）。最后研究了训练样本不代表完整数据集的情况。本文附带的IPython笔记本可在以下网站获得：https://bitbucket.org/christopher_bonnett/nn_notebook
2013-12-04 astro-ph.CO
Weak lensing measurement of galaxy clusters in the CFHTLS-Wide survey
我们提出了第一个弱引力透镜分析完成的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）。我们研究了64平方度的W1场，CFHTLS宽调查领域中最大的，并提出了最大的连续弱透镜收敛“质量图”。2.66使用KSB管道对覆盖CFHTLS部分的高分辨率哈勃太空望远镜成像进行验证，测量了100万个星系形状。我们的i波段测量也与独立的r波段成像的分析一致。重建的透镜收敛图包含301个峰，信噪比v>3.5，与ΛCDM模型的预测一致。在这些峰中，有126个位于BCG的3.0'以内，该BCG是在独立的红色序列调查中从光学成像中鉴定的。我们还确定了7个对应的大规模集群以前看到的X射线发射在6平方度XMM-LSS调查。利用测光红移估计的源星系，我们使用层析透镜方法来拟合红移和质量的每个收敛峰。与光学观测结果相匹配，我们确认了85个χ^2小于3.0，平均红移<z_c>为0.36，速度色散<σ_c> = 658.8 km/s的星系群/星团。未来的调查，如DES，LSST，KDUST和EUCLID，将能够应用这些相同的技术来映射更大体积的星系团，从而严格约束宇宙学模型。
2012-01-31 astro-ph.CO
Bayesian Cluster Finder: Clusters in the CFHTLS Archive Research Survey
在当前和未来的巡天中对星系团的探测能够测量质量与光的比率、聚集特性、星系团丰度，从而限制宇宙学参数。提出了一种基于贝叶斯匹配滤波算法的星系团探测新方法。该方法能够通过根据星系亮度、密度和光度红移的滤波器的最大化，结合考虑颜色-星等关系和BCG-红移关系的星系团先验，确定星系团的位置、红移和丰度。我们通过真实的模拟星系目录测试了该算法，发现对于z $<$ 1.2和比$Λ_{CL}>$ 20更丰富的星系团（Abell Richness $\sim$ 0，M $\sim4\times10^{14} M_{\odot}$），检测是100%完整的，纯度为80%。如果我们不包括先验信息，完整性和纯度保持大致相同，这意味着该方法能够检测星系团有和没有一个明确的红色序列。我们将该算法应用于CFHTLS档案研究调查（CARS）数据，使用相同或更深的数据加上似乎是真实的额外集群恢复与先前发布的类似检测。
2011-10-31 astro-ph.CO
Pre-processing of galaxies in cosmic filaments around AMASCFI clusters in the CFHTLS
星系团和星系群被认为是沿着宇宙细丝的首选方向吸积物质的。然而，这些结构已被证明难以检测，因为它们的对比度低，很少有研究集中在集群坠落区。在这项工作中，我们使用光度红移在0.15<z<0.7的范围内探测到了星系团周围的宇宙细丝。我们在这些结构中描述了星系群的特征，以研究宇宙细丝和星系群对恒星形成淬火的“预处理”的影响。使用AMASCFI加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）T0007集群样本（Sarron等人，2018）进行宇宙细丝探测。在光度红移切片中用DISPERSE算法进行灯丝重建。我们表明，这种重建是可靠的CFHTLS一样的调查在0.15<z<0.7使用模拟星系目录。我们使用LePhare SED拟合算法将我们的星系目录分为两个群体（被动和恒星形成），并使用两个红移箱（0.15<z<=0.4和0.4<z<0.7）。我们发现，AMASCFI集群连接性（即连接到集群的细丝的数量）随着集群质量M200而增加。R200以外的丝状星系被发现更接近于低红移的星系团，无论星系类型如何。暗条中的被动星系比只有在低红移仓中的恒星形成星系更接近星系团。在d~ 5cMpc范围内，星系的被动部分随团心距离的增加而减小.不在我们重建的节点上的星系群/星系团主要在宇宙细丝内发现。这些结果为宇宙细丝的“预处理”提供了线索，这可能是由于较小的星系群。通过将这种方法应用于更大的光度测量，如HSC-…
2019-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
CARS: The CFHTLS-Archive-Research Survey II. Weighing dark matter halos of Lyman-break galaxies at z=3-5
目的：我们测量了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）深场的大量u-（z~3），g-（z~4）和r-（z~5）脱落样本的聚类特性。研究方法：光度红移分布与模拟一起，使我们能够去项目的角度相关测量和估计物理量，如相关长度，晕质量，星系的偏见，和晕占领作为紫外线光度的函数。结果：我们首次在z~5的关联函数中检测到一个显著的单晕项。发现LBG的共动关联长度和晕质量随静止坐标系紫外光度的减小而减小。没有显着的红移演化中发现的任何数量。LBG的典型晕质量是M>~10^{12}h^{-1}M_ \odot，而且晕通常被少于一个星系占据。在脱落样本中清楚地观察到UV光度的聚类分离，但是红移演化不能清楚地从红移分布引入的系统不确定性中解脱出来。我们研究了一系列可能的红移分布，以说明这种选择的效果。光谱学的代表性的子样本，需要高精度的绝对测量高Z晕质量。
2009-03-23 astro-ph.CO
Extended Photometry for the DEEP2 Galaxy Redshift Survey: A Testbed for Photometric Redshift Experiments
本文介绍了一个新的星表，补充现有的DEEP 2星系红移巡天光度和光谱星表与ugriz测光从其他两个调查;加拿大-法国-夏威夷遗产调查（CFHTLS）和斯隆数字巡天（SDSS）。每一个星表都是通过在天空中的位置进行交叉匹配的，以便为DEEP 2星表中的天体分配乌格利兹测光。我们已经重新校准了CFHTLS测光，其中它与DEEP 2重叠，以提供更均匀的数据集。我们还使用这种改进的光度测定来预测以前只能获得较差测量结果的地区的DEEP 2 BRI光度测定。此外，我们已经包括了改进的天体测量与SDSS，而不是USNO-A2.0的所有DEEP 2对象。总的来说，这个星表包含了大约27，000个天体，它们都有完整的乌格利兹测光和强大的光谱红移测量，其中64%的天体r > 23。通过将DEEP 2星系红移巡天的安全和准确的红移与ugriz测光相结合，我们创建了一个目录，可以用作未来photo-z研究的优秀测试平台，包括LSST和DES等测量算法的测试。
2013-01-31 astro-ph.CO
CFHTLenS tomographic weak lensing cosmological parameter constraints: Mitigating the impact of intrinsic galaxy alignments
我们提出了一个精细的分箱层析弱透镜分析的加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜调查，CFHTLenS，减轻污染的信号从存在的内在星系排列通过同时适合的宇宙学模型和内在的对齐模型。CFHTLenS在五个光带中跨越154平方度，具有精确的剪切和光度红移，星系样本的中值红移为zm =0.70。我们估计了21组与6个红移仓相关的宇宙切变关联函数，每个红移仓的角度范围为1.5<θ <35弧分。我们将CFHTLenS数据与辅助宇宙学探测相结合：宇宙微波背景与WMAP 7数据，重子声学振荡与BOSS数据，以及HST距离阶梯的哈勃常数。这导致了对平坦的Lambda CDM宇宙学的物质功率谱sigma_8 = 0.799 +/- 0.015和物质密度参数Omega_m = 0.271 +/- 0.010的归一化的限制。对于平坦的wCDM宇宙学，我们约束暗能量状态方程参数w = -1.02 +/- 0.09。我们还提供了弯曲的Lambda CDM和wCDM宇宙学的约束。我们发现的内在的对齐污染是星系类型依赖于一个显着的内在的对齐信号发现早期类型的星系，在晚型星系样本的内在的对齐信号被发现是一致的零。
2013-03-07 astro-ph.CO
EasyCritics II. Testing its efficiency: new gravitational lens candidates in CFHTLenS
我们报告的结果$EasyCritics$，一个完全自动化的算法，有效地搜索强透镜（SL）地区的广域调查，适用于加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS）。通过仅使用分布在宽红移范围（$\smash{0.2 \lesssim z \lesssim 0.9}$）的最亮椭圆星系的光度信息，而不需要识别弧，我们的算法产生透镜势模型和目录的临界曲线的整个调查区域。我们探讨了几个参数集的配置，以测试我们的方法的效率。在特定的配置中，$EasyCritics$仅生成CFHTLS区域中可能的超临界区域的$\sim1200$，从而显著地减少了$154$ sq.度到$\sim0.623$平方度，PDMATHAMR超过两个数量级。在预选的SL区域，我们确定了32组和集群规模上的44个以前已知的镜头，并发现9个新的有前途的镜头候选人。通过参数集中的简单修改，可以容易地将检测率提高到$\sim82\%$，但是以增加可能的SL候选的总数为代价。注意，$EasyCritics$与其他电弧探测器完全互补，因为我们表征透镜而不是直接识别电弧。虽然未来的数值模拟的比较，需要充分评估$EasyCritics$的效率，该算法似乎非常有前途的即将到来的调查覆盖$\smash{10^{4}}$平方。例如$Euclid$任务和$LSST$任务，由于预期的巨大数据量，对任何类型的SL分析的候选者的预选都是必不可少的。
2018-07-10 astro-ph.CO
Evolution of Galaxy Luminosity Function Using Photometric Redshifts
我们研究的影响，使用光度红移研究全球星系光度函数（LF）和不同类型的星系的演化。为此，我们比较使用测光红移从CFHT遗产调查（CFHTLS）D1字段与光谱调查VIMOS VLT深调查（VVDS）包括~4800星系的LF。我们发现，对于z<2，在这次调查所考虑的星等区间内，用光度红移和光谱红移得到的LF显示出显著的一致性。这种良好的协议，使我们能够使用所有四个深场CFHTLS包括~386000星系计算LF的组合字段和直接估计的误差的参数的基础上字段到字段的变化。我们发现，在相同的红移区间内，Schechter的特征绝对星等M* 从z~1.8到z~0.3衰减了~0.7mag，而特征密度φ * 增加了~4倍。我们使用的模板拟合程序提供的星系分类用于计算光度红移和分裂成星系类型的样本。我们发现，这些Schechter参数演变不同的星系类型，这表明它们的演变是几种效应的组合：星系合并，恒星形成淬火和质量组装。所有这些结果都与VVDS，DEEP 2和zCosmos等不同光谱调查所获得的结果相一致，这加强了光度红移可以用于研究星系演化的事实，至少对于迄今为止采用的红移箱。这是非常感兴趣的，因为未来非常大的成像调查包含数亿个星系将允许获得重要的精确测量，以约束LF的演变，并探索这种演变的依赖形态和/或颜色帮助约束星系演化的机制。
2011-05-27 astro-ph.CO
Testing gravity with galaxy-galaxy lensing and redshift-space distortions using CFHT-Stripe 82, CFHTLenS and BOSS CMASS datasets
星系-星系透镜（GGL）和星系团红移空间畸变（RSD）的结合是检验广义相对论预言的一种特殊技术，它打破了结构参数$f$的增长率和线性功率谱$σ_8$的振幅之间的简并性。我们对250平方英尺的土壤进行了GGL和RSD联合分析。度使用CFHTLenS和CFHT-Stripe 82的形状目录，以及来自BOSS CMASS样品的光谱红移。我们调整了一个模型，包括非线性偏置，RSD和Alcock-Paczynski效应。我们发现了$f(z=0.57) =0.95\pm0.23$、$σ_8(z=0.57)=0.55\pm0.07$和$Ω_{\rm m} = 0.31\pm0.08$，与普朗克宇宙学结果2018一致。我们还估计了重力探测器$E_{\rm G} = 0.43\pm0.10$与$Λ$ CDM-GR预测的$E_{\rm G} = 0.40$。该分析表明，RSD有效地将$Ω_{\rm m}$上的GGL不确定度降低了4倍，并将$σ_8$上的GGL不确定度降低了30%。我们使用一个N-体模拟补充CMASS的丰度匹配处方建立一套重叠的透镜和聚类模拟。再加上额外的光谱数据，这有助于我们量化和纠正一些系统误差，如光度红移。我们在天空和宇宙数据库上提供我们的模拟目录。
2019-03-17 astro-ph.CO
The CFHTLS-Strong Lensing Legacy Survey (SL2S): Investigating the group-scale lenses with the SARCS sample
我们提出了强透镜遗产调查- ARCS（SARCS）的样本编译从最终的T0006数据发布的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS），覆盖总的非重叠区域159平方度。我们采用了一种半自动的方法来寻找重力弧的调查，利用弧的算法。通过视觉检查和排序来修剪候选列表以形成SARCS样本。这份名单还包括一些偶然发现的镜头候选人。SARCS样品由127个透镜候选物组成，其在约150 sq的未掩蔽区域内跨越约2”-18”的弧半径。°的在样本中，54个系统是有前途的透镜，其中，我们发现12个巨弧和2个径向弧候选人。从我们的样本中，我们检测到一个系统的巨弧与透镜的重子分量的椭圆率一致与以前的研究。根据光度星表估计，巨弧和所有弧的透镜红移分布在z~0.6处达到峰值。由于CFHTLS的大面积和大深度，我们首次发现了最大的透镜样品探测群尺度。我们比较观察到的图像分离分布（ISD），我们的弧与理论模型。一个两个组件的透镜，占中央星系和暗物质组件的密度配置文件所需要的数据来解释所观察到的ISD。不幸的是，目前的不确定性和退化水平，以适应模型和没有绝热收缩。我们还表明，预测ISD的模型的参数变化的影响，一个更大的镜头样本可能会约束的关系，如浓度-质量关系，质量-光度关系和光度函数的斜率。（节略）
2012-02-19 astro-ph.CO
The power spectrum from the angular distribution of galaxies in the CFHTLS-Wide fields at redshift ~0.7
我们使用CFHT遗产调查中的光学颜色选择样本在红移0.5至1.2的大尺度上测量真实空间星系的功率谱。利用VIMOS公开河外星系红移巡天（VIPERS）初步测量的~14000个光谱红移的红移分布，对角分布进行解投影，直接估算三维功率谱。我们使用的极大似然估计是最佳的高斯随机场给出定义良好的窗口函数和误差估计。这一测量提供了对VIPERS探测的大尺度结构场的初步了解。在k<0.2h/mpc的尺度上，我们测量了类VIPERS样本的星系偏差b_g=1.38 +-0.05（sigma_8=0.8），平均值为0.5<z<1.2。我们进一步研究了三个测光红移切片，在保持其它LCDM参数不变的情况下，对偏置因子进行边缘化，得到了物质密度Omega_m=0.30+-0.06。
2012-02-01 astro-ph.CO
Candidate fossil groups in the CFHTLS: a probabilistic approach
化石星系群（Fossil Group，简称FG）是在25年前被发现的，现在被定义为X射线光度高于$10^{42}\ h_{50}^{-2}$ erg s $^{-1}$的星系群，并且最亮的星系群比其他星系群成员至少亮2个星等。然而，其形成的情景仍然存在争议。我们在这里提出了一个FG的概率分析，从Sarron等人（2018）在CFHTLS调查中检测到的候选群体和集群的大型目录中提取，基于光度红移，以调查它们在宇宙网络中的位置并探测它们的环境。基于光谱和光度红移，我们估计的概率的星系属于一个星系结构，并通过施加的条件，最亮的星系群至少比其他的2个星等，我们计算的概率为一个给定的星系结构是FG。我们分析了这些候选FG的质量分布，并估计了它们与嵌入它们的宇宙网络的细丝和节点的距离。我们发现质量小于$2.4\times 10^{14}$ M $_\odot$的结构是化石群的概率最高。总体而言，PFG $\geq$ 50%的结构位于靠近宇宙网细丝的位置（87%位于距离最近细丝小于1 Mpc的位置）。它们离最近的节点的距离比离最近的细丝的距离大四倍。我们证实，纤维瘤有小肿块，是罕见的。它们似乎居住在宇宙细丝附近，而不是在节点中生存。因此，处于一个恶劣的环境中可能是FG形成的驱动力，附近星系的数量不足以补偿中央星系群的同类相食。
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS and RCSLenS Cross-Correlation with Planck Lensing Detected in Fourier and Configuration Space
我们测量的普朗克CMB透镜映射和弱透镜观测红序列集群透镜调查（RCSLenS）和加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS）之间的互相关签名。除了傅立叶分析，我们包括第一个配置空间检测，基于估计器$\langle κ_{\rm CMB} κ_{\rm gal} \rangle$和$\langle κ_{\rm CMB} γ_{t} \rangle$。结合747.2度$^2$从两个调查，我们发现一个检测的意义，超过$4.2σ$在傅立叶和配置空间分析。用自由参数$A$对预测进行标度，得到了$A^{\rm Planck}_{\rm CFHT}= 0.68\pm 0.31 $和$A^{\rm Planck}_{\rm RCS}= 1.31\pm 0.33$ .为了准备下一代类似的测量，我们量化了不同分析选择对这些结果的影响。首先，由于这些估计器都没有探测到完全相同的动态范围，因此我们通过组合它们来提高检测。其次，我们进行了详细的调查切趾，零填充和掩模乘法的效果，一套高分辨率的模拟验证，并发现后者产生的宇宙学解释中最大的系统偏差。最后，我们表明，残余污染的内在排列和测光红移误差的影响都在很大程度上退化的大质量中微子的特征信号，但重子反馈的签名可能更容易区分。这三个透镜数据集现已公开。
2016-04-25 astro-ph.CO
Multimodality for improved CNN photometric redshifts
针对测光红移估计需求，提出先并行处理多图像波段子集再合并输入CNN的多模态方法，在三项巡天数据上超越现有精度，且增益随滤光片数量增加而提升。
2023-10-03 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
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
Two spectroscopically confirmed galaxy structures at z=0.61 and 0.74 in the CFHTLS Deep~3 field
阿达米等人（2010年）在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（英语：Canada France Hawaii Telescope Legacy Survey）中，根据光度红移侦测到几个z>0.5的候选星团。我们在这里重点介绍其中两个，位于D3字段：D3-6和D3-43。我们已经获得了光谱与双子座/GMOS和测量红移的23和14个星系的两种结构。这些红移与文献中的数据相结合。还进行了动力学和弱透镜分析，以及X射线钱德拉存档数据的研究。星团D3-6是一个由8个光谱确认成员组成的单一结构，平均红移z=0.607，速度色散为423 km/s。它似乎是一个相对较低质量的星团。D3-43-S3有46个光谱确认的成员，平均红移z=0.739。它可以被分解成两个主要的子结构，具有约600和350公里/秒的速度分散。对D3-43-S3通过弱透镜（仅在~3sigma水平上）而不是在X射线中被检测到的事实的解释可能是这两个子结构刚刚开始沿着视线或多或少地合并。我们还表明，D3-6和D3-43-S3具有相似的全球星系光度函数，恒星质量函数和恒星形成率（SFR）分布。唯一的区别是D3-6缺乏暗淡的早期类型星系，与D3-43-S3相比，缺乏极高恒星质量的星系，以及过多的非常高的SFR星系。这项研究显示了基于光度红移的技术的力量，以检测低到中等质量的结构，即使在z~0.75。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new method to improve photometric redshift reconstruction. Applications to the Large Synoptic Survey Telescope
在未来十年，LSST将成为天文学界的主要设施。然而，在不使用光谱学的情况下准确地确定观测星系的红移是一个重大挑战。重建具有高分辨率和充分理解的不确定性的红移对于许多科学目标是强制性的，包括重子声学振荡的研究。我们研究不同的方法来建立LSST六波段光度法可以达到的精度。我们构建了一个现实的模拟星系表，基于GOODS调查光度函数，通过模拟预期的视星等分布的LSST。为了重建光度红移（photo-z），我们考虑了模板拟合方法和神经网络方法。从这两种技术的photo-z重建进行了测试，真正的CFHTLS数据和模拟目录。我们描述了一种新的方法，以提高photo-z重建，有效地消除灾难性的离群值通过似然比统计检验。此检验使用拟合参数和颜色的后验概率函数。我们表明，光度红移的准确性将满足严格的LSST要求，红移$\sim2.5$后的选择，是基于似然比检验或在至少5个波段的星系与$S/N>5$的视星等。前一种选择的优点是，与后者相比，在类似的photo-z性能下，保留了大约35%的星系。还描述了使用神经网络算法的Photo-z重建。此外，我们利用CFHTLS分光光度计目录概述了神经网络和模板拟合方法相结合的可能性。我们的结论是，如果使用贝叶斯先验概率和校准样本，则使用LSST将准确地估计photo-z。
2013-10-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Accurate photometric redshift probability density estimation - method comparison and application
我们介绍了一个有序分类算法的光度红移估计，显着提高了重建的光度红移概率密度函数（PDF）的个别星系和星系样本。作为一个用例，我们应用我们的方法CFHTLS星系。有序分类算法将不同的红移箱视为有序值，与非有序分类架构相比，这提高了光度红移PDF的质量。我们还提出了一个新的单值点估计的星系红移，可以用来估计一个星系样本的全部红移PDF。这种方法在精度方面与当代算法具有竞争力，当代算法将样本中所有星系的全部红移PDF叠加在一起，但需要的存储空间少了几个数量级。本文所描述的方法大大提高了个别对象红移PDF的对数似然，与流行的神经网络代码（ANNz）相比。在我们的用例中，对于高红移物体（$z \geq 0.75$），这种改进达到50%。我们表明，使用这些更准确的光度红移PDF将导致减少系统偏差的四个因素，当与不太准确的PDF从常用的方法获得。宇宙学的分析，我们检查，并发现改进后，如下：引力透镜集群质量的估计，建模的角度关联函数，和建模的宇宙剪切关联函数。
2015-07-17 astro-ph.CO
Mitigating Systematic Errors in Angular Correlation Function Measurements from Wide Field Surveys
我们提出了一个调查系统的影响，如不同的深度，点扩散函数（PSF）的大小，和消光光度，多历元，广域调查的星系选择和相关性。我们以加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）为例。星系选择的变化，由于系统学被发现导致密度波动高达10%的一些小部分的地区，大多数星系的红移切片和高达50%的一些极端情况下，微弱的高红移样本。这导致星系对调查系统的相关性为$\sim$ 1%时，平均调查区域。我们提出了一种经验方法，用于减轻这些系统的相关性从测量的角度关联函数使用加权随机点。这些加权随机目录估计从观测到的星系密度映射到调查参数。我们能够建模和减轻系统相关性的影响，允许密度对系统学的非线性依赖关系。应用到CFHTLenS，我们发现，该方法减少了虚假的相关性的数据的一个因素，大多数星系样本和尽可能多的一个数量级在其他。这样的处理对于非常小的相关信号的无偏估计是特别重要的，例如来自弱的引力透镜放大偏差。我们施加一个标准，使用星系样本的放大率测量的大部分系统的相关性显示改善和小于10%的预期放大率信号时，结合在星系的互相关。经过校正后，CFHTLenS中的星系样本满足$z_{\rm phot}<0.9$的这一标准，并将用于未来的放大率分析。
2015-09-14 astro-ph.CO
A new method to assign galaxy cluster membership using photometric redshifts
我们介绍了一种新的有效的策略来分配集团和集群成员概率$P_{mem}$星系光度红移信息。大的动力学范围内的晕质量和宇宙时间被认为是。该方法考虑了星系团和场星系的星等分布以及星系团中星系的径向分布，采用非参数形式主义，并依赖于贝叶斯推理来考虑光度红移的不确定性。我们成功地测试了方法对1,208星系团的红移$z=0.05-2.58$和质量$10^{13.29-14.80}~M_\odot$从宽视场模拟星系模拟目录开发的欧几里得任务。中等纯度$(55^{+17}_{-15})\%$和完整性$(95^{+5}_{-10})\%$的星系亮度超过0.25 $L_\ast$内的每个模拟晕的$r_{200}$和统计光度红移精度$σ((z_s-z_p)/(1+z_s))=0.03$。平均值$p=56\%$和$c=93\%$的不确定度低于百分比。需要精确的测光红移（$σ((z_s-z_p)/(1+z_s))\lesssim0.05$）和对星团红移和中心坐标的可靠估计。该方法适用于获得准确的丰富度估计。真实丰度（$N_{\rm true}$）与估计丰度（$λ=\sum P_{mem}$）之间的统计比较产生平均无偏结果$Log(λ/N_{\rm true})=-0.0051\pm0.15$。对于大质量的晕$\gtrsim10^{14.5}~M_\odot$，$λ$和晕质量之间的对数差的平均值的分散度为0.…
2016-10-05 astro-ph.CO
The Advanced Camera for Surveys General Catalog: Structural Parameters for Approximately Half a Million Galaxies
我们提出的高级相机的调查一般目录（ACS-GC），光度和形态数据库使用公开的数据与哈勃太空望远镜的高级相机的调查（ACS）仪器。ACS-GC数据库的目标是提供大量的星系统计样本，并进行可靠的结构和距离测量，以探测星系在广泛的回顾时间内的演变。ACS-GC包括来自AEGIS、COSMOS、GEMS和GOODS巡天的大约470，000个天文源（恒星+星系）。加拉帕戈斯被用来构建光度（SExtractor）和形态（Galfit）目录。该分析假设每个对象的单一Sérsic模型，以获得定量结构参数。我们包括来自DEEP 2、COMBO-17、TKRS、PEARS、ACES、CFHTLS和zCOSMOS巡天的公开红移，以提供相当大一部分（~74%）成像样本的红移（光谱和光度）。ACS-GC包括彩色邮票，Galfit残差图像，测光，结构参数和红移组合成一个单一的目录。
2012-05-14 astro-ph.CO
RCSLenS: The Red Cluster Sequence Lensing Survey
本文介绍了红序星系团透镜巡天（RCSLenS），它是加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）方法在红序星系团巡天2（RCS 2）~ 785 deg $^2$多波段成像数据上的应用。这个项目代表了迄今为止最大的公众，亚角秒视程，多波段调查，适合于弱引力透镜测量。仔细评估的系统误差的形状测量和光度红移，我们扩展使用这个数据集，让弱透镜观测和其他数据集之间的互相关分析。我们描述的成像数据，数据减少，掩蔽，多色测光，测光红移，形状测量，测试系统误差，和致盲计划，以允许更客观的测量。我们总共分析了761点与r波段的覆盖范围，这构成了我们的透镜样本。残留的大规模B-模式系统学阻止使用这个剪切目录的宇宙剪切科学。在571.7度$^2$的无遮蔽区域上，直到r~24.5的星等极限，透镜源的有效数密度为8.1个星系/弧分$^2$（加权：5.5弧分$^{-2}$），分布在天空的14个斑块上。测光红移的基础上，4波段格里兹数据可用于513点覆盖383.5度的无掩蔽区域$^2$我们提出了弱透镜质量重建的一些例子集群，以及完整的调查代表最大的地区，已被映射以这种方式。我们所有的数据产品都可以通过CADC在http://www.cadc-ccda.hia-iha.nrc-cnrc.gc.ca/en/community/rcslens/query.html上公开获得，格式与CFHTLenS数据发布非…
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
The PAU Survey: Photometric redshift estimation in deep wide fields
本研究基于PAUS窄带与CFHTLenS、KiDS宽带数据，改进BCNZ模板拟合法的零点校准并结合多方法红移估计，得到高精度测光红移星表，为高红移星系相关研究提供支撑。
2023-12-10 astro-ph.CO astro-ph.IM
A Study of Selection Methods for H alpha Emitting Galaxies at z~1.3 for the Subaru/FMOS Galaxy Redshift Survey for Cosmology (FastSound)
高红移发射星系的有效选择对于未来的宇宙学大星系红移巡天具有重要意义。本文介绍了FastSound计划的目标选择方法，该计划是利用Subaru/FMOS通过红移空间畸变（RSD）测量z=1.2-1.5的H α发射星系的线性增长率fσ8，并约束引力理论。为了从CFHTLS-Wide（u* g 'r' i 'z'）的测光数据中选择0.2 deg^2 FMOS视场中的~400个目标星系，我们测试了几种不同的基于颜色-颜色图或光谱能量分布（SED）拟合的测光红移估计的方法。我们还测试了通过添加UKIDSS DXS（J）的近红外数据可以实现的选择效率的提高。使用这些方法在两个观察野上平均的FMOS H α检测的成功率为11.3%（颜色-颜色，光学），13.6%（颜色-颜色，光学+NIR），17.3%（photo-z，光学）和15.1%（photo-z，光学+NIR）。从光度红移的选择往往比基于颜色的方法提供更好的效率，尽管通过在统计散射内添加J带数据没有显着改善。我们还研究了成功率的主要限制因素，通过使用由窄带成像选择的HiZELS H α发射器的样品。尽管H α通量高于FMOS灵敏度的总H α发射体的数量密度与FMOS纤维密度相当，但测光红移和H α通量估计的有限精度对SED拟合获得的成功率（<~20%）具有可比性。
2013-12-10 astro-ph.CO
Sparse Representation of Photometric Redshift PDFs: Preparing for Petascale Astronomy
进入精确宇宙学时代的后果之一是光度红移概率密度函数（PDF）的广泛采用。目前和未来的光度测量预计将获得数十亿个不同星系的图像。因此，存储和分析所有这些PDF将是不平凡的，如果调查计划计算和存储多个不同的PDF，甚至更严重。在本文中，我们提出了一个稀疏的基础表示，充分代表个人的照片- $z$ PDF文件的使用。通过使用正交匹配追踪算法以及高斯和Voigt基函数的组合，我们展示了我们的方法如何优于多高斯拟合，因为我们需要大约一半的参数来获得相同的拟合精度，并且可以通过每个基函数使用4字节整数来存储整个PDF，并且我们可以通过增加基的数量来实现更好的精度。通过使用CFHTLenS的数据，我们证明了每个星系只有10到20个点就足以重建单个PDF和整体红移分布$N(z)$，与使用分辨率为$δz = 0.01$的原始PDF计算的数据相比，精确度达到99.9%，减少了10到20倍的200个原始值的存储。最后，我们演示了如何将这种基础表示可以直接扩展到宇宙学分析，从而提高计算性能，而不会失去分辨率和精度。
2014-04-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
Photometric Redshift Estimation Using Spectral Connectivity Analysis
快速和准确的光度红移估算方法的发展是朝着能够在精确宇宙学中充分利用下一代巡天数据迈出的重要一步。在本文中，我们应用了一种特殊的方法来进行光谱连接分析（SCA; Lee & Wasserman 2009），称为扩散图。SCA是一类用于转换观测数据的非线性技术（例如，每个星系的光度颜色，其中数据位于p维空间的复杂子集上）到一个更简单、更自然的坐标系，其中我们应用回归来进行红移预测。由于SCA依赖于本征分解，我们的训练集大小被限制在~ 10，000个星系;我们使用Nystrom扩展来快速估计不在训练集中的对象的扩散坐标。我们将我们的方法应用于350，738个SDSS主要样本星系，29，816个SDSS发光红星系和5，223个来自DEEP 2的CFHTLS ugriz光度学星系。对于所有三个数据集，我们实现了与以前的分析相当的预测精度，并发现使用Nystrom扩展导致预测精度相对于训练集的损失可以忽略不计。正如以前的一些分析（例如，Collister & Lahav 2004，Ball et al. 2008），我们观察到我们的预测在低（高）红移区域通常太高（低）。我们证明这是衰减偏差的表现，其中测量误差（即，由于测量的通量/量值的不确定性而导致的扩散坐标的不确定性）减小了最佳拟合回归线的斜率。如果我们要在精确宇宙学中使用计算效率高的经验方法来估计光度红移，那么就必须减轻这种偏差。
2009-06-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
The PAU Survey: Intrinsic alignments and clustering of narrow-band photometric galaxies
我们提出了第一次测量的预测集群和星系的内在排列（IA）的物理加速宇宙巡天（PAUS）。在40个窄光学通带（$450\rm{nm}-850\rm{nm}$）测光，质量的光度红移估计是$σ_{z} \sim 0.01(1 + z)$的星系在$19\,\rm{deg}^{2}$加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）W3字段，使我们能够测量投影的三维集群和IA的通量有限，微弱的星系（$i < 22.5$）出$z\sim0.8$。为了测量两点的统计数据，我们开发了模拟光度红移样本，“克隆”随机星系目录，可以重现数据选择功能的3D和帐户光度红移误差和测试。在我们的基准色分裂分析，我们做了强大的零检测IA蓝色星系和红色星系（$\sim1-3σ$）的径向排列的试探性检测，在$0.1-18\,h^{-1}\rm{Mpc}$的规模。PAUS样本中的星系聚类关联函数与银河系和质量大会调查中的光谱人口中的对应物相当，模块化的光度红移不确定性的影响往往会使蓝色星系的关联函数变平，而使红色星系的关联函数变陡。我们调查的灵敏度，我们的关联函数测量选择的随机目录创建和星系对binning沿视线，在准备一个优化的分析在整个PAUS地区。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Unified Analysis of Four Cosmic Shear Surveys
在过去的几年里，几个独立的合作提出了宇宙学约束断层宇宙剪切分析。这些分析在许多方面有所不同：数据集，剪切和光度红移估计算法，理论模型假设和推理管道。为了评估现有的宇宙剪切结果的鲁棒性，我们在本文中提出了一个统一的分析，最近的宇宙剪切调查：深透镜调查（DLS），加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS），科学验证数据从暗能量调查（DES-SV），和450度$^{2}$发布的千度调查（KiDS-450）。通过使用一个统一的管道，我们展示了宇宙学约束是如何敏感的管道的各种细节。我们确定了几个分析选择，可以改变宇宙学的约束的一个显着的不确定性的一部分。对于我们的置信分析选择，考虑高斯协方差，保守的尺度切割，假设没有重子反馈污染，相同的宇宙学参数先验和内禀排列处理，我们发现参数$S_{8}\equiv σ_{8}(Ω_{\rm m}/0.3)^{0.5}$的约束（平均值，16%和84%的置信区间）是$S_{8}=0.94_{-0.045}^{+0.046}$（DLS），$0.66_{-0.071}^{+0.070}$（CFHTLenS），$0.84_{-0.061}^{+0.062}$（DES-SV）和$0.76_{-0.049}^{+0.048}$（KiDS-450）。从拟合优度和贝叶斯证据比，我们确定，在四个调查中，最近的两个调查，DES-SV和KiDS-450，具有可接受的…
2018-08-28 astro-ph.CO
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）
2013-11-15 astro-ph.CO
Classification and environmental properties of X-ray selected point-like sources in the XMM-LSS field
XMM-大尺度结构测量，占地11.1平方米。度，包含超过6000个X射线点状源，可通过XMM-牛顿探测器探测到，在[0.5 - 2] keV波段内，通量低至3 × 10 ^-15 erg s ^-1 cm ^-2，其中绝大多数具有光学（CFHTLS）、红外（SWIRE）、近红外（UKIDSS）和/或紫外（GALEX）对应物。我们希望研究不同类型的XMM-LSS X射线源的环境性质，用i波段CFHTLS W1星表定义它们的环境，星等下限为23.5等。我们根据它们的光谱、SED和X射线光度对4435个选定的X射线源进行了分类，并估算了它们的光度红移，有4 - 11波段光度，在0.1 <z <0.85和-23.5 <Mi <-20定义的体积限制区域内，我们估计了777个X射线源的局部过密度，这些源具有使用超过7个波段计算的光谱z或照片z（精度σ = 0.061，具有13.8%的异常值）。尽管X射线源可以在各种环境中找到，但是通过与随机预期进行比较来验证，大部分（~55 - 60%）位于过密区域。X射线源所在的星系超密度显示出最近正的红移演化。我们还发现，X射线选择星系，相对于活动星系核，居住显着较高的星系超密度，虽然他们的空间范围似乎是小于活动星系核。相对于软活动星系核（HR <-0.2），硬活动星系核（HR>=-0.2）位于密度更高的区域，这一事实在两个红移范围内都能清楚地看到，尽管在…
2013-07-01 astro-ph.CO
The WIRCAM Deep Infrared Cluster Survey I: Groups and Clusters at z > 1.1
我们使用CFHTLS深光学数据，WIRCam深调查（WIRDS）近红外数据和XMM数据来识别CFHTLS D1和D4场中的z>1.1团簇。如果没有深近红外数据，就无法识别这种集群的对应物，因此WIRDS提供的J，H和Ks波段成像的总和= 1deg 2是此类工作中不可或缺的工具。使用公共XMM X射线数据，我们确定在这两个领域的扩展X射线源。由此产生的目录扩展X射线源进行了分析，光学/近红外同行，使用红色序列算法。候选群体和集群的红移估计使用检测到的对应物的中值光度红移和可用的光谱数据。此外，我们调查了X射线点源的潜在集团系统在我们的探测范围的限制，在X射线数据。编制了两个场中z > 1.1的候选星系团目录，并利用标度关系估算了星系团的质量、半径和温度。该星表包含15个z > 1.1的候选星表。其中三个探测是以前公布的扩展X射线源。值得注意的是JKSC 041，我们确定了z = 0.8、z = 0.96、z = 1.13和z = 1.49处的可能结构。我们还对大质量星系团XMMXCS J2215.9-1738进行了独立检测。我们使用z > 1.1的星表来比较这些领域中的星系团数计数与基于WMAP 7年宇宙学的模型，发现模型稍微高估了观测结果，而在z>1.5时，我们没有检测到任何星系团。我们注意到，在z > 1.1的星系团数计数对宇宙学模型高度敏感，然而，为了在高红移下使用星系团数计数…
2010-11-26 astro-ph.CO
Galaxy clustering, photometric redshifts and diagnosis of systematics in the DES Science Verification data
我们研究了暗能量巡天（DES）科学验证观测中在$i<22.5$探测到的星系团。两点相关函数的测量使用$2.3\times 10^6$星系在连续的116度$^2$区域在5个箱的光度红移宽度$Δz = 0.2$的范围$0.2 < z < 1.2.$的光度红移误差的影响进行评估，通过比较使用基于模板的照片- $z$算法（BPZ）的结果，机器学习算法（TPZ）。另一篇配套论文（Leistedt et al 2015）给出了几个观测变量（例如视宁度、天空亮度）的地图，这些变量可能会调节星系密度。在这里，我们的特点和减轻系统误差所产生的测量集群从这些观测变量，除了其他如银河尘埃和恒星污染。校正系统效应后，我们测量星系偏差在一个广泛的线性尺度相对于质量聚类预测从普朗克$Λ$ CDM模型，发现协议与CFHTLS测量与$χ^2$的4.0（8.7）与5度的TPZ（BPZ）红移的自由。我们测试了一个“线性偏差”模型，其中的星系集群是一个固定的倍数预测的非线性暗物质集群。精确的数据使我们能够确定，线性偏置模型描述所观察到的星系集群$2.5\%$的准确度下降到规模至少$4$到$10$倍小于那些线性理论预计是足够的。
2015-12-15 astro-ph.CO
The XXL Survey XXVIII. Galaxy luminosity functions of the XXL-N clusters
本研究的主要目标是调查LF的142个X射线选择的集群的样本，光谱红移确认和一个定义良好的选择功能，跨越广泛的红移和质量范围，并测试LF集群的整体属性的依赖，在一个均匀和无偏的方式。我们的研究是基于加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）光度星系目录，与光度红移。为了减少投影效应，我们在一个定标半径内构造了一个光谱红移的选择。测光红移选择的宽度是仔细确定的，以避免使LF偏置，并取决于星团红移和星系星等。然后通过应用精确的背景扣除来提高纯度。我们构建了复合光度函数（CLFs）通过堆叠的个人LF和研究它们的红移和丰富度的演变，分别分析最亮的星系团（BCG）和非BCG成员。为了区分这两种效应，我们将CLF和BCG分布参数与红移和丰富度的依赖关系进行了拟合。我们发现，通常的光度红移的选择方法可以偏差的LF估计，如果不考虑的红移和光度红移质量的幅度依赖。关于星系光度分布随红移和丰度的演化，我们的主要发现是，在星系团的内部区域和红移-质量范围内，（关于$0<z<1$和$10^{13} M_{\odot}<M_{500}<5\times10^{14}M_{\odot}$），LF的明亮部分（BCG除外）除了振幅外，对质量或红移没有太大的依赖性，而BCG光度随着红移和丰度的增加而增加，它的散射随红移而减小。
2018-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Selection constraints on high redshift quasar searches in the VISTA kilo-degree infrared galaxy survey
欧洲南方天文台（ESO）的可见光和红外天文巡天望远镜（VISTA）是一个4米级的宽视场近红外成像巡天望远镜。VISTA目前正在运行一套六项公共调查，不久将向ESO发布其首个欧洲范围的公共数据。VISTA千度红外星系巡天（VIKING）形成了当前宽浅和更深更集中的巡天之间的天然中间体，目标是北半球和南半球共计1500平方度的两个斑块，测得的5 σ极限深度为Z ~ 22.4，Y ~ 21.4，J ~ 20.9，H ~ 19.9和Ks ~19.3（织女星）。这种结构形成了一个理想的工作参数空间，用于发现6.5 <= z <= 7.5类星体的重要样本。在第一次数据发布中，优先考虑的是包含在许多波长下良好采样的许多领域的小区域，从而优化科学成果和协同作用，同时确保及时发布第一批产品。对于稀有天体的搜索，例如高z类星体，这种策略并不理想，因为光度选择策略通常会随着数据的获取而发生相当大的变化。如果没有一个具有合理代表性的数据集，从天空的许多方向进行采样，就不清楚如何以高度完整和有效的方式进行稀有物体搜索。在本文中，我们缓解了这个问题，补充初始数据与现实的模型的空间，光度和颜色分布的源已知严重污染光度类星体选择空间，即光谱类型M，L和T的矮星。我们使用这个模型以及可用数据的子集来研究类星体选择空间的冷恒星和星系的污染，并制定了一套基准选择约束，将污染限制在合理的水平，同时保持高度的完整性。
2011-11-14 astro-ph.CO
The Subaru FMOS Galaxy Redshift Survey (FastSound). I. Overview of the Survey Targeting on H$α$ Emitters at $z \sim 1.4$
FastSound是一项星系红移巡天计划，使用安装在斯巴鲁望远镜上的近红外光纤多目标摄谱仪（FMOS），瞄准$z \sim 1.18$ - $1.54$处的H $α$发射器，灵敏度低至H $α$通量$\sim 2 \times 10^{-16} \ \rm erg \ cm^{-2} s^{-1}$。巡天的主要目标是探测红移空间畸变（RSD），通过测量大尺度结构的增长率来检验广义相对论，并限制修正的引力模型来解释宇宙加速膨胀的起源。目标星系是根据测光红移和H $α$通量估计选择的，这些估计是通过将光谱能量分布（SED）模型拟合到加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）宽目录的五个光学星等来计算的。调查于2012年3月开始，所有观察于2014年7月完成。总之，我们通过以六边形图案平铺CFHTLS Wide的四个字段，实现了覆盖$20.6$ deg $^2$的FMOS的$121$点（每个点具有$30$弧分直径圆形覆盖区）。发射线检测$\sim 4,000$恒星形成星系的自动线检测算法应用到二维光谱图像。这是基于FastSound数据的一系列论文中的第一篇，我们描述了调查设计，目标选择，观测，数据减少和发射线检测的细节。
2015-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Galaxy Clusters in the DLS and CARS: a Bayesian Cluster Finder
在当前和未来的巡天中对星系团的探测能够测量质量与光的比率、聚集特性或星系团丰度，从而限制宇宙学参数。提出了一种基于贝叶斯匹配滤波算法的星系团探测新方法。该方法能够确定的位置，红移和丰富的星系团通过最大化的过滤器取决于星系的光度，密度和光度红移结合星系团的先验。我们通过真实的模拟星系目录测试了该算法，揭示了对于z <1.2且丰度大于Λ> 25（Abell丰度> 0）的星系团，检测是100%完整的，纯度为80%。我们将该算法应用于CFHTLS档案研究调查（CARS）数据，使用相同的数据加上非常可能真实的额外集群恢复与先前发布的类似检测。我们还将该算法应用于深透镜巡天（DLS），获得了本次巡天中的第一个光选星系样本。该样本是完整的红移0.7，我们检测到超过780个集群候选红移1.2。最后，我们讨论了以前的弱透镜检测在这次调查和光学检测在两个样本之间的差异。
2010-11-15 astro-ph.CO
Distant galaxy clusters in the XMM Large Scale Structure survey
遥远的星系团提供了重要的测试的成长大尺度结构，除了突出的星系演化过程中，在一个一致的定义的环境中，在大的回望时间。我们提出了一个样本的22个遥远的（z>0.8）星系团和集群的候选人从重叠的X射线多镜（XMM）大尺度结构（LSS），CFHTLS宽和斯皮策SWIRE调查的9 deg 2足迹选择。星系团被选为扩展X射线源，伴随着星系的过密度，显示出与z>0.8一致的光学到中红外测光。9个星系团的光谱红移在0.8<z<1.2的区间内，其中4个是第一次在这里提出。另外11个候选星系团在0.8<z<2.2的区间内有8到10个波段的光度红移，而剩下的两个候选星系团没有足够波段的信息来产生可靠的光度红移。本文所报道的所有候选聚类都是首次提出。这些确认和候选的集群与可用的近红外测光显示证据的红色序列星系人口，确定单独或通过叠加分析，其颜色是一致的预期的一个老的，同时代的恒星星族观察到的集群红移。我们进一步注意到，样品显示出大范围的红色分数值，表明簇可能处于红色序列组装的不同阶段。我们将观测到的X射线辐射与一组模型星系团的预期通量进行了比较，发现样品显示出有效质量极限M200 ~ 1 e14 Msolar，所有星系团的质量都与M200 < 5e14 Msolar. This XMM distant cluster study represents a complete sample of X-ray …
2012-12-17 astro-ph.CO
The WIRCam Deep Survey II: Mass Selected Clustering
本文利用WIRCam深度巡天（WIRDS）分析了从z ~ 2到现在的星系团。WIRDS将深层近红外数据与CFHTLS深层场的深层光学数据相结合，提供了2.4平方米有效区域的光度数据集。度，由此可以估计出精确的光度红移和恒星质量。我们使用的数据来计算角关联函数的星系样本分裂的恒星形成活动，恒星质量和红移。我们估计每个样本的实空间聚类，确定聚类长度和幂律斜率。对于质量不变的星系，我们发现成团尺度在z ~ 2之前没有演化。按质量分割星系样本，我们看到质量越大的星系在所有红移处的聚集尺度越大。我们用我们的结果检验了GALFORM半解析星系形成模型，发现两者是一致的。我们将星系群分为被动星系群和恒星形成星系群，发现被动星系群在所有红移处的聚集尺度都比质量小于$10^{11}M_\odot/h$的恒星形成星系群大得多，这表明即使在z ~ 2处，被动星系群也比大部分恒星形成星系群存在于更致密的环境中。对于恒星质量为$>10^{11}M_\odot/h$的恒星形成星系，我们发现在所有红移范围内的聚集强度约为8 Mpc/h，与被动人口的测量结果相当。此外，对于恒星形成的星系，我们看到，集群强度增加更高的恒星质量系统，但有一个被动星系的质量依赖的迹象很少。最后，我们研究了星系恒星质量和暗物质晕质量之间的联系，在WIRDS数据和GALFORM预测中两者之间存在明显的相关性。
2013-10-08 astro-ph.CO
Constraints on intrinsic alignment contamination of weak lensing surveys using the MegaZ-LRG sample
星系内禀形状与大尺度星系密度场之间的相关性为研究星系内禀排列提供了一个重要的工具，星系内禀排列构成了宇宙学弱透镜（宇宙剪切）调查中的一个主要天体物理系统，但也有助于深入了解星系的形成和演化。我们在MegaZ-LRG样本中测量了超过80万个发光红色星系的星系位置-形状相关性，这是第一次用光度红移样本进行这样的测量。结合对几个光谱SDSS样本的重新分析，我们约束了一个早型星系在红移（z ~ 0.7）和光度（4等）长基线上的内在排列模型。我们开发和测试的形式主义，将光度红移散射的建模。当r_p > 6 Mpc/h时，星系位置-形状关联函数的拟合结果与所有样本的线性排列模型的r_p和红移的标度一致。与（1+z）^n成比例的额外红移依赖性被限制为n=-0.3+/-0.8（1 sigma）。为了获得所有数据一致的振幅，还需要一个与L^b成正比的星系光度的额外依赖关系，其中b=1.1+0.3-0.2。对于红移为0.3，r带星等为-22（k-和演化-校正为z=0）的星系，其内禀排列功率谱的归一化值为（0.077 +/- 0.008）/ rho_{cr}。假设蓝色星系的零内禀对准，我们评估断层CFHTLS透镜调查的宇宙学参数的偏差。当使用所有样本组合的约束时，所得的平均偏差及其不确定性都小于1 sigma统计误差。MegaZ-LRG数据的添加将宇宙学参数的固有排列偏差的不确定性降低了三到七倍。（节略…
2011-07-29 astro-ph.CO
Disentangling magnification in combined shear-clustering analyses
我们调查的灵敏度透镜放大率的影响，结合测光宇宙剪切和星系聚类数据（即现在通常称为“3 $\times$ 2点”分析）的大尺度结构分析。使用Fisher矩阵偏差形式主义，我们解开宇宙学参数的偏差所造成的贡献忽略放大的影响，在理论拟合从数据向量中的单个元素，第三阶段和第四阶段的调查，假设众所周知的红移分布，样本选择的基础上的幅度，和放大强度推断CFHTLenS和DES Y1数据。我们表明，删除的数据向量的放大率占主导地位的元素，并不能保证减少宇宙学的偏见，由于放大信号，但可以增加放大的灵敏度。我们发现，最敏感的元素的数据向量来自剪切聚类互相关，特别是最高的红移剪切仓和任何较低的红移镜头样本之间，和参数$Ω_{M}$，$S_8=σ_8\sqrt{Ω_M/0.3}$和$w_0$显示最显着的偏差两个调查模型。我们的预测预测，目前的分析并没有显着的放大偏见，但这种偏见将成为高度显着的统计能力在不久的将来继续增加。因此，我们的结论是，未来的调查应衡量和模拟放大率的一部分，他们的旗舰“3 $\times$ 2点”分析。
2019-12-07 astro-ph.CO
Star-galaxy Classification Using Deep Convolutional Neural Networks
University of Illinois（伊利诺伊大学）；National Center for Supercomputing Applications（国家超级计算应用中心）
大多数现有的恒星-星系分类器使用从目录中减少的摘要信息，需要仔细的特征提取和选择。使用深度卷积神经网络的机器学习的最新进展允许机器直接从数据中自动学习特征，最大限度地减少对人类专家输入的需求。我们提出了一个恒星-星系分类框架，该框架直接使用深度卷积神经网络（ConvNets）对减少的校准像素值进行分类。使用来自斯隆数字巡天（SDSS）和加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们证明了ConvNets能够产生准确且校准良好的概率分类，与传统的机器学习技术相比具有竞争力。深度学习的未来进展可能会为当前和即将到来的光度测量带来更多成功，例如暗能量测量（DES）和大型综合巡天望远镜（LSST），因为深度神经网络需要很少的手动特征工程。
2016-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Protocluster detection in simulations of HSC-SSP and the 10-year LSST forecast, using PCcones
现代星系团的祖先为研究星系团的大尺度结构演化、宇宙质量聚集和星系演化提供了重要线索。模拟是这些研究的主要工具，因为它们被用来解释观测结果。在这项工作中，我们介绍了一组“原星团光锥”，被称为PCcones。它们是用L-GALAXIES半解析模型从千禧年模拟中产生的模拟星系目录。这些光锥是通过在光锥中心的感兴趣的红移处放置所需的结构来构建的。这种方法允许采用一组观测约束，如星等限制和星等和光度红移（photo-zs）的不确定性，以产生逼真的光度测量模拟。我们表明，与PCcones获得的photo-zs比直接与千年模拟获得的更准确，主要是由于在如何计算表观星等的差异。我们应用PCcones在确定使用photo-zs在$z=1-3$范围内的HSC-SSP和10年LSST预报的宽层的原星系团检测的预期精度。利用我们的技术，我们希望能分别回收所有大质量星系团祖先的$\sim38\%$和$\sim 43\%$，其纯度超过HSC SSP和LSST的70%.事实上，观测约束和照片的z不确定性的组合影响检测的结构至关重要的两个仿真，表明需要光谱红移，以提高检测。我们还比较了我们在$z<1.5$上模拟的深CFHTLS与观测到的星团目录，作为对光锥和方法的额外验证。
2021-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distant galaxy clusters in a deep XMM-Newton field within the CFTHLS D4
XMM-牛顿遥远星系团计划（XDCP）的目标是确定一个定义明确的X射线选择的星系团样本，其红移z>0.8。我们提出了一个目录的扩展源在一个最深的~250千秒XMM-牛顿领域的目标LBQS 2215-175覆盖CFHTLS深场四。集群识别是基于，除其他外，深成像与ESO VLT和CFHT遗产调查。通过VLT/FORS 2多目标光谱学进行了候选簇的确认。CFHTLS D4的测光红移被用来确认X射线团簇选择方法的有效性。调查灵敏度计算与广泛的模拟。在S（0.5-2.0 keV）~ 2.5e-15 erg/s的通量极限下，我们在~0.13平方度的区域内实现了高于50%的完整性水平。我们发现六个星系团以上的限制与光学同行，其中5个是新的光谱发现。两个新发现的X射线发光的星系团的z>1.0，另外两个z=0.41，一个z=0.34。对于最遥远的X射线选定的集群在这一领域在z=1.45，我们发现额外的（活动）成员星系从X射线和光谱数据。此外，我们发现的大尺度结构在中等红移z=0.41和z=0.34的证据。在档案XMM-Newton数据中寻找遥远的集群，导致在一个领域中检测到六个集群，使XMM-Newton成为集群调查的杰出工具。其中三个星团的z>1，这强调了小而深的调查对宇宙学的宝贵贡献。Beta模型是对簇表面亮度的适当描述，以执行簇检测模拟，从而计算X射线选择函数。所构建的logN-logS倾向…
2013-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probability Friends-of-Friends (PFOF) Group Finder: Performance Study and Observational Data Applications on Photometric Surveys
（节略）与观测数据集相结合，我们利用现实的模拟目录，基于半解析星系形成模型，专门为泛星1中深巡天构建，以评估概率朋友圈的性能（PFOF，Liu等人）。组查找器，旨在开发适用于Pan-STARRS 1等调查的分组优化方法。在不同的光度红移精度（σΔz/（1+zs））下产生模拟PFOF群星表，我们发现星表的纯度和完整性从"好“的σΔz/（1+ zs）~ 0.01）到"差”的σΔz/（1+zs）~ 0.07）photo-zs分别从77%和70%逐渐下降到52%和47%。为了避免模型依赖性的模拟用于观测数据，我们应用"子集优化“的方法，使用光谱红移组数据从目标领域训练组查找器应用到该领域，作为一种替代方法的分组优化。我们使用这些光谱识别的组作为训练集来演示这种方法，即PS1中深场04（PS1 MD 04）内PFOF搜索的zCOSMOS组和PS1 MD 07中搜索的DEEP 2 EGS组。我们最终将PFOF应用于四个数据集，这些数据集的光z不确定性范围从0.01到0.06，以量化组恢复性能对光z精度的依赖性。我们发现从观测数据集计算的纯度和完全性与它们的模拟类似物大致一致。PFOF算法的进一步测试通过与PS1 MD 04和COSMOS足迹内识别的X射线簇进行匹配来执行。在十多年的群体质量中，我们发现PFOF群体与COSMOS和PS1 MD 04中约85%的X射线集群相匹配，但后者的统计学显著…
2013-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Red Galaxies: Selection and classification by combining optical and infrared photometry
本文介绍了一种结合光学和红外光度学的新方法来选择红移为$z > 0.6$的发光红镓。我们使用CFHTLS和HST的光学光度学，WISE卫星的红外光度学，以及DEEP 2星系红移巡天或COSMOS的光谱或光度学红移的组合来探索这种技术。我们提出了各种方法来测试我们的选择的成功，并提出了一组静止帧的颜色和红移的要求进行优化的方法。我们已经在两个不同的天空区域，宇宙和扩展的增长带（EGS）领域，以减少宇宙/样本方差的影响，测试了这种选择。我们已经使用这些方法来组装大样本的LRGs的两个不同的辅助程序的SDSS-III/ BOSS光谱调查的一部分。该技术目前正用于为SDSS-IV/eBOSS选择$\sim$ 600，000 LRG目标，SDSS-IV/eBOSS于2014年秋季开始观测，并将适用于拟议的DESI调查。我们已经发现这些方法可以有效地选择高红移LRG与最小的恒星污染，这是非常难以实现的选择依赖于光学测光。
2015-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ram pressure stripping in the z~0.5 galaxy cluster MS 0451.6-0305
周围的热X射线气体对星系团星系施加的压力可以导致冲压压力剥离（RPS）星系的存在，其特征是不对称的形状，在某些情况下，蓝色恒星和/或X射线气体的尾巴，增加了恒星的形成。我们在星系团MS 0451.6-0305中寻找z~0.5的这类星系，所依据的是哈勃太空望远镜（HST）拍摄的覆盖面积约为6x6 Mpc ^2的图像、一个带有光度红移的8星等地面星表和一个光谱红移星表。我们定义的星系团成员的光谱红移样本的359个星系的平均星系团速度在4 sigma_v，和测光红移样本覆盖范围[0.48，0.61]。我们搜索RPS星系，并与Zooniverse合作测试其分类的错误，并计算光谱样本的相空间图。我们运行LePhare恒星星族合成程序，分析和比较RPS和非RPS星系的性质。我们发现56和273 RPS候选人的光谱和光度红移的样本，分别分布在整个集群，并倾向于避免高密度区域。相空间图给出了维里化星系、后溅星系和坠落星系的百分比。RPS星系候选者通常表现出相当高的恒星形成率，年轻的年龄和相对较低的质量。这项研究证实，RPS星系主机，平均而言，年轻的恒星星族和强烈形成的恒星相比，非RPS同行。具有光谱学和光度学红移的RPS候选者具有可比性质的事实表明，仅基于多波段光度学就可以收集此类物体的大样本，鉴于未来非常大的成像调查，这是一个有希望的结果。
2022-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometrically Selected Protocluster Candidates at z~9-10 in the JWST COSMOS-Web field
National Tsing Hua University（国立清华大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；National Chung Hsing University（国立中兴大学）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）
利用 JWST COSMOS-Web 场中 366 个 F115W dropout 星系，通过光度红移概率密度加权计算超密度，在 z~9-10 搜寻到七个原星系团候选体，其暗物质晕质量约 10^11 太阳质量，为宇宙学模拟提供关键检验。
2025-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probabilistic selection of high-redshift quasars
红移z >~ 6的高红移类星体（HZQ）是如此罕见，以至于任何通过光度测量选择的具有类似HZQ颜色的源样本都可能由银河系恒星和从恒星轨迹散射的棕矮星主导。重新观测所有的候选天体是不切实际的，因此提出了另一种方法，即利用贝叶斯模型比较技术，结合类星体和恒星群体的模型和天体的光度测量，计算候选天体是HZQ的概率P_q。这种方法的具体动机是通过将UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）大面积巡天（LAS）与斯隆数字巡天（SDSS）交叉匹配识别出大量的HZQ候选者：在UKIDSS第七次数据发布（DR 7）中LAS覆盖的~1900 deg^2范围内，有~10^3个具有目标类星体测量颜色的真实天文点源，其中预计只有约10个是HZQ。应用贝叶斯模型对样本进行比较表明，大多数具有HZQ类颜色的源具有P_q <~ 0.1，并且可以确信地被拒绝，而不需要任何进一步的观察。在UKIDSS DR 7 LAS的情况下，只有88个P_q >= 0.1的候选对象;这些对象通过根据P_q（以及它们可能的红移，这也是从光度数据推断出来的）进行排名而优先进行重新观测。大多数候选人拒绝后，一个或两个（中等深度）光度测量重新计算P_q使用新的数据。剩下7个已确认的HZQ，其中3个是以前在SDSS中发现的，4个是UKIDSS的新发现。这种贝叶斯选择方法的高效率表明，它可以有效地扩展到其他HZQ调查（如泛星或VISTA搜索）以…
2011-01-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
A new method to search for high redshift clusters using photometric redshifts
本文介绍了一种利用光度红移信息和星系数计数寻找高红移星系团和星系群的新方法--泊松概率法。该方法依赖于泊松统计，主要用于搜索特定信标周围的Mpc级环境。PPM是根据Chiaberge等人（2009年）样本中FR I射电星系的特性定制的，这些星系是在COSMOS调查中选择的，并且是在所使用的特定数据集上。我们测试的效率，我们的方法搜索集群候选人对模拟。采用了两种不同的方法。i）我们使用在COSMOS巡天中发现的两个z~1 X射线探测到的星团候选者，并将它们移动到更高的红移，直到z=2。我们发现PPM检测到的集群候选人z=1.5，它正确地估计两个集群的红移和大小。ii）我们模拟了不同大小和丰度的球对称星系团，并将它们定位在COSMOS场中不同的红移（即z = 1.0，1.5和2.0）。我们发现，PPM检测到的模拟集群内考虑的红移范围内的统计1-西格玛红移精度为~0.05。PPM是一种有效的替代方法，用于高红移星系团搜索，也可以应用于现在和未来的宽场调查，如SDSS Stripe 82，LSST和Euclid。需要精确的光度红移和类似于或优于COSMOS的测量深度（例如I<25）。
2014-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
