Cosmological dependence of the measurements of luminosity function, projected clustering and galaxy-galaxy lensing signal
星系的光度函数Φ（M），星系的投影成团率w_p（r_p），星系-星系透镜信号Δ τ等观测量，通常都是通过假设一个基准宇宙学模型来计算星系间距离的星系红移巡天测量的。越来越多的研究对这些测量结果进行联合分析，并限制宇宙学参数。我们量化的数量，这种测量系统的变化作为基准宇宙学用于测量的变化，并表明，这些影响可能是显着的高红移（z~0.5）。我们提出了一个简单的方法，映射使用一个特定的基准宇宙模型的任何其他宇宙模型的测量。宇宙学约束（或晕占据分布约束），使用光度函数，聚类测量和星系-星系透镜信号，但忽略这些系统的影响可能会低估推断参数的置信区间。
2013-09-11 astro-ph.CO
Linking X-ray AGN with dark matter halos: a model compatible with AGN luminosity function and large-scale clustering properties
我们的目标是在协调LCDM模型的一般框架下找到一个描述X射线选择活动星系核的光度函数和大尺度成团偏差的最小模型。我们假设活动星系核X射线光度L_X与宿主暗物质晕质量M_h之间存在简单的总体平均标度关系。利用这种关系，活动星系核X射线光度函数可以由晕质量函数计算出来。利用后者的协调LCDM晕质量函数，我们得到了匹配由X射线观测得到的红移相关活动星系核X射线光度函数所需的M_h-L_X关系。我们发现，通过简单的幂律标度M_PDMATHABMM L_X^Γ（z），我们的模型可以成功地再现观测到的X射线光度函数。此外，我们自动获得预测的大规模活动星系核集群的振幅和它们的依赖光度和红移，这似乎是兼容的活动星系核集群测量。我们的模型还包括红移相关的活动星系核占空比，其峰值在红移z ~ 1处，其峰值与1一致，表明平均每个暗物质晕不超过一个活动星系核。对于一个典型的z ~ 1的X射线选择活动星系核，我们的最佳拟合M_h-L_X标度表示低的埃丁顿比L_X/L_Edd ~ 10^{-4}-10 ^{-3}（2-10 keV波段，不应用测辐射热校正）和相应的大质量增长e折叠时间，表明典型的X射线选择活动星系核主要通过相对低效的“热晕”吸积模式提供燃料。
2013-11-13 astro-ph.CO
Clustering of Gravitational Wave and Supernovae events: a multitracer analysis in Luminosity Distance Space
本文研究了引力波（GW）并合事件和超新星IA（SN）在光度距离空间中的成团现象。我们修改了公开的CAMB代码，以数值计算不同来源的自动和交叉功率谱，包括由特殊速度和透镜收敛产生的亮度距离空间失真效应。我们进行了多示踪剂Fisher分析，预测预期的约束宇宙学和GW偏置系数，使用流体动力学N体模拟的输出，以确定偏置基准模型，并考虑未来的观测从维拉鲁宾天文台和爱因斯坦望远镜（ET），无论是单一的，并在一个3探测器网络配置。我们发现，增加SN的GW合并数据集大大提高了预测，主要是通过打破显着的参数退化，与最终的限制可比的欧几里得调查。预测GW合并偏差即使在单个ET情况下也是可检测的，具有良好的显著性。
2022-01-31 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: modeling of the luminosity and colour dependence in the Data Release 10
我们在斯隆数字巡天-III重子振荡光谱巡天第十次数据发布中研究了CMASS星系团的亮度和颜色依赖性。采用晕占据分布框架来模拟小尺度和中尺度（从$0.02$到$60\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$）的投影两点关联函数测量，并解释观测趋势和推断星系与暗物质晕的联系。我们发现，明亮的红色星系居住在质量$M{\sim}10^{13}$ -$10^{14}\,h^{-1}{\rm M_\odot}$的大质量晕和更明亮的星系更集群和更大质量的晕托管。强烈的小规模集群需要这些星系中的一小部分是大质量晕中的卫星，比例在5%-8%的水平上，并随着光度的增加而减少。平均有一个卫星星系的晕的特征质量高于光度阈值，大约是一个中心星系的特征质量的$8.7$倍。在固定的光度下，逐渐变红的星系在小尺度上更强烈地聚集在一起，这可以解释为这些星系中有更大部分以卫星的形式存在于大质量晕中。我们的聚类测量尺度低于$0.4\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$，使我们能够研究小规模的空间分布的卫星晕内。虽然亮度阈值样本的聚集可以通过Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓很好地描述，但最红的星系更喜欢更陡或更集中的轮廓。最后，我们还利用不同红移下的常数密度星系样本研究了亮星系的演化，发现在$0.5 \lesssim z \lesssim 0.6$的红移范围内，星系成团与被动演化是一致的。
2014-05-07 astro-ph.CO
Constraints on black hole duty cycles and the black hole-halo relation from SDSS quasar clustering
我们使用Shen et al.的（2009年）测量的亮度依赖集群在SDSS数据发布5类星体目录，在红移0.4 < z < 2.5，以约束类星体光度和主机晕质量之间的关系，并推断占空比f_opt，黑洞的比例，闪耀的光学发光类星体在给定的时间。我们假设类星体的光度和宿主晕质量之间存在一个单调的平均关系，对数正态散射系数为0。对于特定的f_opt和f_max，匹配观测到的类星体空间密度决定了亮度-晕质量关系的归一化，由此我们预测了聚类偏差。数据显示，类星体样本的暗半和亮半之间的偏差没有变化，但最亮的10%的偏差略有增加。在样品的平均红移z=1.45处，数据可以通过具有小的本征散射（λ =0.1 dex）和占空比f_opt=6*10^（-4）的模型或具有更大占空比和更大散射值的模型来很好地描述。黑洞质量群的“连续性方程”模型意味着在这个质量和红移范围内f_opt > 2*10^（-3），而这个约束与聚类测量的结合意味着散射系数> 0.4 dex。这些发现与从z~4处的高光度类星体的更强集群推断的结果形成对比，后者要求光度和晕质量之间的散射最小，占空比接近1。
2010-04-07 astro-ph.CO
Galaxy Clustering in the Completed SDSS Redshift Survey: The Dependence on Color and Luminosity
我们测量了SDSS DR 7主星系样本中星系团的光度和颜色依赖性，重点是体积有限样本的投影关联函数w_p（r_p）。我们解释我们的测量使用晕占据分布（HOD）建模假设一个λ CDM宇宙学。当L < L * 时，w_p（r_p）的振幅随光度缓慢增长，当光度增大时，振幅急剧增大，偏差因子b（>L）=1.06+0.23（L/L *）^{1.12}。在固定的光度下，较红的星系有一个更强和更陡的w_p（r_p），这是一个从最蓝的星系到最红的星系稳定运行的趋势。红色和蓝色星系群的个体光度趋势是惊人的不同。蓝星系的w_p（r_p）在所有尺度上都随光度缓慢而稳定地增加。大尺度的红星系成团对光度的依赖性很小，直到L > 4L * 时才急剧增加，但在rp < 2 Mpc/h的尺度上，最低光度的红星系（0.04- 0.25L *）成团非常强烈。大多数观察到的趋势可以在LCDM+HOD框架内自然理解。w_p（r_p）随光度的增长反映了晕质量尺度的整体变化，特别是最小主晕质量Mmin的增加。在大多数光度范围内，平均有一个比L亮的卫星星系的晕的质量为M_1 ~ 17 Mmin（L）。红星系w_p（r_p）的增长和变陡反映了在高质量晕中卫星星系的比例越来越大，而在低质量晕中中心星系的比例越来越大，这一趋势在低光度时尤为明显。我们以表格形式提供的广泛测量将允许对星系形成的理论模型进行详细的测试，为星系群的半经验模…
2011-04-18 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Luminosity and Color Dependence and Redshift Evolution
我们测量了斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天第九次数据发布中星系团的光度和颜色依赖性以及红移演化。我们专注于投影的两点关联函数（2 PCF）的子集的CMASS样本，其中包括约260,000星系超过3,300平方米。在红移范围0.43为了最大限度地减少选择对星系聚类的影响，我们通过仔细考虑CMASS星系选择切割来构建定义良好的光度和颜色子样本。整个CMASS样本的2 PCF，如果用幂律近似，则具有相关长度r_0=7.93 \pm 0.06Mpc/h和指数γ=1.85 \pm 0.01。在所有的红移箱中，发现投影的2 PCF对星系的光度和颜色有明显的依赖性，更明亮和更红的星系通常表现出更强的聚类和更陡峭的2 PCF。在红色序列中的星系中也可以清楚地看到颜色依赖性，这与SDSS-II主要样本星系在较低红移下的行为一致。在一个给定的光度（k+e校正），没有显着的演化与红移的红序列星系的投影2 PCF检测。我们还构建了星系样本的固定数密度在不同的红移，使用红移依赖的幅度阈值。这些星系在CMASS红移范围内的成团现象与被动演化理论预测的结果一致。我们对星系团的光度和颜色依赖性以及红移演化的测量将允许详细模拟星系和暗物质晕之间的关系以及对星系形成和演化的新约束。
2013-04-05 astro-ph.CO
Early Black Holes in Cosmological Simulations: Luminosity Functions and Clustering Behaviour
我们使用MassiveBlack（我们新的流体动力学宇宙学模拟，其中包括一个自洽的黑洞生长和反馈模型）研究了类星体光度函数（QLF）和类星体聚集在高红移（z > 4.75）的预测。我们表明，该模型再现的Sloan QLF在观测的限制在z >= 5。我们发现，高Z QLF是一致的红移无关的占领分布的BH之间的暗物质晕（我们提供），这样的QLF的演变如下的晕质量函数。唯一的例外是在z=6和7的亮端，由于高密度冷流进入晕中心引起的爱丁顿生长的延长期，高质量晕中的BH往往会异常明亮。我们进一步利用这些光度函数对即将到来的巡天中的类星体数密度进行了预测，预测在宇宙组合近红外深河外遗留巡天（CANDELS）的宽（DEEP）视场的F125 W波段，z=5-6时，应该有~119+-28（~87+-28）个类星体可探测到，z=6-7时，应该有~19+-7（~18+-9）个类星体可探测到，z=7-8时为~1.7 ± 1.5（~1.5 ± 1.5）。我们还研究了类星体的成簇性，发现Sloan类星体的相关长度完全符合当前的限制条件（对于m_i = 20.2以上的类星体，z=4时的相关长度为r_0~17 h^{-1} Mpc），并且随着红移的增加而缓慢增长（r_0~22 h^{-1} Mpc）。最后，我们注意到类星体的成团强度在低LBH时对光度的依赖性很弱，但在高LBH时，随着黑洞在高质量晕中的发现，成团强…
2011-07-06 astro-ph.CO
Luminosity bias: from haloes to galaxies
对本地宇宙的大型调查表明，具有不同内在属性的星系，如颜色，光度和形态类型显示出一系列的集群幅度。因此，星系并不是基本物质分布的忠实示踪剂。这种星系聚集的调制，称为偏差，包含了星系形成背后的物理信息。这也是在宇宙的大尺度结构可以作为宇宙学探针之前必须克服的一个系统性问题。两种类型的方法已经发展到模拟星系的集群。第一类是经验的，对暗物质的分布进行过滤或加权，以再现测量的聚类。在第二种方法中，试图建立物理模型，管理重子的命运，以预测星系的数量在暗物质晕。我将回顾这两种方法的发展，并总结我们对星系偏差的了解。
2013-02-12 astro-ph.CO
The VIMOS Public Extragalactic Redshift Survey (VIPERS). Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at 0.5<z<1.1
利用VIMOS公开河外星系红移巡天（VIPERS）的前55000个红移数据，研究了星系团在红移0.5<z<1.1范围内对光度和恒星质量的依赖性。我们测量了红移空间两点关联函数（2 PCF），和投影关联函数，在样本覆盖不同范围的B波段绝对星等和恒星质量。我们同时考虑了阈值星系和分组星系样本，B波段绝对星等中值为-21.6<MB-5log（h）<-19.5，恒星质量中值为9.8<log（M*[Msun/h^2]）<10.7。我们从投影的关联函数评估了数据中的实空间聚类，我们将其建模为范围为0.2<r_p[Mpc/h]<20的幂律。最后，我们估计了星系偏差作为光度，恒星质量和红移的函数，假设一个平坦的LCDM模型推导出的暗物质2 PCF。我们提供的最佳拟合参数的幂律模型假设为真实空间2 PCF-相关长度和斜率-以及线性偏置参数，作为B波段绝对星等，恒星质量和红移的函数。我们确认并提供了在0.5<z<1.1时聚类对光度的依赖性的最严格约束。我们证明的复杂性，比较聚类依赖于恒星质量的样本，最初是通量有限的，并讨论所观察到的差异的可能来源。总体而言，我们的测量提供了更强的约束星系形成模型，现在需要匹配，除了本地观测，集群演化测量的VIPERS星系之间的z=0.5和z=1.1的广泛的光度和恒星质量。
2013-07-20 astro-ph.CO
Radio galaxies of the local universe: all-sky catalog, luminosity functions, and clustering
为了了解黑洞对其环境的反馈或当前宇宙时代超高能宇宙射线的加速，需要对本宇宙中的射电星系进行系统的全天清查。在这里，我们提出了第一个符合这一要求的射电星系目录。我们的目录允许选择的体积有限的子样本包含所有的低功率射电星系，类似于原型的低功率射电星系Cen A或M87，在几百兆秒差距。它是通过将来自NVSS和SUMSS巡天的射电辐射与2MASS红移巡天（2MRS）的星系匹配，使用适当处理射电源扩展结构的图像级算法构建的。该样本包含575个射电发射星系，在1.4 GHz下的通量大于213 mJy。在我们的目录中，超过30%的星系不包含在现有的大面积河外射电样本中。我们计算了光学和射电光度函数和射电星系的分数作为星系光度的函数。我们发现，在相同的光度和形态下，射电星系周围的星系密度明显高于非射电星系。这种增强的集群表明外部星系属性之间的因果关系，例如环境或合并历史，以及当前宇宙中强大喷流的形成。由于这种增强是相对于相同光度和哈勃类型的星系观察到的，所以它主要不是由黑洞质量驱动的。我们的自动匹配程序被发现可以选择具有高效率（99%）和纯度（91%）的无线电发射星系，这是未来处理更深，更大样本的关键。
2012-07-20 astro-ph.CO
The evolution of galaxy clustering since z = 3 using the UKIDSS Ultra Deep Survey: the divergence of passive and star-forming galaxies
我们使用UKIDSS超深巡天追踪星系团的演化到z = 3。使用测光红移来自数据覆盖的波长范围为0.3 - 4.5微米，我们研究这种集群作为一个函数的绝对K波段光度，颜色和恒星形成率。比较去投影的聚类幅度，我们发现，红色星系更强烈的集群比蓝色星系至少z = 1.5，无论静止帧K-波段光度。然后，我们构建被动和恒星形成的样本的基础上恒星的年龄，颜色和恒星形成的历史计算的最佳拟合模板。恒星形成星系的成团强度从z ~ 2处的r_0 ~ 7 h^-1 Mpc稳步下降到z ~ 0处的r_0 ~ 3 h^-1 Mpc，而被动星系的成团强度高达2倍。然而，在被动和恒星形成的子样本中，我们发现星系团对K波段光度的依赖性很小。星系的“被动性”似乎是集群强度的最强指标。我们将这些成团测量结果与对暗物质晕的预测结果进行了比较，并得出结论：被动星系通常位于质量M > 10^13 M_sun的晕中，而发光的恒星形成星系在0.5 < z < 1.5的范围内占据质量小一个数量级的晕。随着红移的减少，恒星形成星系的聚集强度下降，表明给定光度的星系的宿主晕质量下降。我们发现了恒星形成星系和被动星系在z ~ 2附近聚集的证据，这与红色星系序列变得明显的时代是一致的。
2010-05-07 astro-ph.CO
Measuring the luminosity and virial black hole mass dependence of quasar-galaxy clustering at z ~ 0.8
通过测量SDSS中z $\sim$ 0.8类星体的WISE光度选择星系的角超密度，研究了类星体成团与类星体光度和黑洞质量的关系.通过测量类星体-星系交叉关联函数和使用光度选择的星系，我们实现了更高密度的示踪物体和更灵敏的检测聚类比类星体的自相关函数的测量。我们通过测量团簇振幅对光度的依赖性来检验类星体形成和演化的模型。我们发现，在预计的同动分离中，z $\sim$ 0.8类星体在0.2 - 6.4 h $^{-1}$ Mpc处的WISE星系密度显着过高。我们发现，在过去的十年中，类星体的光度并没有明显的增加集群振幅，光度和集群振幅之间的幂律拟合给出了$-$ 0.01 $\pm$ 0.06（1 $σ$误差棒）的指数。我们也没有找到一个显着的聚类幅度和黑洞质量之间的关系，虽然我们的动态范围的真实质量被抑制，由于维里黑洞质量估计的大的不确定性。我们的结果表明，一个小范围的主机暗物质晕质量映射到一个大范围的类星体光度。
2015-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the faint red galaxy population using large-scale clustering measurements from SDSS DR7
我们使用的数据从SDSS调查的大尺度星系的偏差作为一个功能的红星系光度的演变。我们仔细考虑关联函数的星系从光度和光谱数据，它们之间的互相关，获得多个测量的大尺度偏差。我们发现，对于我们最强大的分析，一个强大的增加与亮度的最明亮的星系，一个中间的制度，偏差不会演变强烈的范围内的两个星系的光度，并没有证据表明在偏暗的红色星系的好转。先前的工作已经发现了对低光度的偏见的增加，这被广泛解释为是由于红矮星星系强烈倾向于成为最大质量晕中的卫星。如果我们将测量结果推到小尺度，并包括沿视线的星系团测量结果，我们可以恢复这种微弱光度的偏差上升，我们预计非线性效应最强。我们期望得到的最强有力的结果表明，红星系的低光度人口并不占主导地位的卫星星系占据了最大的晕。
2011-01-04 astro-ph.CO
Clustering of Radio Galaxies and Quasars
我们计算了从斯隆数字巡天中选出的14，000个红移在0.4和0.8之间的射电活动星系核（RLAGN）样本和120万个相同红移范围内的发光红色星系的参考样本之间的互相关。我们量化的集群无线电响亮AGN取决于主机星系质量和无线电光度。在所有尺度上，与具有相同恒星质量和红移的射电安静星系的对照样本相比，射电响亮的活动星系核聚集得更强，但在小于1 Mpc的尺度上差异最大。此外，集群振幅的RLAGN变化显着的无线电光度尺度小于1百万秒差距。这证明了星系的气体环境在其暗物质晕的尺度上，不仅在确定星系是射电强活动星系核的概率方面起着关键作用，而且在确定射电喷流的总光度方面也起着关键作用。接下来，我们比较了在相同的红移范围内的射电星系和射电噪类星体的聚类。统一的模型预测，这两种类型的活动核应该以相同的方式聚集。我们的数据表明，大多数RLAGN的集群更强烈比射电响亮的类星体，即使活动星系核和类星体样本匹配的黑洞质量和射电光度。在我们的样本中，只有射电光度超过10^26 W/Hz的最极端的RLAGN和RLQSO具有类似的聚类特性。在z~0.5处，大多数强烈演化的RLAGN粒子群都存在于与类星体不同的环境中，因此必须由不同的物理机制触发。
2009-10-19 astro-ph.CO
What can the spatial distribution of galaxy clusters tell about their scaling relations?
我们的目标是量化的星系团的不均匀分布，在傅立叶空间中的两点统计表示的能力，检索信息的基础标度关系。我们利用质量X射线光度标度关系对星系团进行了实例研究，并研究了它对这些天体的成团模式的影响。我们定义了亮度加权功率谱，并引入亮度功率谱作为感兴趣的属性的聚类的直接评估，在我们的情况下，簇X射线光度。使用一套从N体模拟中提取的晕目录和对质量X射线光度关系的现实估计，我们测量了这些统计数据及其相应的协方差矩阵。通过进行Fisher矩阵分析，我们量化了编码在两点统计探针的振幅、形状和完整形状中的信息内容（通过品质因数）。当分析到k~0.2 h/Mpc的尺度时，亮度功率谱的完整形状产生的品质因数比从未加权功率谱获得的数字高两个数量级，并且仅比从相同样品估计的X射线亮度函数中编码的值低一个数量级。这是对标准开发的分析的重大改进（即，未加权的）聚类探针。对星系团的成团及其对星系团内禀性质的明确依赖的测量有助于提高对星系团可观测量和星系团质量之间潜在联系的认识程度。
2014-02-05 astro-ph.CO
The H$α$ luminosity and stellar mass dependent clustering of star-forming galaxies at $0.7 < z < 1.5$ with 3D-HST
我们目前的测量星系的集群幅度对它们的恒星形成率（SFR）和恒星质量（$M_*$）在$0.7 < z < 1.5$的依赖性，以评估在何种程度上环境影响这些属性。虽然这些关系在局域宇宙中已经被很好地确定了，但在更早的时候，人们对它们的了解要少得多。对于这种分析，我们利用近红外HST WFC3棱镜光谱数据在五个CANDELS领域获得的3D-HST调查的一部分。我们用$\sim$ 6,000个具有精确红移的星系、$M_*$和H $α$光度进行了投影2点相关函数测量。我们发现，H $α$光度，从而SFR的聚类幅度的强烈依赖。然而，在固定的$M_*$，在很大程度上消除了对H $α$光度的聚类依赖性。我们使用条件光度函数模型和新发展的条件恒星质量和H $α$光度分布模型在Halo Occupation Distribution框架内模拟这些星系的成团。这些结果表明，具有较高SFR的星系倾向于生活在较高质量的晕中，但这在很大程度上是由SFR和$M_*$之间的关系驱动的。最后，我们表明，小的剩余相关性之间的集群振幅和H $α$光度固定$M_*$很可能是由扩大的SFR-$M_*$的卫星星系的关系。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering at high redshift: The connection between Lyman Alpha emitters and Lyman break galaxies
我们提出了一个物理驱动的半解析模型来理解集群的高红移莱曼α发射体（LAEs）。结果表明，在观测光度函数的约束下，模型参数可以用来预测LAEs的大尺度偏差和角关联函数。这些预测显示出非常好地再现了观测结果。我们发现，平均质量的暗物质晕托管LAEs亮于阈值窄带震级~ 25是~ 10^11 M_ \odot。这些都小于典型的莱曼Break galvanized（LBG）比类似的阈值连续等亮的一个因素~ 10。这导致LAE的聚集强度小于LBG。然而，使用观测到的LAEs的紫外连续光谱和莱曼α光度之间的关系，我们表明，LAEs和LBG属于同一个母星系人口与窄带技术具有更大的效率，在拿起低紫外光度的星系。我们还表明，缺乏证据的存在下的一个晕项在所观察到的LAE角关联函数可以归因于亚泊松分布的LAE在暗物质晕作为其低晕职业的结果。
2013-09-11 astro-ph.CO
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
Impact of Relativistic Effects on the Primordial Non-Gaussianity Signature in the Large-Scale Clustering of Quasars
在星系团观测中，相对论效应在大尺度上对星系过密度场引入了尺度相关的修正，这可能会通过尺度相关的晕偏差阻碍对原始非高斯性$f_\textrm{NL}$的探测。相对论修正的幅度不仅取决于宇宙学背景膨胀，而且还取决于红移演化和被检查的示踪剂种群的亮度阈值的灵敏度，如由演化偏差$b_\textrm{e}$和放大偏差$s$参数化。在这项工作中，我们传播的光度函数测量从扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）的类星体（QSO）样本的$b_\textrm{e}$和$s$，从而推导出相对论修正的约束，其功率谱多极。虽然可以减轻的影响，通过调整红移范围或亮度阈值的示踪剂样品被认为是$f_\textrm{NL}$签名，我们建议，在未来的调查探测大宇宙体积，相对论校正应向前建模的示踪剂光度函数，包括其不确定性。这对于在即将到来的调查中在尺度$k \sim 10^{-3} h \, \textrm{Mpc}^{-1}$上进行类星体聚类测量是很重要的，例如暗能量光谱仪（DESI），在那里相对论修正可以压倒预期的低红移$z \lesssim 1$的$f_\textrm{NL}$签名，并在红移$z \gtrsim 2.5$的功率谱四极中与$f_\textrm{NL} \simeq 1$相当。
2020-10-13 astro-ph.CO
Cross-Correlation of SDSS DR7 Quasars and DR10 BOSS Galaxies: The Weak Luminosity Dependence of Quasar Clustering at z~0.5
本文测量了8，198个Sloan数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）类星体和349，608个来自重子振荡光谱巡天（BOSS）DR 10 CMASS星系在红移<z>~0.5（0.3<z<0.9）的两点交叉关联函数（CCF）。交叉关联函数可以用幂律模型xi_QG（r）=（r/r_0）^（-gamma）在预测尺度r_p=2-25 Mpc/h（r_0=6.61+-0.25 Mpc/h和gamma=1.69+-0.07）上合理地拟合。根据CCF的测量结果，我们估计了类星体的线性偏差b_Q=1.38+-0.10 at <z>=0.53。这种线性偏差对应的主晕特征质量约为4x10^12 M_sun/h，而CMASS星系的主晕特征质量约为10^13 M_sun/h。我们对类星体样本进行了光度划分，当类星体光度为-23.5>M_i（z=2）>-25.5时，类星体偏置对光度的依赖性被限定为db_Q/dlogL=0.20 ± 0.34或0.11 ± 0.32（取决于不同的光度划分），这意味着类星体群体的亮端在~0.5时，类星体成团对光度的依赖性较弱<z>。我们比较我们的测量与理论预测，晕占据分布（HOD）模型和模拟目录。这些比较表明，类星体居住在一个广泛的主机晕，和主机晕质量分布显着重叠彼此在不同的光度的类星体，这意味着晕质量和瞬时类星体光度之间的相关性较差。我们还发现，类…
2012-12-18 astro-ph.CO
Keck Deep Fields. IV. Luminosity Dependent Clustering and Galaxy Downsizing in UV-Selected Galaxies at z=4, 3, and 2
我们在凯克深场（KDF）中研究了z~4、3、2.2和1.7的静止坐标系UV选择星系的光度相关成团，KDF的完整性达到R = 27，覆盖范围为169弧分^[2]。我们发现在z~4和z ~ 3时，紫外亮星系比紫外暗星系聚集得更强，但在z~2.2和z ~ 1.7时，紫外亮星系不再是最强的。通过将我们的测量结果与千年模拟中预测的暗物质晕聚类进行比较，我们得出了样本中物体的质量估计。从这些估计中，我们推断晕质量和恒星形成率（SFR）之间的关系，并发现在我们的样本宿主星系中质量最大的暗物质晕具有高SFR（M_1700 <-20，或> 50 M_sun/yr）在z~3和4，中等SFR在z~2.2时，SFR较低（-20 <$M_1700 <-19，或~20 M_sun/yr），在z~1.7时，SFR较低（-19 <$M_1700 <-18，或~2 M_sun/yr）。我们相信，我们的测量可能会提供一个新的证据，星系缩小的概念，从恒星扩展到晕质量。我们还发现，在我们的样本中，蓝色紫外线的物体比红色紫外线的物体更强烈地聚集在一起，我们认为这可能是由于在更大质量的晕中存在2175 A尘埃吸收凸点，其中包含产生该特征所需的较老的恒星星族和尘埃。调查覆盖的相对较小的区域意味着我们获得的相关长度和晕质量的绝对值在很大程度上取决于“积分约束”校正，但在一个大的红移间隔均匀深的覆盖范围使我们能够检测到几个重要的趋…
2011-06-10 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Colour and luminosity dependent clustering from calibrated photometric redshifts
我们测量了来自Sloan数字巡天的4，289，223个r < 19.4等的星系的两点角关联函数，作为光度红移、绝对星等和颜色的函数，直到M_r -5logh = -14等。光度红移是由ugriz模型星等和两个Petrosian半径用人工神经网络包ANNz估计的。利用星系和质量大会（GAMA）光谱样本作为我们的训练集。光度学的红移被用来确定绝对星等和颜色。对于我们所有的样本，我们估计潜在的红移和绝对星等分布，使用蒙特卡罗响应。这些红移分布被用于林伯方程中，以从幂律拟合到角关联函数来获得空间关联函数参数。我们证实，在小尺度下，在所有的红移仓中，与~L* 红星系相比，sub-L* 红星系的聚集强度增加，而对于蓝色种群，相关长度几乎与~L* 星系的光度无关，并且更暗。相对偏差与对数光度之间存在线性关系，线性范围为L~0.03L*。我们发现，L* 布居的偏置对红移的依赖关系可以用Tegmark & Peebles（1998）的被动演化模型来描述。对我们的r < 19.4的SDSS星系样本的随机样本进行目视检查，发现大约10%是虚假的，由于附近星系的过度去混，对非常微弱的绝对星等的污染率更高。我们在聚类分析中校正了这种污染。
2012-06-05 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
The LBT Bootes Field Survey: I. The Rest-frame UV and Luminosity Functions and Clustering of Bright Lyman Break Galaxies at z~3
我们提出了一个深LBT/LBC U波段成像调查（9 deg 2）覆盖NOAO Bootes领域。选取了14，485个z~3处的Lyman Break Galvanes（LBG），用于测量静止坐标系的紫外光度函数（LF）。与以前的研究相比，大样本量和调查区域减少了由于泊松统计和宇宙方差导致的LF不确定性>3。在明亮的一端，LF显示出与最佳拟合的Schechter函数相比的过剩功率，这可以归因于$z\sim3$类星体的贡献。基于R波段和IRAC [4.5 μ m]波段的通量关系，计算了z~3长周期星系的静止坐标系近红外LF和恒星质量函数（SMF）。我们研究了z~7和z~3之间的紫外LF和SMF的演化，这支持了LBG中的新星形成历史。我们研究了两个明亮LBG样品的空间关联函数，并估算了它们的平均主晕质量。我们发现宿主晕质量与星系恒星形成率（SFR）之间存在着紧密的关系，这一关系遵循了由重子吸积速率预测的趋势，表明LBG中的恒星形成是由重子吸积通过宇宙网提供的。通过比较SFR与总重子吸积率，我们发现宇宙恒星形成效率约为5%-20%，它不随红移，晕质量，星系光度显着演变。
2013-07-18 astro-ph.CO
Modelling the dusty universe II: The clustering of submillimetre-selected galaxies
我们结合GALFORM半解析模型的星系形成，预测恒星形成和合并的历史的星系，GRASIL分光光度代码，计算的光谱能量分布（SED）的星系自相一致，包括再处理辐射的灰尘，和人工神经网络（ANN），调查的聚类特性的星系选择他们的发射在亚毫米波长（SMGs）。我们使用千禧年模拟来预测SMG的空间和角分布。在红移z = 2时，我们发现这些星系是强团簇的，对于850μm通量密度大于5 mJy的星系，其共动相关长度r 0 = 5.6 \pm 0.9 Mpc/h，与观测结果一致。我们预测，在更高的红移这些星系的痕迹密度和越来越罕见的宇宙区域。我们提出了预测的依赖光度，亚毫米颜色，晕和总恒星质量的集群。有趣的是，我们预测紧密的相关长度和晕和恒星质量之间的关系，独立的亚毫米光度。
2010-11-10 astro-ph.CO
Galaxy clustering and projected density profiles as traced by satellites in photometric surveys: Methodology and luminosity dependence
本文发展了一种新的方法，测量了一组光谱识别星系周围光度星系的投影密度分布w_p（r_p）n，同时测量了两个群体之间的投影关联函数w_p（r_p）。在这种方法中，我们能够在没有红移信息的情况下，将光度星系按光度区间划分为子样本，从而使我们能够测量w_p（r_p）n和w_p（r_p）不仅作为分光星系光度的函数，而且作为光度星系光度的函数。大量的测试表明，我们的方法可以测量w_p（r_p）在统计上无偏的方式。测量的准确性取决于方法中假设的有效性，即前景/背景星系是随机分布的，因此与感兴趣的星系不相关。因此，我们的方法可以应用于前景/背景星系分布在大体积的情况下，这通常是有效的，在实际的观测。我们将我们的方法应用于SDSS的数据，包括z~0.4的10^5个LRG样本和z~0.1的大约50万个星系样本，这两个样本都与从SDSS中提取的深测光样本交叉相关。在大尺度上，从z~0.4处的w_p（r_p）测量的星系相对偏差因子与光度的关系与z~0.1处的相似，通常用光谱样本的自相关来探测。在z~0.4和z~0.1的尺度上，不同光度的光度星系在固定光度和红移的情况下，在分光星系周围呈现相似的密度分布。这为HOD模型中普遍采用的假设提供了明确的支持，即不同光度的卫星星系以类似的方式分布，遵循其宿主晕内的暗物质分布。
2011-06-05 astro-ph.CO
Interpreting the Clustering of Distant Red Galaxies
本文分析了Quadri等人2008年测量的z~2.3远距离红星系的角成团。我们发现，与以前的结果相比，与强大的估计的测量误差和现实的晕占据分布建模，测量的聚类可以很好地适合标准的晕占据模型。然而，为了适应w（θ）在θ =10角秒时的强烈突变，几乎所有在DRG光度范围内的卫星星系都必须是DRG。在这个亮度阈值样本中，DRG的比例约为44%，这意味着DRG的形成对于卫星星系比中央星系更有效。尽管z=2.3的DRG内包含演化的恒星星族，但DRG光度范围内90%的卫星星系都是在5亿年内吸积的。因此，卫星DRG必须在其吸积之前就知道它们会成为卫星。这意味着在固定的晕质量下，DRG的形成与大尺度环境相关，尽管DRG的大尺度偏差可以在没有这样的假设的情况下很好地拟合。需要更多的数据来解决这个问题。使用的观测估计，约30%的DRG没有正在进行的恒星形成，我们推断的时间尺度恒星形成淬火的卫星星系的4.5亿年，虽然这个数字的不确定性很大。然而，除非所有的非恒星形成卫星DRG在吸积之前都被猝灭，否则猝灭时间尺度明显短于z~0估计。在Quadri等人的样本的完整性极限下，我们发现在相同的光度范围内，中央DRG的晕质量比非DRG高约50%，但在最高晕质量下，中央星系只有约2/3的时间是DRG。
2009-02-11 astro-ph.CO
Global analysis of luminosity- and colour-dependent galaxy clustering in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个晕占领分布（HOD）分析的光度和颜色依赖的星系集群在斯隆数字巡天。我们的技术的一个新颖之处在于，它使用了在亮度箱中的聚类测量的组合来执行全局似然分析，同时约束HOD参数的亮度阈值的范围。我们提出了简单，光滑的拟合函数，准确地描述了最佳拟合HOD参数的光度依赖性。为了最大限度地减少系统光环建模效应，我们使用直接测量并从一套$N$体模拟中制表的理论光环2点关联函数，该模拟涵盖光环质量和空间分离的足够大的动态范围。因此，我们的建模正确地占非线性和规模依赖的晕偏差，以及任何偏离晕配置文件的普遍性，我们还占晕排斥使用硬球近似。使用颜色相关的聚类信息，我们约束的卫星星系红色分数在一个模型独立的方式，不依赖于任何组查找算法。我们发现，由此产生的卫星红部分的光度依赖性显着浅于相应的测量星系群目录，我们提供了一个简单的拟合函数来描述这种依赖性。我们的拟合功能是很容易使用的低红移模拟星系目录中产生，我们讨论了一些潜在的有趣的应用，以及我们的技术可能的扩展。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial Clustering of High Redshift Lyman Break Galaxies
我们提出了一个物理驱动的半解析模型来理解高红移LBG的集群。结果表明，在观测光度函数的约束下，模型参数可用于预测大尺度（θ> 80角秒）星系的偏差和角关联函数。这些预测显示出非常好地再现了观测结果。然后，我们采用这些模型参数计算晕占据分布（HOD）使用的条件质量函数。使用这种HOD的晕模型显示出在z=3-5和几个极限星等的大（θ>80”）和小（θ< 10”）角尺度下对所观察到的LBG聚类提供了相当好的拟合。然而，我们的模型低估了集群幅度在中间的角度尺度，准线性效应是重要的。在z=4的极限绝对星等为-20.5时，对观测到的星系团有贡献的晕的平均质量为6.2 x 10^{11} M_ \odot，而母晕中卫星星系的特征质量为1.2 \times 10^{12} M_ \odot。对于一个给定的阈值亮度，这些质量随着z的增加而减少，在任何给定的z，这些被发现增加阈值亮度的值。我们发现，大约40%的晕在最小质量M_{min}以上，可以容纳可探测的中央星系，大约5- 10%的晕也可能容纳可探测的卫星。这些卫星通常在母晕形成之前形成一个动态时间尺度。小角度尺度的集群是由于中央卫星对，是相当敏感的变化，恒星形成的时间在晕。目前的数据有利于恒星形成的晕持续几个动态的时间尺度。我们的模型还再现了与恒星形成相关的参数之间的不同已知趋势。
2012-11-29 astro-ph.CO
The Imperial IRAS-FSC Redshift Catalogue: luminosity functions, evolution and galaxy bias
本文给出了帝国IRAS-FSC红移星表（IIFSCz）中60微米星系的光度函数和选择函数。采用了1/Vmax、参数和非参数极大似然估计等三种方法，结果吻合较好。在红移范围[0.02，0.1]内，在整个样品中检测到与（1+z）^3.4成正比的密度演化或光度演化exp（1.7 t_L / τ）$，其中t_L是回望时间，这与先前的分析一致。在4个红外亚群中，卷云型星系和M82型星暴表现出相似的演化趋势，活动星系核贡献较大的星系表现出较强的正演化，Arp 220型星暴表现出较强的负演化。在log（L_60 / L_Sun）~ 10.3时，主要星群由卷云型星系转变为M82型星爆。在文章的后半部分，我们推导了不同红外模板类型星系的投影两点空间关联函数。卷云型星系和M82型星暴（分别对应于具有光学薄星际尘埃的静止星系和活跃的恒星形成星系）之间的平均相对偏差约为1.25。通过研究成团对红外光度的依赖关系，研究了恒星形成星系中当前恒星形成率（SFR）与环境的关系。我们发现，M82型活跃的恒星形成星系表现出更强的集群红外光度/ SFR增加。集群强度和SFR在本地宇宙之间的相关性似乎呼应的基本趋势，在恒星形成星系在大天文台起源深巡天（GOODS）领域在z ~ 1。
2009-10-07 astro-ph.CO
Imprints of the super-Eddington accretion on the quasar clustering
超爱丁顿质量吸积被认为是形成超大质量黑洞的有效机制。我们使用一个基于大体积宇宙学$N$体模拟的星系和类星体形成的新半解析模型研究了超爱丁顿吸积过程的辐射效率对类星体成簇的影响。我们的模型包括一个简单的类星体的辐射效率模型，它模仿了光子捕获的高质量吸积率的效果。我们发现，辐射效率模型影响类星体光度与类星体晕质量之间的关系。当类星体光度没有上限时，类星体晕质量对类星体光度的依赖性很弱。另一方面，当类星体的光度受其爱丁顿光度限制时，它对类星体的光度有显著的依赖性。在后一种情况下，类星体的偏置也依赖于类星体的光度，亮类星体的偏置与观测结果一致。我们的结果表明，类星体聚集研究可以为吸积盘模型提供约束。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the role of feedback in shaping the cosmic abundance and clustering of neutral atomic hydrogen in galaxies
我们调查反馈的影响-从超新星（SNe），活动星系核（AGN）和光电离背景在高红移-中性原子氢（HI）的质量函数，$b_{\rm J}$带光度函数，和空间聚类的这些星系在$z$ =0。我们使用的半分析星系形成模型GALFORM的一个版本，计算自洽的量HI在一个星系作为宇宙时间的函数，并将其恒星形成率的分子氢（H $_2$）的质量。我们发现，一个系统的增加或减少的SNe反馈的强度导致系统的亮度和HI质量函数的振幅减少或增加，但对它们的整体形状的影响不大。改变活动星系核反馈的强度只影响最亮或最大HI质量星系的数量，而改变光电离反馈的强度的影响仅限于改变最暗或最小HI质量星系的数量.我们的结果表明，HI质量函数是一个比光度函数更敏感的探测宇宙学再电离对星系形成的影响的方法.我们发现，增加任何反馈模式的强度的行为，以削弱星系的集群强度，无论他们的HI丰富。相反，较弱的活动星系核反馈的集群强度的影响不大，而较弱的SNe反馈增加的集群强度的HI贫星系比HI丰富的星系。这些结果表明，即将到来的HI调查下一代射电望远镜，如平方公里阵列及其探路者将最富有成效地利用多波长调查活动的一部分。
2012-10-24 astro-ph.CO
Modeling the evolution of infrared galaxies : clustering of galaxies in the Cosmic Infrared Background
恒星形成星系是潜在的暗物质密度场的高度偏差的示踪剂。通过宇宙红外背景各向异性可以研究它们的成簇性。在过去几年中，这些各向异性已从100 \mum测量到2 mm。在本文中，我们提出了一个全参数模型，允许联合分析这些最近的观察。为了在各种波长下开发相干模型，我们依赖于两个构建模块。第一个是描述恒星形成星系光度函数红移演化的参数模型。它与测量的微分数计数和光度函数相比毫不逊色。第二个是基于晕模型的星系团的描述。从一个基准模型，我们调查参数退化使用Fisher分析。然后，我们讨论了不同质量和红移的晕，LIRGs和ULIRGs，如何贡献的CIB角功率谱。从Fisher分析，我们得出结论，我们不能约束的参数的星系演化模型，仅使用聚类数据。C \ell、计数和光度函数的组合数据的使用稍微改善了约束，但没有去除任何退化。相反，各向异性的测量允许我们对晕模型参数设置有趣的约束，即使一些强退化仍然存在。使用我们的基准模型，我们建立的1-halo和2-halo条款是不敏感的相同的质量制度。我们还说明了如何1晕长期可以被误解的泊松噪声项。结论.我们提出了一个新的红外星系团的模型。然而，这样的模型有一些局限性，因为晕占据的参数遭受强简并。
2011-10-03 astro-ph.CO
Luminosity-Dependent Assembly Bias of Central Galaxies from Weak Lensing and Clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Kobayashi-Maskawa Institute for the Origin of Particles and the Universe (KMI), Nagoya University（名古屋大学小林-益川粒子宇宙起源研究所）；Institute for Advanced Research, Nagoya University（名古屋大学高等研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学理化学研究所 Kavli 宇宙粒子物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究通过观测最亮团成员星系的亮度，发现其聚类程度与暗物质晕形成历史相关，证实了组装偏差的存在。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analyzing clustering of astrophysical gravitational-wave sources: Luminosity-distance space distortions
本文给出了三维空间中观测到的引力波（GW）源数密度涨落的一个公式。在GW观测中，每个GW源的红移识别是一个具有挑战性的问题，特别是对于高红移源。使用观测到的光度距离作为距离指示器将是用于测量聚类信号的简单但最佳的方式。我们推导出GW源的密度波动估计从观测到的光度距离和天空位置的每个源。密度波动被扭曲，类似于星系巡天中所谓的红移空间扭曲，但有几个不同之处。然后，我们显示了两点关联函数和多极功率谱的失真效应的存在。我们发现，视线的衍生物的透镜收敛，这不会出现在红移空间失真，导致显着的失真，在观察到的关联函数。此外，透镜效应还影响高阶多极功率谱及其在高红移下的信噪比。
2021-01-12 astro-ph.CO gr-qc
AEGIS: The Clustering of X-ray AGN Relative to Galaxies at z~1
我们在AEGIS场中测量了z=0.7-1.4的非类星体X射线活动星系核的成团现象。通过对113个钱德拉选定的活动星系核（对数L_X的中位数为42.8 erg s^-1）与约5,000个DEEP 2星系的互相关，我们发现X射线活动星系核符合幂律，其成团尺度长度为r_0=5.95 +/-0.90 h^-1 Mpc，斜率γ =1.66 +/-0.22。X射线活动星系核在z~1处具有与红色、静止和“绿色”过渡星系相似的成团幅度，并且比蓝色恒星形成星系明显更成团。X射线活动星系核的聚集强度主要取决于宿主星系的颜色;红色宿主星系的活动星系核比蓝色宿主星系的活动星系核明显更聚集，其相对偏差类似于红色到蓝色的DEEP 2星系。我们没有检测到依赖于光学亮度，X射线光度，或硬度比在这里探测的范围内的集群。我们发现的证据表明，星系托管X射线活动星系核更集群比一个样本的星系匹配联合光学颜色和星等分布。这意味着拥有X射线活动星系核的星系比没有X射线活动星系核的相同颜色和光度的星系更可能存在于群体和更大质量的暗物质晕中。与DEEP 2场中的光选类星体相比，我们发现z~1处的X射线活动星系核比光选类星体（具有2.6 sigma显著性）更加聚集，因此可能存在于更大质量的暗物质晕中。我们的研究结果是一致的星系经历类星体阶段，而在蓝色的云之前解决的红色序列与较低的光度X射线活动星系核，如果它们是相似的对象在不同的演化…
2009-06-25 astro-ph.CO
SHAM Beyond Clustering: New Tests of Galaxy-Halo Abundance Matching with Galaxy Groups
我们构建模拟目录的星系群使用subhalo丰度匹配（SHAM），并进行了几个新的测试的SHAM处方的星系-暗物质连接。我们研究的所有SHAM模型都与斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的星系群表现出显着的张力。场星系光度函数（LF）的SHAM预测系统地太暗，而群星系LF系统地太亮，不管SHAM处方的细节如何。SHAM模型连接r-波段光度，先生，Vacc，最大的圆速度的一个subhalo在吸积到主机上的时间，忠实地再现星系群丰度丰富的函数，g（N）。然而，SHAM模型将MR与Vpeak（在整个合并历史中的最大值）联系起来，过度预测了星系群的丰度。我们的研究结果表明，没有SHAM模型可以同时再现观测到的g（N）和两点投影星系聚类。尽管如此，我们也报告了SHAM的一个新的成功：对Phi（m12）的准确预测，星系群的丰度作为星等差距m12的函数，定义为两个最亮的星系群成员的r波段绝对星等之间的差异。我们表明，它可以使用联合测量g（N）和Φ（m12），严格约束的SHAM实现的细节。此外，我们表明，通过随机抽取从一个普遍的LF构造的光度差距的假设提供了一个穷人的数据描述，在文献中最近的索赔相矛盾。最后，我们测试一个共同的假设条件光度函数（CLF）形式主义，卫星LF只需要由中央星系的亮度条件。我们发现这个假设得到了观测到的Phi（m12）的很好的支持。
2013-07-22 astro-ph.CO
The Evolution of Early-type Galaxies Selected by Their Spatial Clustering
目的：我们提出了一种新的方法，使用光度或恒星质量函数与聚类测量相结合，选择样本的星系在不同的红移可能遵循的祖先到后代的关系。由于该方法使用聚类信息，我们将以这种方式选择的星系样本称为聚类选择样本。我们应用这种方法来推断MUSYC早型星系（ETGs）从z~1到现在演化过程中的合并次数。研究方法：该方法包括在使用聚类信息来推断典型的暗物质晕质量选定的祖星系的主机。使用LambdaCDM预测，然后可以跟踪这些晕到稍后的时间，其中后代的样本将是具有这些后代晕的聚类的样本。结果如下：这种技术表明，ETG在一个给定的红移演化成较亮的星系在较低的红移（考虑静止框架，被动演化的光学光度）。这表明，这些星系的恒星质量随时间而增加，原则上，在不同的红移恒星质量的选择不提供星系的样本中的祖先后代的关系。结论：在z=0时，高红移ETG和它们可能的后代之间的比较表明，祖先的数量密度高出5.5 ± 4.0倍，这意味着需要合并来降低它们的数量密度。由于祖先和后代的光度密度是一致的，我们的结果表明，由于z=1，ETG中不需要显着的恒星形成，这表明所需的合并是干燥的，即无气体。
2011-05-27 astro-ph.CO
Clustering of high-redshift quasars with DESI DR2
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；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）
利用DESI DR2数据测量了约71.5万个红移2.0<z<3.5类星体的成团性，发现偏置因子随红移强烈演化，特征暗晕质量约10^12太阳质量，且占空比约10^-2，首次显著探测到该红移区间类星体偏置的光度依赖性。
2026-06-26 astro-ph.CO
The massive end of the luminosity and stellar mass functions and clustering from CMASS to SDSS: Evidence for and against passive evolution
我们描述的光度函数，基于Sersic适合的光剖面，CMASS星系在z ~ 0.55。与以前的估计相比，我们基于Sersic的减少意味着更明亮，大质量的星系，与Sersic的影响一致，而不是Petrosian或de Vaucouleur基于测光的斯隆数字巡天（SDSS）在z ~ 0.1的主要星系样本。这意味着一个显着的修订，恒星和晕质量之间的相关性的高质量端。关于光度和恒星质量函数演化的推论强烈依赖于假设的、不确定的k+e修正。反过来，这又取决于假定的人口年龄。通过将Maraston et al.（2009）的模型拟合到SDSS和CMASS星系的颜色中，应用k+e修正，光度和恒星质量函数的演化看起来非常被动，前提是拟合需要返回旧的年龄。然而，当在同动数或光度密度上匹配时，SDSS星系与CMASS中的星系相比不那么强烈地聚集在一起。这排除了被动演化的情况，事实上，任何较小的合并情况下，保持排名排序的恒星质量的人口。CMASS样本中潜在的不完整性将进一步加剧这种不匹配。我们的分析突出了聚类测量与数量计数相结合的优点。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VIMOS Ultra Deep Survey. Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at z~3
我们提出的依赖于星系团的光度和恒星质量的红移范围2 $<$ z $<$ 3.5使用3236星系的VIMOS超深巡天（VUDS）强大的光谱红移的研究。我们测量两点实空间相关函数$w_p(r_p)$为四个体积有限的恒星质量和四个光度，M $_{UV}$绝对星等选择，子样本。我们发现，尺度相关的聚类幅度$r_0$显着增加光度和恒星质量表明一个强大的星系聚类依赖于这些属性。这对应于$Δ$ b/b $^*$ =0.43的这两个子样本之间的强相对偏倚。拟合一个5参数的HOD模型，我们发现最明亮和质量最大的星系占据最大质量的暗物质晕，$\langle$ M $_h$ $\rangle$ = 10 $^{12.30}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$ .类似于在较低的红移观察到的趋势，最小晕质量M $_{min}$取决于光度和星系的恒星质量，并从M $_{min}$ =10 $^{9.73}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$到M $_{min}$ =10 $^{11.58}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$，分别从我们的星系样本中最暗到最亮。我们发现这些晕质量之间的差异要明显得多，比观察到的本地星系类似的属性。此外，在z~3，我们观察到，在晕主机，平均而言，一个卫星和一个中心星系的质量是M $_1$ $\approx$ 4 M $_{min}$在所有光度范…
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The luminosity function and clustering of bright quasars in the FLAMINGO cosmological simulations
Leiden University（莱顿大学）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）
FLAMINGO模拟通过引入光度散射改进了亮类星体光度函数和聚类的观测一致性，但仍存在高红移聚类强度低估的问题。
2026-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational wave source clustering in the luminosity distance space with the presence of peculiar velocity and lensing errors
GW数计数可以作为光度距离空间（LDS）中大尺度结构（LSS）的新示踪剂，就像红移空间中的星系一样。利用聚类效应可以得到$D_L-D_A$对偶关系。然而，一些LSS引起的误差会污染GW光度距离测量，如宿主星系的特殊速度色散误差以及前景透镜放大率。由这些效应引起的距离不确定性将使GW聚类从光谱类数据降级为光度类数据。在本文中，我们研究如何这些LSS引起的距离误差修改我们的宇宙学参数的精度推断LDS聚类。我们考虑两个下一代GW天文台，即大爆炸天文台（BBO）和爱因斯坦望远镜（ET）。用Fisher矩阵方法预测了角直径距离$D_A$、光度距离空间Hubble参数$H_L$和结构增长率$f_Lσ_8$的参数估计误差。一般来说，GW源成团数据可用于$D_L<5$ Gpc以下的宇宙学研究，而在此尺度以上，透镜误差将显著增加。我们发现，对于BBO，有可能将宇宙学参数的相对误差限制为$10^{-3}$到$10^{-2}$低于$D_L<5$ Gpc。在低光度距离范围内，速度色散误差占主导地位，而在大光度距离范围内，透镜放大率误差是瓶颈。为了减小透镜误差，我们假设$50\%$去透镜效率。即使在这种最佳假设下，在光度距离$D_L=25$ Gpc处，分数误差也增加到$O(1)$。ET的结果与BBO的结果相似。由于ET中的GW源数目比BBO中的要少，相应的结果也会变差。
2022-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The clustering of galaxies in the DESI imaging legacy surveys DR8: I. the luminosity and color dependent intrinsic clustering
在最近的一项研究中，我们开发了一种方法来模拟光度红移的不确定性对两点关联函数（2PCF）的影响。在该方法中，我们可以同时获得两个积分深度沿视线的投影2PCF的本征集群强度和光度红移误差。在这里，我们将这种方法应用于DESI Legacy Imaging Surveys Data Release 8（LS DR8），这是目前最大的星系样本。我们用$M_{\rm z} \le -20$把星系分成20个样本，分别放在从$z=0.1$到$z=1.0$的8个红移仓和几个$\rm z$波段的绝对星等仓中.这些星系根据它们的$M^{0.5}_{\rm r}-M^{0.5}_{\rm z}$颜色进一步分为红色和蓝色子样本。我们测量了所有这些星系（子）样本的投影2PCF，并使用我们的光度红移2PCF模型拟合它们。我们发现，光度红移误差是较小的红色子样本比总体人口。另一方面，在蓝色子样本中可能存在一些系统的光度红移误差，因此一些子样本在大尺度上显示出显著增强的2PCF。因此，仅关注红色和所有（子）样本，我们发现这些（子）样本中星系的偏差显示出清晰的颜色，红移和光度依赖性，在较高红移的红色明亮星系比它们的蓝色和低红移同行更有偏见。除了最适合的一组参数，$σ_{z}$和$b$，从这个国家的最先进的光度红移调查，我们获得高精度的固有集群测量这40个红色和所有星系（子）样本。这些大尺度和小尺度的测量包含了关于…
2021-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering of quasars in a wide luminosity range at redshift 4 with Subaru Hyper Suprime-Cam wide field imaging
我们研究了类星体在一个很宽的光度范围内的聚类，利用901个类星体在$\overline{z}_{\rm phot}\sim3.8$与$-24.73<M_{\rm 1450}<-22.23$光度选择从超级凸轮斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）S16 A宽2日期发布和342个更明亮的类星体在$3.4<z_{\rm spec}<4.6$有$-28.0<M_{\rm 1450}<-23.95$从斯隆数字巡天（SDSS），落在HSC调查领域。通过计算类星体样品与从HSC数据集中光度测量的$M_{\rm 1450}<-21.25$中的25790个亮$z\sim4$莱曼断裂GalvanTM（LBG）之间的互相关函数（CCF），测量了两个类星体样品的偏差因子。在\timeform{10.0"}到\timeform{1000.0"}的角标度范围内，低光度类星体和高光度类星体的偏置因子分别为$5.93^{+1.34}_{-1.43}$和$2.73^{+2.44}_{-2.55}$，表明在$z\sim4$处类星体成团不依赖于光度。值得注意的是，在类似的红移范围内，特别是在低于\timeform{40.0"}的尺度上，CCF估计的发光类星体的偏差因子小于自相关函数（ACF）估计的偏差因子。此外，亮度较低的类星体的偏置因子意味着它们的宿主暗物质晕（DMH）的最小质量是$0.3$ - $2\times10^{1…
2017-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 2QDES Pilot : The luminosity and redshift dependence of quasar clustering
我们提出了一个新的红移调查，2dF类星体暗能量调查试点（2 QDESp），其中包括${\approx}10000$类星体从${\approx}150$度$^2$的南部天空，基于VST-ATLAS成像和2dF/AAOmega光谱。结合WISE（W1，W2）波段的光度测量，我们可以选择基本上无污染的$0.8{<}z{<}2.5$和$g{<}20.5$类星体样品。在较暗的量级，仍然需要光学UVX选择来达到我们的$g{\approx}22.5$极限。使用这两种技术，我们观察到类星体红移的天空密度高达$90$度$^{-2}$。通过比较2 QDESp与其他调查（SDSS，2 QZ和2SLAQ），我们发现类星体集群是近似光度无关，与所有四个调查的结果一致的相关尺度$r_{0}{=}6.1{\pm}0.1 \: h^{-1}$ Mpc，尽管他们的十年范围内的光度。我们发现一个显着的红移依赖的聚类，特别是当BOSS数据与$r_{0}{=}7.3{\pm}0.1 \: h^{-1}$ Mpc包括在$z{\approx}2.4$。所有的类星体都保持着${\approx}2{\pm}1{\times}10^{12} \: h^{-1}M_\odot$的单一主晕质量。这一结果意味着，要么类星体不辐射在一个固定的分数爱丁顿光度或活动星系核黑洞和暗物质晕质量弱相关。没有发现显著的证据支持较暗的，X射线选择的类星…
2016-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering amplitude of X-ray selected AGN at z=0.8: Evidence for a negative dependence on accretion luminosity
利用宽区域和浅区域XMM-XXL X射线测量场的北瓦来估算相对明亮的X射线选定活动星系核[ $\rm log\, L_X (\rm 2-10\,keV)= 43.6^{+0.4}_{-0.4}\,erg/s$ ]在红移间隔$z=0.5-1.2$中的平均暗物质晕质量。利用Sloan望远镜对XMM-XXL场中X射线源的光谱跟踪观测，结合VIPERS光谱星系巡天，确定了X射线选择活动星系核（共318个）与星系（约20，1，000个）之间的互相关信号。我们模拟了大尺度（2- 25 Mpc）的关联函数，推断出X射线选择的活动星系核样品的平均暗物质晕质量为$\log M / (M_{\odot} \, h^{-1}) = 12.50 ^{+0.22} _{-0.30}$。与文献中中等亮度X射线活动星系核[ $L_X (\rm 2-10\,keV)\approx 10^{42} - 10^{43}\,erg/s$ ]在类似红移下的平均暗物质晕质量估计值相比，这个测量值大约低0.5dex。我们的分析也链接到中等亮度AGN的平均聚类特性与强大的紫外/光学选择类星体，这是典型的晕质量几倍$10^{12}\,M_{\odot}$。因此有证据表明活动星系核成团与光度有负相关性。这是一致的建议，活动星系核有一个广泛的暗物质晕质量分布与高质量的尾巴，成为次主导在高吸积光度。我们进一步表明，我们的研究结果是在定…
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The zCOSMOS Survey. The dependence of clustering on luminosity and stellar mass at z=0.2-1
利用第一个zCOSMOS 10 K样本研究了红移z ~ [0.2-1]处星系成团与光度和恒星质量的关系。我们测量了覆盖不同亮度、质量和红移范围的子样本的红移空间关联函数xi（rp，pi）及其投影wp（rp）。我们详细量化的观测选择偏差，我们检查我们的协方差和误差估计技术使用合奏的半分析模拟目录。最后，我们将我们的测量结果与模拟调查的宇宙学模型预测进行了比较。在与其他测量不一致，我们发现一个微弱的依赖星系团的光度在所有的红移箱探索。相反，观察到对恒星质量的轻微依赖。在z~0.7处，wp（rp）在大尺度上显示出强的过剩功率。我们将其解释为大尺度结构主导了调查体积并优先在垂直于视线的方向上延伸。我们没有看到任何显着的演化与红移的集群的振幅明亮和/或大质量的星系。在log（M/M_ \odot）>=10的星系中，zCOSMOS数据在0.5<z<1处测得的成团与模拟巡天的预测仅在一定程度上一致。在大于~2 h^-1 Mpc的尺度上，观测到的聚类幅度仅与~1%的模拟结果一致。因此，如果物质的功率谱是标准归一化的LCDM，并且偏差没有反常的标度依赖性，那么这个结果就表明COSMOS在约10^6 h^-1 Mpc ^3的体积中探测到了一个特别罕见的约2-3 σ的正涨落。这些发现强调了需要对z~1宇宙进行更大规模的调查，以适当地描述这个时代的结构水平。
2009-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering properties of moderate luminosity X-ray selected Type 1 and Type 2 AGN at z~3
本文首次研究了189个中等光度（log = 45.3 erg/s）的第一型和第二型X射线活动星系核（AGN）在z~3处的成团性质<Lbol>，它们的光度或光谱红移范围为2.2<z<6.8。这些样本基于COSMOS中的Chandra和XMM-Newton数据。我们发现在z=3处的第1型和第2型COSMOS活动星系核中存在DMHs，其典型质量分别为logMh = 12.84+0.10/-0.11和11.73+0.39/-0.45Msun/h。这一结果要求1型和2型COSMOS AGN在z~3处的晕质量比z<2 XMM的COSMOS AGN在相似光度处的晕质量要低。此外，我们还推测在2.6 σ水平上，未遮蔽的COSMOS活动星系核在z~3处的晕圈质量是遮蔽的COSMOS活动星系核的10倍。这一结果推广到z<2时在COSMOS中发现的z~3，并排除了其中遮蔽纯粹是取向效应的图像。一个假定活动星系核活动是由主要的合并所触发的模型在预测COSMOS活动星系核的低晕质量和z~3处的SDSS类星体的典型质量方面都是相当成功的，后者相对于中等光度的活动星系核而言，具有更大质量的晕。或者，我们可以认为，至少对于1型COSMOS AGN，它们可能代表了由宇宙冷流或盘不稳定性引起的BH快速（即爱丁顿有限）增长的早期阶段。在中等亮度下，这些新的快速生长的黑洞在z~3处的质量为e7-8…
2014-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small scale clustering of BOSS galaxies: dependence on luminosity, color, age, stellar mass, specific star formation rate and other properties
该研究基于 BOSS 星系测量小尺度两点相关函数，分析其对光度、颜色、年龄、恒星质量等性质的依赖，并用 HOD 仿真器联合建模宇宙学与星系偏置，证明小尺度成团性的宇宙学推断不受星系选择显著影响。
2023-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Roads to the Small-Scale Universe: Measurements of the Clustering of Matter with the High-Redshift UV Galaxy Luminosity Function
宇宙黎明和再电离的时代为理解暗物质（DM）在我们宇宙中的作用提供了有希望的途径。在这些时期，第一批居住在宇宙中的星系居住在DM晕中，其质量比今天的同类要小得多。因此，这些星系的观测可以为我们提供一个处理DM的集群，否则目前无法访问的制度。在这项工作中，我们使用高红移紫外星系光度函数（UV LF）的数据从哈勃太空望远镜研究DM在小尺度上的聚类特性。特别是，我们提出了新的测量波数$0.5\,\mathrm{Mpc}^{-1} < k < 10\,\mathrm{Mpc}^{-1}$的物质功率谱约30%的精度，边缘化后获得的未知天体物理学。这些新的数据点覆盖了未知的红移范围$4\leq z\leq 10$，并涵盖了宇宙微波背景和大尺度结构观测所探测到的尺度。这项工作建立了紫外LF作为一个强大的工具，探测DM的性质在不同的制度比其他宇宙学和天体物理学数据集。
2022-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Clustering, Bias and the Accretion Mode of X-ray selected AGN
本文研究了Chandra CDF-N、CDF-S、eCDF-S、COSMOS和AEGIS在0.5-8 keV波段的1466个X射线选择活动星系核的空间成团特性。X射线源的红移区间为0<z<3，中值为Med{z}= 0.976。我们采用投影两点关联函数来推断空间聚类，发现聚类长度为r 0 = 7.2+-0.6 h^{-1} Mpc，斜率为γ=1.48+-0.12，对应的偏差为b=2.26+-0.16。使用两种不同的晕偏差模型，我们一致地估计出暗物质宿主晕的平均质量为Mh \sim 1.3（+-0.3）x 10^{13} h^{-1} M_sun。活动星系核的X射线偏置和相应的暗物质宿主晕质量，明显高于光学选择活动星系核的相应值（在相同的红移）。%表示活动星系核的不同群体。X射线选择活动星系核偏置的红移演化表明，与其他最近的研究一致，一个独特的暗物质晕质量并不适合在所有不同的红移探测偏置。此外，我们还研究了团簇强度是否与X射线亮度有关。为此，我们认为只有650个源周围的z~1和我们应用的程序来解开的依赖集群红移。我们发现一个积极的集群长度依赖于X射线亮度的迹象，在这个意义上说，更明亮的源有一个更大的集群长度，因此更高的暗物质晕质量。详细地说，我们发现，当平均光度差为δ \log_{10} L_x ~ 1时，晕的质量差约为3倍。这些发现似乎与一个星系形成模型相一致，在这个模型中，吸积到中…
2012-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modelling the observed luminosity function and clustering evolution of Lyman-$α$ emitters: growing evidence for late reionization
利用经验静止坐标系等效宽度分布模型研究了高红移（z > 5）Lyman- $α$发射星系（LAE）的星系群.我们校准到观测到的光度函数和角关联函数在z = 5.7测量的SILVERRUSH调查。这使我们能够填充的高动态范围舍伍德模拟套件LAEs，并计算其LY $α$发射通过星系间介质（IGM）的传输。我们使用这个模拟的人口来探索IGM对LAEs的高红移观测的影响，并在z = 6.6，7.0和7.3的窄带滤波器红移的预测。比较我们的模型与现有的观测，我们发现一个后期再电离的建议，与最近的低光学厚度来自宇宙微波背景（CMB）的普朗克合作和不透明度波动的Ly $α$森林。我们还探讨了环银河系介质（CGM）的作用和较大的体积的气体，这是降落到主机晕与IGM在衰减的LY $α$信号，发现一个显着的部分衰减是由于CGM和降落的气体，这增加了对再电离结束，虽然有一个大的分散在整个模拟LAE人口。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
