Toward accurate measurement of property-dependent galaxy clustering I. Comparison of the Vmax method and the "shuffled" method
星系成团为我们理解星系形成和演化以及宇宙提供了有见地的线索。对随机样本的红移赋值是精确测量星系团的关键步骤之一。本文利用模拟星系表，研究了两种红移赋值方法（Vmax法和“shuffled”法）对星系两点关联函数测量的影响。我们发现，洗牌的方法显着低估了投影的2PCF和二维2PCF的红移空间。而对于体积有限的样品，Vmax方法对2PCF未显示出任何显著偏倚。对于通量受限的样品，Vmax方法产生的偏差小于大规模混洗方法的一半。因此，我们强烈建议在未来的星系聚类分析中使用Vmax方法来分配随机样本的红移。
2019-12-12 astro-ph.CO
Source-lens clustering and intrinsic-alignment bias of weak-lensing estimators
我们估计的幅度的源透镜聚类偏差和本质对齐偏差的弱透镜估计的两点和三点收敛和宇宙剪切关联函数。我们使用一个线性的星系偏置模型的星系密度的相关性，以及一个线性的内在排列模型。对于三点和四点密度相关，我们使用分析或半分析模型，基于层次分析或单圈微扰理论与晕模型的组合。对于两点统计，我们发现，源透镜集群偏差通常是几个数量级以下的弱透镜信号，除了当我们相关的一个非常低的红移星系（$z_2 \la 0.05$）与一个较高的红移星系（$z_1 \ga 0.5$），在那里它可以达到$10\%$的信号的剪切。对于三点统计，源透镜聚类偏差通常是信号的$10\%$阶，只要三个星系源红移不相同。对于两点和三点统计，固有比对偏差通常约为信号的$10\%$。因此，源透镜聚类偏差和内在对齐偏差都必须考虑到三点估计器，旨在获得比$10\%$更好的精度。
2014-01-16 astro-ph.CO
Exploring Galaxy Formation Models and Cosmologies with Galaxy Clustering
利用N体模拟和星系形成模型，研究了星系-恒星质量关联和两点自关联。利用WMAP第一年、第三年和第七年的宇宙学参数进行了模拟，主要差别在于σ {8}的扰动幅度。星系的恒星质量是用半解析的星系形成模型或简单的经验丰度匹配方法确定的。与SDSS DR 7在z=0时的数据和DEEP 2在z=1时的结果相比，我们发现，无论采用何种宇宙学，半解析模型预测的星系团都高于小尺度下的数据。相反，对于高σ_8宇宙学（WMAP 1和WMAP 7），丰度匹配方法预测的结果与z=0和z=1时的数据吻合较好，但对于低σ_8宇宙学（WMAP 3），预测结果明显低于z=0时的数据。我们发现，在小尺度的半解析模型中的过度集群主要来自卫星在大规模的晕，表明要么恒星形成是太有效的低质量晕或潮汐剥离是太低效的高红移。我们的结果表明星系成团与星系形成模型有很强的关系，因此可以用来约束重子物理。星系团对宇宙学参数的弱依赖性使得WMAP 1和WMAP 7宇宙学很难约束。
2012-02-14 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
An algorithm for the direct reconstruction of the dark matter correlation function from weak lensing and galaxy clustering
在宇宙学尺度上的物质成团是研究宇宙的物理起源和组成的一个必要的探针。迄今为止，大多数的直接研究集中在剪切弱透镜相关，但也有可能提取的暗物质集群相结合的星系集群和星系-星系-透镜测量。在这项研究中，我们开发了一种方法，可以限制暗物质的关联函数从星系集群和星系-星系-透镜测量，通过专注于星系和物质的密度场之间的相关系数。为了生成用于测试目的的模拟星系目录，我们使用Halo Occupation Distribution方法应用于N体模拟的大型集合，以模拟预先存在的SDSS亮红星系样本观测。使用这个模拟目录，我们表明，直接比较透镜测量的多余表面质量密度和其相应的星系集群数量是不理想的。我们开发了一个新的统计，抑制小规模的贡献，这些观察，并表明，这个新的统计导致的互相关系数，是在百分之几的团结下降到5兆秒差距/小时。此外，星系和物质场之间的残余不相干性可以使用尺度依赖偏差的理论模型来解释，给我们一个最终的估计值，它的无偏性在1%以内。我们还对其他可能影响分析的物理效应进行了全面的研究，例如红移空间扭曲和星系聚类和弱透镜观测之间的径向窗口差异。我们将该方法应用于一系列宇宙学模型，并展示了我们的新统计量的可行性，以区分宇宙学模型。
2010-07-23 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
Resolving the problem of galaxy clustering on small scales: any new physics needed?
星系团对控制星系形成和演化的物理学有很强的限制。然而，目前大多数的模型不能再现小尺度上的低质量星系团（$r<1Mpc/h$）。本文研究了几种半解析模型预测的星系团。我们首先比较了两个慕尼黑版本，Guo et al.（2011，Guo11）和De Lucia \& Blazoit（2007，DLB07）。Guo 11模型很好地再现了星系的恒星质量函数，但在小尺度上高估了低质量星系的成团。DLB07模型在小尺度上提供了更好的聚类拟合，但过度预测了恒星质量函数。这些似乎令人费解。我们发现Guo 11模型中有更多的卫星星系分布在大质量星系晕中，这是导致两个模型之间星系团簇差异的主要原因。然而，这两个模型仍然过度预测的集群在$0.1Mpc/h<r<10Mpc/h$的低质量星系。这是因为两个模型都过度预测了$30\%$在大规模晕中的卫星数量，而不是数据。实际上，DLB07模型与小尺度数据的更好的一致性是一个巧合，因为它预测了太多的低质量中心星系，这些星系不太聚集，从而降低了总的聚集。最后，我们展示了Kang et al.（2012）的半分析预测。我们发现，如果卫星星系中的超新星反馈较强，该模型可以同时拟合恒星质量函数和星系成团。我们的结论是，半解析模型现在能够解决小尺度的集群问题，而不调用任何其他新的物理或改变暗物质的属性，如最近青睐的温暖暗物质。
2013-11-11 astro-ph.CO
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering Dependence on Galaxy Stellar Mass and Star Formation Rate at z~1
我们提出了在z~1的DEEP 2星系团的测量作为恒星质量，恒星形成率（SFR），和特定的SFR（sSFR）的函数。我们发现，在1-10 h^-1 Mpc尺度上，恒星质量与成团振幅之间存在很强的正相关关系，其中蓝色星系的成团振幅为9.5 < log（M_*/M_sun）< 11，而红色静止星系的成团振幅为10.5 < log（M_*/M_sun）< 11.5，两者之间不存在相关关系。使用最近重新校准的DEEP 2 SFR，我们发现在z~1的蓝色星系群中，成团幅度随着SFR的增加和sSFR的减小而强烈增加。对于红星系，成团幅度与SFR或sSFR之间没有显着的相关性。具有高SFR或低sSFR的蓝色星系与红色星系一样在大尺度上聚集。我们发现，与SFR观察到的成团趋势可以解释大部分，但不完全，恒星质量和成团幅度之间的相关性的蓝色星系。我们还表明，在恒星形成的“主序星”以上的星系比主序以下的星系聚集，在一个给定的恒星质量。这些结果是不一致的高sSFR人口占主导地位的主要合并。我们还测量了小尺度（< 0.3 h^-1 Mpc）下样本的成团幅度，发现对于高恒星质量的红星系、高SFR的蓝星系以及高sSFR的红蓝星系，相对于最佳拟合的大尺度幂律，成团信号增强。具有高sSFR的星系的小尺度聚集的增加可能与相互作用星系中触发的恒星形成有关。这些测量结果对星系演化和晕在z~1处的占据分布模型提供了强有力的约…
2013-02-25 astro-ph.CO
Gaussian covariance matrices for anisotropic galaxy clustering measurements
近年来，对红移空间星系团的测量一直是宇宙学信息的丰富来源。准确的协方差估计是验证红移空间两点统计星系团模型的重要步骤。通常，只有有限的一组精确的N体模拟可用。因此，评估数据协方差是不可能的，或者只会导致噪声估计。此外，依赖于调查数据的模拟实现意味着协方差的宇宙学依赖性的测试是昂贵的。考虑到这些点，这项工作提出了一个简单的理论模型的线性协方差的各向异性星系团观测与合成目录。考虑到勒让德矩（“多极”）的两点统计和投影到宽箱的视线参数（“聚类楔形”），我们描述了这些各向异性聚类测量星系样本的协方差建模与平凡的几何形状的情况下的高斯近似的聚类可能性。作为本文的主要结果，我们给出了傅立叶空间协方差矩阵和位形空间协方差矩阵的显式表达式。为了验证我们的模型，我们创建合成HOD星系目录填充的大容量N体模拟合奏的晕。使用线性和非线性输入功率谱，我们发现在准线性制度的合成目录的模型预测和测量之间非常好的协议。
2016-01-07 astro-ph.CO
Transformationally decoupling clustering and tracer bias
高斯化变换在统计学上用于许多非宇宙学领域，但在宇宙学中，我们才刚刚开始应用它们。在这里，我解释了一个战略，分析的1点函数（PDF）的空间字段，连同“基本”的高斯化字段，这是不变的局部变换的聚类统计。在宇宙学中，如果示踪剂采样足够，这就实现了两个重要的目标。首先，它可以大大增加Fisher信息，这是在通常的$δ$统计的非线性尺度上可以忽略不计。其次，它从局部偏差描述的示踪剂，如星系的聚类统计。
2014-07-21 astro-ph.CO
Are the halo occupation predictions consistent with large scale galaxy clustering?
我们研究如何以及我们可以重建2点集群的星系在线性尺度上，作为质量和光度的函数，使用晕占据分布（HOD）在几个半分析模型（SAM）的星系形成从千年模拟。我们发现，HOD与朋友的朋友组可以重现星系集群比引力约束晕。这表明，朋友的朋友群体更直接地关系到这些地区的集群比超密度的约束粒子。一般来说，我们发现重建的准确度最多只有5%：它低估了明亮星系的偏差。这意味着当我们使用聚类来校准质量时，晕质量高估了50%。我们还发现了一个退化的质量预测的聚类幅度，影响所有的群众。这种效果是由于集群依赖于主机晕子结构，组装偏差的指示。我们发现，一个给定的质量的晕的集群增加的subhaloes的数量，结果只取决于底层的物质分布。由于星系的数量随着自组装膜中的暗晕数量的增加而增加，这导致了HOD重建的低偏差。我们希望这种效应也适用于其他星系形成的模型，包括真实的宇宙，只要星系的数量随着暗晕的数量而增加。我们还发现，对于M = 3-5x10^11 Msun/h的低质量晕，HOD模型对星系偏差的重建是失败的。我们发现，这是因为星系集群更强烈地影响这些低质量的组装偏差。
2014-06-19 astro-ph.CO
A systematic study of projection biases in the Weak Lensing analysis of cosmic shear and the combination of galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing
本文系统研究了DES第一年数据中宇宙剪切及星系聚类与星系-星系透镜联合分析的投影偏差，发现偏差超1σ且可信区间覆盖概率严重偏离名义值，并证明区间转换可等效于数据量增加三倍。
2024-03-12 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Galaxy Clustering and the Mass-to-Number Ratio of Galaxy Clusters: Marginalizing over the Physics of Galaxy Formation
许多获得宇宙学约束的方法都依赖于星系和暗物质之间的联系。然而，星系的分布依赖于它们的形成和演化以及宇宙学模型，星系形成仍然不是一个很好的约束过程。因此，使用星系作为暗物质示踪剂来探测宇宙学的方法必须能够在不事先知道星系形成细节的情况下准确地估计宇宙学参数。我们应用这种推理的方法获得$Ω_m$和$σ_8$星系团结合质量与数量比的星系团。为了测试这种方法的灵敏度变化，由于星系形成，我们考虑了几种不同的模型应用于同一宇宙学暗物质模拟。然后，使用每个模型中的观测值估计宇宙学参数，边缘化晕占据分布（HOD）的参数。我们发现，在模型中的星系可以很好地表示由一个参数化的HOD，这种方法可以成功地提取所需的宇宙学参数范围广泛的星系形成处方。
2013-06-19 astro-ph.CO
Joint inference of multiplicative and additive systematics in galaxy density fluctuations and clustering measurements
提出一种基于极大似然估计的新方法，通过联合推断星系超密度场污染物，有效缓解星系成团测量中的加法与乘法系统误差，将信号纠正至亚百分点水平。
2024-07-23 astro-ph.CO
Understanding the non-linear clustering of high redshift galaxies
我们将Jose等人（2016）建模的暗物质晕的非线性聚类纳入晕模型，以更好地理解红移范围$z=3-5$中的莱曼破裂星系（LBG）的聚类。我们发现，随着这种变化，预测的LBG聚类显着增加准线性尺度（$0.1 \leq r\,/\,h^{-1} \,{\rm Mpc} \leq 10$）相比，在线性晕偏模型。这又导致LBG的聚集在角度尺度$5" \leq θ\leq 100"$上增加一个数量级。值得注意的是，我们的新模型的预测总体上消除了线性晕偏差预测与观测之间的系统性差异。在非线性晕偏置模型中，LBG的关联长度和大尺度星系偏置值明显高于线性晕偏置模型。由此产生的两点关联函数保留了近似的幂律形式与使用线性晕偏理论计算。我们还发现LBG的非线性成团随光度和红移的增加而增加。我们的工作强调了使用非线性晕偏的重要性，以模拟高z星系的成团探测星系形成的物理和可靠地提取宇宙学参数。
2017-06-06 astro-ph.CO
Constraints on $S_8$ from a full-scale and full-shape analysis of redshift-space clustering and galaxy-galaxy lensing in BOSS
我们提出了一个新的基于模拟的星系星系透镜和星系红移空间集群的宇宙学分析。与基于微扰理论的分析方法相比，我们基于模拟的方法使我们能够探测更宽范围的尺度，$0.4 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$到$63 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$，包括高度非线性尺度，并边缘化天体物理效应，如装配偏差。我们应用这个框架的重子振荡光谱调查LOWZ样本交叉相关的国家的最先进的引力透镜目录从千度调查和暗能量调查的数据。我们表明，引力透镜和红移空间聚类分析时，在很大范围内的尺度上的生长结构参数$S_8 = σ_8 \sqrt{Ω_{\rm m} / 0.3}$的严格限制。总的来说，我们推断$S_8 = 0.792 \pm 0.022$时，分析组合的星系星系透镜和投影星系集群和$S_8 = 0.771 \pm 0.027$星系红移空间集群。这些研究结果突出了全面研究对仅分析大规模研究的潜在约束力，并展示了联合分析多个大规模结构调查的好处。我们对$S_8$的推断值低于从CMB推断的值$S_8 = 0.834 \pm 0.016$。虽然这种差异本身在统计学上并不显著，但我们的结果反映了文献中的其他发现，即低红移大尺度结构探针推断出$S_8$的值低于CMB，即所谓的$S_8$ -张力。
2023-01-20 astro-ph.CO
Model-Independent Test for Gravity using Intensity Mapping and Galaxy Clustering
我们提出了一种新的方法来衡量的$E_G$统计聚类单独。$E_G$统计量提供了一种检验广义相对论一致性的优雅方法，它将通过引力透镜探测到的宇宙几何与该几何中星系的运动进行比较。目前的$E_G$估计结合星系集群与引力透镜，从宇宙剪切或从CMB透镜测量。在本文中，我们构建了一个新的估计$E_G$，仅使用聚类信息从两个示踪剂的大尺度结构：强度映射和星系聚类。在这个估计器中，星系的速度和引力透镜都是通过它们对集群的影响来测量的。我们表明，与此估计，我们可以抑制污染，影响其他$E_G$估计，从而测试的有效性广义相对论稳健。我们预测，随着下一代的调查，如HIRAX和欧几里得，我们将测量$E_G$的精度高达7%（3.9%的未来SKA2）。
2023-03-13 astro-ph.CO
Dark Quest. I. Fast and Accurate Emulation of Halo Clustering Statistics and Its Application to Galaxy Clustering
我们用$2048^3$粒子对基于最大距离切片拉丁超立方体设计的101个平面$w$ CDM宇宙学模型进行了$N$ -体模拟系综。利用在$z=[0,1.48]$范围内多次红移提取的晕星表，我们开发了Dark Emulator，它可以快速准确地计算晕质量函数、晕-物质互相关和晕自相关，作为晕质量、红移、分离和宇宙学模型的函数，基于主成分分析和高斯过程回归的大规模输入输出数据向量。我们评估的性能的仿真器使用的$N$体模拟，不用于训练仿真器的验证集。我们表明，对于典型的晕托管CMASS星系在斯隆数字巡天，模拟器预测的晕物质的交叉相关，相关的星系星系弱透镜，精度优于$2\%$和晕自相关，相关的星系聚类相关，精度优于$4\%$。我们给出了几个模拟器的演示。它可以用来研究晕质量密度分布的性质，如不同宇宙学的质量浓度关系和回溅半径。模拟器的输出可以结合分析处方的晕-星系连接，如晕占领分布在方程的水平，而不是使用模拟目录，作出准确的预测的星系聚类统计，如星系-星系弱透镜和投影关联函数的任何模型内的$w$ CDM宇宙学，在几个CPU秒。
2019-07-26 astro-ph.CO
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Iterative removal of redshift space distortions from galaxy clustering
星系团的观测是在红移空间中进行的，这导致了星系基本各向同性分布的扭曲。这些红移空间畸变（RSD）不仅降低了物质密度场的重要特征，如重子声振荡（BAO）峰，而且对观测探测器的理论建模提出了挑战。在这里，我们介绍了一个迭代的非线性重建算法，以消除RSD影响的星系聚类测量，并评估其性能，使用模拟星系目录。新的方法被发现能够恢复的$\sim1\%$的准确度的实空间星系的关联函数，并恢复四极精确$0$，尺度$s\gtrsim20\Mpch$。它还导致初始密度场的重建的改进，这可以帮助准确地定位BAO峰。提出了一种“内部校准”方案来确定宇宙学参数的值作为重建过程的一部分，并讨论了打破参数简并的可能性。RSD重建可以提供一种潜在的方法来同时提取宇宙学参数，初始密度场，真实空间星系的位置和大规模的奇特的速度场（真实宇宙），使其成为一种替代标准的微扰方法在星系聚类分析，绕过RSD建模的需要。
2020-07-11 astro-ph.CO
Simultaneous Constraints on Cosmology and Photometric Redshift Bias from Weak Lensing and Galaxy Clustering
我们调查预期的宇宙学约束的弱透镜和大规模星系团的组合，使用现实的红移分布。在弱透镜红移分布（红移为0.05）中引入系统偏差会在恢复的物质功率谱振幅和暗能量状态方程中产生$>2σ$偏差，用于初步的第三阶段调查。我们证明，如果我们假设星系团样本的高质量红移信息，则可以通过边缘化假设的弱透镜红移分布中的未知偏差来在很大程度上消除这些宇宙学误差。此外，宇宙学的约束力大部分保留，尽管删除了许多关于弱透镜红移分布偏差的信息。我们表明，这来自宇宙剪切和星系团之间的相互关联剪切和星系数密度的组合互补简并方向。最后，我们研究如何执行自校准时，假设的分布不同于真实分布的一个简单的均匀偏置。我们发现，这种自校准方法的有效性将取决于一个给定的实验的细节和性质的不确定性估计的红移分布。
2016-07-26 astro-ph.CO
Anisotropic effective redshift and evolving clustering amplitude
一个典型的星系巡天几何学会导致不同间距和视线角度的星系对具有不同的红移分布，从而产生不同的有效红移。然而，聚类测量分析假设的聚类是在一个单一的有效红移的代表。我们调查的影响，在星系对有效红移的大规模集群测量星系巡天的变化。我们发现，星系调查跨越一个大的红移范围有不同的有效红移作为一个函数的对分离和角度。此外，当考虑示踪剂的聚类幅度随红移强烈演变时，这种组合可以导致额外的尺度依赖的聚类各向异性。我们证明了这种影响的大小的eBOSS DR 16类星体样本，并表明，虽然对磁的影响是可以忽略不计的，忽略这种影响可能会导致大规模的倾斜$\sim 4\%$和$\sim40\%$在四极和十六极，分别。我们讨论的策略，以减轻这种影响时，进行测量。
2021-04-14 astro-ph.CO
Parameterization of Stochasticity in Galaxy Clustering and Reconstruction of Tomographic Matter Clustering
本文通过参数化星系与物质间的互相关函数系数解决星系成团性中的随机性系统误差，提出高精度二次型方案，并预测其在 DESI 与 CSST 联合层析重建中可实现约 1.5% 精度的 S8 约束。
2024-11-23 astro-ph.CO
Accurate and Efficient Halo-based Galaxy Clustering Modelling with Simulations
中小尺度星系团可以用来建立星系晕联系，研究星系形成和演化，并加强对宇宙学参数的约束。随着正在进行和即将进行的大型星系调查中星系团测量的精度越来越高，需要精确的模型来解释数据并提取相关信息。本文介绍了一种基于高分辨率N体模拟的方法，在投影空间和红移空间中精确有效地模拟星系两点关联函数（2PCF）。其基本思想是将模拟中的所有晕信息列表，在晕占据分布或条件光度函数的框架内计算星系2PCF。这相当于将星系填充到暗物质晕中，并使用模拟2PCF测量作为模型预测。除了精确的2PCF计算，该方法也是快速的，因此能够有效地探索参数空间。作为该方法的一个例子，我们将红移空间星系2PCF分解成不同的组件的类型的星系对的基础上，并显示在每个组件中的红移空间失真效应。的方法的推广和局限性进行了讨论。
2016-03-02 astro-ph.CO
Galaxy Clustering Topology in the Sloan Digital Sky Survey Main Galaxy Sample: a Test for Galaxy Formation Models
我们测量的主要星系分布的拓扑结构使用斯隆数字巡天的第七次数据发布，检查星系聚类拓扑结构对星系属性的依赖。观测结果被用来检验星系形成模型。利用$M_r<-20.19$定义的有限体积样本，在$6h^{-1}$ Mpc平滑尺度上测量了$G=378$的振幅亏格曲线，包含所有系统学和宇宙方差的不确定度为4.8%.聚类拓扑结构的平滑长度区间从6到$10 h^{-1}$ Mpc揭示了一个温和的规模依赖的偏移（$Δν$）和空隙丰度（$A_V$）参数的亏格曲线。我们发现大量的偏见在星系团的拓扑结构相对于预测的拓扑结构的物质分布，这与亮度，形态，颜色，和密度场的平滑尺度。相对较亮的星系的分布显示出孤立的星系团和更多的空洞。尽管早（晚）型星系的拓扑结构与红（蓝）型星系相似，但拓扑结构的形态依赖性与颜色依赖性并不相同。特别地，空隙丰度参数$A_V$对形态的依赖性比对颜色的依赖性更强。我们测试五个星系分配方案适用于宇宙学N体模拟的$Λ$ CDM宇宙生成模拟星系：晕星系一对一对应模型，晕占领分布模型，和三个实现的半解析模型（SAM）。没有一个模型再现了所观察到的聚类拓扑的所有方面;偏差从一个模型到另一个模型各不相同，但包括孤立空隙或孤立簇的丰度以及属曲线的振幅和整体移位的统计学显著差异。（节录）
2010-07-23 astro-ph.CO
New Perspective on Galaxy Clustering as a Cosmological Probe: General Relativistic Effects
我们提出了一个广义相对论描述的星系团在FLRW宇宙。观测到的星系红移和位置受源星系与观测者之间的物质涨落和重力波的影响，利用观测量构造的体积元与观测星系所占据的物理体积不同。因此，所观察到的星系波动场包含额外的贡献所产生的失真，在可观察到的数量，这些包括张量的贡献，以及众多的标量的贡献。我们推广了线性偏差近似，以规范不变的方式将观测到的星系涨落场与底层物质分布联系起来。我们完整的形式主义对于理论预言的一致性是必不可少的。作为我们的第一个应用，我们计算了大尺度结构的角度自相关及其与CMB温度各向异性的互相关。我们评论的可能性检测原始重力波使用星系团，并讨论我们的形式主义的进一步应用。
2009-10-03 astro-ph.CO
Robustness of the covariance matrix for galaxy clustering measurements
我们提出了一个依赖于宇宙学参数和星系偏差的星系聚类测量的协方差矩阵估计的鲁棒性的研究。为此，我们已经产生了9000星系模拟目录依赖于EZmocks计算机代码中实现的有效Zel'dovich近似，使用不同的输入宇宙学模型和偏置参数。参考目录也已产生与此代码，使我们的研究不敏感的近似至少在相对定性水平。我们的研究结果表明，协方差矩阵是不敏感的输入功率谱（包括$σ_8$），只要2点和3点星系团的测量与给定的数据。事实上，协方差矩阵在小尺度下（$r\lesssim40 h^{-1}$ Mpc）显示出偏差，当所选的星系偏差参数产生3点统计量时，这与误差条内的参考值不兼容，即使2点统计量在1%内一致。然而，误差在大尺度下变得可忽略，使得协方差矩阵对于仅使用该状态中的测量的数据分析仍然是可靠的（例如，测量重子声学振荡）。高精度的宇宙学参数估计预计协方差矩阵提取的模拟星系目录，准确地考虑到2-和3-点的统计。这与是否使用正确的宇宙学和星系偏差（这不是先验已知的）或两者的任何组合来拟合净观测到的星系聚类无关。
2018-02-13 astro-ph.CO
High resolution tomography for galaxy spectroscopic surveys with angular redshift fluctuations
在下一代分光星系巡天的背景下，目前正在编制关于物质分布的新统计数据。其中，我们研究了角红移涨落（ARF），它探测星系投影红移分布中包含的信息。依靠费舍尔形式主义，我们展示了如何ARF将提供互补的宇宙学信息相比，传统的角星系聚类。我们测试了标准$\mathrm{ΛCDM}$模型和$\mathrm{wCDM}$扩展。我们发现，宇宙学和星系偏置参数表示不同的退化时，从ARF或角星系集群推断。因此，结合这两个观测打破这些简并大大减少边际化的不确定性的一个因素，至少有两个对大多数参数的$\mathrm{ΛCDM}$和$\mathrm{wCDM}$模型。我们发现，ARF结合角星系集群提供了一个很好的方式来探测暗能量的$w_0$ - $w_{\rm a}$参数集的品质因数增加了十倍以上的角星系集群相比。最后，我们比较了ARF和CMB透镜对星系偏置参数的限制。我们表明，联合分析ARF和角星系聚类改善了约束$\sim 40\%$的星系偏置角星系聚类和CMB透镜的联合分析相比。
2021-02-22 astro-ph.CO
Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
The impact of systematic uncertainties in N-body simulations on the precision cosmology from galaxy clustering: a halo model approach
暗物质N体模拟提供了一个强有力的工具来模拟星系的聚集，并帮助解释星系红移调查的结果。然而，从N体模拟预测的星系性质并不一定代表观测到的星系种群;例如，理论上的不确定性来自N体模拟中重子的缺失。在这项工作中，我们评估如何在N体模拟的不确定性影响宇宙学参数推断星系红移调查。应用晕模型框架，我们发现星系在模拟红移空间畸变时的速度偏差可能是系统偏差的主要来源。对于像BigBOSS这样的深度、广度调查，目前速度偏差的10%不确定性将k_max限制在0.14 h/Mpc。与此相反，我们发现，相关的密度分布和星系占领统计的不确定性导致相对不显著的系统偏差。因此，从观测和模拟中准确校准速度偏差的能力可能会为可用于从星系团推断宇宙学信息的最小长度尺度设定最终限制。
2013-07-27 astro-ph.CO
Modeling color-dependent galaxy clustering in cosmological simulations
我们扩展的subhalo丰度匹配方法分配星系颜色的subhalos。我们把一个亮度分级的次晕样本分成两组，根据次晕的性质，推测它与星系的颜色有关。这两个子样本代表红色和蓝色星系群。我们探讨了两个模型的次级属性，即subhalo组装时间和当地的暗物质密度周围的每个subhalo。星系两点关联函数的模型预测进行了比较，从斯隆数字巡天的最新结果。我们发现，所观察到的星系团的颜色依赖性可以很好地再现我们的方法应用于宇宙学N体模拟没有重子过程。然后，我们比较模型预测的颜色依赖的星系质量交叉关联函数与引力透镜观测的结果。通过比较，我们可以区分不同的模型，也可以讨论应该使用什么样的subhalo属性来准确地为subhalo分配颜色。我们表明，扩展的丰度匹配方法使用本地暗物质密度作为颜色代理提供了一个准确的描述在本地宇宙中的星系种群。我们还研究了散射对局域暗物质密度-颜色关系的影响。引入散射改善协议，我们的模型预测与观察到的红色和蓝色星系集群，需要解释观察到的关联函数在更精细的颜色箱。最后，我们研究了星系团和星系团大小的晕中的红星系分数分布，发现红星系分数分布对我们的模型参数有较强的依赖性。我们认为，红色部分配置文件可以是一个重要的观测线索，除了星系团和星系-星系透镜，探索星系（子）晕连接。
2013-09-15 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
Lensing convergence in galaxy clustering in LambdaCDM and beyond
我们研究忽略透镜放大率的影响，在未来的星系调查星系聚类分析，考虑的LambdaCDM模型和两个扩展：大质量中微子和修改的广义相对论。我们的研究集中在约束和宇宙学参数的估计上的偏差。我们进行了全面的调查，这两个影响即将到来的光度和光谱星系调查欧几里得和SKA不同的红移分仓配置。我们还提供了SKA放大偏差的拟合公式。我们的研究结果表明，存在于透镜贡献的信息确实改善了对修改后的重力参数的约束，而透镜约束功率对于LambdaCDM参数是可以忽略的。对于光度测量，如果不考虑透镜效应，则所有参数的估计都有偏差。这种影响对于修正的重力参数尤其显著。相反，对于光谱勘测，所有参数的偏差都低于一个西格玛。我们的研究结果表明，包括透镜在星系聚类分析测试广义相对论的重要性，并限制描述其修改的参数。
2017-11-20 astro-ph.CO
Galaxy clustering with photometric surveys using PDF redshift information
测光巡天可以绘制出大面积的星系分布图，但其红移信息的准确性不如光谱方法。现代光度学红移（photo-z）算法使用星系的星等或颜色，通过多波段成像获得，以产生地图中每个星系的概率密度函数（PDF）。我们使用模拟数据来研究使用不同的photo-z估计分配星系的红移箱的效果，以比较它们对角聚类和星系偏差测量的影响。我们发现，如果我们使用整个PDF，而不是单点（均值或众数）估计，偏差较小，特别是当使用窄红移箱时。当红移面元宽度为$Δz=0.1$时，整个PDF的使用将典型的测量偏差从使用单点估计时的5%降低到3%。
2016-06-13 astro-ph.CO
Radiative Transfer Modeling of Lyman Alpha Emitters. II. New Effects in Galaxy Clustering
利用全Lya辐射转移计算，在宇宙学再电离模拟中研究了z~5.7的Lyman α发射体（LAEs）的成团特性. Lya辐射转移实质上修改了固有的Lya发射特性，与观察到的相比，取决于Lya发射星系周围的密度和速度结构环境。这种环境依赖的Lya选择在LAE聚类中引入了新的功能，抑制（增强）视线（横向）密度波动，并引起尺度依赖的星系偏差。在实空间中，三维两点关联函数的LAEs的轮廓出现显着拉长沿视线上的大尺度，效果是相反的，比线性红移空间失真效果强得多。投影的两点关联函数的幅度大大增强了几倍，相比的情况下，没有环境依赖的选择效果。LAE聚类中的新特征可以用一个简单的物理模型来理解，其中Lya选择取决于物质密度，速度及其梯度。我们讨论的影响和后果的星系聚类Lya选择在解释聚类测量和约束宇宙学和再电离LAEs。
2010-12-15 astro-ph.CO
Clustering and Bias Measurements of SDSS Voids
使用空目录从SDSS调查，我们提出了第一次测量空集群和相应的空偏差。在30-200 Mpc/h的范围内，对于半径为15-20 Mpc/h的空隙，在5 σ显著性下检测到空隙自相关。我们还测量了在较高的信噪比下的空星系互相关，并将推断出的空偏差与自相关结果进行了比较。对于给定尺寸的空隙，空隙偏差在尺度上是恒定的，但随着空隙半径从15 Mpc/h增加到30 Mpc/h，其值从5.6 +/- 1.0下降到零以下。我们的测量与仔细匹配的星系模拟目录，没有自由参数的空隙，比较表明，模型预测可以可靠地作出空隙的相关性。我们研究了示踪剂密度和空隙尺寸的空隙偏差的依赖关系，以期在未来的应用。结合我们以前的透镜测量的空隙质量分布，这些聚类测量提供了另一个步骤使用空隙作为宇宙示踪剂。
2016-01-28 astro-ph.CO
A local bias approach to the clustering of discrete density peaks
线性密度场的最大值形成了一个点过程，可以用来理解从最初的过密区域坍塌的维力化晕的空间分布。然而，由于峰值约束，离散密度峰值的聚类统计量难以评估。由于这个原因，当地的偏见计划已收到相当多的关注，在文献中迄今为止。在本文中，我们表明，2点的关联函数的均匀和各向同性的高斯随机场的最大值可以被认为是，至少到二阶，所产生的局部偏差展开的旋转不变变量。这种膨胀依赖于一个独特的平滑尺度，即暗物质晕的拉格朗日半径。这种局部偏差方法的最大优点是它避免了联合概率分布的困难计算。我们证明了与这些旋转不变量相关的偏置因子可以使用峰值背景分裂参数来计算，其中背景扰动改变了相应的概率分布函数。因此，偏置因子是在满足峰值约束的那些空间位置上平均的正交多项式。特别是，在峰形的非球面有助于在二次和更高阶的聚类，与广义Laguerre多项式给出的偏差因子。我们推测，我们的方法仍然有效，在所有的订单，它可以扩展到描述任何点过程的高斯随机场的聚类统计。我们的研究结果将是非常有用的离散示踪剂与更现实的崩溃处方，例如，涉及潮汐剪切的聚类模型。
2013-01-17 astro-ph.CO
Cosmological parameter constraints from galaxy-galaxy lensing and galaxy clustering with the SDSS DR7
最近的研究表明，星系和暗物质之间的互相关系数在星系晕的几维里半径之外的尺度上非常接近于1，与星系如何填充暗物质晕的细节无关。这一发现使得从星系-星系弱透镜和星系团的测量中确定暗物质团成为可能。我们提出了新的宇宙学参数约束的基础上，从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）的光谱星系样本的大规模测量。我们推广了Baldauf等人的方法。（2010）去除小尺度信息（分别低于2和4 Mpc/h的透镜和聚类测量），其中互相关系数不同于1。我们得出的限制，覆盖7131平方米的三个星系样本。度，包含69150、62150和35088个星系，平均红移分别为0.11、0.28和0.40。我们清楚地检测到更明亮的星系样本的尺度依赖的星系偏差，在与理论预期一致的水平。当我们在一个平坦的LCDM模型中改变σ_8和Ω_m（并边缘化非线性星系偏差）时，最佳约束量是σ_8（Ω_m/0.25）^{0.57}=0.80 +/- 0.05（1-sigma，stat. + sys.），其中，统计误差和系统误差具有可比的贡献，并且我们固定n_s=0.96和h=0.7。这些对物质聚类的强约束表明，这种方法与当前数据中的宇宙剪切具有竞争力，同时具有非常互补性，并且在某些方面不那么严重的系统性。因此，我们期望这种方法将在未来的弱透镜调查中发挥突出作用。当我们把这些数据与WMAP 7 CMB数据结合起来时，对σ_8，Ω_…
2013-03-10 astro-ph.CO
Joint analysis of small-scale galaxy clustering and galaxy--galaxy lensing from BOSS galaxies
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Waterloo Center for Astrophysics（滑铁卢天体物理学中心）；New York University（纽约大学）；Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
利用BOSS星系的聚类和透镜效应联合分析，改进了对宇宙学参数S₈和fσ₈的约束，并发现与Planck观测结果存在张力。
2026-01-19 astro-ph.CO
Galaxy Clustering in the Mira-Titan Universe I: Emulators for the redshift space galaxy correlation function and galaxy-galaxy lensing
本文基于111个Mira-Titan N体模拟和HOD建模，构建涵盖八参数宇宙学的星系聚类与引力透镜模拟器，并验证其可从CMASS类样本获得无偏且精确的宇宙学约束。
2023-06-06 astro-ph.CO
Cosmological constraints from galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing with extended SubHalo Abundance Matching
Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Facultad de Física. Universidad de Sevilla. Multidisciplinary Unit for Energy Science（塞维利亚大学物理学院能源科学多学科单元）；IKERBASQUE, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯科，巴斯克科学基金会）；Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学与技术研究院）；Ruhr University Bochum, Faculty of Physics and Astronomy, Astronomical Institute (AIRUB), German Centre for Cosmological Lensing（波鸿鲁尔大学物理与天文学学院天文研究所（AIRUB），德国宇宙学透镜研究中心）
本文通过联合分析星系聚类和星系-星系透镜效应，利用扩展子晕丰度匹配方法，获得宇宙学参数S8的约束，并验证了方法的有效性。
2026-03-26 astro-ph.CO
Exploiting Non-linear Scales in Galaxy-Galaxy Lensing and Galaxy Clustering: A Forecast for the Dark Energy Survey
星系-星系透镜效应（GGL）和星系成团效应的结合是研究低红移物质成团的有力工具，特别是当它扩展到非线性区域时。为此，我们扩展了arxiv：1907.06293的N-体和晕占据分布（HOD）模拟器方法，以模拟暗能量调查（DES）中颜色选择的被动星系的redMaGiC样本，添加描述中央星系不完整性，星系组装偏差和尺度无关的乘法透镜偏差$A_{lens}$的参数。我们使用这个模拟器来预测宇宙学约束可从GGL表面密度轮廓$ΔΣ(r_p)$和投影星系相关函数$w_{p,gg}(r_p)$在最终（6年）DES数据集尺度$r_p=0.3-30h^{-1}$ Mpc。对于$A_{lens}$上的$3\%$先验，我们预测$1.9\%$、$2.0\%$和$1.9\%$在$Ω_m$、$σ_8$和$S_8 \equiv σ_8Ω_m^{0.5}$上的精度，在所有晕占据分布（HOD）参数以及$A_{lens}$和对$ΔΣ$的点质量贡献上被边缘化。相对于大比例尺（$3.0-30.0h^{-1}$ Mpc）分析，添加比例尺$r_p=0.3-3h^{-1}$ Mpc可将$S_8$精度提高一个系数$\sim1.6$，相当于将测量区域增加一个系数${\sim}2.6$。在$1\%$之前锐化$A_{lens}$可将$S_8$精度进一步提高$1.7$（到$1.1\%$）的因子，并放大包含非线性比例的增益。我们的仿真器实现…
2021-07-13 astro-ph.CO
Clustering in the Simulated H$α$ Galaxy Redshift Survey from Nancy Grace Roman Space Telescope
我们提出了一个现实的2000度$^{2}$ H $α$星系模拟目录与$1<z<2$的南希格雷斯罗马空间望远镜星系红移调查，高纬度光谱调查（HLSS），创建使用Galacticus，半解析星系形成模型，和高分辨率宇宙学N体模拟。星系成团可以通过测量重子声学振荡（BAO）和红移空间畸变（RSD）来探测暗能量和检验引力。使用我们的现实模拟的模拟罗马HLSS数据，协方差矩阵计算使用EZmock创建的一个大的近似模拟集，我们调查的预期精度和准确度的BAO和RSD测量使用相同的分析技术用于分析真实数据。我们发现，在四个红移区间中，仅Roman H $α$星系巡天就可以测量角直径距离，其不确定度为2%，哈勃参数的不确定度为3- 6%，线性增长参数的不确定度为7%.我们现实的预测说明了罗马星系巡天在探测暗能量的性质和测试引力方面的力量。
2020-08-22 astro-ph.CO
Constraining Brans-Dicke cosmology with the CSST galaxy clustering spectroscopic survey
布兰斯-迪克（BD）理论是最简单的引力量-张量理论，可以被认为是修正的爱因斯坦广义相对论的候选理论。在这项工作中，我们预测了在CSST星系团光谱巡天中，对于点源5 $σ$探测，用星等极限$\sim 23$ AB等对BD理论的限制。我们生成模拟数据的基础上的zCOSMOS目录，并考虑CSST光谱调查的观测和仪器的影响。我们预测了BD理论中星系的功率谱从$z=0$到1.5，并包括了星系的偏置和其他系统参数。马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术是用来找到宇宙学和系统参数的最佳拟合和概率分布。引入了满足$ζ=\ln \left(1+\frac{1}ω\right)$的Brans-Dicke参数$ζ$。我们发现CSST分光星系团巡天在假设$ζ= 0$的情况下，可以给出$|ζ|<10^{-2}$，或等价的$|ω|>\mathcal{O}(10^2)$和$|\dot{G}/G|<10^{-13}$。这些约束条件与当前宇宙微波背景辐射（CMB）、重子声振荡（BAO）和Ia型超新星（SN Ia）数据的联合约束条件几乎处于同一数量级，表明CSST星系团光谱巡天将有力地约束BD理论和其他修正的引力理论。
2022-04-04 astro-ph.CO
Modeling Neutrino-Induced Scale-Dependent Galaxy Clustering for Photometric Galaxy Surveys
本文提出中微子诱导的尺度依赖偏置（NISDB）的高效近似方法，通过模拟分析 DESY3 和 LSSTY1 合成数据，发现忽略该效应和中微子质量模型设定错误会导致宇宙学参数偏差，并提出了缓解策略。
2023-11-20 astro-ph.CO
On merger bias and the clustering of quasars
我们使用的大目录的晕千年模拟测试是否最近合并的晕表现出更强的大规模集群比其他晕相同的质量。这种效应有助于理解类星体在高红移时的强烈聚集现象。然而，我们发现在红移范围2 < z < 5内，最近合并的晕没有统计学上显著的过量偏差，最大质量的晕显示出至多~ 5%的过量偏差。我们还考虑从建立在千年模拟的半解析模型中提取的星系。在固定的恒星质量，我们发现一个额外的偏差~ 20-30%，最近合并的对象，随着恒星质量的增加而减少。事实上，最近合并的星系被发现在系统上比相同恒星质量的其他星系更大质量的晕占了这个信号的一半左右，对于高质量星系来说可能更多。大质量系统的弱合并偏差表明，合并驱动性质的物体，如类星体，与其他具有相同特征质量的物体相比，不会有显着不同的聚集。我们讨论了这些结果的解释聚类数据类星体的占空比，可见时间，并在黑洞主机质量关系的演变的影响。
2009-08-31 astro-ph.CO
Galaxy-Multiplet Clustering from DESI DR2
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Boston University（波士顿大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University College London（伦敦大学学院）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）；University of Toronto（多伦多大学）
利用DESI DR2数据，研究银河多重聚类，发现其聚类偏差更强，揭示HOD模型不足，通过引入二次偏差提升模型一致性。
2025-11-19 astro-ph.CO
Minkowski Functionals in Joint Galaxy Clustering & Weak Lensing Analyses
我们研究了包含在弱透镜闵可夫斯基功能（MF）分析DES和LSST模拟约束宇宙学参数的聚类地图。透镜和聚类数据的标准3x 2 pt方法使用两点相关性作为其主要统计量; MF，描述物质场形状的形态统计量，为非高斯场提供额外信息。以前的分析已经研究了透镜收敛映射的MF，在这个项目中，我们将探索它们同时应用于聚类映射。我们采用一个简化的线性星系偏差模型，并使用对数正态弯曲的天空测量和蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）采样过程的参数推断，我们发现，MF不产生任何信息的$Ω_{\rm m}$ - $σ_8$平面还没有产生的3 × 2 pt分析。然而，我们期望当考虑到非线性重子和其他小尺度效应时，MF应该提高约束能力。与3x 2 pt分析一样，我们发现将聚类数据添加到仅MF和MF $+C_\ell$剪切测量时对约束有显著改善，并强烈建议将来从收敛和聚类图测量高阶统计量。
2022-08-22 astro-ph.CO
What determines large scale galaxy clustering: halo mass or local density?
使用暗物质模拟，我们展示了如何晕偏差是由当地的密度，而不是晕质量。这并不完全令人惊讶，因为根据峰值-背景分裂模型，局部密度是在大尺度上约束偏差的属性。大质量晕具有高聚集性，因为它们位于高密度区域。小晕可以在各种不同的环境中发现，这些环境决定了它们的聚集幅度。这与标准光环占据分布（HOD）模型的假设相矛盾，即光环的偏差和占据仅由其质量决定。我们发现，从半解析模型的星系形成的亮度和颜色的函数的中心星系的偏差是不正确的预测标准HOD模型。HOD模型使用局部密度代替晕质量正确地预测了星系偏差。这些结果表明，需要包括有关局部密度的信息，而不仅仅是质量，以便正确地应用HOD分析在这些星系样本。这种新模型可以很容易地应用于观测，并具有可以直接观测星系密度的优点，与暗物质晕质量相比。
2016-09-15 astro-ph.CO
Combining clustering and abundances of galaxy clusters to test cosmology and primordial non-Gaussianity
我们提出的集群的星系团作为一个有用的除了一套共同的宇宙学观测。星系团的聚集探测了宇宙的大尺度结构，将星系团的聚集分析扩展到了高峰值、高偏差的区域。星系团的聚类是对传统的星系团数计数和可观测质量关系分析的补充，通过打破现有的校准简并，显着提高了它们的约束力。我们使用maxBCG星系团目录来约束宇宙学参数和交叉校准的质量可观测的关系，使用集群丰度丰富箱和弱透镜质量估计。然后，我们添加的红移空间功率谱的样品，包括一个有效的建模的弱非线性的贡献，并允许任意光度红移平滑。功率谱数据的包括允许比例关系的改进的自校准。我们发现，列入功率谱通常带来的波动幅度$σ_8$和物质密度$Ω_{\mathrm{m}}$的误差$\sim 50$ %的改善。最后，我们应用这种方法来约束模型的早期宇宙通过原始的非高斯的本地类型的量，使用的变化在晕质量函数和集群的偏差的变化。我们发现一个约束的数量偏度$f_{\mathrm{NL}} = 12 \pm 157 $（$1σ$）从集群数据单独。
2014-01-31 astro-ph.CO
On the Clustering of Compact Galaxy Pairs in Dark Matter Haloes
我们用晕占据分布（HOD）模型分析了光度选择星系对的聚类。我们测量了三个体积有限的样本中星系和星系对的角两点自关联函数$ω(θ)$，并建立了一个HOD模型来模拟它们的聚类。我们的结果成功地拟合这些HOD模型，我们看到分离的“1-halo”和“2-halo”的集群条款的单个星系和星系对。我们的聚类测量和HOD模型拟合的单星系样本与以前的结果是一致的。我们发现星系对通常比单个星系有更大的聚类幅度，并且在HOD拟合过程中计算的量，例如，星系对的有效晕质量$M_{eff}$和线性偏差$b_{g}$也较大。我们发现星系对的中心分数明显高于单个星系，这证实了星系对是在更大质量的暗物质晕中心形成的。我们还模拟了星系对关联函数对红移、星系类型和光度的聚类依赖性。我们发现早早对（明亮的星系对）集群更强烈的晚对（昏暗的星系对），和集群不依赖于两个星系之间的光度对比的紧凑组。
2014-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
2D watershed void clustering for probing the cosmic large-scale structure
针对光谱星系巡天中空洞数量密度和红移受限问题，提出基于Voronoi剖分和分水岭算法的2D空洞聚类方法，其参数约束精度可比星系角聚类且联合约束可提升约30%，为IV期光度巡天探测高红移宇宙大尺度结构提供补充手段。
2025-02-18 astro-ph.CO
PRIMUS: Galaxy Clustering as a Function of Luminosity and Color at 0.2<z<1
本文介绍了在PRISm多天体巡天（PRIMUS）中对0.2<z<1.0星系团的光度和颜色依赖性的测量。我们用红移空间和投影的两点关联函数xi（rp，pi）和wp（rp）来量化聚类，使用的是从超过130，000个星系的母样本中构造的体积有限的样本，这些星系在7个独立的领域中具有鲁棒的红移，覆盖9平方米。°的的天空。我们量化了尺度相关的聚类幅度如何随着亮度和红色的增加而增加，并且在大体积上具有相对较小的误差。我们发现，红色星系有更强的小尺度（0.1<rp<1 Mpc/h）集群和陡峭的关联函数相比，蓝色星系，以及一个强大的颜色依赖集群内的红色序列。我们解释我们测量的聚类趋势的星系偏差，并获得b_gal=0.9-2.5之间的值，量化星系是如何偏置示踪剂的暗物质取决于它们的光度和颜色。我们还解释了与模拟目录的颜色依赖性，并发现，蓝色星系的集群几乎是恒定的颜色，而红星系有更强的集群在一个晕术语由于较高的卫星星系分数。此外，我们测量的聚类强度和偏见的演变，我们没有检测到统计上显着偏离被动的演变。我们认为，星系的光度和颜色环境（或晕质量）的关系没有显着的演变，因为z=1。最后，使用折刀子采样方法，我们发现，采样波动是很重要的，COSMOS领域一般是一个离群值，由于具有更多的过密结构比其他领域，我们发现，“宇宙方差”可以是一个重要的来源的不确定性高红移集群测量。
2014-03-17 astro-ph.CO
Resummed Perturbation Theory of Galaxy Clustering
观测到的示踪物（如星系）与底层暗物质分布之间的关系对于提取宇宙学信息至关重要。由于线性偏置模型在准线性尺度下失效，非线性欧拉偏置模型（EBM）的标准微扰方法在描述星系团时不够准确。在本文中，我们讨论了这样一个模型的背景下，微扰理论，并进一步推广到包括随后的引力演化结合拉格朗日描述的星系的运动。我们为该模型构造的多点传播子也表现出类似于它们的暗物质对应物的指数阻尼，因此基于这些量的统计量的收敛性得到改善。这是通过应用近年来发展起来的暗物质场的欧拉和拉格朗日重算技术来实现的。由于继承了拉格朗日描述的星系密度演化，我们的方法自动纳入非局部性引起的引力演化后形成的示踪剂，也允许我们包括一个连续的星系形成的历史，通过时间加权平均相关量与星系形成率。
2012-03-30 astro-ph.CO
