Fractal Analysis of the UltraVISTA Galaxy Survey

从COSMOS/UltraVISTA巡天看恒星形成和静止星系的质量函数到z = 4的演化

The Evolution of the Stellar Mass Functions of Star-Forming and Quiescent Galaxies to z = 4 from the COSMOS/UltraVISTA Survey

我们目前的恒星质量函数（SMF）的恒星形成和静止星系z = 4使用的样本中的95 675个星系的COSMOS/UltraVISTA字段的测量。从DR 1 UltraVISTA K_{s}波段成像中选择了源，该波段成像覆盖了宽区域（1.62 deg^2）到显著深度（K_{s,tot} = 23.4）的独特组合。合并后的星族的SMF与先前的测量结果非常一致，表明宇宙的恒星质量密度在z = 0.75、2.0和3.5时分别只有当前值的50%、10%和1%。静止的星族驱动了大部分的整体增长，这些星系的恒星质量密度从z = 3.5开始增加了2.71^{+0.93}_{-0.22} dex。在z > 2.5时，恒星形成星系在所有恒星质量的总SMF中占主导地位，尽管静止星系的非零种群持续到z = 4。K_{s}选择的恒星形成星系SMF与紫外选择的SMF在2.5 &lt; z 3.5的比较< 4 show reasonable agreement and suggests UV-selected samples are representative of the majority of the stellar mass density at z >。我们估计的平均质量增长的个别星系选择星系在固定的累积数密度。在z = 0.3时Log（M_{*} / M_{sun}）= 11.5的星系，平均质量自z …

Galaxy Distributions as Fractal Systems

This paper discusses if large scale galaxy distribution samples containing almost one million objects can be characterized as fractal systems. The analysis performed by Teles et al. (2021; arXiv:2012.07164) on the UltraVISTA DR1 survey is extended here to the SPLASH and COSMOS2015 catalogs, hence adding 750k new galaxies with measured redshifts to the studied samples. The standard $Λ$CDM cosmology having $H_0=(70\pm5)$ km/s/Mpc and number density tools required for describing these galaxy distributions as single fractal systems with dimension $D$ are adopted. We use the luminosity distance $d_…

分形宇宙学中的星系并合

Galaxy Mergers in a Fractal Cosmology

本文研究星系并合对抛物线型LTB分形宇宙学演化的影响，通过引入并合率幂律修正分形计数分布，数值解表明该模型在特定分形维数和并合率指数下与观测一致，成功将并合纳入宇宙学动力学。

红移0.45 < z < 5.0范围内星系分布的分形分析

Fractal analysis of the galaxy distribution in the redshift range 0.45 < z < 5.0

证据表明，星系分布可以描述为一个分形系统的红移范围内的FDF星系巡天。在空间均匀的标准宇宙学模型$Ω_{m_0}=0.3$、$Ω_{Λ_0}=0.7$和$H_0=70 \; \mbox{km} \; {\mbox{s}}^{-1} \; {\mbox{Mpc}}^{-1}$中，利用FDF星系体数密度导出了分维$D$.从红色和蓝色FDF星系获得的微分和积分数密度$γ$和$γ^\ast$之间的比率提供了一个直接的方法来估计$D$，这意味着$γ$和$γ^\ast$随宇宙学距离呈幂律变化。将光度距离$d_{\scriptscriptstyle L}$、星系面积距离$d_{\scriptscriptstyle G}$和红移距离$d_z$与各自的数密度作图，通过线性拟合计算出$D$。结果表明，FDF星系的分布在连续的距离范围内具有两个单一的分形维数。两条直线拟合数据，其斜率根据所选的宇宙学距离在$z \approx 1.3$或$z \approx 1.9$处变化。使用$γ^\ast$计算的平均分维变化从$\langle D \rangle=1.4^{\scriptscriptstyle +0.7}_{\scriptscriptstyle -0.6}$到$\langle D \rangle=0.5^{\scriptscriptstyle +1.2}_{\scriptscriptstyle -0.…

在COSMOS中的斯皮策亮、UltraVISTA暗源：对z=3-7的大质量星系总体的贡献

Spitzer bright, UltraVISTA faint sources in COSMOS: the contribution to the overall population of massive galaxies at z=3-7

我们分析了UltraVISTA超深COSMOS场上574个斯皮策4.5微米选择星系的样本，[4.5] <23 and Ks_auto>24（AB）。我们的目标是调查这些中红外明亮，近红外暗淡的来源是否对红移z&gt;=3的大质量星系的总体人口有显着贡献。通过使用多达30个光度带进行光谱能量分布（SED）分析，我们已经确定了我们的样品峰的红移分布在红移z~2.5-3.0，约32%的星系位于z&gt;=3。我们研究了在高红移下这些源对星系恒星质量函数（GSMF）的贡献。我们发现，[4.5]&lt;23，Ks_auto&gt;24的星系对先前在3=&lt;z&lt;4时Ks_auto&lt;24的源所确定的GSMF产生的变化可以忽略不计，但在4=&lt;z&lt;5时它们的贡献更重要，占恒星质量Mst&gt;~6 x 10^10 Msun的星系的&gt;~50%。我们还将GSMF限制在z&gt;=5时的最高质量端（Mst&gt;~2 x 10^11 Msun）。根据它们在5=&lt;z&lt;6处的存在，以及在较高红移处的实际不存在，我们可以相当精确地确定第一个最大质量星系出现的时刻发生在z~6和z~5之间的约0.2 Gyr的时间内。或者，如果非常大的星系在宇宙时间的早期就存在，它们应该被大量的尘埃遮蔽，从而超出当前大面积深近红外探测的探测极限。

z~1恒星质量函数的环境依赖性：GCLASS和UltraVISTA巡天团和场的比较

The environmental dependence of the stellar mass function at z~1: Comparing cluster and field between the GCLASS and UltraVISTA surveys

利用双子星系团天体物理光谱巡天（GCLASS）中10个富星系团的观测数据，给出了红移范围为0.86<z<1.34的恒星形成星系和静止星系的恒星质量函数（SMF）。我们比较我们的结果与现场测量在类似的红移使用的数据从KS波段选择目录的COSMOS/UltraVISTA字段。我们构造了一个KS波段选择多色星表，在11个光度波段覆盖u-8 μ m的星团，并使用SED拟合技术估计光度红移和恒星质量。为了纠正我们的集群样本中的闯入者，我们使用GCLASS的深光谱分量，其中包含1282个已识别的集群和场星系与双子座/GMOS采取的光谱。光度和光谱样品都足够深，我们可以探测到质量低至10^10兆太阳的SMF。我们区分恒星形成和静止星系之间的静止帧的U-V与V-J图，并发现最佳拟合Schechter参数α和M* 是相似的不确定性，这些星系类型在不同的环境。然而，有一个显着差异的形状和归一化的总SMF之间的集群和现场样品。总SMF的这种差异主要反映了高密度环境中静止星系的比例增加。我们应用一个简单的淬火模型，其中包括组件的质量和环境驱动的淬火，并发现在这张照片中，45%的恒星形成的星系，这通常会形成恒星的领域，淬火的集群。如果星系团中的星系和磁场通过不同的机制淬灭它们的恒星形成，这些过程必须以这样一种方式进行，即静止和恒星形成SMF的形状在这些不同的环境中保持相似。

来自COSMOS/UltraVISTA中IRAC选择样本的4<z<7星系的恒星质量函数：超大质量星系丰度的极限

Stellar mass functions of galaxies at 4<z<7 from an IRAC-selected sample in COSMOS/UltraVISTA: limits on the abundance of very massive galaxies

我们建立一个斯皮策IRAC完整的对象目录，通过补充$K_\mathrm{s}$波段选择UltraVISTA目录与IRAC中检测到的对象。目的是确定大规模的（即，$\log(M_*/M_\odot)>11$）星系在$4<z<7$，我们考虑了系统的影响测量光度红移从引入一个老的和充满灰尘的SED模板，从引入一个baidian事先考虑到对象的亮度，以及系统的影响，从不同的恒星形成历史（SFHS）和从星云发射线在恢复恒星的人口参数。我们表明，我们的结果受先验贝叶斯光度的影响最大，而星云发射线和SFH仅在测量中引入了较小的分散。具体来说，根据所采用的配置，$4<z<7$星系的数量从52到382不等。利用这些结果，我们调查，为第一次，在$4<z<7$的恒星质量函数（SMF）的大质量端的演变。考虑到早期宇宙中质量非常大的星系非常罕见，总误差预算的主要贡献来自宇宙方差和泊松噪声。在没有引入baidu光度先验的情况下获得的SMF没有显示出从$z\sim6.5$到$z\sim 3.5$的任何演化，这意味着当宇宙的年龄为$\sim0.9$ ~Gyr时，大质量星系可能已经存在。然而，引入bavorite光度先验使具有最佳拟合质量$\log(M_*/M_\odot)>11$的$z>4$星系的数量减少了83%，这意味着在宇宙历史的前1.5 Gyr中，非常巨大的星系迅速增长。从恒星质量的完整样本，我们确定一个非…

不同星系类型下宇宙网的分形维数

Fractal dimension of the cosmic web with different galaxy types

研究不同星系类型下宇宙网的分形维数，发现其随红移变化而改变，验证了分形维数在大尺度结构观测中的应用价值。

观测洞在星系巡天掩模分形分析中的作用

Effect of observational holes in fractal analysis of galaxy survey masks

观测结果表明，宇宙有一个层次的星系集群过渡到均匀的大尺度根据$Λ$ CDM模型。另一方面，一些观测估计表明，星系团的多重分形行为是基于相关维的泛化。研究了否决区域对星系巡天掩模分形测量的影响。我们调查这些洞是否可以产生分形行为或修改宇宙均匀性的尺度。从BOSS-DR 12的足迹，我们建立了一个均匀的样本以下的径向选择功能的73,412点限于红移范围$0.002<z<0.2$。在样本的RA和DEC中累积产生了不同百分比的观察孔。对于合成的样品和一个真实的星系样品，我们确定了分形维数$D_q(r)$的范围$2\leq q\leq6$使用滑动窗口技术来表征空间点分布。我们的研究结果表明，广义维数随尺度而变化，对于低尺度有一个分形行为与波动的所有孔的百分比研究和大于113 Mpc/h的尺度的统计均匀性与其他分析一致。我们发现，观测孔引起的均匀性尺度$r_H$的移位，特别是对于合成样品的孔的百分比在0-10%之间的均匀性尺度达到$(83\pm1)$ Mpc/h，而分形维数变化为$2.83^{\pm0.09}\leq D_q\leq2.855^{\pm0.09}$。对于孔百分比大于10%的合成样品，我们发现$r_H$的值成比例地增加。因此，如果否决掩模的大小是显着的，那么基于分形分析的关于均匀性尺度的未来结果必须通过观测孔和星系目录几何中的不完整区域来校正。

z ~ 6星系光度函数和z ~ 7 ~ 5亮端快速演化的证据

The galaxy luminosity function at z ~ 6 and evidence for rapid evolution in the bright end from z ~ 7 to 5

本文介绍了在UltraVISTA/COSMOS和UKIDSS UDS/SXDS视场中，在1.65平方度的成像范围内，在z ~ 6处寻找明亮（-22.7 <MUV < -20.5）Lyman-break星系的结果。在这两个独立的领域，除了深光学（包括z '波段）数据，深近红外成像可用，使z ~ 6恒星形成星系的样本，以安全地检测到长期的破裂（与以前的几个研究）。我们表明，我们的初始样本的预期污染率冷银河系褐矮星是<3%，并证明他们可以有效地删除通过拟合褐矮星光谱模板的测光。在z ~ 6处，UltraVISTA场中的星系表面密度超过UDS中的星系表面密度约1.8倍，这表明即使在z > 5的度尺度场之间也存在强烈的宇宙差异。我们计算了静止帧紫外（UV）光度函数（LF）在z ~ 6处的亮端。星系数量比Bouwens等人最近的LF测定预测的低约1.7倍。在其他较小的区域的研究相比，我们发现在z ~ 5和z ~ 7之间的dM* ~ 0.4等的特征星等的演变，并表明，双幂律或Schechter函数可以同样很好地描述LF在z = 6。此外，LF的亮端似乎从z ~ 7到z ~ 5变陡，这可能表明质量猝灭的开始或尘埃遮蔽的上升，通过将观测到的LF与一系列理论模型预测进行比较，支持了这一结论。

星系光度函数在z ~ 7处的亮端：在质量猝灭开始之前？

The bright end of the galaxy luminosity function at z ~ 7: before the onset of mass quenching?

我们提出了在UltraVISTA DR 2和UKIDSS UDS DR 10数据中对z ~ 7处的明亮恒星形成星系进行新搜索的结果，这些数据共同提供了1.65平方度的近红外成像，并具有重叠的光学和斯皮策数据。使用完整的photo-z分析来识别高z星系并排除污染物，我们选择了34个发光（-22.7 < M_UV < -21.2）星系的样本，其中6.5 < z < 7.5。至关重要的是，UltraVISTA DR 2提供的更深层次的成像证实了Bowler等人（2012）之前发现的所有稳健对象，验证了我们的选择技术。我们的样本包括已知z ~ 7的最大质量星系，M_* ~ 10^{10} M_sun，并且大多数都得到了分辨，与较小质量星系显示的更大尺寸（r_{1/2} ~ 1 - 1.5 kpc）一致。从我们的最后一个样本，我们确定的形式的休息帧UV星系光度函数（LF）在z ~ 7，提供了强有力的证据，亮端的z = 7 LF不急剧下降的预测由Schechter函数拟合较暗的数据。我们仔细考虑，并排除这种可能性，这是由于引力透镜，或我们的星系样本的活动星系核的显着污染。相反，我们的研究结果有利于一个双幂律形式的星系LF在高z，或者，更有趣的是，一个LF，它只是遵循形式的暗物质晕质量函数在明亮的幅度。这表明在大质量星系中抑制恒星形成活动的物理机制（即活动星系核反馈或其他形式的“质量淬灭”）尚未…

COSMOS2015星系恒星质量函数：10张快照中130亿年的恒星质量组装

The COSMOS2015 galaxy stellar mass function: 13 billion years of stellar mass assembly in 10 snapshots

我们测量了宇宙场中直到$z\sim6$的星系的恒星质量函数。我们在COSMOS 2015目录的近红外波段中选择它们，其中包括UltraVISTA-DR 2，SPLASH和Subaru/Hyper-SuprimeCam的超深测光。在$z>2.5$，我们使用新的精确光度红移与误差$σ_z=0.03(1+z)$和一个离群分数的$12\%$，估计通过独特的光谱样本的宇宙。DR 2中增加的曝光时间，以及我们的全色探测策略，使我们能够相对于以前的UltraVISTA目录在高$z$下提高恒星质量完整性。我们还确定被动星系通过强大的颜色选择，扩展他们的SMF估计$z=4$。我们的工作提供了一个全面的看法之间的星系恒星质量组装$z=0.1$和6，第一次使用一致的估计在整个红移范围。我们用Schechter函数拟合这些测量值，校正爱丁顿偏差。我们比较SMF拟合与PDMATHAMT CDM模拟预测的晕质量函数。我们发现，在$z>3$这两个功能下降，在高质量端具有类似的斜率。这一特征可以解释为，假设在大质量晕中淬灭恒星形成的机制在高红移时变得不那么有效;然而，需要做进一步的工作来证实这种情况。对于SMF的低质量端，随着向更高的红移移动，它显示出逐渐变陡，$α$从$z\simeq0.1$处的$-1.47_{-0.02}^{+0.02}$降低到$z\simeq5$处的$-2.11_{-0.13}^{+0.30…

在COSMOS中发现大量由~15 Mpc星系超密度追踪的候选原星系团

Discovery of a large number of candidate proto-clusters traced by ~15 Mpc-scale galaxy overdensities in COSMOS

为了证明使用当前和未来的星系巡天以更系统的方式研究大质量星系团簇形成时代的可行性，我们报告了在1.62 deg^2 COSMOS/UltraVISTA场中发现的大量原星系团候选者，这些原星系团候选者是由光学/红外选择星系使用光度红移追踪的。通过比较适当平滑的3D星系密度图的观测和一组匹配的模拟纳入占主导地位的观测效应（星系选择和光度红移的不确定性），我们首先确认，所观察到的~15 Mpc尺度的星系团簇是一致的LCDM模型。进一步利用高z超密度和在这些匹配模拟中校准的现今星系团质量之间的关系，我们发现了36个在1.6<z<3.1的候选结构，显示出与M_z=0 ~10^15 M_sun星系团的祖先一致的超密度。考虑到低质量结构的显著向上散射，候选者至少具有M_z=0 ~10^14 M_sun的概率约为70%。对于每个结构，大约15%-40%的测光星系候选者预计是真正的原星系团成员，它们将在z=0时合并成星系团规模的晕。仅光度红移，我们成功地重新发现两个光谱证实的结构在这一领域，这表明我们的算法是强大的。这项工作产生了大量的均匀选择的原团簇候选者的样品，提供丰富的光谱跟踪和后续研究的团簇形成的目标。与此同时，它展示了探测早期团簇形成的潜力与即将到来的红移调查，如霍比-埃伯利望远镜暗能量实验和斯巴鲁总理焦点摄谱仪调查。

用光度红移重建星系密度场：II。自$z \simeq 3$以来与环境有关的星系演化

Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: II. Environment-dependent galaxy evolution since $z \simeq 3$

尽管已经进行了广泛的研究，但环境在星系形成中的作用仍然没有得到很好的理解。在这种情况下，星系恒星质量函数（GSMF）是一个强大的工具，以了解环境如何与星系质量组装和恒星形成的淬火。在这项工作中，我们利用UltraVISTA巡天的高精度光度红移来研究不同环境中的GSMF，最高可达$z \sim 3$，物理尺度从0.3到2 Mpc，一直到$M \sim 10^{10} M_{\odot}$的质量。我们见证了静止星系和恒星形成星系的环境特征。我们发现静止星系的GSMF的形状是不同的高密度和低密度的环境，直到$z \sim 2$与高质量端（$M \gtrsim 10^{11} M_{\odot}$）被增强在高密度的环境。相反，对于恒星形成的星系之间的差异GSMF在高密度和低密度的环境是存在质量$M \lesssim 10^{11} M_{\odot}$。在这个质量范围内的恒星形成星系似乎更频繁地出现在低密度环境中，直到$z < 1.5$。在$z > 2$中，GSMF形状的差异不再可见。我们的研究结果，在一般趋势的GSMF的形状，是在协议的情况下，星系淬火时，他们进入热气体占主导地位的大规模的晕，优先在高密度的环境。

宇宙大尺度结构的对称性作为分形湍流的现象学：等离子体组分的作用

Symmetries of the Large Scale Structures of the Universe as a Phenomenology of a Fractal Turbulence: The Role of the Plasma Component

本文从分形湍流视角研究宇宙大尺度结构形成的对称性，将涡旋尺度与不同碎裂层级的金斯长度关联，提出联系结构密度比、星系团星系数和豪斯多夫数的唯象定律，并引入原初磁场将湍流特征约化为二维欧拉方程。

用光度红移巡天测量向均匀性的转变

Measuring the transition to homogeneity with photometric redshift surveys

我们研究了利用光度红移星表探测向均匀性转变的可能性。我们的方法是基于测量投影星系分布的分形，使用角距离，并只依赖于可观测的quantites。因此，它提供了一种以独立于模型的无偏方式检验宇宙学原理的方法。我们已经测试了我们的方法在不同的合成非均匀目录，并表明，它是能够区分一些分形模型具有相对较大的分形维数，尽管由于径向投影的信息损失。我们还研究了在ΛCDM宇宙学中，红移面元宽度、测光红移误差、偏差、非线性成团和观测面积对角均匀性指数H2（θ）的影响。即将进行的星系调查将能够在多大程度上限制向均匀过渡，这将主要取决于调查的总面积和调查区域的紧凑程度。特别是，一个类似于暗能量调查（DES）的调查应该能够很容易地辨别出某些分形维数高达D2 = 2.95的分形模型。我们相信，这种方法将有相关的应用即将到来的大型光度红移调查，如DES或大型综合巡天望远镜（LSST）。

一个星系样本统领一切：DES 第三年源星系的晕占据分布建模

One Galaxy Sample to Rule Them All: Halo Occupation Distribution Modeling of DES Year 3 Source Galaxies

本文通过将 COSMOS/UltraVISTA 测光匹配到 UniverseMachine 星系构建 DES-Y3 源星系模拟样本，拟合修正 HOD 并训练仿真器，为小尺度“透镜等于源”宇宙学分析提供星系-晕关联先验。

用光度红移重建星系密度场：I。恒星质量函数的研究方法与验证

Reconstructing the galaxy density field with photometric redshifts: I. Methodology and validation on stellar mass functions

测量大量遥远星系的环境仍然是一个悬而未决的问题，我们需要星系的位置和红移。光度红移对于大量的星系来说更容易获得，但代价是比光谱红移更大的不确定性。在这项工作中，我们研究了光度红移如何影响星系环境的测量，以及这可能如何限制在不同环境中的星系恒星质量函数（GSMF）的分析。使用模拟星系目录，我们用固定孔径方法测量环境，使用每个星系的真实和光度红移。我们改变了固定的光圈体积参数和光度红移的不确定性。然后，我们计算GSMF作为红移和环境的函数。我们发现，只有当使用高精度的光度红移与$σ_{Δz/(1+z)} \le 0.01$，最极端的环境可以重建在一个相当准确的方式，与一小部分$\ge 60÷80\%$的星系放置在正确的密度四分位数和污染的$\le 10\%$相反的四分位数闯入者。与光度红移的$\pm 1.5σ$误差相当的体积高度比其他体积配置提供了更好的重建。当使用这样的环境测量时，我们发现初始GSMF之间的任何差异（根据真实的星系环境划分）将在使用光度红移时被平均$\sim 0.3$ dex阻尼，但仍然可以分辨。这些结果可以用来解释真实的数据，因为我们获得它们的方式是相当独立的模拟目录如何再现真实的星系分布。这项工作是一个准备性的研究，为未来的广域测光红移调查，如欧几里德调查，我们计划将这些结果应用到分析的GSMF在UltraVISTA调查在未来的工作。

DETECTIFz galaxy groups in the REFINE survey -- 1. Group detection and quenched fraction evolution at $z < 2.5$

We use a large K-selected sample of 299,961 galaxies from the REFINE survey, consisting of a combination of data from three of the deepest near-infrared surveys: UKIDSS UDS, COSMOS/UltraVISTA and CFHTLS-D1/VIDEO, that were homogeneously reduced to obtain photometric redshifts and stellar masses. We detect 2588 candidate galaxy groups up to $z=3.15$ at $S/N>1.5$. We build a very pure ($>90\%$) sample of 448 candidate groups up to $z=2.5$ and study some of their properties. Cluster detection is done using the DElaunay TEssellation ClusTer IdentiFication with photo-z (DETECTIFz) algorithm that we…

CLIMBER: Galaxy-Halo Connection Constraints from Next-Generation Surveys

In the coming decade, a new generation of massively multiplexed spectroscopic surveys, such as PFS, WAVES, and MOONS, will probe galaxies in the distant universe in vastly greater numbers than was previously possible. In this work, we generate mock catalogs for each of these three planned surveys to help quantify and optimize their scientific output. To assign photometry into the UniverseMachine empirical model, we develop the Calibrating Light: Illuminating Mocks By Empirical Relations (CLIMBER) procedure using UltraVISTA photometry. Using the published empirical selection functions for each …

在z = 8-10的星系光度函数的非常亮端缺乏演化

A lack of evolution in the very bright-end of the galaxy luminosity function from z = 8-10

我们利用UltraVISTA第四次数据发布（DR 4）和VIDEO调查的深近红外调查数据，结合重叠的光学和斯皮策数据，在$z \gtrsim 7.5$寻找明亮的恒星形成星系。使用一个完整的光度红移拟合分析适用于$\sim 6\,{\rm deg}^2$的成像搜索，我们发现27个莱曼break星系（LBG），包括20个新的来源，与最佳拟合光度红移范围内$7.4 < z < 9.1$。从这个例子中，我们推导出的休息帧紫外光度函数（LF）在$z = 8$和$z = 9$出极亮的紫外量级（$M_{\rm UV} \simeq -23$）的第一次。我们发现一个多余的明亮的星系的数量密度相比，通常假设的谢克特函数形式来自较暗的样品。结合前人在低红移下的研究，我们的结果表明，在$z \simeq 5$和$z\simeq 9$之间，很亮（$M_{\rm UV} \sim -23$）长周期星系团的数密度几乎没有变化.在我们的数据中，一个具有最佳拟合光度红移$z = 10.9 \pm 1.0$的LBG的试探性探测与导出的演化是一致的。我们发现，一个双幂律拟合的增亮特征幅度（$ΔM^*/Δz \simeq -0.5$）和一个稳步陡峭的亮端斜率（$Δβ/Δz \simeq -0.5$）提供了一个很好的描述的$z > 5$数据在很宽的范围内的绝对UV幅度（$-23 < M_{\rm UV} < -17$）。…

2MASS测光红移星表的均匀性和各向同性

Homogeneity and isotropy in the 2MASS Photometric Redshift catalogue

使用2MASS测光红移目录，我们进行了一些统计测试，旨在检测可能偏离宇宙的大尺度结构的统计均匀性和各向同性。利用角均匀性指数，在以前的出版物中提出的观察，以及研究的缩放的角度集群和数量计数与星等限制，我们放置的星系分布的分形性质的约束。我们发现，我们的样本的统计特性是在良好的协议与标准的宇宙学模型，它达到均匀的制度显着快于一类分形模型的尺寸$D<2.75$。作为我们搜索系统效应的一部分，我们还研究了我们的数据中存在的半球不对称性，发现没有显着的偏差超出了一致性模型所允许的。

深场独立观测中Galerkin数密度的大尺度涨落

Large-Scale Fluctuations in the Number Density of Galaxies in Independent Surveys of Deep Fields

提出了支持深星系调查中可见物质密度大尺度波动现实的新论点。本文对COSMOS和HDF-N深场中星系的径向分布进行了统计分析。对每个区域都有独立的光谱和光度测量，在不同的波长范围内使用不同的观测方法进行。在红移间隔$0.1 < z < 3.5$内的COSMOS场，以及zCOSMOS（10 kZ）光谱巡天和XMM-COSMOS和ALHAMBRA-F4光度红移巡天，使用了光学（COSMOS-Zphot）和红外（UltraVISTA）的光度红移星表。HDF-N场使用HDFN-Zphot和ALHAMBRA-F5测光红移星表。对同一深场进行独立观测得到的星系数起伏的皮尔逊相关系数达到了$R = 0.70 \pm 0.16$。这种正相关性的存在支持了可见物质密度波动的现实，其大小高达1 000 Mpc，振幅高达20%，红移为$z \sim 2$。不同领域的波动之间缺乏相关性（COSMOS和HDF-N之间的相关系数为$R = -0.20 \pm 0.31$）证明了天球上不同方向上可见结构的独立性。这也表明不存在普遍系统误差（例如“光谱空洞”）的任何影响，这种系统误差可以模仿相关结构的检测。

根据SMUVS巡天在z~4-5星系中的恒星形成：SFR-M * 平面上的H α发射体的清晰的星暴/主序星双峰

Star formation in galaxies at z~4-5 from the SMUVS survey: a clear starburst/main-sequence bimodality for Halpha emitters on the SFR-M* plane

我们研究了斯皮策匹配调查的UltraVISTA超深条纹（SMUVS）的大型星系样本，以寻找具有增强的3.6微米通量的源，表明在z=3.9-4.9处具有强的Halpha发射。我们发现，在恒星质量为log 10（M*/Msun）~ 9-10的星系中，“H α过剩”源的比例达到37-40%，而在log 10（M*/Msun）~ 10.7的星系中，“H α过剩”源的比例降至<20%.然而，在更高的恒星质量下，这种趋势会逆转，尽管这可能是由于活动星系核的污染。我们推导出恒星形成率（SFR）和特定的SFR（sSFR）从推断的Halpha等效宽度（EW）我们的“Halpha过剩”星系。我们第一次证明了“H α过剩”星系在SFR-M* 平面上的双峰分布：它们位于恒星形成的主序列上（log 10（sSFR/yr^{-1}）<-8.05）或位于星暴云中（log 10（sSFR/yr^{-1}）>-7.60）。后者包含了我们样本中所有天体的约15%，并且在z=3.9-4.9处占宇宙SFR密度的50%以上，我们推导出了0.066 Msun yr^{-1} Mpc^{-3}的可靠下限。最后，我们确定了一个不寻常的> 50西格玛的超密度的z=3.9-4.9星系内的0.20 × 0.20平方。arcmin区域我们的结论是，SMUVS在中红外波长的区域和深度的独特组合提供了前所未有的统计和动态范围，这是揭示年轻宇…