An empirical measurement of the Halo Mass Function from the combination of GAMA DR4, SDSS DR12, and REFLEX II data
Simon P. Driver, Aaron S. G. Robotham, Danail Obreschkow, John A. Peacock, Ivan K. Baldry, Sabine Bellstedt, Joss Bland-Hawthorn, Sarah Brough, Michelle Cluver,… 展开作者
Simon P. Driver, Aaron S. G. Robotham, Danail Obreschkow, John A. Peacock, Ivan K. Baldry, Sabine Bellstedt, Joss Bland-Hawthorn, Sarah Brough, Michelle Cluver, Benne W. Holwerda, Andrew Hopkins, Claudia Lagos, Jochen Liske, Jon Loveday, Steven Phillipps, Edward N. Taylor
我们从GAMA星系群星表中构造了质量范围为10^12.7M_sol到10^15.5M_sol的晕质量函数（HMF），与LambdaCDM的结果吻合得很好.与以前的研究相比，这一结果将HMF的质量范围扩大了一个数量级。我们将GAMA DR 4 HMF与来自SDSS DR 12和REFLEX II调查的类似数据相结合，并拟合四参数Murray-Robotham-Power（MRP）函数，在z~0.1时有效，得到：（phi Mpc^3）=-3.96[+0.55，-0.82]，高质量转换：log 10（M/M_sol）=14.13[+0.43，-0.40]，低质量幂律斜率：α =-1.68[+0.21，-0.24]，高质量软化参数：β = 0.63[+0.25，-0.11]。如果我们在普朗克2018宇宙学中对Omega_M的约束中折叠，我们能够进一步减少这些不确定性，但这依赖于幂律趋势可以从10^12.7M_sol外推到零质量的假设。在整个过程中，我们强调需要努力改进我们的HMF测量：改进晕质量估计，不依赖于校准模拟;减少晕质量的不确定性，以减轻强烈的爱丁顿偏差，所产生的陡峭的HMF低质量斜率;和更深更广的区域光谱调查。对于我们的晕质量极限10^12.7 M_sol，我们直接分辨（“看到”）总质量密度的41+/-5%，即Ω_[M>12.7]=0.128+/-0.016，为直接构建Mpc分辨率的3D暗物质质量图打开了大门。
英文摘要：
We construct the halo mass function (HMF) from the GAMA galaxy group catalogue over the mass range 10^12.7M_sol to 10^15.5M_sol, and find good agreement with the expectation from LambdaCDM. In comparison to previous studies, this result extends the mass range over which the HMF has now been measured over by an order of magnitude. We combine the GAMA DR4 HMF with similar data from the SDSS DR12 and REFLEX II surveys, and fit a four-parameter Murray-Robotham-Power (MRP) function, valid at z~0.1, yielding: a density normalisation of: log10 (phi Mpc^3)=-3.96[+0.55,-0.82], a high mass turn-over of: log10(M/M_sol)=14.13[+0.43,-0.40], a low mass power law slope of: alpha=-1.68[+0.21,-0.24] , and a high mass softening parameter of: beta= 0.63[+0.25,-0.11]. If we fold in the constraint on Omega_M from Planck 2018 Cosmology, we are able to reduce these uncertainties further, but this relies on the assumption that the power-law trend can be extrapolated from 10^12.7M_sol to zero mass. Throughout, we highlight the effort needed to improve on our HMF measurement: improved halo mass estimates that do not rely on calibration to simulations; reduced halo mass uncertainties needed to mitigate the strong Eddington Bias that arises from the steepness of the HMF low mass slope; and deeper wider area spectroscopic surveys. To our halo mass limit of 10^12.7 M_sol, we are directly resolving (`seeing') 41+/-5 per cent of the total mass density, i.e. Omega_[M>12.7]=0.128+/-0.016, opening the door for the direct construction of 3D dark matter mass maps at Mpc resolution.
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The 0.013 < z < 0.1 cosmic spectral energy distribution from 0.1 micron to 1mm
我们使用GAMA I数据集，结合GALEX、SDSS和UKIDSS成像，在3.4 x 10^5（Mpc/h）的单井约束体积^{3}内，构建了FUV、NUV、ugriz和YJHK波段的低红移（z<0.1）星系光度函数。导出的光度分布归一化到SDSS DR 7主调查，以减少估计的宇宙方差到5%的水平。这些数据被用来构建宇宙光谱能量分布（CSED）从0.1到2.1 \mum从任何波长依赖的宇宙方差的椭圆和非椭圆人口。这两个人群表现出显着不同的CSED，如预期的主要是老年人和年轻人的人口分别。使用Driver等人（2008）对方位角平均光子逃逸分数的处方，针对尘埃衰减的影响校正非椭圆，并构建组合CSED。最终结果显示，宇宙目前正在产生（1.8 +/- 0.3）x 10^{35} h W Mpc^{-3}，其中（1.2 +/- 0.1）x 10^{35} h W Mpc^{-3}直接释放到星系间介质中，（0.6 +/- 0.1）× 10^{35} h W Mpc^{-3}在远红外区被尘埃再加工和再辐射，利用GAMA数据和我们的尘埃模型，我们预测了中、远红外辐射，与现有数据吻合得非常好。因此，我们提供了一个强大的描述前和后尘埃衰减的能量输出附近的宇宙从0.1微米到0.6毫米。在这种测量中最大的不确定性在于中红外和远红外波段的尘埃衰减校正，其目前约束环境，恒星质量和形态的依赖性差。
A new methodology to test galaxy formation models using the dependence of clustering on stellar mass
我们提出的两点关联函数的星系团作为恒星质量的函数，计算使用两个新版本的GALFORM半解析星系形成模型的预测。这些模型使用了WMAP7宇宙学中的高分辨率、大体积N体模拟。一个模型使用一个通用的恒星初始质量函数（IMF），而另一个模型则假设静止恒星形成和爆发的IMF不同。特别考虑到所需的假设来估计所观察到的星系的恒星质量（如IMF的选择，恒星星族合成模型和尘埃消光）如何影响感知依赖的星系团对恒星质量。宽带光谱能量分布拟合进行估计恒星质量的模型星系在相同的方式在观测研究。我们显示出清晰的聚类信号之间的差异使用真实的和估计的模型恒星质量。因此，我们强调了应用我们的方法来比较理论模型和观测结果的重要性。我们介绍了另一种方案的合并时间尺度的计算GALFORM卫星星系，它考虑到了暗物质subhalo信息的模拟。这降低了小规模集群的幅度。新的合并方案在红移范围0 < z < 0.7内提供了与观测聚类测量的改进或类似的一致性。我们发现合理的协议与集群测量从GAMA，但发现较大的差异，一些恒星的质量范围和分离尺度相对于测量从SDSS和VIPERS，根据所使用的GALFORM模型。
Unveiling the (in)consistencies among the galaxy stellar mass function, star formation histories, satellite abundances and intracluster light from a semi-empirical perspective
