再电离时期最亮星系周围的宇宙网

高红移最明亮星系通常被认为寄生于具有可比数密度的巨大暗物质晕中，因而位于过密度/原星系团中心。我们通过结合半解析建模与模拟哈勃空间望远镜 WFC3 观测的蒙特卡洛方法，研究 z~8–9 处填充宇宙网的最亮星系周围的成团性，以评估该假设的有效性。我们方法的创新之处在于在星系光度–晕质量关系中引入对数正态散射参数 Σ，将低红移广泛使用的条件光度函数框架扩展至高 z。我们的分析表明，Σ 值越大，给定体积内最亮源寄生于最质量晕的可能性越小，从而邻居的过密度越弱。我们通过考虑晕组装时间的随机性推导了 Σ 作为红移函数的最小值，该随机性影响我们建模中的星系年龄与恒星形成率。我们表明 Σ_min(z)~0.15–0.3，且 Σ_min 随红移增大，这是高红移处更短晕组装周期的结果。当前对 z>7.5 光谱确认亮源环境的观测（m_AB~27）未显示强成团证据，并与我们对 Σ≥Σ_min 的建模预测一致。未来达到 m_AB~28.2–29 的更深观测将有机会清晰量化成团强度，从而约束 Σ，探究驱动早期宇宙恒星形成的物理过程。