The Millennium Galaxy Catalogue: Dynamically Close Galaxy Pairs and the Global Merger Rate
我们推导出了千禧年星系表中星系的动力学紧密伴星数（$N_c$）和它们的总光度（$L_c$）：$N_c$类似于紧密成对星系的比例，与星系合并率直接相关。对于具有$-22 < M_B -5 \log h < -19$、$<z>=0.123$和$N_c=0.0357 \pm 0.0027$的星系，我们发现了$N_c=0.0174 \pm 0.0015$和$L_c=(252 \pm 30) \times 10^6$ $L_{\odot}$，对于具有$-21 < M_B -5 \log h < -18$、具有$<z>=0.116$的星系，我们发现了$L_c= (294 \pm 31) \times 10^6 L_{\odot}$。两个样本的$z=1$的综合合并率约为20%，但这敏感地取决于真正经历合并的运动学对的比例（这里假设为50%），合并率的演变（这里为$(1+z)^3$）和合并所采用的时间尺度（每个样本分别为0.2和0.5 Gyr）。参与合并的星系团倾向于比没有相互作用的星系稍微蓝一些，并且显示出早期类型和非常晚类型的物体过多，中间类型的螺旋不足。这表明相互作用和合并部分驱动了恒星的形成和星系的形态演化。
2005-06-27 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: 16 < B_MGC < 24 galaxy counts and the calibration of the local galaxy luminosity function
千年星系表（MGC）是一个37.5度^2、中等深度、沿天赤道的B波段成像巡天，由艾萨克·牛顿望远镜上的宽视场照相机拍摄。该区域包含在两度视场星系红移巡天（2dFGRS）和斯隆数字巡天早期数据发布（SDSS-EDR）的区域内。该巡天具有26等角秒^-2的均匀等照度探测极限，它提供了一个可靠的、定义明确的16 <= B_MGC < 24等范围内的恒星和星系目录。在这里，我们描述了巡天的策略、光度和天体测量校准、源探测和分析，并给出了在一次巡天中连接亮星系和暗星系群的星系数计数。我们认为，这些计数代表了最先进的，并使用它们来约束本地星系光度函数的一些最近的估计的归一化（φ *）。我们发现，2dFGRS、SDSS调试数据（CD）、ESO切片项目、世纪调查、达勒姆/UKST、斯特罗姆洛山/APM、SSRS 2和NOG光度函数需要对其公布的phi* 值进行1.05 +/- 0.05、0.76 +/- 0.10、1.02 +/- 0.22、1.02 +/- 0.16、分别为1.16 +/- 0.28、1.75 +/- 0.37、1.40 +/- 0.26和1.01 +/- 0.39。在对星系光度函数重新归一化之后，我们发现平均局部$\bj$光度密度为j_{b_J} =（1.986 +/- 0.031）x 10^8 h L_{\odot} Mpc^-3。
2003-07-08 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The connection between close pairs and asymmetry; implications for the galaxy merger rate
我们比较了使用星系不对称性和对邻近度测量星系合并分数和速率的3184个星系的体积有限的样本，-21 < M（B）-5 log h < -18 mag.和0.010 < z < 0.123从千年星系表绘制。我们的发现是：（i）紧密成对的星系通常比孤立星系更不对称，而且不对称程度随着距离的增加而增加。至少有35%的近双星（预计分离度小于20 h^{-1} kpc，速度差小于500 km s^{-1}）显示出明显的不对称性，因此很可能是物理上的束缚。(ii)在非对称星系中，我们发现至少80%是相互作用系统或合并残留物。然而，最初被确定为不对称的星系中有很大一部分被附近的恒星污染，或者被源提取算法分割。通过不对称指数计算的合并率需要认真注意，以消除上述污染源，但一旦这样做，就非常可靠。(iii)紧密配对和不对称是衡量合并率的两种互补方法。在密切的对Galerkin确定未来的合并，发生在动态摩擦的时间尺度，而不对称性是敏感的合并前阶段，并确定残余物。(iv)对于（5.2 +- 1.0）10^{-4} h ^3 Mpc^{-3} Gyr^{-1}的合并速率，通过密对分数和不对称性得到的合并分数约为2%。这些结果与理论模拟（取决于合并的时间尺度）是勉强一致的，但意味着合并速率的平坦演化与红移到z ~1。
2007-05-17 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: morphological classification and bimodality in the colour-concentration plane
利用千年星系表中的10095个星系（B < 20等），我们得到了星系群的B波段光度分布和选定的二元亮度分布。所有细分提取高度相关的星系人口的子集，始终指向两个重叠的分布。在rest-（u-r）颜色和log（n）分布中观察到观察到的分布中的明显双峰。当使用与全局颜色相反的核心颜色时，其余-（u-r）颜色双峰性变得更加明显。这两个群体在color-log（n）平面上非常好地分离。利用我们的3314个（B < 19等）眼球分类星系的样本，我们发现，膨胀主导的早型星系占据一个峰，而膨胀较少的晚型星系占据第二个峰。早期和中期类型的螺旋蔓延跨越和之间的高峰。这构成了非常强有力的证据，表明将发光星系群划分为凸起和盘的基本方法，以及星系双峰性反映了星系的两个组成部分的性质，而不是两个不同的星系类别。我们认为，这两个组件需要两个独立的形成机制/过程，并主张通过最初的崩溃和正在进行的磁盘形成通过飞溅，下落和合并/吸积早期隆起形成。我们计算了每个分区内的B波段光度密度和恒星质量密度，并估计球状体、球状体和球状体中的z ~ 0恒星质量含量分别为35 +/-2%、18 +/-7%和47 +/-7%。[删节]
2006-02-10 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Galaxy Bimodality
星系双峰性是由星系的膨胀盘性质造成的，而不是两个不同的星系类别。这一点在色结构平面上很明显，它清楚地表明椭圆星系（只有膨胀）位于红色致密峰，晚型螺旋星系（盘状为主）位于蓝色弥散峰。早期类型的螺旋（凸起加盘系统）蔓延在两个高峰。然而，在凸起圆盘分解之后，早期型螺旋的凸起仅位于红色致密峰中，并且它们的圆盘位于蓝色漫射峰中（存在例外，但很少，例如，灰尘变红的边缘盘和蓝色的假凸起）。这两个峰值之间的运动并不简单，因为虽然关闭恒星形成可以将颜色从蓝色转变为红色，但将约10亿颗恒星的轨道从平面漫射结构修改为三轴紧凑结构是有问题的（基本上需要等质量合并）。我们认为，对于星系的双重结构，最合理的解释是星系形成分两个阶段进行。首先是一个初始的坍缩阶段（形成一个中心集中的核心和黑洞），然后是回溅，下落和吸积（形成一个平面旋转盘）。矮星系或许也会有相同的情形，但缺乏低光度的膨胀盘系统意味着这两个组成部分必须迅速融合，形成一个单一的扁平球状系统。
2006-10-25 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: the space density and surface brightness distribution(s) of galaxies
我们从千年星系表中恢复了星系的联合和单独的空间密度和表面亮度分布。MGC是一个局部测量，范围为30.9平方度，探测深度约为1 - 2 mag/sq arcsec，比2度场星系红移测量（2dFGRS）或斯隆数字巡天（SDSS）深。MGC包含10，095个B_mgc < 20等的星系，光谱完整性为96%。我们实现了一个联合亮度表面亮度逐步极大似然方法来恢复的二元亮度分布（BBD），包括大多数选择的影响。对BBD在表面亮度上进行积分，我们恢复了以下谢克特函数参数：phi* =（0.0177 +/- 0.0015）h^3 Mpc^{-3}，M_{B} * - 5 log h =（-19.60 +/- 0.04）mag和alpha =-1.13 +/- 0.02。与2dFGRS（Norberg et al 2002）相比，我们发现了一致的M* 值，但暗端斜率略平坦，归一化更高，最终的光度密度j_{b_J} =（1.99 +/- 0.17）x 10^8 h L_{odot} Mpc^{-3}。MGC表面亮度分布在M* 点处是一个有界高斯分布，其中phi* =（3.5 +/- 0.1）x 10^{-2} h^3 Mpc^{-3}，mu^{e*} =（21.90 +/- 0.01）mag/sq arcsec，并且sigma_{ln R_e} = 0.35 +/- 0.01。发光系统的特征表面亮度在…
2005-03-09 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: a census of local compact galaxies
利用千年星系表（MGC）研究了致密星系对局域场星系光度函数的影响。在这里，我们观测定义为“紧凑”的星系是太小，不能可靠地从恒星区分使用标准的恒星星系分离技术。特别是，我们估计的星系被误分类为恒星，由于其紧凑性的分数。我们已经用光谱学鉴定出了在MGC的1.14度^2子区域中所有B_MGC = 20等的天体，而不管它们的形态如何。从这些数据中，我们开发了一个高表面亮度不完整性的模型，并估计约1%的B_MGC < 20等的星系被错误地归类为恒星，在95%的置信度下，上限为2.3%。然而，由于缺失的星系优先地是次L *，它们对光度函数的暗端的影响被大大放大：我们发现它们在-17 < M_B < -14等的范围内对总光度函数的贡献约为6%，这使暗端斜率α提高了0.03^{+0.02}_{-0.01}。它们对B波段总光度密度的贡献约为2%，通过主要按颜色选择的恒星目标的光谱学，已经恢复了大约一半的失踪星系。我们发现，失踪的星系主要由本质上小，蓝色，恒星形成，sub-L* 对象。结合Driver等人（2005）的最新结果，我们证明了对于巨星系（M_B <~ -17等），MGC不存在高表面亮度和低表面亮度的选择偏差。另一方面，矮星系受到这些选择效应的显著影响。要获得矮行星群的完整视图，需要更深和更高分辨率的调查。
2006-04-10 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: On the natural sub-division of galaxies
本文研究了一个由350个邻近星系组成的样本的光度、光谱、结构和形态参数的分布。通常的趋势表明，恢复E/S 0星系更红，更安静，更集中，拥有更大的Sersic指数比后来的类型的星系。进行多变量统计分析，同时检查所有参数的分布。这些分析的主要结果是只有两类星系存在，分别对应于早期和晚期类型。线性判别分析能够再现早期和晚期类型的星系的分类，具有很高的成功率，但进一步细化的星系类型没有再现在所观察到的星系属性的分布。主成分分析表明，参数集的主要差异对应于早期和晚期类型之间的区别，突出了区别的重要性。层次聚类分析显示，只有两个明确的自然类内的参数集，密切对应的早期和晚期类型。早期和晚期类型是明显不同的，这种区别是至关重要的。相反，晚期类型从Sa到Irr平滑地分布在整个参数空间中。一个人口的星系分类的眼睛为椭圆形/透镜状，并表现出类似的早期类型的浓度指数被发现有一个显着的恒星形成活动。这些星系优先是暗淡的，这表明它们是低质量系统。
2005-08-17 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The luminosity functions of bulges and discs and their implied stellar mass densities
本文从10,095个星系的结构星表中导出了椭圆星系、星系球、星系伪球和星系盘的光度函数。此外，我们还计算了它们的光度和恒星质量密度。我们表明，（椭圆星系和盘状星系的凸起）表现出强烈的颜色双峰性，表明两种不同类型的椭球体被（u-r）~的核色分开我们认为，红色椭圆和红色凸起光度函数的相似性支持我们以前的论点，他们有一个共同的起源，并令人惊讶地发现，同样的蓝色椭圆和蓝色凸起，后者我们称之为伪凸起。在恒星质量收支方面，我们发现$58\pm6$的百分之目前是盘的形式，39+/-6%的形式的红色球状体（13+/-4%的椭圆，26+/-4%的凸起）和其余的形式的蓝色球状系统（~ 1.5%的蓝色椭圆和~ 1.5%的伪凸起）。在星系形成方面，我们认为，我们的数据星系组件的概念，强烈支持一个两阶段的形成过程（球状体第一，光盘后），但与额外的复杂性发生在静止的光盘引起两种不同的凸起类型：真正的“经典”凸起和伪凸起。因此，我们主张有三个重要的结构支撑星系的演化：经典的球状体（老）;伪凸起（年轻）和光盘（中间）。明亮的邻近星系群是这三种结构类型的混合体。[abridged].
2007-01-25 astro-ph
Fossil Groups in the Millennium Simulation. Evolution of the Brightest Galaxies
我们创建了一个模拟化石群的目录，并研究它们的属性，特别是它们的第一个星系的合并历史。我们比较了模拟的化石组属性与模拟的非化石和观察到的化石组。使用模拟和模拟星系目录，我们在千禧年模拟星系目录中搜索了大量（$>$ 5 $\times$ 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$）化石群。此外，试图确定所观察到的化石群在斯隆数字巡天数据发布6使用相同的选择标准。我们的预测的基础上的模拟数据是：（a）化石组包括约5.5%的总人口的群体/集群的质量大于5 × 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$。（b）化石群中约88%的主要中心天体是椭圆星系，其R波段绝对星等中值为$\sim -23.5-5 log h$，这是文献中已知的典型观测化石群;（c）具有$ {\cal M} >$ 5 x 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$的系统的第一等级星系，无论它们是化石还是非化石，主要是由贫气体合并形成的;（d）虽然化石群一般在比非化石群更高的红移处聚集其大部分维里质量，化石星系群中排名第一的星系与非化石星系群相比，合并的时间较晚，即红移较低。因此，我们希望在化石群的中心观察到一些发光的星系，这些星系显示出最近发生重大合并的迹象。
2008-09-12 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: the B-band attenuation of bulge and disc light and the implied cosmic dust and stellar mass densities
基于我们的样本的10095星系与膨胀盘分解，我们得出的经验B波段的内部衰减-倾斜关系星系盘及其相关的中央隆起。我们的结果与独立推导的凝灰岩等尘埃模型，导致对Tau_B^f = 3.8 +/-0.7的螺旋盘的平均不透明度的直接约束（中心面上的B带不透明度）。根据倾斜度的不同，B波段衰减校正值从0.2 - 1.1等变化为光盘和从0.8 - 2.6等的凸起。我们发现，总体而言，在附近宇宙的圆盘中产生的所有B波段光子中，有37%被尘埃吸收，这一数字上升到71%。内部尘埃消光的严重性是这样的，必须将内部尘埃校正在所有大型星系样本的光学研究。这对于光学HST比较进化研究特别相关，因为尘埃特性也将不断演变。我们使用新的结果来修改我们最近的估计的球体和光盘光度函数。根据我们最佳拟合的尘埃模型，我们得出红移为零的宇宙尘埃密度为rho_{dust} ~（5.3 +/- 1.7）x 10^5，h M_{odot} Mpc^-3。这意味着（0.0083 +/- 0.0027），宇宙中百分之h的重子以尘埃的形式存在，（11.9 +/-1.7），h %（Salpeter-'lite' IMF）是恒星的形式（约58%位于星系盘，约10%位于红色椭圆星系，约29%在经典星系凸起中，其余在低光度蓝色球体系统/组件中）。[摘要]
2007-04-17 astro-ph
The Mass Assembly of Fossil Groups of Galaxies in the Millennium Simulation
千年模拟研究了现今化石星系群的演化。利用千禧年气体模拟和半解析星系表，根据常规观测标准选取红移为零的化石星系群，并对这些星系群对应的晕进行时间回溯，提取出相关的暗物质、气体和星系性质。从这项研究中的化石的空间密度是非常接近观察到的估计和各种可能性的其余差异进行了讨论。X射线明亮系统中化石的比例似乎与观测结果相当一致，模拟预测即使在相当丰富的星系团中，化石系统也会有相当多的发现（占总数的3-4%）。我们发现，与非化石组相比，化石在高红移时组装的质量占其质量的比例更高，在任何时代，化石的当前组装晕质量与最终质量的比率约高出10%至20%。这支持了化石代表未受干扰的早期形成系统的范式，其中大型星系合并形成一个单一的主导椭圆。
2008-05-22 astro-ph
Populating the galaxy velocity dispersion - supermassive black hole mass diagram: A catalogue of (M_bh, sigma) values
提供了一个更新的76个星系的目录，直接超大质量黑洞质量测量（M_bh）加上，如果可用的话，他们的主机球的中心速度色散（σ_0）。这些质量测量中有50个被认为是可靠的，而其他的在这个时候仍然有些不确定。另外八个恒星系统，包括一个星团和三个球状星团，被列为潜在的中等质量黑洞的宿主<10^6 M_太阳。利用这个较大的数据集，简要探讨了M_bh-sigma_0图中的人口统计学。许多棒星系偏离了非棒星系定义的M_bh-sigma_0关系，即它们的速度色散太大。此外，包括88个活动星系核与黑洞质量估计的混响映射研究，我们推测，禁止活动星系核可能遵循同样的一般趋势。我们还指出，某些σ 0 <100 km/s的活动星系核倾向于在"无棒" M_bh-σ 0关系之上驻留0.6 dex。最后，它表明，"核心星系"似乎没有定义一个额外的细分的M_bh-sigma_0图，虽然改进的方法测量sigma_0值将是有价值的。
2008-07-16 astro-ph
Superclusters of galaxies from the 2dF redshift survey. I. The catalogue
我们利用2dF星系红移巡天的数据编制了2dFGRS南北两区的超星系团星表，共543个红移为0.009 < z < 0.2的超星系团。我们分析了超星系团星表的编制方法，并利用千年模拟的结果来研究可能的选择效应和误差。我们发现，最有效的方法是密度场方法，使用半径为8 Mpc/h的Epanechnikov核平滑。我们得到了最高亮度密度峰的位置，并在峰附近找到了最亮的星系团，这个星系团被认为是主星系团，它最亮的星系是超星系团的主星系。在星表中，我们给出了超星系团的赤道坐标和距离，它们由主星系团的位置决定。我们还计算了超星系团的预期总光度。
2006-03-28 astro-ph
Satellite Galaxies and Fossil Groups in the Millennium Simulation
我们使用一个半解析的星系目录从千禧年模拟研究孤立星系的卫星在LCDM宇宙演化。这个样本（~ 80，000 $明亮的主星系，周围有~ 178，000颗卫星）允许以最小的统计不确定性表征LCDM宇宙中卫星/主星系系统的动力学性质。我们发现，总的来说，卫星人口的痕迹暗物质相当不错：其空间分布和运动学可以近似的NFW配置文件具有轻度各向异性的速度分布。它们的空间分布也是轻度各向异性的，具有明确的“反Holmberg”效应，反映了主晕的主轴和角动量之间的错位。我们的主星系的隔离标准不仅选择了稀疏环境中的星系，而且还选择了位于“化石”群体中心的一些主星系。我们发现，这些不寻常的系统的丰度和光度函数是在合理的协议与几个可用的观测约束。我们恢复了LCDM模型中真实孤立原色的期望L_{host} σ_{sat}^3关系。然而，不太严格的初选导致标度关系的实质性修改。我们的分析还强调了一些困难困扰的研究，依靠盲目堆叠的卫星系统，以限制平均晕质量的主要星系。
2007-09-27 astro-ph
The cosmological co-evolution of supermassive black holes, AGN and galaxies
我们在千禧年模拟输出的半分析框架内模拟星系及其中心超大质量黑洞（BH）的宇宙学共同演化（Croton等人，2006; De Lucia & Blazot，2007）。在这项工作中，我们分析了BH模型的标度关系，基本平面和质量函数，并与最近的观测数据进行了比较。此外，我们扩展了Croton等人（2006）开发的原始代码，以跟踪BH质量吸积及其向辐射的转换的演化，并将推导的AGN辐射光度函数与观测值进行了比较。我们发现，在大多数情况下，预测和观察到的BH属性之间有很好的一致性。此外，该模型与观测到的活动星系核数密度在0<z<5时吻合得很好，前提是假设在高红移时由黑洞吸积的冷气分数大于在低红移时（Marulli等人，2008年）。
2008-09-03 astro-ph
Compact groups from the Millennium Simulations: I. Their Nature and the completeness of the Hickson sample
我们确定紧凑的星系群（CG）的模拟星系目录中的千禧年模拟在z=0与三个半解析模型（SAM）的星系形成。CG是使用与Hickson（1982）视觉上应用于他的CG（HCG）相同的2D标准来识别的，但具有最亮的星系等限，以及紧密投影对的混合。在投影中识别的模拟CG中有一半包含至少4个一致速度（mvCG），而HCG为70%。与mvCG相比，在小于9000 km/s的距离上，HCG只有8%的完整性，缺少了小角度的CG，一个强主导星系，以及（对于一个SAM）更暗和表面亮度更低的CG。我们探索不同的方法来确定物理密集组的分数。结合能标准原来是不适用的星系和暗物质粒子之间的隔离。相反，我们依赖于CG的3D长度（最大真实空间星系间距）和它们沿视线的伸长（最大视线与最大投影间距的比值）的组合，在这两种情况下，我们都将自己限制在CG内最小的四元组中。我们发现，64%至80%（取决于SAM）的mvCG的3D长度短于200 kpc/h，71%至80%的视线伸长率小于2，而59%至76%的3D长度短于100 kpc/h或长度短于200 kpc/h且伸长率小于2。因此，星系的机会排列（CA）涉及最多40%的mvCG。这些CA大多是从较大的宿主群中产生的，但也有一些拥有超出宿主群几个Mpc的星系。使用Hickson选择构建的mvCG具有（不具有）紧密投影对混合标准，具有10%的物理密集系统的高（低）分数。
2010-07-22 astro-ph
Modeling the cosmological co-evolution of supermassive black holes and galaxies: II. The clustering of quasars and their dark environment
我们在千禧年模拟的基础上使用半解析模型来研究星系及其嵌入的超大质量黑洞的联合形成。我们的目标是测试的情况下，黑洞吸积和类星体活动所引发的星系合并，并限制不同的模型与个别类星体事件的光变曲线。在目前的工作中，我们专注于研究模拟类星体的空间分布。在所有的光度下，我们发现模拟的类星体两点关联函数在0.5 < r < 20 h^{-1} Mpc范围内符合单一的幂律，但它的归一化是红移的强函数。当我们只选择光度在现今类星体巡天通常可达范围内的类星体时，它们的聚集强度仅微弱地依赖于光度，与观测结果一致。这与假设的光变曲线模型无关，因为明亮的类星体是在爱丁顿极限附近吸积的黑洞，并且由质量范围只有几个10 ^12 h^{-1} M_sun的暗物质晕所承载。因此，明亮类星体的聚集不能用来解开光变曲线模型，但如果观测样本可以被推到显着更暗的极限，这样的区分将成为可能。总体而言，我们的模拟类星体人口的聚类结果与观测结果相当吻合，支持星系合并可能是触发黑洞吸积和类星体活动的主要物理过程的猜想。
2009-05-30 astro-ph
Modeling the cosmological co-evolution of supermassive black holes and galaxies: I. BH scaling relations and the AGN luminosity function
我们模拟宇宙学的共同演化的星系和中央超大质量黑洞（BH）的半分析框架内开发的千年模拟的输出。Croton等人（2006年）和De Lucia & Blaizot（2007年）详细描述了这一模型，该模型引入了一种“射电模式”反馈，来自星系群和星系团中X射线发射大气中心的活动星系核。由于这种机制，该模型可以同时解释：（i）在冷却流中观察到的低质量脱落率;（ii）星系光度函数亮端的指数截止;（iii）星系团中最大质量星系的膨胀主导形态和旧恒星年龄。本文是第一个系列中，我们调查如何以及这个模型也可以重现黑洞和活动星系核的物理性质。在这里，我们分析的标度关系，基本平面和质量函数的黑洞，并比较它们与最近的观测数据。此外，我们扩展了半解析模型，遵循BH质量吸积的演化和它的转换成辐射，并比较推导AGN的热光度函数与观测。虽然我们发现在大多数情况下，预测和观察到的BH属性之间的一个非常好的协议，半解析模型低估了发光活动星系核在高红移的数密度，独立于所采用的爱丁顿因子和吸积效率。然而，协议的意见是可能的，在我们的模型框架内，假设在高红移的黑洞吸积的冷气体分数大于在低红移。
2007-11-13 astro-ph
Why are AGN found in High Mass Galaxies?
我们使用千年模拟中实现的半解析模型来分析暗物质晕和其中星系的合并历史。我们假设超大质量黑洞只存在于至少经历过一次大合并的星系中。在恒星质量小于$M_* < 10^{10} M_{\odot}$的星系中，只有百分之几的星系被预测经历了一次大的合并，并包含一个黑洞。拥有黑洞的星系比例在恒星质量较大时急剧增加。这与观测到的附近星系中包含低光度（LINER型）或高光度（Seyfert或复合型）活动星系核的部分的强质量依赖性一致。然后，我们调查的主要合并，第一次创建的黑洞预测发生。大质量星系被预测在非常早期的时期就已经形成了它们的黑洞。大多数低质量星系从未经历过大合并，因此不包含黑洞，但低质量星系中确实存在的超大质量黑洞中有相当一部分被预测是最近形成的。
2008-01-23 astro-ph
The Weak Clustering of Gas-Rich Galaxies
我们通过分析HI-Parkes全天巡天星表（HICAT）的两点关联函数来研究HI选择星系的成团特性。从该目录中提取各种子样本来研究富HI星系的整体聚集及其对亮度、HI气体质量和旋转速度的依赖性。这些样本覆盖了整个南半球的天空，包含多达4，174个星系，径向速度范围为300- 12，700 km/s。富氢星系实空间关联函数的标度长度为r_0 = 3.45 +/- 0.25 Mpc/h，斜率为gamma = 1.47 +/- 0.08，使富气星系成为已知最弱的星系团。HI选择的星系也表现出较弱的集群比光学选择的星系可比的光度。良好的协议之间找到我们的结果和那些合成HI丰富的星系目录从千年运行CDM模拟。平分HICAT使用不同的参数切割，聚类被发现最强烈地依赖于旋转速度和光度，而对HI质量的依赖是边际的。在v_rot = 108 km/s附近分裂样本，发现低自转速度星系的标度长度r_0 = 2.86 +/- 0.46 Mpc/h，而高自转速度星系的标度长度r_0 = 3.96 +/- 0.33 Mpc/h。
2006-08-30 astro-ph
Evolution of supermassive black holes
超大质量黑洞的宇宙演化似乎与其宿主星系密切相关。活动星系核（AGN）可以通过深X射线巡天探测。我们审查结果从大X射线选定的样品，包括第一次结果从XMM牛顿宇宙调查。高光度活动星系核比低光度活动星系核生长得早，这一事实产生了一种新的图象。特别是，低光度活动星系核的空间密度表现出一个显着的下降红移以上z=1。这种“反层次”的增长情景的SMBH可以解释为两种模式的吸积与不同的效率。康普顿厚源的布居在我们理解BH生长历史中起着关键作用。它们的空间密度和红移分布与SMBH质量函数的估计有关。与局部宇宙中遗留SMBH质量分布的比较限制了吸积的平均辐射效率和爱丁顿比。我们讨论了一个新的合成模型的康普顿薄和康普顿厚源，是在一致的深X射线观测，特别是预测的贡献的正确水平的康普顿厚源人口中观察到的钱德拉深场南观测以及第一个INTEGRAL和斯威夫特目录的活动星系核。目前，最重要的问题之一是随着红移的发展，遮蔽度的演变。
2007-08-07 astro-ph
Mock galaxy redshift catalogues from simulations: implications for Pan-STARRS1
我们描述了一种方法，用于构建模拟星系目录，这是非常适合与大型光度调查一起使用。我们使用的半解析星系形成模型鲍尔等人。在千年模拟实现。我们将我们的方法应用于即将开始的PS1调查的具体情况，PS1是Pan-STARRS系统计划的4台望远镜中的第一台。PS1有5个测光波段（grizy），将进行全天3 pi测量和超过84平方度的中深测量（MDS）。我们计算了两次调查中扩展源的预期震级极限。我们发现，3年后，3 pi巡天将在所有5个波段探测到超过10^8个星系，其中1000万个星系的红移z>0.9，而MDS将探测到超过10^7个星系，其中50万个星系的红移z>2。如果不需要在最浅频带y中进行检测，则这些数字至少加倍。然后，我们使用现成的photo-z代码估计光度红移的准确性进行评估。仅使用grizy带，对于0.25<z<0.8，在3 pi测量中可以实现Δ z/（1+z）~0.06的精度，使用来自UKIDDS测量的近红外测光，其可以减少约15%，但是对于没有y带测光的更深样品，其将增加约25%。对于MDS，对于0.02<z<1.5，使用grizy可实现Δ z/（1+z）~0.05的精度。通过只选择红色星系，可以显著提高精度。在这种情况下，δ z/（1+z）约为0.02-0.04，在3 pi巡天中约有1亿个星系在0.4<z<1.1，在MDS中约有3000万个星系在0.4<z<2。我们研究了使用p…
2008-12-22 astro-ph
Galaxy evolution by color-log(n) type since redshift unity in the Hubble Ultra Deep Field
我们探索使用的颜色log（n）平面（其中n是全球Sersic指数）作为一种工具，细分高红移星系人口的物理动机的方式。使用一系列的体积有限的样品在哈勃超深场（UDF）的z=1.5，我们确认的颜色对数（n）平面位置和视觉形态观察本地和其他高红移研究中的颜色和/或结构域之间的相关性。通过与千年星系目录中的低红移样本进行比较，我们通过颜色对数（n）类型量化了进化，分别考虑了每个样本的特定选择和测量偏差。具体来说，我们测量的B波段表面亮度的减少1.57 +/- 0.22 mag/sq.arcsec和1.65 +/- 0.22 mag/sq.arcsec的“蓝色，弥漫”和“红色，紧凑”星系分别在红移单位和现在的一天。
2008-11-06 astro-ph
The luminosity-size relation of galaxies to z=1?
我们利用哈勃超深场（UDF）研究星系的光度大小（M-Re）分布。由于检测的完整性和测量的可靠性，我们确定的M-Re平面的一系列体积有限的样品中的无偏置区域的选择效果进行了仔细的分析。我们还调查了这些星系的颜色对数（n）分布，并进一步细分我们的数据结构类型分别研究紧凑和弥漫的对象。通过与附近的千年星系表的比较，我们提出了弥漫的，盘状星系的红移-无论是在平均表面亮度和M-Re关系的斜率的演化的证据。相比之下，我们没有发现结构演化的证据在紧凑的星系M-Re关系在这个红移范围内，虽然有一个颜色演化的建议。我们还强调了考虑表面亮度依赖的测量偏差的重要性，除了不完整的偏见。特别是，越来越多的，系统性的低估Kron通量对低表面亮度可能会导致扩散，但发光，系统被误认为是微弱的，紧凑的对象。
2007-01-08 astro-ph
Compact groups in theory and practice - II. Comparing the observed and predicted nature of galaxies in compact groups
我们研究的性质的星系在紧凑的群体中确定的模拟星系目录的基础上千年运行模拟。在投影中确定的群体的整体性质与最佳观测约束基本一致。然而，只有~30%的这些模拟群体被发现是真正紧凑的3维，这表明闯入者强烈影响我们观察到的理解的性质的星系在紧凑的群体。这些模拟预测，真正的致密星系群是一个极其均匀的群体，几乎完全局限于红色序列：它们最好被描述为“红色和死亡”的椭圆星系。当包括闯入者时，人口变得更加异质，由于更蓝，恒星形成，富含气体，晚型星系被错误地识别为紧凑的群成员。这些模型表明，通过红移选择成员，使得该组的视线速度色散小于1000 km/s，显着减少污染到30%的水平。根据星系颜色选择成员，这是一种经常用于星系团的技术，预计也会大大减少紧凑组研究的污染率。
2008-10-16 astro-ph
Inclination-Independent Galaxy Classification
我们提出了一种新的方法来分类星系的大型调查，如斯隆数字巡天使用倾斜校正浓度，倾斜校正的位置上的颜色-星等图，和视轴比。对倾角的解释收紧了这些参数的分布，并使简单的边界能够描绘出三种不同的星系群：早期型星系，红色，高度集中，圆形;晚期型星系，蓝色，浓度低，以盘为主;和中间型星系，红色，具有中等浓度，并有盘。我们已经验证了我们的方法相比，高质量的成像数据的视觉分类千年星系目录。倾斜校正是至关重要的，以揭开以前未被承认的中级。中间型星系，大致对应于望远镜和早期的螺旋星系，位于红色序列上。因此，红色层序由两种不同的形态类型组成，表明有两种不同的机制过渡到红色层序。我们提出，中间型星系是那些通过扼杀失去冷气的星系，而早期型星系是那些经历了一次主要合并的星系，要么消耗了冷气，要么合并的祖先已经没有冷气（“干合并”方案）。
2008-03-09 astro-ph
Modelling galaxy clustering in a high resolution simulation of structure formation
我们使用千禧年模拟，一个100亿粒子模拟宇宙结构的增长，构建一个新的星系团模型。我们采用了一种介于传统的半分析方法和晕圈占据分布（HOD）方法之间的方法。在我们的模型中，我们采用的位置和速度的星系，预测的轨道和合并的历史的子结构在模拟。而不是使用恒星的形成和反馈“食谱”来指定星系的物理性质，我们采用参数化函数将这些属性与数量M_{infall}，定义为质量的晕在时代时，星系是最后一个中心的主导对象在自己的晕。我们测试这些参数化的关系是否允许我们恢复的基本统计性质的星系的半解析星表，包括光度函数，恒星质量函数和形状和振幅的两点关联函数在不同的恒星质量和光度范围内进行评估。然后，我们使用我们的模型来解释这些数量从斯隆数字巡天数据最近的测量。本文导出了局域宇宙中星系的光度和恒星质量与其宿主晕质量之间的关系。我们的研究结果与最近Mandelbaum等人使用SDSS的星系-星系弱透镜测量结果确定的这些关系非常一致。
2007-01-24 astro-ph
The Luminosity, Colour and Morphology dependence of galaxy filaments in the Sloan Digital Sky Survey Data Release Four
我们已经测试了光度，颜色和形态的依赖程度的连续性在七个近两个维度的地带从斯隆数字巡天数据发布四（SDSS DR4）。分析是在不同水平的粗粒化，使我们能够解决不同的长度尺度。我们发现，较亮的星系比较暗的星系在粗粒化的所有水平上具有较少的非线性分布。红色星系和椭圆星系的分布显示出更高程度的平行性相比，蓝色星系和螺旋分别在低水平的粗粒化。在较高的粗粒化水平下，该行为相反。我们提出了一个图片，其中的椭圆密集分布在附近的节点的灯丝相交，而螺旋稀疏分布沿整个程度的灯丝。我们的发现表明，椭圆星系过剩的区域比星系团大，突出到暗条中。我们还比较了半解析模型的预测星系形成（千年运行星系目录）对我们的结果SDSS。我们发现这两个是在协议的$M^{*}$星系和红色星系，而该模型未能正确预测的明亮的星系和蓝色星系的平行性。
2006-07-31 astro-ph
Milky Way type galaxies in a LCDM cosmology
我们分析了从千年模拟的公开星系目录中提取的52，000个银河系（MW）类型星系的样本，目的是统计研究它们与我们银河系相比的性质的差异和相似之处。模型星系被选择为处于最大圆速度在200-250 km/seg范围内的晕中，并且具有与银河系相似的膨胀盘比。我们发现MW星系是通过冷气体和小卫星系统的吸积而安静地形成的。只有12%的模型星系在其一生中经历了一次重大的合并。大多数恒星是在原地形成的，只有大约15%的最终质量是通过吸积形成的。超新星和活动星系核反馈在这些系统的演化中起着重要的作用。在高红移时，当MW祖先的势阱较浅时，超新星爆炸驱动的风会吹出大部分气体和金属。随着系统质量的增加，SN反馈效应减弱，活动星系核反馈取而代之，在较低红移的恒星形成活动中起着更重要的调节作用。虽然模型银河系星系已被选定位于一个狭窄的范围内的最大圆周速度，但它们仍然表现出显着的分散在最终恒星的质量和金属丰度。我们的分析表明，这种分散的结果从不同的吸积历史的母暗物质晕。静态方面，我们也发现了银河系在相同质量范围内是典型的Sb/Sc星系的证据，为限制星系形成的数值模型提供了一个合适的基准
2009-01-29 astro-ph
The many lives of active galactic nuclei: cooling flows, black holes and the luminosities and colours of galaxies
我们模拟星系的生长和他们的中央超大质量黑洞通过实施一套半解析模型的输出的千年运行，一个非常大的模拟和谐LCDM宇宙演化。我们的程序遵循每个对象的详细组装历史，并能够跟踪所有星系的演变更大规模的小麦哲伦云整个体积相当于大型现代红移调查。在这第一篇论文中，我们补充了以前的治疗中心黑洞的增长和活动与一个新的模型“无线电”的反馈，从那些活动星系核，位于准静态的X射线发射大气中的星系群或集群的中心。我们表明，能量和观测合理的参数，这样的模型可以同时解释：（一）低观测到的质量下降率在冷却流;（二）指数截止在明亮的星系光度函数的一端;和（三）的事实，即最大的星系往往是膨胀为主的系统在集群中，并包含系统的老恒星比低质量的星系。这一成功的发生是因为静态的热大气层只在最大质量的结构中形成，而无线电反馈（与超新星或星暴反馈相反）可以抑制进一步的冷却和恒星形成，而不需要恒星形成。我们讨论了可能的物理模型，这可能解释吸积率标度所需的现象学的“无线电模式”模型是成功的。
2006-06-14 astro-ph
