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 local supermassive black hole mass function in early- and late-type galaxies
我们提供了一个新的估计本地超大质量黑洞质量函数使用（i）之间的经验关系超大质量黑洞质量和Sersic指数的主机球状恒星系统和（ii）测量（球状体）Sersic指数从千年星系表中的10 k星系。我们的方法的观测简单性，和直接测量的黑洞预测量，即Sersic指数，为椭圆星系和盘星系的凸起，使它直接估计准确的黑洞质量在早期和晚期类型的星系一样。我们用Schechter函数对超大质量黑洞的质量函数进行了参数化，发现在低质量端，完整星系样本的对数斜率（1+ α）约为0.7，早期星系样本的对数斜率约为1.0。考虑亮度大于-18等的球状恒星系统，并将黑洞质量积分到10^6太阳质量，我们发现早型星系中超大质量黑洞的局部质量密度rho_{bh, early-type} =（3.5+/-1.2）x 10^5 h^3_{70} M_sun Mpc^{-3}，晚型星系rho_{bh, late-type} =（1.0+/-0.5）x 10^5 h^3_{70} M_sun Mpc^{-3}。这些不确定性是由蒙特卡罗模拟得出的，包括M_bh-n关系、Sersic指数目录、星系重量和Malmquist偏差的不确定性。因此，宇宙学上的合并后的超大质量黑洞的质量密度为Omega_{bh, total} =（3.2+/-1.2）x 10^{-6} h_70。也就是说，使用一种新的独立方法，我们得出结论，宇宙中百分之…
2007-04-03 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
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
Hemispheric Sunspot Numbers R_n and R_s: Catalogue and N-S asymmetry analysis
奥地利坎泽尔赫厄太阳观测站定期提供太阳黑子图，得出的相对太阳黑子数报告给布鲁塞尔太阳黑子指数数据中心。从每日太阳黑子图中，我们得到了1975-2000年期间北方和南方的相对太阳黑子数R_n和R_s。为了与国际太阳黑子数R_i相一致，将R_n和R_s归一化到R_i，从而保证满足关系式R_n + R_s = R_i。为了验证，将导出的R_n和R_s与1992年以来的国际南北相对太阳黑子数进行了比较。对1992-2000年期间进行的回归分析表明，与国际半球太阳黑子数非常一致。将月平均和平滑后的月平均半球太阳黑子数编入星表。基于得到的半球黑子数，我们分别研究了南北半球的N-S不对称性和自转行为的意义。结果表明，月N-S不对称中约有60%的不对称在95%的水平上是显著的，而南北半球的相对贡献在不同的周期中是不同的。从功率谱和自相关函数的分析，我们得到一个刚性旋转约27天的北半球，这可以遵循多达15个周期。与此相反，南半球揭示了一个约28天的主导周期，而自相关性强烈衰减后，3个周期。这些发现表明，北半球的活动是由一个活跃区主导的，而南半球的活动主要是由个别长寿的太阳黑子群主导的。
2002-08-23 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
Superclusters of galaxies from the 2dF redshift survey. II. Comparison with simulations
我们调查的基础上发现的2dF星系红移巡天的星系超星系团的属性，并比较它们与千禧年模拟超星系团的属性。我们研究了超星系团的各种特性对它们与观测者的距离、它们的总光度和它们的多重性的依赖关系。多重性是由超星系团中密度场（DF）星系团的数量定义的。利用多重性，我们将超星系团分为四个丰富的类：穷人，中等，丰富和非常丰富。我们发现，超星系团是不对称的，并具有多分支的分支结构，与程度的不对称性和平行性更高的更明亮和更丰富的超星系团。对真实超星系团和Millennium超星系团的比较表明，模拟超星系团的大部分性质与真实数据吻合得很好，主要区别在于光度和多重数分布。
2006-04-26 astro-ph
A Catalogue of Galaxies in the HDF-South: Photometry and Structural Parameters
我们描述了在哈勃深空南光学领域的星系目录的建设。HDF-S的观测产生了WFPC 2的U、B、V和I图像，第1版数据已于1999年11月23日公布。有效视场为4.38弧分$^2$，5个$σ$极限星等（在FWHM孔径中）在U、B、V和I波段分别为28.87、29.71、30.19、29.58。我们为每个通带（I $_{814}$、V $_{606}$、B $_{450}$、U $_{300}$）创建了一个目录，使用模拟来说明不完整性和虚假源污染。随着测光在所有波段，我们确定了我$_{814}$选择的目录（I $_{814}<26$）的结构参数，如公制表观尺寸，来自petrosian半径，不对称指数，光浓度指数和平均表面亮度petrosian半径。
2000-05-09 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
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
A calibration of the relation between the abundance of close galaxy pairs and the rate of galaxy mergers
基于密偶数的星系合并率估计通常假设大多数观测到的系统将在几百万年内合并（预计对分离<25 kpc/h）。在这里，我们调查这些假设使用虚拟星系目录来自千年模拟，一个非常大的N体模拟的结构形成的和谐LCDM宇宙学。这些星表已经被证明至少与观测到的星系群在低和高红移下的广泛性质大致一致。在这里，我们表明，他们也预测密切对丰度在低红移同意与观察。因此，它们在标准结构形成范式中嵌入了一个现实的和现实的演变中的星系人口，因此非常适合校准紧密星系对和合并之间的关系。我们表明，观测方法，当应用到我们的模拟星系调查，确实确定对物理上接近，由于合并。样本平均的合并时间仅弱依赖于恒星质量和红移的对。在z<2时，时间尺度为T ~ T0 r25 M*^-0.3，其中r25是双星样本的最大投影间距，单位为25 kpc/h，M* 是双星的典型恒星质量，单位为3 × 10^10 Msol/h，对于选择的视线速度差小于300 km/s的样本，系数T0为1.1 Gyr。s和1.6 Gyr的样本，其中该速度差有效地不受约束。这些时间尺度随着红移而略微增加，并且比大多数观测研究中假设的要长，这意味着合并率通常被高估了。
2008-04-11 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
Evolution of the galaxy merger rate in model universes
我们调查的星系合并率的演变预测的两个半分析星系形成模型实现的千年模拟的暗物质结构的增长。合并的星系对在每个时间步的模拟的分数是来自模型获得的星系目录和结果进行了比较与各种观测估计的合并分数从文献中。我们发现从模拟中得到的对分数与观测到的星系对计数在红移范围0 < z < 1.2之间有很好的匹配。预测的星系合并数的演化与红移成正比，与（1+z）^m成指数关系，0 < z < 2时，m的范围从0.6到0.8，取决于合并星系的光度和质量比。我们的研究结果是一致的，最近的观测结果，认为一个平坦的演化的星系合并的分数，因为z ~ 1.2。在一个分级模型宇宙中预测的星系合并率的弱演化表明，星系通过合并的质量组装演化并不遵循以前的研究中获得的晕合并率的快速演化。
2008-02-20 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
Luminous satellite galaxies in gravitational lenses
在冷暗物质晕中预期的子结构，已经被提出来解释引力透镜中的异常通量比。在宇宙透镜全天巡天（CLASS）中，约有25%的透镜似乎在主透镜星系的约5 kpc/h范围内有发光卫星，这些卫星通常在红移z ~ 0.2-1。在这项工作中，我们使用千年模拟结合半分析技术的星系目录来研究模拟晕中这些卫星的预测频率。晕的分数，主机明亮的卫星（投影）中心区域内是类似的红色和蓝色主机，并发现主机晕质量和红移的函数增加。具体地说，在z = 1时，大约11%的星系大小的晕（质量在10^{12} M_sun/h和10^{13} M_sun/h之间）在5 kpc/h的投影半径内拥有明亮的卫星星系。如果我们只考虑群大小的晕（质量在10^{13} M_sun/h和10^{14} M_sun/h之间）的明亮（所有）卫星，这个比例增加到大约17%（25%）。这些结果与观测到的拥有发光卫星的CLASS透镜星系的比例（约25%）大致一致。在z = 0时，只有约3%的星系大小的晕拥有明亮的卫星星系。分数上升到~ 6%，（10%），如果我们考虑明亮的（所有）卫星只有组大小的晕在z = 0。然而，在内部区域发现的大多数卫星星系都是“孤儿”星系，那里的暗物质晕已被完全剥离。因此，这种一致性在很大程度上取决于这些“孤儿”星系的真实存活率。我们还讨论了数值分辨率和宇宙学对我们的结果的影响。
2008-09-18 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
