Cosmological Parameters from the Eigenmode Analysis of the Las Campanas Redshift Survey
我们提出的第一个结果的Karhunen-Loève（KL）本征模应用到实际数据的Las Campanas红移巡天（LCRS），同时测量的红移失真参数，$β= Ω_0^{0.6}/b$，线性外推归一化，$σ_8^{\rm L}$，和CDM形状参数，$Γ= Ω_0 h$的值。我们的数值似然分析的结果表明，$β= 0.30 \pm 0.39$，形状参数$Γ= 0.16 \pm 0.10$，线性外推归一化$σ_8^{\rm L} = 0.79 \pm 0.08$，这是符合低密度宇宙，$Ω_0 \simlt 0.5$的低值。
2000-04-05 astro-ph
The Las Campanas Distant Cluster Survey -- The Correlation Function
我们提出了第一个非本地（z>0.2）测量集群集群的空间相关长度，使用的数据从拉斯坎帕纳斯遥远的集群调查（LCDCS）。我们测量了星表中速度色散限制子样本的角关联函数，估计红移为0.35< z_{est} <0.575，并通过宇宙学Limber方程推导出这些星系团的空间关联长度。相关长度，我们测量集群在LCDCS是一致的APM集群目录的本地结果和理论预期的基础上的处女座联盟哈勃体积模拟和分析预测。尽管样本包含超过100个星系团，但由于统计不确定性，我们区分宇宙学模型的能力有限。
2002-01-31 astro-ph
ROSAT Public PSPC Observations in the Las Campanas Redshift Survey
Las Campanas红移巡天是一个光学选择巡天，包含26，418个星系红移，已与“第一个ROSAT点观测源目录与PSPC”相关联，其中包含来自2876个ROSAT点观测的50，408个源。发现了10个匹配物，它们的光谱大多显示出微弱的窄发射线。由于它们的高X射线光度，它们的高X射线-光通量比，以及在两个最亮的匹配中快速X射线变化的证据，我们解释这些物体中的大多数是窄线塞弗特星系或“隐藏的”活动星系核。在这10个匹配中，只有一个星系显示出真正的星暴特征。
1997-04-22 astro-ph
An Overview of the Las Campanas Distant Cluster Survey
我们介绍了拉斯坎帕纳斯遥远星系团巡天，它已经产生了超过一千个0.35 < z < 1.1的星系团候选者（完整的星表见Gonzalez et al. 2001）。我们讨论的技术，使我们能够使用短（~ 3分钟）曝光和一个小（1米）的望远镜，有效地调查~ 130平方米。°的的天空。后续的成像和光谱分析使用了大量的望远镜，包括凯克和VLT，表明真正的星系团分数约为70%。我们构建了方法来估计红移和集群质量从调查数据本身，并讨论了我们的第一个结果的大尺度结构，集群相关长度的依赖性与平均集群分离在z ~ 0.5（冈萨雷斯，Zaritsky，和韦克斯勒2001）。
2001-07-27 astro-ph
The Universe on Very Large Scales: A View from the Las Campanas Redshift Survey
拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）是第一个对本星系宇宙进行相当数量的采样的星系红移巡天。在最大的尺度上（>> 100/h Mpc），星系分布看起来很平滑;在相对较小的尺度上（<10/h Mpc），LCRS倾向于证实以前较浅的调查中观察到的集群特征。然而，在这里，我们主要关注的是在向同质化过渡（50-200/h Mpc）附近的尺度上的聚类。我们的结论是，一般的证据倾向于支持增强聚类100/h Mpc规模，但这一结果应确认与LCRS数据集的额外分析（特别是二维分析），并与新的和即将到来的大规模调查，覆盖不同地区和/或具有不同的选择效果的调查。
1999-02-01 astro-ph
Luminosity function and density field of the Sloan and Las Campanas Redshift Survey
计算了Sloan数字巡天（SDSS）和Las Campanas红移巡天（LCRS）早期数据的星系光度函数。光度函数依赖于红移和环境密度，并且对于SDSS的南北切片是不同的。在Ω_m=0.3和Ω_Λ=0.7的平坦宇宙学模型下，利用光度函数计算了网格尺寸为1 h^{-1} Mpc的SDSS和LCRS巡天的星系数场和光度密度场.我们发现光度函数依赖于环境的密度：在高密度区域最亮的星系比低密度区域更亮，最高可达5倍。
2002-12-13 astro-ph
Nature of Clustering in the Las Campanas Redshift Survey
我们对Las Campanas红移巡天的三个北片星系的分布进行了多重分形分析。我们的方法考虑到选择效果和复杂的几何调查。本文研究了从$20 h^{-1} Mpc$到$200 h^{-1} Mpc$长度尺度上星系分布的标度性质。我们的主要结果是：（1）在$20 h^{-1} Mpc$ ~ $80 h^{-1} Mpc$尺度上，星系的分布呈现多重分形标度行为;（2）在$80h^{-1} Mpc$ ~ $200 h^{-1} Mpc$尺度上，星系的分布是均匀的。我们的结论是，宇宙在大尺度上是均匀的，向均匀性的转变发生在$80 h^{-1} Mpc$到$100 h^{-1} Mpc$的范围内。
1999-03-17 astro-ph
Two Dimensional Topology of Large Scale Structure in the Las Campanas Redshift Survey
我们测量了拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）观测到的大尺度结构密度分布的拓扑（亏格）。LCRS的完整星等为17.5等，包含近24000个星系，平均红移为30000 km/s。大体积和大量的星系允许采样近100个独立的结构与计算属拓扑结构，一个巨大的改进，比以前的研究。我们发现，属是一致的随机相位高斯分布的初始密度波动，自然会产生的暴胀模型。当我们把这些结果与COBE微波背景涨落的属测量相结合时，我们发现初始密度涨落三维分布的两个正交投影与高斯随机相位行为一致，与标准暴胀模型一致。特别注意的是统计显着性的属测试。
1996-12-10 astro-ph
The Las Campanas/AAT Rich Cluster Survey II: The Environmental Dependance of Galaxy Colours in Clusters at z~0.1
本文对Las Campanas/AAT富星系团巡天中11个0.07<z<0.16的X射线发光星系团进行了星系颜色随环境变化的测光研究。我们研究了单个星系团中星系群的性质，并利用样本的均匀性将星系团结合在一起，以研究复合样本中较弱的趋势。我们发现星系团中处于色-星等关系的星系的模态色从团核向外到投影半径r_p=6 Mpc时变蓝了d（B-R）/dr_p=-0.022 \pm 0.004，比以往任何研究都要大.
2001-11-23 astro-ph
The mass function of the Las Campanas loose groups of galaxies
我们已经确定了在拉斯坎帕纳斯红移巡天中松散星系群的质量函数。LCRS中的松散星系群的质量范围从$M \sim 10^{12} {\rm M}_{\sun}$到$10^{15} {\rm M}_{\sun}$。我们发现，样本几乎是完整的质量在间隔$5\cdot 10^{13}-8\cdot 10^{14} {\rm M}_{\sun}$。从N体模拟获得的理论质量函数的比较表明，与CDM模型的参数$Ω_m = 0.3$，$Ω_Λ = 0.7$和扰动幅度约$σ_8=0.78-0.87$的观测质量函数与良好的协议。对于较小的质量，LCRS松散群的质量函数是不稳定的，与Girardi和Giuricin（2000）发现的群质量函数以及通过数值模拟获得的质量函数有很大的不同。
2002-10-23 astro-ph
Clusters and Superclusters in the Sloan and Las Campanas Surveys
我们生成了Sloan数字巡天和Las Campanas红移巡天早期数据的2维高分辨率密度场，平滑长度为0.8 Mpc/h，用于提取星系团和星系群，平滑长度为10 Mpc/h，用于提取星系超星系团。我们研究了密度场团簇和超团簇的性质，并将它们与Abell团簇和在Abell团簇基础上发现的超团簇的性质进行了比较。我们发现，在高密度环境中的集群有一个5 - 10倍的亮度比在低密度环境中高。SDSS北片的星系团和超星系团比南片的要丰富得多。
2004-01-16 astro-ph
Star Formation in Las Campanas Compact Groups
紧凑的星系群（CG）为研究密集的银河系环境提供了一个特殊的实验室-在那里，相互作用、潮汐引起的活动和合并预计将以最高的发生率发生。在这里，我们提出了第一个结果，从一个新的目录的紧凑的群体，一个基于拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）。利用[OII] 3727的等效宽度，我们研究了LCRS CG中的恒星形成活动：我们发现了相对于松散群或场中的恒星形成而言，LCRS CG中的恒星形成活动较低的强有力证据。虽然这种效应大部分可以归因于形态混合（CG包含早期型星系的高比例），但有一些证据表明，晚型星系的恒星形成率特别不足-也许只有场螺旋的一半到三分之一。我们得出结论，气体剥离机制可能在CG环境中发挥作用。
1999-07-11 astro-ph
Tracing Cosmic Evolution with the Las Campanas Distant Cluster Survey
拉斯坎帕纳斯遥远星系团巡天（LCDCS）包含了超过1000个z>0.3的候选星系团，是一个独特的样本，可以用来探测两个星系团的演化和星系团人口的性质。目前正在进行将LCDCS用于这两个目的的计划。我们提供了一个简短的概述这些方案，并提出了新的结果LCDCS集群关联函数。利用定义良好的，近似色散有限的子样本，我们测量的角度关联函数的集群在z~0.5。空间相关长度，然后通过林伯反演。我们发现，相关长度取决于质量，参数化的平均聚类分离，在一种方式，是一致的，与当地的观察和CDM预测的聚类强度在z=0.5。
2001-10-12 astro-ph
Clustering in the Las Campanas Distant Cluster Survey
我们利用从Las Campanas遥远星系团巡天（LCDCS）中抽取的0.35<z<0.6的星系团样本来提供星系团-星系团空间关联函数的第一个非局部约束。LCDCS星表覆盖69平方度的有效区域，包含1000多个候选星团。所有候选者都存在红移和速度色散的估计，这使得统计上完整的，体积有限的子样本的建设成为可能。在该分析中，我们测量z~0.5处的四个这样的子样本的角度关联函数。在校正污染后，我们通过Limber反演获得空间相关长度。我们发现，由此产生的相关长度取决于质量，参数化的平均聚类分离，在一种方式，是一致的，与当地的观察和CDM预测的聚类强度在z=0.5。
2001-10-15 astro-ph
The Pairwise Velocity Distribution of Galaxies in the Las Campanas Redshift Survey
我们提出了一种新的测量尺度$r<3200$ \kmsec在Las Campanas红移巡天星系的成对奇特的速度分布函数。该分布可以用宽度为$τ$的尺度无关指数很好地描述，其中$\sig =\sqrt{2}τ=363$ \kmsec。信号非常稳定。来自北部和南部切片组的结果在$\pm13$ \kmsec内一致，并且六个单独的调查切片之间的波动随着$\pm44$ \kmsec而变化。使用相关函数中的红移空间失真的傅立叶空间反卷积来确定分布。这种技术对调查中丰富集群的影响不敏感，并恢复整个分布函数，而不仅仅是其二阶矩。考虑到大的有效体积的调查$6.0\times10^6 \Mpc^3$，我们相信这是一个明确的结果$r$带选定的星系的绝对星等$-18.5 <M_r<-22.5$和$z<0.2$。
1997-11-06 astro-ph
Clusters and Superclusters in the Las Campanas Redshift Survey
利用Las Campanas红移巡天（LCRS）的二维高分辨率密度场（平滑长度为0.8 Mpc/h）提取星系团和星系群，利用低分辨率密度场（平滑长度为10 Mpc/h）提取超星系团。研究了这些密度场团簇和超团簇的性质，并与Abell团簇和超团簇以及LCRS松散群的性质进行了比较。我们计算的DF-集群光度函数，并表明，在高密度环境中的大多数发光的集群是在低密度环境中的大多数发光的集群的亮度约10倍。我们提出了一个DF-超星系团的目录，并表明，超星系团包含阿贝尔集群更丰富，更明亮的超星系团没有阿贝尔集群。该文件的pdf文件和高分辨率数字可在塔尔图天文台网站上查阅（http：//www.aai.ee/cummaret/cosmoweb.html）。
2003-04-30 astro-ph
Detection of Network Structure in the Las Campanas Redshift Survey
我们采用了逐点分布的渗滤技术来分析二维投影的三个北部和三个南部片在拉斯坎帕纳斯红移调查。本文的目标之一是比较分布内的结构与客观的统计分析的视觉印象。我们跟踪最大集群的增长作为网络结构的指标。我们限制我们的分析体积有限的子样本的区域从200至400 Mpc/h的星系的数量密度是最高的。作为一个主要的结果，我们报告了一个明确的信号的测量，具有高的信噪比（至少在几个$σ$的水平），表明显着的连接性的星系分布，在两个维度上是一个间接的分布表示。这与视觉印象大体一致，并且是基于初始高斯密度波动的引力不稳定性的大尺度结构形成的标准理论的典型。
1997-05-21 astro-ph
The 2D Power Spectrum of the Las Campanas Redshift Survey: Detection of Excess Power on 100 h^{-1} Mpc Scales
我们测量了Las Campanas红移巡天在30 - 200 Mpc（q_0=0.5，H_o= 100 h km sec^{-1} Mpc^{-1}）尺度上的二维（2D）功率谱。考虑到勘测的几何形状，这样的分析比全三维分析对> 50 Mpc尺度的结构更敏感。我们在功率谱中发现了一个强峰，其位置约为100 Mpc，相对于从最佳拟合的冷暗物质模型（假设高斯随机场，概率为2.5x10^{-4}，Ω h = 0.3）预期的平滑连续体。这个信号在天空中的两个独立方向上被检测到，并且已经被识别为在调查中可见的许多结构，这些结构表现为墙壁和空洞。因此，我们的结论是，在这个尺度上存在着一个显着的功率增加，并且这种结构是局部宇宙中的共同特征，z <= 0.2。
1995-10-27 astro-ph
Large Scale Structures in the Las Campanas Redshift Survey and in Simulations
在最近的星系红移调查中明显的大型超星系团结构的量化使用一维聚类分析（核心抽样）和三维聚类分析的基础上的最小生成树。与LCRS的比较显示了有希望的稳定结果。在平均过密度约为10时，超星系团系统形成巨大的壁状结构，约占所有星系的40%。过密星团的平均横向速度色散很低，约为400 km/s，也就是说，它们在红移空间中看起来相当狭窄。我们进行了N体模拟与大盒子大小的六个宇宙学的情况。定量分析表明，无论是否有宇宙学常数，在低密度模型中，用$Ω_m \le 0.5$都能更好地理解观测到的结构。
1998-11-23 astro-ph
Brightest Cluster Galaxies and the Las Campanas Distant Cluster Survey
我们提出了我们的研究最亮的星系团星系的演化的基础上的数据从拉斯坎帕纳斯遥远的星系团调查（冈萨雷斯等。2001年）和HST光学和红外成像。我们简要地讨论了使我们能够使用短（~ 3分钟）曝光和小型（1米）望远镜有效地调查约130平方米的技术。°的高Z星系团的天空。后续成像用于构建在0.3 < z < 0.9的数十个BCG的样品，用其探索它们的演变。特别是，我们研究这些星系的光度和颜色的演变。我们证实了以前的结果，1）不同环境中的BCGs进化不同（如。Burke et al 2000），2）BCGs，特别是低质量星系团中的BCGs，必须从z ~ 1开始显著吸积（Aragon-Salamanca et al. 1998）。从测量的颜色与红移，我们得出结论，这种吸积必须包括旧的恒星星族。使用HST NICMOS和WFPC 2图像，我们发现了BCG大小演化的初步证据，这与标准层次模型中提出的吸积模型（Aragon-Salamanca et al. 1998）一致，但NICMOS和WFPC 2尺度长度之间令人困惑的差异排除了明确的结论。
2001-08-08 astro-ph
On the Incidence of Strong Gravitational Lensing by Clusters in the Las Campanas Distant Cluster Survey
观测到的强透镜集群的发生率超过了Lambda-CDM模型的预测约10倍。我们重新审视这种差异的观测方面，通过测量从拉斯坎帕纳斯遥远星系团调查（LCDCS）得出的一个子样本中的强透镜效应的发生率。在红移范围为0.5<= z <= 0.7的星系团中，我们在69平方英尺的有效搜索区域内找到了两个强透镜系统。°的在LCDCS中，至少还有一个强透镜系统在这个红移范围之外，在那里我们不太完整。在所有的红移中，λ-CDM模型每146平方米产生一个大弧。度假设泊松统计，在69平方英尺中找到3个或更多强透镜簇的概率。度为0.012。LCDCS内的透镜入射与X射线选择样品和独立光学星系团巡天的初步结果一致。理论和观测之间的分歧的起源，这仍然至少在数量级尺度的Lambda CDM模型，在于和谐宇宙学模型，在所产生的集群潜力的特性，或在所采用的源人口。
2002-10-15 astro-ph
Clustering of Very Red Galaxies in the Las Campanas IR Survey
我们报告的结果，从第一个1000平方弧分钟的Las Campanas IR调查。我们已经在六个不同的领域中对1平方度的高纬度天空进行了成像，达到了20.5（织女星）的5 σ H带深度。在V、R、I和z'波段的光学成像允许我们选择颜色子集和光度红移定义的壳层。结果表明，暗红星系（18 < H < 20.5，I-H> 3）的角成团比完全H选择场样本的角成团强一个数量级。我们采用三种方法来估计$n(z)$，以反演w（θ）来导出r_0。我们发现，我们的n（z）是很好地描述了高斯与<z>= 1.2，sigma（z）= 0.15。由此，我们得出在= 1.2时，r_0的值为7（+2，-1）同向运动H^{-1} Mpc<z>。这比Lyman break星系的星系团长度大~ 2倍，与早期星系的预期相似。
2000-11-27 astro-ph
The Concentration-Density Relation of Galaxies in Las Campanas Redshift Survey
我们报告的结果的“浓度-密度”关系的星系在本地宇宙的评价，利用非常大的和均匀的数据集，可从拉斯坎帕纳斯红移调查（Shectman等，1996年）。该数据集由居住在整个银河系环境范围内的星系组成，从稀疏场到密集星系团，从而使我们能够研究环境变化，而无需结合具有不均匀特征的多个数据集。浓度是由自动测量的浓度指数$C$来量化的，它是一个很好的测量星系的膨胀与盘比的方法。样本星系的环境的特点是由三个空间的本地星系密度和成员的群体和集群。我们发现，C在星系群中的分布随局部密度和星系团/星系群成员的变化而变化：中心集中的星系的比例随局部星系密度的增加而增加，并且在星系团中比在该领域中更高。团簇和场的浓度-局域密度关系的比较表明，两者在中间密度区域连接得相当平滑，这意味着明显的团簇/场差异只是随局域密度变化的表现。我们的结论是，星系的结构主要是由本地密度的影响，而不是由更广泛的环境，其特征在于集群/场成员。
1998-07-27 astro-ph
Evidence for Filamentarity in the Las Campanas Redshift Survey
我们应用Shapefinders，统计措施的“形状”构造从二维部分闵可夫斯基泛函，研究的程度，在拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）的concurrentarity。在二维空间中，描述物体形态的Minkowski泛函有三个：周长（L）、面积（S）和亏格。从L和S中可以构造出单个无量纲Shapefinder统计量F（0 <=F <=1）。F在圆（F = 0）和灯丝（F = 1）上获得极值。使用F，我们通过将我们的结果与具有相似几何特性和与调查具有相同选择函数的泊松分布进行比较来量化LCRS中的一致性程度。我们的研究结果明确地表明，LCRS显示出高度的一致性，无论是在北银河系和南银河系部分的结果是在一般协议的视觉外观的目录。众所周知，高斯初始条件下的引力成团会导致超星系团尺度上网络状结构的形成，反映出非高斯性的发展。因此，平滑的LCRS星表显示出与高斯随机场一致的性质（Colley 1997），而非平滑的星表显示出平行性的存在，这一事实有力地支持了大尺度星系成团是由引力不稳定性驱动的猜想。
1999-11-23 astro-ph
The Las Campanas Redshift Survey Galaxy-Galaxy Autocorrelation Function
给出了在拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）中观测到的红移空间星系-星系自相关函数xi（s）的测量结果。对于分离2.0/h Mpc < s < 16.4/h Mpc，xi（s）可以近似为斜率为-1.52 +/-0.03的幂律，相关长度为s_0 =（6.28 +/-0.27）/h Mpc。零交叉发生在大约30 - 40/h Mpc的尺度上。在更大的尺度上，xi（s）在零附近波动，表明在这些尺度上星系分布的高度均匀性。此外，LCRS选择标准的两个方面-一个可变的场到场星系采样率和55角秒的星系对分离限制-进行了测试，发现对xi（s）的测量几乎没有影响。最后，将LCRS xi（s）与数值模拟的结果进行了比较，得出的结论是，尽管LCRS xi（s）在现代宇宙学模型中没有明显的区别，但LCRS xi（s）中的红移空间扭曲可能会提供一个强有力的理论检验。
1996-11-25 astro-ph
Topology of the Las Campanas Redshift Survey
利用闵可夫斯基函数统计分析了Las Campanas红移巡天的拓扑结构，并考虑了巡天的选择效应。结果进行了比较，一些玩具模型的结构形成，包括标准冷暗物质模型和拓扑缺陷为基础的模型的预测。所有的玩具模型都有一个尺度不变的原始扰动谱，但拓扑结构完全不同。统计数据可以区分具有高显著性的模型的预测。在四个Minkowski泛函中，积分平均曲率统计量似乎是最强大的判别式，其次是亏格统计量。所考虑的模型均未对数据进行可接受的拟合。
2000-07-12 astro-ph hep-ph
The Las Campanas Redshift Survey
拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）包括26418个星系的红移，这些星系是从基于CCD的星系表中选择的，在$R$波段获得。调查覆盖了6个条带中的700多平方度，每个条带1.5 $\arcdeg$ x 80 $\arcdeg$，南北银河系帽各三个。测量中的红移中值约为30000 km~s $^{-1}$。星系的选择和红移测量方法的基本特征在这里描述和列表。这些细节对于LCRS数据的后续分析非常重要。红移分布的二维表示揭示了许多重复的空洞，在大约5000 km~s $^{-1}$的尺度上，与附近的巡天观测中看到的一样，被巨大的星系壁清晰地包围着。其他地方报道了平均星系属性和大规模集群的统计调查。这些研究包括光度函数、二维和三维功率谱、关联函数、成对速度分布、大尺度结构的识别和星表。LCRS的红移目录将在互联网网站上提供给感兴趣的研究人员，并以天体物理学杂志CD-ROM的形式存档。
1996-04-28 astro-ph
Revisiting Brightest Cluster Galaxy Evolution with the Las Campanas Distant Cluster Survey
我们利用Las Campanas遥远星系团巡天的63个0.3 < z < 0.9的星系团样本和后续的V、I和K'测光研究了环境对最亮星系团（BCG）演化的影响。整个BCG样品的光度演化不足以用单一的演化模型来描述。利用星系团探测得到的积分光作为星系团Lx的代表，并根据Burke、Collins和Mann的建议，我们将Lx = 2 x 10^{44}尔格/秒设为高光度星系团和低光度星系团之间的分界线。在高红移（z>0.6）时，低Lx星系团的BCGs平均来说比高Lx星系团的BCGs更暗，并且最好的模型是具有恒定的亮度和红移。高Lx星系团的BCGs最好被模拟为具有在大红移（z_form > 5）处形成的恒星星族，并且是被动演化的。然而，对于整个BCG星族，观测到的V-I和I-K'色可以用一个单一的演化模型来描述，其中恒星星族的z_form > 5，随后被动演化。我们的结论是，吸积是成比例的更显着的BCGs在较低的质量集群在这些红移（2至4倍的质量增加，因为z ~ 1的低Lx系统），吸积物质的形式与演化的恒星星族的系统。
2001-10-13 astro-ph
The Las Campanas Distant Cluster Survey - The Catalog
我们给出了一个包含1073个星系团和0.3<z<1的候选星系团的光选星表。这些候选者来自拉斯坎帕纳斯遥远星团巡天（LCDCS），这是一个对南部天空130平方度条带的漂移扫描成像巡天。为了构建这个目录，我们利用了一种新的检测过程中，集群被检测为积极的表面亮度波动的背景天空。这种方法使我们能够找到比其他匹配滤波器方法，是基于解决星系的数量计数显着浅的数据的集群。调查的选择标准是完全自动化的，这样这个样本就构成了一个定义明确的、均匀的样本，可以用来解决星系团演化和宇宙学的问题。估计的红移推导出整个样品，和表面亮度和速度色散（西格玛）之间的观测相关性被用来估计的极限速度色散的调查作为一个函数的红移。我们发现在z_{est} >0.3时，每平方度的净表面密度为15.5个候选者，错误检测率为30%。在z=0.3时，我们探测到贫穷群体的水平，而在z=0.8时，我们只探测到最大规模的系统（sigma>1000 km/s）。我们还提出了一个补充目录的112个候选人，失败的一个或多个自动选择标准，但出现从视觉检查是真正的集群。
2001-07-19 astro-ph
Groups of Galaxies in the Las Campanas Redshift Survey
一个“朋友的朋友”的渗滤算法已被用来提取一个目录的drho/rho = 80密度增强（组）从六个片的Las Campanas红移巡天（LCRS）。完整的星表包含1495个星系群，包括35%的LCRS星系样本。394个组的统计样本是通过从全样本中剔除太靠近切片边缘的组而得出的，这些组的交叉时间大于哈勃时间，校正的速度色散为零或更小，或者包含55弧秒的“孤儿”（由于其接近性而被排除在原始LCRS红移目录之外的具有“伪造”红移的星系-即，在另一个星系的55角秒内）。来自统计样本的中位数属性包括：视线速度色散σ_los = 164 km/s，穿越时间t_cr = 0.10/H_0，谐波半径R_h = 0.58/h Mpc，两两分离R_p = 0.64/h Mpc，维里质量M_vir =（1.90 × 10^13）/h M_sun，R带总光度L_tot =（1.40 × 10^11）/h^2 L_sun，R带质光比M/L = 153 h M_sun/L_sun。
1997-11-15 astro-ph
Palomar/Las Campanas Imaging Atlas of Blue Compact Dwarf Galaxies: II. Surface Photometry and the Properties of the Underlying Stellar Population
我们提出的结果从表面光度的B，R，和Halpha图像的114个附近的星系从Palomar/Las Campanas成像图集的蓝色致密矮星系的分析。获得了完整样品的表面亮度和颜色分布。我们确定的指数和Sersic配置文件，最适合的表面亮度分布的底层恒星星族在这些星系中检测到。我们还计算了基本的恒星星族的（B-R）色和总绝对星等，并将它们与样本中星系的综合性质进行了比较。我们的分析表明，（B-R）颜色的基本人口是系统的红色比综合的颜色，除了在那些星系的综合颜色被严重污染的线和星云连续辐射。我们还发现，具有相对红色的下伏恒星星族的星系（通常（B-R）>~ 1等）显示出与矮椭圆星系相一致的结构特性（即光分布平滑，外推中心表面亮度较暗，尺度长度比具有蓝色下伏恒星星族的BCD星系大）。样本中至少有15%的星系与经历恒星形成爆发的矮椭圆星系（dE）相一致。对于样本中的其余BCD星系，我们没有发现最近的恒星形成活动与它们相对于其他类型矮星系的结构差异之间的任何相关性。
2004-10-22 astro-ph
The Three-point Correlation Function of Galaxies Determined from the Las Campanas Redshift Survey
本文报道了在拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）中对星系三点关联函数（3PCF）的测量。我们不仅测量了红移空间中的3PCF，而且发展了一种测量投影3PCF的方法，它与实空间3PCF有着简单的关系。这两个数量已被测量为三角形的大小和形状的函数，在每个单独的箱中只有一个分数的不确定性。为了保证测量的稳定性和误差的可靠估计，对模拟星表进行了各种测试。我们的结果表明，在红移空间和实空间中的3PCF有小的，但显着偏离众所周知的层次形式。红移空间中的3PCF可以用$\Qsu=0.5\cdot 10^{[0.2+0.1({s\over s+1})^2]v^2}$对$0.8<s_{12}<8 \mpc$和$s_{31}<16\mpc$进行拟合，用$\Qrpu=0.7r_p^{-0.3}$对$0.2<r_{p12}<3\mpc$和$r_{p31}<6\mpc$进行投影的3PCF（$s$和$r_p$的单位是$\mpc$），尽管注意到在$r_p>1\mpc$处$\Qrpu$随$v$的系统性微弱增加。$0.2 \ls r_{12} \ls 3\mpc$和$r_{31}\ls 6\mpc$的实空间$\Qru$可以很好地用具有$Ω_0 h=0.2$的CDM模型预测的平均3PCF的一半来描述。CDM宇宙起源模型的影响进行了详细讨论的帮助下，模拟模拟样本。
1998-03-02 astro-ph
Tests of the Las Campanas Distant Cluster Survey from Confirmation Observations for the ESO Distant Cluster Survey
ESO遥远星系团巡天（EDisCS）是对星系团在z~0.5和z~0.8两个时期的光度和光谱研究，来自Las Campanas遥远星系团巡天（LCDCS）。我们报告的结果，从最初的候选人确认阶段的程序，并使用这些结果来探测的LCDCS的属性。在30个目标候选者中，我们发现28个附近的红色星系具有统计学意义的超密度。在30个目标区域内偶然观察到的另外10个候选者中，我们在6个附近检测到红色星系的超密度。我们测试的鲁棒性发表的LCDCS估计红移错误识别的最明亮的星系团（BCG）的调查数据，并测量公布的集群坐标的空间对齐，峰值红色星系过密度，和最明亮的星系团星系。我们的结论是：对于z~0.8的LCDCS星系团，1）LCDCS坐标与红星系过密度质心的一致性在25“以内（~150 h^{-1} kpc），对于37个具有3σ星系超密度的候选者中的34个，2）BCGs通常与红星系群的质心重合，投影距离为200 h^{-1} kpc。（34个确认的候选者中的32个），3）红色星系的人口非常集中，4）LCDCS中BCG的错误识别导致15-20%的LCDCS候选者的红移误差>0.1。这些发现共同有助于解释表面亮度波动检测方法的成功。
2002-07-11 astro-ph
Loose Groups of Galaxies in the Las Campanas Redshift Survey
一个“朋友的朋友”的渗滤算法已被用来提取目录dn/n = 80密度增强（组）从六个切片的Las Campanas红移巡天（LCRS）。完整的星表包含1495个星系群，包括35%的LCRS星系样本。一个394组的干净样本是通过从完整样本中剔除太靠近切片边缘的组而得到的，这些组的交叉时间大于哈勃时间，校正的速度色散为零，或者包含55弧秒的“π”（一个具有模拟红移的星系，由于它靠近另一个星系而被排除在原始LCRS红移目录之外-即，在55弧秒内）。来自干净样品的中值特性包括：视线速度色散σ_los = 164 km/s，穿越时间t_cr = 0.10/H_0，谐波半径R_h = 0.58/h Mpc，两两分离R_p = 0.64/h Mpc，维里质量M_vir =（1.90 × 10^13）/h M_sun，R带总光度L_tot =（1.30 × 10^11）/h^2 L_sun，R带质光比M/L = 171 h M_sun/L_sun;一个群中观测到的成员数中位数为3。
2000-06-11 astro-ph
The Galaxy-Weighted Small-Scale Velocity Dispersion of the Las Campanas Redshift Survey
对加权的相对速度分散的星系提供了一个测量的热能的波动观测星系分布，但措施是很难解释，是非常敏感的稀有，丰富的星系团的存在。最近提出了几种替代的统计方法来缓解这些问题。我们将Davis，Miller和White（1997）的物体加权统计方法的变体应用于Las Campanas红移巡天（LCRS），这是现有的最大和最深的红移巡天，几乎完全采样。在~ 1 Mpc/h尺度上得到的一维色散相当低：sigma_1 = 126 +/- 10 km/s，在较大尺度上略有下降。该统计量非常稳定; LCRS的六个独立切片都产生一致的结果。我们应用相同的统计过程中的一个开放的宇宙学模型和平坦的模型，并没有宇宙学常数的数值模拟晕。与LCRS相反，所有模型都显示出在> 1 Mpc/h的尺度下增加的色散;不确定这是数值伪影还是真实的物理效应。标准的星团归一化冷暗物质模型（Omega_m = 1）以及倾斜的变体（n = 0.8）产生的色散比LCRS值热得多，而低物质密度（Omega_m = 0.3）的模型与LCRS数据大致一致。用一个过滤的宇宙能量方程，我们测得Omega_m ~ 0.2，小尺度偏差因子b对高密度模型为1.0- 1.5，对低密度模型为0.7- 1.1。
1999-09-02 astro-ph
The Scaling of the Redshift Power Spectrum: Observations from the Las Campanas Redshift Survey
在最近的一篇论文中，我们借助于高分辨率的模拟研究了三种CDM模型中的红移功率谱$P^S(k,μ)$。在这里，我们将该方法应用于最大的红移调查，拉斯坎帕纳斯红移调查（LCRS）。基本模型是将$P^S(k,μ)$表示为三个因子的乘积P^S（k，μ）=P^R（k）（1+βμ^2）^2 D（k，μ）。这里$μ$是波矢量和视线之间的夹角的余弦。对于LCRS的精确分析，阻尼函数$D$可以很好地近似为洛伦兹因子D=[1+{1 \over 2}（kμσ_{12}）^2]^{-1}。我们研究了不同的$β$值（$β=0.4$，0.5，0.6），并测量了不同$μ$值的$P^S(k,μ)$的$P^R(k)$和$σ_{12}(k)$。从$k=0.5$到3 $\mpci$，速度色散$σ_{12}(k)$几乎是一个常数。该范围的平均值为$510\pm 70 \kms$。功率谱$P^R(k)$随着$k$的减小而减小，$k$的$k^{-1.7}$在0.1和4 $\mpci$之间。结果的统计显著性和误差条是在从大量高分辨率模拟构建的模拟样本的帮助下发现的。一个平坦的低密度（$Ω_0=0.2$）CDM模型可以很好地拟合数据，如果使用一个尺度依赖的特殊偏差方案，我们称之为集群加权偏差（Jing等人）。
2001-03-19 astro-ph
The Las Campanas/AAT Rich Cluster Survey I: Precision and Reliability of the Photometric Catalogue
拉斯坎帕纳斯天文台和英澳望远镜富星系团巡天（LARCS）是一个全景成像和光谱巡天，对21个星系团的X射线光度选择样本进行了0.07<z<0.16。在B区和R区以21个星系团为中心获得了典型的2度宽区域的CCD成像，从成像中选出的星系样本正在用于用英澳望远镜上的2dF摄谱仪对星系团进行光谱调查。本文介绍了测量中使用的成像数据的处理和光度分析。在重叠面积为12.3平方度的情况下，将CCD LARCS星表与APM的2dF星系红移巡天（2dFGRS）输入的CCD LARCS星表进行比较，得到GRS/APM星表的完整性，b_J=19.45。这种比较证实了我们的马赛克和我们调查中的集群之间测光的可靠性。这种比较还提供了有关GRS/APM性能的有用信息。GRS/APM星系目录中的恒星污染被确认为最初估计的5- 10%。然而，使用优越的灵敏度和空间分辨率的LARCS调查中，我们发现的证据四个不同的人口的星系，系统地省略了GRS/APM目录。的“失踪”的星系人口的特点进行了描述，他们的缺席检查的原因和影响，他们将从2dF星系红移巡天得出的结论进行了讨论。
2001-07-30 astro-ph
The Luminosity Function of Galaxies in the Las Campanas Redshift Survey
我们提出了一个样本的18678个星系的$R$带光度函数，平均红移$z = 0.1$，从拉斯坎帕纳斯红移调查。对于绝对量值$-23.0 \leq M - 5 \log h \leq -17.5$，光度函数可以通过具有$M^* = -20.29 \pm 0.02 + 5 \log h$、$α= -0.70 \pm 0.05$和$ϕ^* = 0.019 \pm 0.001 \ h^3$ ~Mpc $^{-3}$的Schechter函数来拟合。我们比较我们的光度函数，从其他红移调查，特别是我们的归一化是一致的Stromlo-APM调查，因此是一个因素，低于$b_J \approx 20$明亮的星系计数所暗示的。因此，我们的标准化表明，需要更多的演变，以匹配微弱的星系计数数据，最小的演变模型，规范化在$b_J \approx 20$。此外，我们表明，我们的暗端斜率$α= -0.7$，虽然“浅”比典型的以前的值$α= -1$，结果主要是从拟合的LCRS光度函数的详细形状，而不是从我们的调查任何缺乏本质上暗淡的星系。最后，以[OII] 3727等效宽度$W_λ = 5$ ~（？）\为分界线，我们发现发射星系和非发射星系的光度函数存在显著差异，特别是它们的$α$值。发射星系的Schechter参数为$M^* = -20.03 \pm 0.03 + 5 \log h$和$α= -0.9 \pm 0.…
1996-04-28 astro-ph
The Las Campanas Infra-red Survey. V. Keck Spectroscopy of a large sample of Extremely Red Objects
我们使用DEIMOS和LRIS光谱仪，在三个Las Campanas红外巡天中，展示了67个H=20.5，I-H>3.0的“极红天体”（ERO）的大型代表性样本的深凯克光谱。光谱红移测定了44个来源，其中只有两个是污染的低质量恒星。当考虑到不完整性时，光谱红移分布与之前基于光度数据预测的结果非常吻合。我们的光谱具有足够的质量，我们可以解决z>0.8 ERO人口的性质和均匀性的重要问题。一个占主导地位的老恒星星族推断我们的光谱样本的75%，一个更高的分数比看到的更小，更完整的样本与更广泛的光度选择标准（如R-K）。然而，只有28%的光谱没有最近恒星形成活动的证据，例如对于严格被动进化的人口所预期的。超过30%的吸收线光谱是“E+A”型，具有显著的巴耳末吸收，平均而言，在过去的Gyr中质量增长5-15%。我们使用我们的光谱红移，以改善早期的估计，这个人口的空间聚类，以及了解显着的字段到字段的变化。我们的光谱学使我们能够在Chandra深场南部的z=1.22处精确定位一个非线性结构。总的来说，我们的研究表明，ERO人口的大部分是一个既定的人口集群的大质量星系进行间歇性活动与持续增长的红移间隔0.8<z<1.6。
2005-05-06 astro-ph
Spectral Classification and Luminosity Function of Galaxies in the Las Campanas Redshift Survey
基于主成分分析，我们构造了一个光谱分类方案的星系的Las Campanas红移巡天（LCRS）的测量光谱。我们解释了我们的六个光谱类型的物理意义，并得出结论，他们是敏感的形态类型和活跃的恒星形成的数量。在LCRS的第一次分析中，包括光谱分类，我们估计一般的光度函数，表示为特定类型的光度函数的加权和。在R波段的星等范围为-23 < M <=-16.5时，该函数在M =-20附近有一个宽肩，并且在暗极限处有一个逐渐增大的暗端斜率，形式上收敛于α值约为-1.8。在这种情况下，Schechter参数化不能提供一个很好的表示，这一事实可以部分解释LCRS和其他红移星表如世纪巡天（Geller et al. 1997）的光度函数之间的差异。这种差异也可能来自环境效应，例如我们在LCRS星系中看到的强有力证据的密度-形态关系。然而，Schechter参数化是更有效的个别光谱类型的光度函数。数据显示暗端斜率显著地逐渐变陡，从早型天体的α = +0.5到极端晚型星系的α = -1.8。极晚型星族有足够高的空间密度，它对一般光度函数的贡献预计会比M =-16更微弱。我们的结论是，类型依赖性的评估是必不可少的一般光度函数的任何评估。
1998-05-14 astro-ph
The Las Campanas Infrared Survey. IV. The Photometric Redshift Survey and the Rest-frame R-band Galaxy Luminosity Function at 0.5 <= z <= 1.5
我们给出了三个不同红移范围的静止坐标系R带星系光度函数测量结果：0.5<=z<=0.75，0.75<=z<=1.0和1.0<=z<=1.5。我们的测量是基于从Las Campanas红外巡天中选出的~3000个视星等为17<=H<=20的H波段星系的光度红移。结果表明，我们的测光红移是精确的，测光红移和光谱红移的均方根色散为σ_z/（1+z）~0.08。利用哈勃深场南区和钱德拉深场南区的星系，我们发现，分别有（7.3 \pm 0.2）%和（16.7 \pm 0.4）%的H<=20星系在z>=1。我们首先证明，由于光度红移的不确定性，光度函数测量中固有的系统不确定性是不可忽略的，因此必须考虑。然后，我们开发了一种技术来纠正这种系统误差，将红移误差函数的光度函数分析中的个别星系。红移误差函数解释了测光红移不确定性的非高斯特性。它们是单个星系的相应红移似然函数与表征模板失配方差的高斯分布函数之间卷积的产物。我们证明，基于蒙特卡罗模拟，我们能够完全恢复使用这种技术的本征星系光度函数的亮端。最后，我们计算的光度函数分别为总的H-波段选择的样本和子样本的早期型星系，具有最佳的拟合光谱类型的E/S 0或Sab的光度红移分析。
2002-12-05 astro-ph
The Las Campanas/AAT Rich Cluster Survey III: Spectroscopic Studies of X-ray Bright Galaxy Clusters at z~0.1
本文分析了拉斯坎帕纳斯/英澳望远镜富星系团巡天中11个z=0.07-0.16的X射线发光星系团的光谱和光度星表。我们的光谱数据集包括超过1600个星系团成员，其中三分之二在r_200之外。我们分配集群成员使用一个详细的质量模型，并扩大我们以前的工作，集群的颜色-幅度的关系，成员统计推断。我们证实，在色星等关系上，星系的模态色随着半径的增大和局部星系密度的减小而逐渐变蓝。解释为年龄效应，我们假设，这些趋势的星系颜色应反映在平均Hdelta等效宽度。我们证实，星系团中的被动星系的H δ线强度增加为dH δ/dr_p = 0.35 +/-0.06。恒星形成率的变化，测量的[OII]，随着当地密度的环境是明显的，并显示出广泛的协议与以前的研究从2dFGRS和SDSS。我们发现在z~0.1的团簇比它们的高红移类似物的活性低。我们还调查了不寻常的人口的蓝色和非常红色的nonstarforming星系，我们认为，前者很可能是祖先的星系，将躺在颜色-星等关系，而后者的颜色可能反映尘埃变红。大半径的星系团包括后溅星系和第一次落入星系团的星系。我们在z~0.1处与田间种群进行了比较，并研究了两个种群之间的广泛差异。单独来看，这些星系团的星系数量有着显著的变化，这反映了它们最近的坠落历史。
2005-11-23 astro-ph
Spatial correlation function and pairwise velocity dispersion of galaxies: CDM models versus the Las Campanas Survey
我们表明，与大N体模拟的帮助下，实空间两点关联函数和成对的速度色散的星系都可以可靠地测量从Las Campanas红移巡天。实空间关联函数由具有$r_0=(5.06\pm0.12)\mpc$和$γ=1.862\pm 0.034$的幂律$ξ(r)=(r_0/r)^γ$很好地拟合，并且在$1\mpc$处的成对速度色散为$(570\pm 80)\kms$。这些观测结果和当前CDM天体演化的预测进行了详细的比较。我们从大量的高分辨率N体模拟中为每个理论模型构建了60个模拟样本，这使我们能够在分析中包括各种观测选择效应，并对真实和理论样本使用完全相同的方法。我们证明，这样的程序是必不可少的模型和观测之间的比较。观测到的两点关联函数比当前尺度$\la 1\mpc$的CDM模型中的质量关联函数明显平坦。观测到的成对速度色散也低于这些模型中的暗物质粒子。我们提出了一个简单的反偏见模型来解释这些差异。这个模型假设每单位暗物质质量的星系数$N/M$随着暗晕质量的增加而减少。如果$N/M$与$M$的趋势处于已观测到的富星系团水平，则用$σ_8Ω_0^{0.6}\sim 0.4$ -0.5和$Ω_0 h\sim 0.2$的CDM模型的预测与观测结果是一致的。因此，星系团丰度归一化的CDM模型与观测到的星系的关联函数和成对速度色散是一致的。在这些模型中不需要高水平的速度偏差。
1997-12-15 astro-ph
The Las Campanas IR Survey: Early Type Galaxy Progenitors Beyond Redshift One
我们已经从Las Campanas红外巡天的0.62平方度区域中识别出了一群暗淡的红色星系，其性质与早期星系的祖先一致。光学和红外颜色，数量-星等关系和角聚类一起表明适度的演化和增加的早期型场人口在一个和两个之间的红移的恒星形成率。$H$星等在17到20之间的红色星系的计数上升的斜率比总H样本的斜率要陡得多。红星系的表面密度从H = 20.5，I-H > 3时的每平方度约3000个下降到H = 20，I-H > 5时的每平方度约20个。V-I颜色平均比纯老年人口蓝约1.5个星等，范围超过3个星等。这些颜色和由此得到的光度红移表明，红星系的红移分布可以用高斯函数描述，σ_z ~ 0. 2 $ centered near redshift one, with the exception that galaxies having $ V-I <1.6 $ and $ I-H>3$主要在1. 5 < z < 2的范围内。我们发现，9-10兆秒差距的z ~ 1，可比，或大于，发现在较低的红移早期型星系的相关长度。一个简单的光度演化模型再现了红星系的计数，在z ~ 1.2处，早型星系的基本空间密度仅下降了~ 30%。我们建议的颜色，计数和集群的基础上，这些红色星系是大部分的祖先今天的早期类型的星系。
2001-08-09 astro-ph
The Power Spectrum of Galaxy Clustering in the Las Campanas Redshift Survey
拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）包含23697个星系，平均红移$z = 0.1$，分布在6个$1.5\arcdeg$由$80\arcdeg$切片在北银河系和南银河系帽。本文计算了LCRS星系在$λ= 2π/ k = 5 - 400\ h^{-1}$ ~Mpc波长范围内的功率谱$P(k)$。对于小尺度$λ= 5 - 30\ h^{-1}$ ~Mpc，LCRS $P(k)$可近似为$\propto k^{-1.8 \pm 0.1}$，对于大尺度$λ\approx 200 - 400\ h^{-1}$ ~ Mpc，变为$\propto k^{1 \pm 1}$。总振幅对应于红移空间中的$σ_8 = 1.0 \pm 0.1$。与其他红移巡天的功率谱的比较将被呈现; LCRS的结果与天体物理中心和南天红移巡天的结果最吻合。我们在LCRS中发现了与类型相关的聚类差异的证据，例如比$M^* - 1$亮的星系比那些暗的星系呈现出大约50%的更强的聚类，并且发射星系的样本比完整的LCRS样本显示出30%的更弱的聚类。在大尺度$λ\gtrsim 40\ h^{-1}$ ~Mpc上，我们还将LCRS结果与各种线性CDM模型进行了拟合，发现其中一些模型能够满足LCRS功率谱、Hubble常数范围$0.5 \lesssim h \lesssim 0.8$、星系团丰度以及LCRS星系相对于COBE DMR 4…
1996-06-09 astro-ph
Palomar/Las Campanas Imaging Atlas of Blue Compact Dwarf galaxies: I. Images and integrated photometry
我们提供了总共114个邻近星系（v_helio<4000 km/s）的B，R和H α图像，除了9个物体之外，这些星系被归类为蓝色致密矮星（BCD）。给出了样本中所有天体的BR积分星等、Halpha通量和Halpha等效宽度。提出了一套新的定量的，观测标准的星系被归类为BCD。这些标准包括K波段光度（即恒星质量; M_K>-21等）、表面亮度峰值（μ_B，峰值<22等/角秒^[2]）和表面亮度峰值处的颜色（μ_B，峰值-μ_R，峰值<~1）的限制。除了三个样本星系外，所有星系都检测到了阿尔法辐射。典型的颜色、绝对星等和H α光度为（B-R）=0.7+/-0.3mag，M_B=-16.1+/-1.4mag，log（L_H α）=40.0+/-0.6（erg/s）。在我们的样本中，在形态上被分类为nE和iE BCD的Galerkin平均显示出比iI和i 0型BCD更低的Halpha等效宽度和更红的颜色。对于大多数星系来说，需要演化的恒星星族的存在来解释它们的观测性质;只有最贫金属的BCD（例如IZw 18，Tol 65）仍然与纯的年轻爆发相兼容。本图集中的通量校准和符合WCS的图像可通过NASA/IPAC河外星系数据库（NED）图像服务器单独获得，也可通过http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Palco_BCD/frames.html的…
2003-02-11 astro-ph
The Las Campanas Infrared Survey. III. The H-band Imaging Survey and the Near-Infrared and Optical Photometric Catalogs
拉斯坎帕纳斯红外巡天以宽波段光学和近红外测光为基础，旨在强有力地识别红移z>1的演化星系的统计显著性和代表性样本。我们已经完成了一个H波段成像调查超过1.1平方度的天空在六个不同的领域。在四角秒直径孔径中的平均5 σ检测极限为H ~ 20。在这里，我们描述了调查的设计，观察策略，数据减少技术，和对象识别程序。我们目前的样本近红外和光学光度计目录中确定的对象在两个调查领域。我们在所有带通中进行物体检测，并在两个领域中识别了超过1，408平方角分的54，000个星系。在这些星系中，约14，000个在H波段被探测到，约2，000个具有演化星系的颜色，I-H>3，z > 1。我们发现：（1）H波段探测目标的微分计数N（m）在H 19处的斜率为0.44< 19 and 0.27 for H >。此外，我们发现（2）H探测到的红色物体的微分计数在H 20时的斜率为0.85< 20 and 0.32 at H >，在H=20时的平均表面密度约为3，000度^{-2}磁^{-1}。最后，我们发现（3）在H ~ 21时，具有红色光学到近红外颜色（I-H > 3）的星系占H探测星系的20%，但在H = 19时仅占2%。我们发现，红色星系是强烈的集群，这导致在一个强大的场到场的变化，在他们的表面密度。基于各种形成场景的观测和预测的比较表明，这些红色星系与z ~ 1处的轻度演化的早期类型星系一致，尽…
2001-12-08 astro-ph
The FourStar Infrared Camera
FourStar红外相机是一台1.0-2.5微米（JHKs）近红外相机，用于Las Campanas天文台（智利）的麦哲伦巴德6.5米望远镜。它正在由卡内基天文台和约翰霍普金斯大学的仪器开发小组建造，计划于2009年完工。该仪器使用四个Teledyne HAWAII-2 RG阵列，可产生10.9 x 10.9弧分的视场。在拉斯坎帕纳斯现场的出色的看到加上四星的高灵敏度和大视野将使许多新的调查和有针对性的科学计划。
2008-07-24 astro-ph
The Las Campanas IR Survey. II. Photometric redshifts, comparison with models and clustering evolution
使用剑桥红外巡天仪器（CIRSI）进行的LCIR巡天，在~1 deg^2的范围内达到了H 20-21。我们给出了744弧分^[2]的结果，其中存在公开的UBVRI数据。我们比较光学红外颜色的半解析层次模型（SAM）的预测，并找到合理的协议。我们还确定了光度红移，发现中值z为z_m ~ 0.55。我们将不同光谱类型的N（z）与模型进行了比较，结果表明观测结果与简单PLE模型不一致，而SAM提供了对总N（z）的合理拟合，但低估了z ~ 1红色光谱类型的数量。我们还提出了N（z）的红色对象（ERO）的样本。我们发现R-H> 4且H < 20.5的ERO的z_m ~ 1;越红的ERO的z_m越高。对于19 < H < 20，R-H> 4的ERO占观测到的星系总数的约18%，而在SAM中，它们仅占约4%。我们还确定了幅度，颜色，光谱类型和照片-z选择的样本的角度关联函数w（θ），并使用估计的N（z）来导出空间聚类xi（r）。当xi（r_c，z）=（r_c/r_*（z））^（-1.8）（r_c随动）时，我们发现r_*（z）从z = 0到z ~ 1.2增加~1.5-2倍。我们将其解释为选择效应--在z ~ 1.2处被选中的星系本质上是非常明亮的。当用绝对星等选择星系时，我们没有发现r_* 在这个z范围内演化的证据。外推到z = 0，我们发现红星系的r_*（0）约为6.5 h^-1 Mpc，蓝星系…
2002-03-28 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. OGLE-2 -- the Second Phase of the OGLE Project
我们描述了一个新的1.3米华沙望远镜位于拉斯坎帕纳斯天文台和光学引力透镜实验-OGLE-2的第二阶段的新仪器。还介绍了第一次观测的结果。
1997-10-09 astro-ph
Observational evidence for stochastic biasing
我们发现，在拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）的星系密度不能完全相关的基本质量分布，因为各种星系子群体并不完全相互关联，即使考虑到散粒噪声。这排除了简单的线性偏置的假设，并表明最近提出的随机偏置框架是必要的建模实际数据。
1999-04-17 astro-ph
The z ~ 1.2 Galaxy Luminosity Function from The LCIR Survey
我们目前的结果从拉斯坎帕纳斯红外巡天，旨在确定一个统计上显着的样本z>=1星系使用光度红移技术。在这里，我们总结了调查的设计和策略，并提出了第一次估计的星系光度函数在z>=1的基础上，在我们的调查中确定的H-波段选定的星系。计数研究和光度函数测量的结果表明，大多数早型星系已经在z~1.2的地方，适度的空间密度演化和温和的光度演化比预期的被动演化。
2001-11-05 astro-ph
Nonlinear and Stochastic Morphological Segregation
我执行一个联合计数的细胞分析不同光谱类型的星系使用拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）。使用最大似然技术，以适应早期和晚期型星系的密度场之间的关系，我发现一个相对的线性偏差$b=0.76\pm 0.02$。该技术还可以探测关系的非线性和随机性。然而，非线性和随机拟合在线性拟合上的改善程度取决于所讨论的红移范围。特别是，在高红移和低红移的一半数据（分别比$cz\approx 36,000$ km/s更远和更近）之间似乎存在系统性差异;所有随机性和非线性信号都来自低红移部分。对模拟星表的分析表明，LCRS的特殊几何形状和变通量限制并不引起这种效应。我推测LCRS的中心表面亮度选择标准可能是负责任的。
1999-08-31 astro-ph
