Spectral Analysis of the Stromlo-APM Survey II. Galaxy luminosity function and clustering by spectral type
本文通过对Stromlo-APM巡天中选取的局部星系子样本的Halpha和Oii发射线的静止坐标系等效宽度，研究了它们的光度函数和成团性质。恒星形成星系的b_J光度函数比静止星系的b_J光度函数的暗端斜率大得多：大多数sub-L* 星系目前正在经历显著的恒星形成过程。发射线星系的聚集性不太强，无论是在它们自己之间，还是在一般的星系群中，都比静止的星系要弱。因此，与静止星系相比，恒星形成星系不仅亮度较低，而且还居住在宇宙中密度较低的区域。
1999-05-28 astro-ph
Gamma-ray burst afterglows : luminosity clustering at infrared wavelengths?
伽马射线暴的余辉在光学和X射线方面都有成团现象的报道。本文研究了伽马射线暴的余辉在近红外（J、H、K波段）的光度中存在成簇现象的可能性。我们使用1997年至2007年底发生的事件的观察。我们修正了伽马射线暴余辉光变曲线的距离效应和时间膨胀，并将所有光变曲线替换为一个共同的距离z=1。我们仅使用了近红外（在突发帧中）发射的信号的观测。我们观察到一个集群中观察到的光学和类似的观察到的X射线。因此，我们确认以前的工作在光学。我们对火球的总能量设置了一个限制。
2008-11-25 astro-ph
The overdensities of galaxy environments as a function of luminosity and color
我们研究了斯隆数字巡天中星系的平均环境作为静止帧光度和颜色的函数。本文估计了SDSS光谱样品中以$125,000$星系为中心的$8 h^{-1} \mathrm{Mpc}$和$1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$球体中星系数的超密度。我们发现，在恒定的颜色，过密度是独立的光度与蓝色的螺旋星系。这表明，在固定的恒星形成历史中，螺旋星系的质量是环境的一个非常弱的函数。对于早期类型的红色星系来说，过密确实取决于光度;低光度和高光度的红色星系都被发现位于高度过密的区域。
2002-12-04 astro-ph
Constraints on the correlation between QSO luminosity and host halo mass from high-redshift quasar clustering
斯隆数字巡天对高红移类星体集群的最新测量表明，z~4的类星体有一个偏差b~14。我们发现，这种极高的聚类幅度，与相应的空间密度相结合，约束在L-Mhalo关系的分散小于50%，在99%的置信度为100%占空比的最保守的情况下。这一本征色散的上限提供了一个强有力的约束，因为目前的上限，本征色散的本地M_BH-西格玛关系和比辐射热爱丁顿光度的发光类星体。
2008-04-29 astro-ph
A Halo Model of Galaxy Colors and Clustering in the SDSS
成功的晕模型描述的光度依赖的集群区分中央星系晕和所有其他（卫星）。包括颜色，我们提供了一个处方的颜色-星等关系的中心和卫星取决于晕质量。这是由两个假设得出的：（i）在固定光度下颜色分布的双峰性与晕质量无关，（ii）红色序列中卫星星系的比例随着光度的增加而增加。我们发现，这两个假设允许一个建立一个模型，星系团如何依赖于颜色没有任何额外的自由参数比那些需要模型的星系团的光度依赖。然后，我们表明，由此产生的模型是在很好的协议与SDSS中的颜色的分布和聚类，无论是通过比较预测的关联函数的红色和蓝色星系与测量，并通过比较预测的色标关联函数与测量的。标记关联函数是识别和量化星系属性与其环境之间的相关性的强大工具：我们的研究结果表明，晕质量与环境之间的相关性是星系颜色与环境之间的相关性的主要驱动因素;与晕“装配偏差”相关的其他相关性相对较小。我们的方法明确地展示了如何构建包括光度{ \em和}颜色的模拟目录-从而为例如，寻找星系团的算法。我们的处方是将整个光谱能量分布纳入晕模型方法的第一步。
2008-09-30 astro-ph
Evidence for Merger-Driven Activity in the Clustering of High Redshift Quasars
最近，在红移为z~4的类星体中测量到了一个很大的团簇长度。结合观测到的类星体光度函数，我们评估了这种聚类对类星体光度和暗物质晕质量之间关系的影响。我们的分析允许类星体光度和晕质量之间的关系的非线性和有限的散射，以及光度依赖的类星体寿命。在我们的建模中，额外的新成分是由于类星体活动的合并驱动性质，在观测到的偏差超过潜在的晕偏差的超额津贴。我们发现，只有当以下两个条件成立时，才能解释成团和光度函数的观测：（i）光度与晕质量比随晕质量增加而增加;（ii）观测到的成团幅度超过了仅从晕偏差所预期的。后一结果在99%水平上具有统计学显著性。总之，这些观测结果为合并驱动的类星体活动提供了令人信服的证据，黑洞的增长受到反馈的限制。与以往的分析不同，我们发现，在光度晕质量关系中可能存在高达1 dex的散射，并且类星体聚类不能用来估计类星体的寿命。
2008-10-20 astro-ph
Luminosity and redshift dependent quasar clustering
我们提出了详细的集群测量的流量有限的样本14,000类星体从2dF类星体红移巡天（2 QZ）在红移范围0.8<z<2.1。在将样本分成三个红移区间并将每个区间分成六个光度区间后，我们估计了在给定红移下，当间距3 < r/（Mpc/h）< 20时，类星体投影的自相关函数和交叉关联函数。用有偏差的CDM模型拟合数据并使用频率论分析（F检验），我们发现，对于z>1.3，具有光度依赖聚类的模型在95%的置信水平下在统计上是有利的。另一方面，一些测试的基础上的信息论和贝叶斯统计显示，只有边际证据光度依赖的聚类。无论如何，数据的质量还不足以准确地量化类星体的偏置如何取决于光度。我们批判性地讨论了我们的数据集的局限性，并表明，需要一个更大的样本来排除当前的光度分离模型。通过研究类星体簇振幅随红移的演化，我们发现类星体的相关长度在99.3%的置信水平上随回视时间的增加而增加。采用协调宇宙学模型，讨论了类星体偏置随宇宙历元的演化，指出类星体通常由质量约为10^{13} M_sol的暗物质晕所承载.
2006-07-15 astro-ph
Luminosity and clustering of galaxies selected by EW(Halpha)
利用Halpha发射线的静止坐标系等效宽度（EW）研究了Stromlo-APM巡天中选取的局部星系子样本的光度函数和成团性质。恒星形成星系的b_J光度函数比静止星系的b_J光度函数的暗端斜率大得多：大多数sub-L* 星系目前正在经历显著的恒星形成过程。发射线星系的聚集性不太强，无论是在它们自己之间，还是在一般的星系群中，都比静止的星系要弱。因此，与静止星系相比，恒星形成星系不仅亮度较低，而且还居住在宇宙中密度较低的区域。
1999-05-28 astro-ph
Modeling Galaxy Clustering by Color
我们扩展了质量晕形式主义的分析产生的功率谱，以允许不同的星系子种群中观察到的聚类行为。虽然适用于其他分离，我们集中我们的方法在一个简单的分离休息帧的颜色成“红色”和“蓝色”的子群体通过修改的<N（M）>关系和晕分布函数为每个子群体。这种分离是在当前几代模拟和星系调查的能力范围内，这表明当前和未来模拟可能存在强大的观测约束。在预期中，我们证明了所得到的功率谱的模型参数的选择的敏感性。
2001-12-14 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: The dependence of galaxy clustering on luminosity and spectral type
利用2dF星系红移巡天（2dFGRS）研究了星系成团与光度和光谱类型的关系。光谱类型分配使用主成分分析的Madgwick等人。我们将样本分为两个广泛的光谱类：星系与强发射线（“晚型”），和更多的静止星系（“早型”）。我们测量的聚类在真实空间中，没有任何扭曲的聚类模式，由于奇特的速度，为一系列的体积有限的样本。两种谱型的投影关联函数在2 <（sigma/Mpc/h）< 15范围内的横向分离均符合幂律，早期谱型的斜率略大于晚期谱型。早、晚两种类型的星系团强度对光度的依赖关系大致相同，在L* 和4 L* 之间，星系团的振幅增加了约2.5倍。然而，在所有光度下，早期类型的关联函数振幅比晚期类型的高约50%。这些结果支持了这样的观点，即光度，而不是类型，是决定整个星系群的聚集强度如何随光度变化的主导因素。
2002-01-24 astro-ph
The luminosity dependence of clustering
PSCz红移巡天和正在进行的二度场星系红移巡天（2dFGRS）通过测量子样本的两点关联函数来寻找星系团的光度依赖性。对PSCz调查的分析发现，颜色较冷的星系比温暖的星系更强烈。在1到10兆秒差距/小时之间，发现红移-空间关联函数，对于较冷的星系是大约1.5的因子。这与较热的星系具有较高的恒星形成率的建议是一致的，并且对应于较晚类型的星系，这些星系比早期类型的星系更少聚集。有一个非常弱的光度依赖的集群与更明亮的星系是较少的集群比暗淡的星系，但趋势有一个低的统计意义。从2dFGRS的结果揭示了一个强大的集群依赖于星系的内在光度。最明亮的星系是更强烈的集群由一个因素的2.5比L* 星系，在定性协议与分析模型的星系形成。
2001-11-09 astro-ph
Clustering of Lyman Break Galaxies at z=4 and 5 in The Subaru Deep Field: Luminosity Dependence of The Correlation Function Slope
利用Subaru深场资料，采用角两点关联函数，研究了z=4和5时Lyman Break Galeries（LBG）的聚类特性。我们发现了一个明显的依赖性的关联函数斜率在z=4和5的LBG的UV光度。更明亮的LBG具有更陡的关联函数。为了比较这些观测结果，我们构建了数值模拟LBG目录的基础上结合高分辨率N体模拟的半解析模型的层次聚类，仔细模仿观测的选择效果。模拟星表预测的LBG的光度函数与观测结果基本一致。此外，LBG的整体关联函数被合理地再现。所观察到的依赖UV光度的集群没有再现的模型，除非考虑不同的晕质量的子样品。也就是说，属于更大质量暗晕的LBG具有更陡和更大幅度的关联函数。利用这个模型，我们发现在大质量暗晕中的LBG多重性放大了小尺度下的聚集强度，从而使关联函数的斜率变陡。因此，层次聚类模型可以与所观察到的角度关联函数的光度依赖性，如果有一个紧密的相关性之间的UV光度和晕质量。我们发现，关联函数的斜率取决于光度，这可能是一个指示，大量的黑暗晕托管多个明亮的LBG（删节）。
2006-01-13 astro-ph
Limber equation for luminosity dependent correlations
研究了空间聚类长度依赖于附近物体之间的平均距离的情况下，从角度到空间相关性的通道。我们表明，在许多情况下，角相关振幅的标度律，它适用于恒定的空间聚类长度，仍然是真实的亮度依赖的空间相关性。如果林伯方程，然后天真地用来获得“的”空间聚类长度从角函数振幅，一个数量接近的平均对象分离。集群聚类的情况下，明确考虑。
1999-11-11 astro-ph
Fourier analysis of luminosity-dependent galaxy clustering
我们扩展了基于傅立叶变换的方法，用于分析星系红移调查的Feldman，Kaiser和Peacock（1994：FKP）的模型光度依赖的聚类。在有限星等的巡天中，高红移星系的平均亮度比低红移星系的平均亮度高。观测到星系团随光度增加而增加，因此推断的密度场有效地乘以半径的递增函数。这有可能使恢复的功率谱的形状失真。在本文中，我们提出了一个扩展的FKP分析方法，将这种效果，并提出修订的最佳权重，以最大限度地提高这种分析的精度。该方法进行了测试，其精度评估使用模拟目录的2度场星系红移调查（2dFGRS）。我们还表明，在Percival等人（2001）的2dFGRS的初始分析中，忽略亮度依赖偏差所引起的系统效应可以忽略不计。然而，未来的调查，敏感的更大的尺度，或覆盖更广泛的星系光度将受益于这种改进的方法。
2003-09-25 astro-ph
The RR Lyrae Period-Luminosity-(Pseudo-)Color and Period-Color-(Pseudo-)Color Relations in the Strömgren Photometric System: Theoretical Calibration
本文提出了在多波段紫外-Stroemgren测光系统中RR型天琴座周期-光度-颜色和周期-颜色-颜色关系的理论定标。我们的理论工作是基于四个不同的金属丰度的合成水平分支（HB）的计算，充分考虑到进化的影响，在金属丰度和HB形态的范围很广。虽然我们的结果表明，在Stroemgren系统中不存在“纯粹的”周期-光度和周期-颜色关系，这是由于当使用uvby带通时，演化效应带来的大的散射，但它们也表明，通过将Stroemgren伪色[C_0 =（u-v）_0 -（v-b）_0]项加入这些方程中，这种散射几乎可以完全考虑在内，从而导致紧密的周期-亮度-{ \em伪}-颜色（PLpsC）和周期-颜色-{ \em伪}-颜色（PCpsC）关系。我们提供了后者的形式分析适合，使他们可以应用高精度，即使在现场明星。考虑到C_0对星际红化的敏感性很小，我们的PLpsC和PCpsC关系式对于推导高精度的距离和红化值是特别有用的。在这个意义上，我们进行了第一次应用我们的关系到现场RR天琴座恒星，发现的证据表明，恒星RR天琴座，SU Dra，SS狮子座-但不是SV Hya -有点过亮（量从0.05到0.20等y，因此V）相对于其他RR天琴座恒星的平均值相似的金属丰度。
2008-02-16 astro-ph
Clustering Analyses of 300,000 Photometrically Classified Quasars--I. Luminosity and Redshift Evolution in Quasar Bias
使用~ 300，000光度分类的类星体，迄今为止最大的类星体样本用于此类分析，我们研究的红移和光度演化的类星体集群的尺度为~50 kpc/h ~20 Mpc/h从红移z~0.75 z~2.28。我们使用现实的暗物质模型参数化我们的聚类幅度，并发现LCDM功率谱提供了一个极好的适合我们的数据与红移平均类星体的偏差b_Q = 2.41+/-0.08（$P_{<χ^2}=0.847$）的$σ_8=0.9$。这表示比最佳拟合幂律模型（$ω= 0.0493\pm0.0064θ^ {-0.928\pm0.055}$ ; $P_{<χ^2}=0.482$）更好的拟合。我们发现b_Q随红移的增加而增加。仅使用我们的数据集，这种演变在>99.6%时是显著的，如果恒星污染没有明确参数化，则增加到>99.9999%。我们测量了整个样本的类星体分类效率为a = 95.6 +/- ^{4.4}_{1.9}%，这是一个可以与许多星系聚类光度研究中的恒星-星系分离相媲美的恒星-类星体分离。我们推导出类星体周围的暗物质晕的平均质量为MDMH=（5.2+/-0.6 x10 ^{12} M_solar/h.在z~1.9处，我们发现$1.5σ$偏离了与光度无关的类星体聚类;这表明，将我们的样本大小增加1.8倍，可以开始限制z~2处类星体偏差中的任何光度依赖性。我们的结果与最近对z < 0.4的类星体环境的研究一致，这些…
2006-12-07 astro-ph
Interpreting the Relationship Between Galaxy Luminosity, Color and Environment
我们研究星系光度，颜色和环境之间的关系，在宇宙学模拟的星系形成。我们将预测的关系与SDSS星系的关系进行了比较，发现该模型成功地预测了数据中看到的大部分定性特征，但也显示出一些有趣的差异。具体来说，模拟预测明亮的红色星系周围的局部密度是一个很强的光度递增函数，但并不依赖于固定光度的颜色。此外，我们表明，这是由于中央星系的暗物质晕的重子质量与晕质量密切相关。模拟还预测了蓝色星系周围的局域密度是一个很强的颜色增函数，但在固定的颜色并不依赖于光度。我们表明，这是由于卫星星系晕的恒星年龄与晕质量。最后，模拟未能预测低光度红星系周围观测到的环境的光度依赖性。然而，我们表明，这是最有可能由于模拟的有限的分辨率。一项高分辨率、小体积的模拟研究表明，这种依赖性是由所有低光度红星系都是大质量晕中的卫星星系，而中等光度红星系是大质量晕中的卫星星系和小质量晕中的中心星系的混合物造成的。
2004-06-28 astro-ph
Modeling the QSO luminosity and spatial clustering at low redshifts
我们研究了类星体形成和演化的层次模型与观测到的红移z<2的类星体的光度、数量和空间聚集相匹配的能力。这些模型假设类星体的发射是由星系合并引发的，中心黑洞的质量与晕的性质相关，类星体以它们的爱丁顿光度发光，除了，也许，在非常早期的演化阶段。我们发现，基于简单的解析近似的模型成功地再现了观测到的B波段类星体的光度函数在所有的红移，提供了一些机制，主张淬火质量吸积晕大于约1 e13 Msun主机明亮的类星体。这些模型也符合观测到的z~0.8的类星体聚集强度。然而，在较大的红移，他们低估了类星体的偏置，而不是正确地再现了半解析模型，其中晕合并的历史和相关的BH其次是蒙特卡洛实现的合并层次。我们表明，半解析模型和观测预测的光度函数之间的分歧可以归因于使用B波段数据，这是一个有偏见的示踪剂的类星体人口，由于遮蔽。
2006-02-16 astro-ph
The bi-variate luminosity-color distribution of IRAS galaxies, and implications for the high redshift Universe
我们呈现了来自1.2 Jy样本（选择在60微米处）的IRAS星系的局部亮度-颜色、二元分布的特征。用S60/S100红外色作为描述星系红外光谱能量分布的最佳单参数。我们推导出一个分析形式的分布和使用它来约束的红外颜色分布的影响，高红移，远红外发光星系的演化模型。我们采用的演化保留了局部观测到的光度和颜色之间的相关性，使得在较高红移处的较大特征光度具有较暖的特征颜色。对于所有的红移，在给定的光度下颜色分布的宽度保持不变。我们证明了在宇宙学调查中有可能错过更热和更冷的源。一个不断发展的双变量光度函数加上冷源偏置的亚毫米选定的调查表明，存在大量的冷源出现在这样的调查。同样，大多数SIRTF波段的热源偏差以及双变量模型表明选择了过量的热源。我们测试的进化形式对现有的数据更高的红移，远红外星系。这些数据并没有显示出任何强烈的证据表明，在0 <z <1的范围内，特征光度-颜色分布作为红移的函数发生了变化。然而，有边缘的证据扩大的颜色分布在更高的红移，与我们的本地特征的趋势，扩大在最高的亮度的IR颜色分布一致。
2003-03-06 astro-ph
The luminosity dependence of clustering and higher order correlations in the PSCz survey
利用两点关联函数、光度标记关联和胞内计数矩等方法，研究了PSCz星系红移巡天中星系的空间成团现象.我们在不同的深度构建体积有限的子样本，并搜索聚类模式的光度依赖性。我们发现两点关联函数或标记关联都没有统计上显著的影响，因此我们将每个子样本（不同特征光度）视为代表相同的统计过程。然后，我们进行了一个计数的细胞分析的体积有限的子样本，包括严格的误差计算的基础上，最近的理论Szapudi，Colombi和Bernardeau。通过这种方式，我们得到了迄今为止最好的估计偏度和峰度的IRAS星系在红移空间。我们的结果与以前的测量都在父角目录，并在派生的红移调查。这与较小的光学选择巡天形成对比，在那里红移空间和投影测量之间存在差异。冷暗物质理论的预测，获得使用最近的半解析模型的星系形成的本森{ \it等人}，提供了一个很好的描述我们的聚类数据。
2000-07-17 astro-ph
Luminosity- and morphology-dependent clustering of galaxies
星系的成团如何依赖于它们的内部性质，如形态类型和光度？我们在标记点过程的数学框架中解决这个问题，并澄清光度和形态隔离的概念。引入了许多测试量，例如条件标记加权两点关联函数。这些描述符允许光度和形态偏析的尺度相关的分析。此外，他们打破了一个非均匀的分形点集和实际存在的光度分离之间的退化。利用南天红移巡天~2（da Costa et al. 1998，SSRS 2），我们发现光度和形态分离都具有高度的显著性，证实了以前利用这些数据的工作（Benoist et al. 1996，Willmer et al. 1998）的说法。具体来说，成对星系的平均光度和光度波动被增强到15 Mpc/h的分离。在小于3 Mpc/h的尺度上，星系对的光度表现出紧密的相关性。与无规场模型的比较表明，星系光度依赖于空间分布和星系-星系相互作用。早型星系也有更强的相关性，表明形态分离。PSCz星表（Saunders et al. 2000）中的星系没有显示出明显的光度分离。这再次说明，主要是早型星系有助于光度分离。然而，基于几个独立的调查，我们发现，所观察到的光度偏析不能单独的形态-密度关系来解释。
2000-07-26 astro-ph
On the Period-Luminosity-Color Relation of Classical Cepheids
本文比较了大麦云云V带和I带的理论和经验PL关系。我们发现，在目前的固有色散，理论预测是在显着的协议与观测数据。我们还讨论了（V，B-V）和（V，V-I）中的PLC关系，以及距离测定对颜色、红化校正和金属含量不确定性的依赖性。
1998-10-28 astro-ph
The All-Sky Asiago-ESO/RASS QSO Survey: Clustering and Luminosity Function
AERQS是一个项目，目的是建立一个全天空统计上定义明确的本地（z < 0.3）和明亮（R < 15.5）类星体样本。目前对类星体演化的理论建模的不确定性应归因于在这个星等和红移域中观测到的天体数量相对较少。我们用覆盖银河系高纬度天空的392个活动星系核样本来填补这一空白：本文给出了低红移活动星系核的聚类分析和光度函数。AERQS为本地类星体种群的性质以及类星体从当前历元到最高红移之间的演化模式设置了一个重要的零点。
2002-09-19 astro-ph
The Mid-Infrared Color-Luminosity Relation and the Local 12 micron Luminosity Function
利用Lu等（1997）对16个星系的ISO PHT-S观测结果，建立了一个模型，系统地估算了3 ~ 11.6 μ m的中红外辐射特征对IRAS带内通量的贡献。利用该模型对IRAS星系12和25 μ m光通量和光度计算中的k-修正进行了较好的估计。我们研究了12-25微米的色-光关系，选择了25微米的星系样本。发现颜色与25微米光度、远红外和蓝色光度有很好的相关性。与中红外光度的关系对不同的星系群更为敏感，而12-25微米颜色与远红外和蓝色光度之比的单一关系同样适用于这些不同的星系群。发光和超亮红外星系的颜色比类星体的颜色要红12-25微米。这些关系提供了强有力的工具来区分不同的星系群。我们还选择了一个样本的668个星系的IRAS暗源调查通量密度限制在200毫焦耳在12微米。一个12微米的局部光度函数的推导，并在文献中第一次，在局部宇宙的密度变化的影响被认为是12微米光度函数的计算和校正。研究还发现，12微米选择的样品主要是类星体和活动星系，因此强烈影响12微米光度函数在高光度。与25微米的样品相比，12微米的超亮红外星系相对较少。
1998-03-13 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - IX. A measurement of the luminosity dependence of QSO clustering
本文给出了红移z=0.3-2.9范围内类星体随光度变化的聚类分析。我们使用的样本10566类星体的初步数据发布目录的2dF类星体红移巡天（2 QZ）。我们分析类星体集群视星等的函数。类星体强烈的光度演化意味着，这近似相当于在2 QZ探测的红移范围内分析数据作为相对于M* 的绝对星等的函数。在2 QZ相对较窄的视星等范围内，我们没有发现明显的（>2sigma）聚类强度变化，然而，有边缘证据表明，具有较亮视星等的类星体具有较强的聚类幅度。在Einstein-de Sitter（EdS）宇宙中，18.25<bj<19.80的类星体的相关标度长度为s 0 =5.50+-0.79h-1Mpc;在ω 0 =0.3和λ 0 =0.7（λ）的宇宙中，s 0 =8.37+-1.17h-1Mpc。在相同的空间尺度上，全星等间隔（18.25<bj<20.85）的最佳拟合值分别为s 0 =4.29 ± 0.30h-1 Mpc（EdS）和s 0 =6.35 ± 0.45h-1 Mpc（Lambda）。因此，我们可以确定最亮子样本的偏差比完整数据集的偏差大1.22+-0.15（EdS）或1.24+-0.15（Lambda）。如果得到证实，随着光度的增加，集群的增加将与类星体的光度与其所在的暗晕质量相关的模型在定性上一致，这意味着宿主的质量至少在确定类星体的形成和演化方面起着一定的作用。这些模型预测，在较亮的类…
2002-05-03 astro-ph
Colors, Luminosity Function and Counts of Galaxies
深星系计数的标准模型是基于光度函数（LF）和相对平坦的暗端（$α\sim-1.0$）。在B-波段的星系计数超过预测的模型的一个因素的2到5以上，迫使引进强大的光度和/或密度演化。最近，Marzke等人（1994 a）利用CfA红移巡天样本发现，在$-16<M_{Zw}<-13$范围内的星系数量超过了平暗端LF外推的2倍。在这里，我们表明，这种陡峭的LF大大有助于证明所观察到的蓝色星系计数没有调用强大的光度和/或密度演化。此外，我们表明，考虑到$B-K$颜色的变化作为一个功能的形态类型，并假设一个平均值$<B-K><2.5$矮星系，我们也很好地再现观测到的$K$ -带深星系计数。我们发现星系的$B-K$颜色和它们的红外绝对星等之间有很强的相关性，这一假设得到了支持：星系随着光度的降低而变得更蓝。
1996-07-25 astro-ph
Clustering Segregation With UV Luminosity in Lyman-Break Galaxies at z~3 and Its Implications
本文报道了z~3处Lyman-break星系的成团性质。LBG的通量限制样本的相关长度取决于它们在λ ~1700埃的静止帧紫外（UV）光度，较暗的星系在空间中不那么强烈地聚集。在我们探测到的极限星等范围内，即25<R<27，它减少了3倍，这表明较暗的样本包括质量较小的星系。我们发现：1）在误差范围内，LBG的成团强度与冷暗物质（CDM）晕的体积密度符合相同的标度律; 2）使用晕质量谱和一些将晕质量映射到星系紫外光光度的关系模型预测的星系标度律仅取决于质量和紫外光光度的相关程度，但是在其他方面对模型的细节不敏感。这些结果提供了额外的证据表明，强大的空间集群的LBG是由于星系的偏置，支持有偏见的星系形成和引力不稳定性的主要机制，形成的结构。我们还发现：1）质量与紫外光光度之间存在标度不变的关系（例如幂律）不支持，表明星系的恒星形成的性质沿着观测到的LBG的质谱变化; 2）给定质量的LBG的UV光度的散射对于大质量LBG必须相对较小，这表明质量是控制这些系统中恒星形成活动的一个重要参数，而且在紫外选择巡天中没有观测到的z~3质量晕的比例并不大。
2000-12-20 astro-ph
Predictions of Quasar Clustering: Redshift, Luminosity and Selection Dependence
我们表明，目前的类星体和发光活动星系核的集群观测可以解释的合并模型增强反馈流出。利用足够大的数值模拟来研究25个共动h^{-1} Mpc的集群，我们计算了活动星系核红移、光学和X射线光度与关联函数、偏差和关联长度的关系。在光波长，我们的结果匹配广泛的当前观测，并生成对未来数据集的预测。我们重现了弱的光度依赖的集群在目前良好的测量范围内，并预测在更高的光度更强的依赖。斯隆数字巡天（SDSS）中观察到的二元类星体集群的振幅增加也被再现，并预测会发生在更高的红移，这种效应是由于关联函数中的一个晕项。另一方面，我们的结果不匹配的快速演变的SDSS中观察到的相关长度在z \simeq 3，一个差异，至少部分是由于我们的模拟与本调查的尺度探测的差异。事实上，我们表明，改变从我们的模拟采样的距离可以产生高达40%的变化，在拟合的相关长度。最后，在X射线中，我们的模拟产生的相关长度与在Chandra Deep Field（CDF）North中观察到的相似，但不是在CDF South中观察到的显著更大的相关长度。
2008-11-13 astro-ph
Three-point Correlation Functions of SDSS Galaxies in Redshift Space: Morphology, Color, and Luminosity Dependence
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）中星系红移-空间三点关联函数的测量结果。我们第一次分析了这个统计量对星系形态、颜色和光度的依赖性。为了控制由于选择效应的系统学，我们使用$r$ -波段，体积有限的星系样本，构造从星等有限的SDSS数据（$14.5<r<17.5$），并进一步将样本分为两种形态类型（早期和晚期）或两种颜色的人口（红色和蓝色）。SDSS星系的三点关联函数很好地遵循等级关系，在红移空间中约化的三点振幅几乎是尺度无关的（$Q_z=0.5\sim1.0$）。此外，它们对形态、颜色和光度的依赖性在统计上不显著。鉴于两点关联函数的强大的形态，颜色和光度的依赖性，这意味着星系偏置是复杂的弱非线性非线性尺度。我们表明，简单的确定性的线性关系与底层质量不能解释我们的测量这些尺度。
2004-07-16 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Clustering of Galaxies as a Function of Luminosity at z=1
我们测量了在z=1的深度2星系的集群作为一个函数的光度尺度上0.1 Mpc/h至20 Mpc/h。从DEEP 2完整巡天中25，000个0.7<z<1.3星系的母星系表中提取，我们创建了体积有限的样本，其光度上限在M_B=-19和M_B=-20.5之间，z=1时大约为0.2-1 L^*。我们发现，较亮的星系比较暗的星系更强烈地聚集在一起，并且当L<L^* 时，关联函数的斜率不依赖于光度。最亮的星系，L>L^*，有一个更陡的斜率。聚类尺度长度r_0从最暗样本的3.69 +/-0.14变化到最亮样本的4.43 +/-0.14。在我们采样的光度范围内，星系的相对偏差作为L/L^* 的函数比SDSS星系（Zehavi et al. 2005）的局部关系更陡峭。z=1时星系的绝对偏差与尺度r_p<1 Mpc/h有关，在小尺度上，最亮的样本的绝对偏差增加最显著。对于和谐宇宙学，大尺度偏差随光度的变化范围为1.26 +/-0.04到1.54 +/-0.05，这意味着DEEP 2星系存在于暗物质晕中，最小质量约为1-3 10^12 h^-1 M_sun。
2006-02-14 astro-ph
Modeling Luminosity-Dependent Galaxy Clustering Through Cosmic Time
我们采用高分辨率的无耗散模拟的和谐LCDM宇宙学模型观测到的光度依赖性和星系团的演化，通过宇宙的大部分年龄，从z~5到z~0。我们使用一个简单的，非参数模型，单调相关的星系光度的最大圆周速度的暗物质晕（V_max），通过保留观察到的星系光度函数，以匹配模拟中的晕与观察到的星系。该模型的新特点是使用吸积时的最大圆速度V_max，acc，为subhalos，位于维里区域内的较大的晕晕。我们认为，对于无耗散模拟的暗晕，V_max，acc比观测时的圆速度V_max更能反映关联星系的光度和恒星质量。模拟和我们的模型L-V_max关系预测的两点关联函数的形状，振幅和光度的依赖关系与观测到的星系聚类在SDSS数据在z~0和在DEEP 2样品在z~1在整个探测范围内的投影分离，0.1<r_p/（Mpc/h）<10.0。特别地，在SDSS和DEEP 2亮度选择样本中，关联函数从幂律形式的小尺度上转被很好地再现。在z~3-5处，我们的预测也与观测到的Lyman-break星系（LBG）的角两点关联函数在大小尺度上的形状和振幅相匹配，包括小尺度上的上翘。
2006-02-21 astro-ph
Color--Magnitude Diagram and Luminosity Function of M4 Near the Hydrogen-Burning Limit
一个自行分离的M4成员从场星，使用深HST观测分离的时间基线为5年，使我们能够研究一个纯样本的集群主序星几乎最小质量的氢燃烧。高精度光度测量表明，目前的理论模型无法再现中等金属丰度（[M/H] ~ -1）的低质量恒星的色星等图。这种理论无法重现光度-半径关系的情况，使人们对理论上的质光关系产生了怀疑，而将观测到的光度函数（LF）转换成质量函数（MF），以及将我们局部确定的LF转换成全局MF，都需要这个关系。在某种程度上，我们相信这种转换的理论M-L关系，我们得到一个平坦的MF从LF，和一些迹象表明，理论质量可能太低，在一个给定的光度，附近的H燃烧极限。
2001-09-05 astro-ph
Color--Magnitude Diagrams and Luminosity Functions down to the Hydrogen Burning Limit. III. A Preliminary HST Study of NGC6791
利用HST ACS/WFC图像，我们得到了老的、富金属的疏散星团NGC 6791的色-星等图，它在V中接近29等，这是氢燃烧极限的附近。与等时线的比较导致了对距离模数、红化和星团年龄的讨论。通过对场星进行统计校正，我们得到了初步的光度函数和一个非常试探性的质量函数。白矮星序列清晰地显示出来，并在另一篇论文中讨论过。
2005-04-28 astro-ph
The Dependence of Galaxy Colors on Luminosity and Environment at z~0.4
利用基于红序列星系团巡天的大光度红移星表，分析了星系的B-R_c色随光度和局部星系密度的变化。我们选取了两个星系样本，它们的星等极限为MRc <-18.5，红移范围分别为0.2<z< 0.4和0.4<z<0.6，每个样本包含10^5个星系。我们模拟了星系子样本的颜色分布，并推导出红色星系比例和红色和蓝色星系的峰值颜色作为星系光度和环境的函数。结合斯隆数字巡天的结果，分析了这些关系在z~0.5到z~0.05的红移范围内的演变。我们发现，有一个强大的演化明亮的蓝色星系的restframe峰值颜色，它们变得更红，减少红移，而暗淡的蓝色星系的颜色保持近似不变。这种效应支持了星系中恒星形成的“缩小规模”情景。虽然星系颜色分布对环境的一般依赖性很小，但我们发现红星系分数随时间的变化是局部星系密度的函数，这表明缩小效应可能在不同星系密度的区域中以不同的时间尺度起作用。
2005-07-31 astro-ph
The Luminosity Function and Color-Magnitude Diagram of the Globular Cluster M12
本文给出了中等金属丰度（[Fe/H]=-1.3）的银河系球状星团M12的宽视场（23 arcmin × 23 arcmin）BVI光度测量的V、I光度函数和色星等图。使用观察值（和值的范围）的集群金属丰度，红化，距离模量，和年龄，我们比较这些数据最近的α增强恒星演化模型的低质量贫金属恒星。我们描述了几种方法进行理论和观测光度函数之间的比较，以隔离的光度函数包含的演化时标信息。我们发现没有显着的证据表明红巨星分支上的恒星过剩，虽然观测到的光度函数的亚巨星分支的形态不符合理论预测，在一个令人满意的方式。目前Tef颜色变换的不确定性（可能还有模型的其他物理输入）使得关于亚巨星分支形态的更详细的结论变得不可能。考虑到最近WMAP实验对星系团年龄的限制（Spergel et al. 2003），我们发现不包括He扩散的良好拟合模型（包括色星等图和光度函数）太旧（大约1-2 Gyr），无法充分代表星系团的光度函数。在模型中包含氦扩散提供了年龄降低（与非扩散模型相比），这与宇宙年龄为13.7+/-0.2 Gyr（Bennett et al. 2003）一致。
2004-02-19 astro-ph
Clustering Properties of Low-Luminosity Star-Forming galaxies at z = 0.24 and 0.40 in the Subaru Deep Field
我们提出了我们的分析在斯巴鲁深场的窄带过剩选择的恒星形成星系的集群特性。具体来说，我们专注于在z = 0.24和z = 0.40在同一领域的H α发射星系，研究可能的恒星形成星系的聚类特性的演化签名。通过对228个在z = 0.40处的H α发射星系（39.8 < log L（H α）< 40.8）的分析，我们发现它们的两点关联函数为xi =（r/1.62^{+0.64}-0.50} Mpc）^{-1.84 +/-0.08}。这与在相同的H α光度范围内z = 0.24，xi =（r/1.88^{+0.60}_{-0.49} Mpc）^{-1.89 +/- 0.07}的H α发射星系的情况相似。这些相关长度小于Meneux等人（2006）在相同红移范围内研究的较亮星系样本。相关长度在z = 0.24和z = 0.40之间的演化可以用暗物质晕的引力增长来解释。
2008-08-09 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. III. Period-Luminosity-Color and Period-Luminosity Relations of Classical Cepheids
本文给出了LMC中1280颗造父变星和SMC中2140颗造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。在OGLE-II微透镜实验期间收集了高质量的BVI观测（I波段120-360个历元，BV波段15-40个历元）。LMC的I带图显示出非常小的散射，σ=0.074等，表明造父变星可能是一个非常好的标准烛光。我们比较了LMC和SMC的基模造父变星关系，我们没有发现这些星系的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系的斜率有显着差异。对于第一泛音造父变星，周期-光度关系的斜率可能有微小的变化。利用造父变星关系确定了SMC与LMC的距离模量之差，并与其它标准烛光：天琴RR型和红团簇星的距离模量之差进行了比较。结果表明，这些星系的基模造父变星关系的零点值是相似的。我们利用观测到的LMC关系和短LMC距离模μ_LMC =18.22 \pm 0.05 mag，标定了经典基模造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。根据最近对食系统HV 2274、天琴座RR和红团簇星的测定结果，与NGC 4258星系中造父变星的观测结果一致，并得到了它们的精确几何距离。最后，我们确定了一个约束的绝对星等的造父变星的平均V-波段的星等与天琴座RR星在麦哲伦星云的比较。
1999-09-02 astro-ph
SDSS Galaxy Clustering: Luminosity & Colour Dependence and Stochasticity
星系子群体之间的聚类特性差异使星系功率谱的宇宙学解释复杂化，但也可以提供有关星系形成的物理基础的见解。为了研究这种相对聚类的性质，我们在斯隆数字巡天（SDSS）中对星系进行了细胞计数分析，其中我们测量了不同亮度和颜色的星系子样本对之间的相对偏差。我们使用广义卡方检验来确定每对子样本之间的相对偏差是否与最简单的确定性线性偏差模型一致，并且我们还使用极大似然技术来进一步理解每对子样本之间相对偏差的性质。我们发现，简单的，确定性的模型是一个很好的适合的亮度依赖的偏差的尺度上超过2 Mpc/h，这是一个好消息，使用星等有限的宇宙学调查。然而，颜色依赖性偏差显示随机性和/或非线性的证据，其强度向更小的尺度增加，与以前的随机偏差的研究。此外，确认在早期的工作中看到的暗示，红色星系的亮度依赖性偏差与蓝色星系的明显不同：明亮和暗淡的红色星系都比中等明亮的红色星系有更高的偏差，而蓝色星系的偏差并不强烈依赖于亮度。这些结果可以用来约束星系形成模型，也可以量化的颜色和光度选择的星系调查可以影响测量的宇宙物质功率谱。
2008-02-12 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: Luminosity dependence of galaxy clustering
利用英澳两度场星系红移巡天（2dFGRS）研究了星系团的强度与内禀光度的关系。2dFGRS比以前用来解决这个问题的红移测量大了一个数量级。我们在一系列有限体积的样本中测量了星系的投影两点关联函数。投影的关联函数不受由特殊运动引起的聚类模式的任何失真的影响，并且在0.1 < r /h Mpc < 10的范围内由对分离的幂律很好地描述。L* 星系在实空间中的成团与相关长度r 0 = 4.9 +/- 0.3 /h Mpc和幂律斜率gamma = 1.71 +/- 0.06很好地拟合。对于比M* 暗的星系，成团振幅随绝对星等缓慢增加，但在更高的光度下上升得更强烈。在低光度下，我们的结果与Benoist等人的SSRS 2测量结果一致。然而，我们发现在最高光度下，聚集强度对光度的依赖性较弱。关联函数振幅在$M_{b_{J}} -5\log_{10}h = -18$和-22.5之间增加了4.0倍，最亮的星系比L* 星系的聚集强度大3.0倍。关联函数的幂律斜率表明，对于亮度跨越20倍的样本，变化非常小。我们的测量结果与Benson等人的分层星系形成模型的预测非常一致。
2001-10-19 astro-ph
Evolution of the Luminosity Function and Colors of Galaxies in a Lambda-CDM Universe
利用恒星星族合成模型，通过对λ冷暗物质宇宙的宇宙学流体动力学模拟，导出了星系的光度函数。在z=0时，得到的B带光度函数有一个平坦的暗端斜率α \approx -1.15，其特征光度和归一化与观测结果相当一致，而暗物质晕质量函数是陡峭的，斜率为α \approx-2。星系的颜色分布也与当地的观测结果吻合得很好。我们还讨论了光度函数的演化，以及星系从z=0到5的颜色分布。恒星质量函数中的特征质量由于数量演化而发生的大的演化被光度演化所补偿;特征光度从z=0到2只增加了0.8等，然后向更高的红移下降，而B带光度密度从z=0到5继续增加（但在z>3时缓慢）。
2001-08-20 astro-ph
The Galaxy Correlation Function in the CNOC2 Redshift Survey: Dependence on Color, Luminosity and Redshift
我们研究如何从hocC 2场星系红移巡天星系的空间关联函数取决于星系的颜色，光度和红移。在0.04 Mpc/h < r_p < 10 Mpc/h的同向投影分离范围内，对于0.12 < z < 0.51和经演化补偿的Rc绝对星等M <-20的物体的体积有限样本，确定了投影关联函数w_p。我们的样本由2937个星系被归类为早期或晚期类型的对象根据其光谱能量分布（SED），确定从UBVRcIc测光。为了简单起见，星系的SED是独立的红移分类：我们的分类方案，因此不考虑星系的颜色演变。
2001-06-14 astro-ph
Deep VLT search for globular clusters in NGC 5128: color-magnitude diagrams and globular cluster luminosity function
在距离NGC 5128（3.6 \pm 0.2 Mpc）的地方，可以从地面上用高分辨率的图像分辨球状星团，从而主要通过它们的形态特征来选择球状星团候选者。我报告了在NGC 5128中发现的71个球状星团的VLT UT 1 + FORS 1图像，包括该星系中迄今已知的最暗成员（Mv ~ -5）以及5个以前已知的星团。对所有的候选天体都进行了U和V波段的测光测量，并构造了亮度函数，范围为-10.1<Mv<-4.9和-9.3<Mu<-3.3。这是迄今为止在椭圆星系中测定的最深的球状星团光度函数。Kolmogorov-Smirnov统计表明，NGC 5128的球状星团光度函数与MW的差异并不大于M31的光度函数与MW的差异。（U-V）o颜色直方图显示双峰分布。对于23个球状星团，我在拉西拉的NTT用SOFI获得了K波段图像。他们在（U-V）和（U-V）中的位置。(V-K)色图表明它们确实是古老的球状星团。假设NGC 5128中的球状星团的年龄范围与银河系中的球状星团相似，并采用金属丰度与（U-V）o色之间的线性拟合，富金属星团的峰值在[Fe/H]=-0.6 dex，贫金属星团的峰值在[Fe/H]=-1.7 dex。
2001-02-07 astro-ph
Color distribution of galaxies in the CFHTLS-Deep fields
我们提出的CFHTLS深场巡天数据发布03星系的颜色分布上获得的结果。测光红移已经使用标准的SED拟合方法计算，使用新版本的公共代码HyperZ（New-HyperZ）。在四个CFHTLS Deep场中，在u和r波段绝对光度的完整性限制内，选择了具有0<z<1.3区间的光度红移的大样本星系。我们研究了星系的色分布随红移、光度和局域密度的变化。我们的研究结果是一致的双峰颜色分布，其中红色星系占主导地位的最高光度到z~0.6。一个重要的蓝色和明亮的星系群体出现在这个红移之外，随着红移而增加。在z~1.3范围内，观测到在给定的红移下，星系的颜色分布随光度的变化呈现出强烈的演化，而在固定光度下，星系的局域密度随光度的变化则较为温和。
2006-12-15 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: Color and Luminosity Distributions
利用哈勃空间望远镜Wide Field/Planetary Camera 2的成像数据研究了天炉座星系团中三个早型星系的球状星团的亮度和B-I色分布。在大多数情况下，我们推导出的光度函数在B = 26.6时完成了50%以上。我们发现NGC 1399中心区域的球状星团和它的近邻NGC 1404的颜色分布是双峰的，在统计上是不可区分的。从这两个星系的颜色分布推断，它们的金属丰度分布与M 87非常相似。NGC 1399的光度函数也与M 87非常相似，比较它们各自的峰值星等表明，天炉座星团与本星系群的距离与室女星系团的距离几乎相同。由此我们导出H_0 = 82 +/- 8 km/s/Mpc，这里的不确定性只反映了随机误差的影响。我们在距离NGC 1399 440 kpc的投影距离处发现的未分辨物体的数量与紧凑的背景星系一致，尽管WFPC 2的小视场不允许我们对星系际球状星团的数量进行严格的限制。在NGC 1316周围探测到的天体的光度函数更接近于指数而不是对数正态分布，这些天体的颜色和大小分布都将它们与NGC 1399周围的星团区分开来。我们认为这些天体更类似于银河系中的老疏散星团，而不是典型的早型星系中的球状星团。
1998-09-17 astro-ph
Clustering of Intermediate Luminosity X-ray selected AGN at z~3
本文首次给出了z~3处X射线选择活动星系核的聚类结果。利用Chandra X射线成像和MUSYC测光仪在ECDF-S场中的UVR光学色，我们选取了58个z~3活动星系核候选者。从光学数据中，我们还选择了2.8<z< 3.8且R<25.5的1385 LBG。我们进行了自相关和互相关分析，在这里，我们提出的聚类幅度和每个样本的暗物质晕质量的结果。对于LBG，我们发现相关长度为r_0，LBG = 6.7 +/- 0.5 Mpc，这意味着偏差值为3.5 +/- 0.3，暗物质（DM）晕质量为log（Mmin/Msun）= 11.8 +/- 0.1。AGN-LBG互相关得到r_0，AGN-LBG = 8.7 +/- 1.9 Mpc，这意味着在2.8<z<3.8时，AGN的偏差值为5.5 +/- 2.0，DM晕质量log（Mmin/Msun）= 12.6 + 0.5/-0.8。在Lambda CDM宇宙学中，暗物质晕的演化意味着这些z~3活动星系核存在于典型光度为7+4/-2L * 的高质量星系中。
2007-11-26 astro-ph
The clustering of SDSS galaxy groups: mass and color dependence
我们使用一个从SDSS DR 4中选择的星系群样本，并使用一个基于自适应晕的星系群发现器来探测星系群的聚类强度如何取决于它们的质量和颜色。特别是，我们确定不同质量的组的相对偏差，以及具有相同质量但具有不同颜色的组的相对偏差。与以前的研究一致，我们发现，更多的大规模集团更强烈的集群，和推断的质量依赖的晕偏差是在很好的协议与预测的$Λ$ CDM宇宙学。关于颜色的依赖性，我们发现，集团与红色的中心是更强烈的集群比集团相同的质量，但与蓝色的中心。当一个星系团的颜色被定义为它的成员星系的总颜色时，也会得到类似的结果。颜色依赖性在质量较小的组中更突出，在质量为$\gta 10^{14}\msunh$的组中变得不显著。我们构建了一个模拟星系红移调查构建的大型千禧年模拟，根据Croton等人的半分析模型的星系填充。应用我们的小组发现这个模拟调查，并分析模拟数据的方式完全相同的真实数据，我们能够准确地恢复模型中的晕偏差的内在质量和颜色依赖性。这表明，我们的群体发现算法和我们的方法分配群体的质量不诱导虚假的质量和/或颜色的依赖关系的群体星系关联函数。半解析模型揭示了相同的颜色依赖的晕偏差，我们发现在我们的组目录。然而，在具有$M\sim 10^{12}\msunh$的晕中，模型中的颜色依赖性的强度比数据中的要强得多。
2008-07-15 astro-ph
Evolution and Color-Dependence of the Galaxy Angular Correlation Function: 350,000 Galaxies in 5 Square Degrees
当应用于深测光星表时，两点角关联函数w（θ）是星系成团性质演化的灵敏探针。在这里，我们使用了一个约350，000个星系的样本，在5个不同的视场中，总共覆盖了5度^[2]，给出了在I_AB=24的深度范围内，w（θ）作为I_AB星等和（R-I）色的函数的测量结果。利用早期DEEP 2星系红移巡天数据中的3319个星系的红移，我们构造了0<z1 ~ z=0的星系红移分布与IAB、RAB星等和（R-I）色的函数<2. We constrain models of the redshift evolution of galaxy clustering and find that significant growth of clustering has occurred from z>关系.同动标度长度x_0随红移线性变化的模型x_0（z）=x_0（0）（1-Bz）比Groth和Peebles（1977）提出的“X”模型更适合于数据。集群属性强烈依赖于观察到的（R-I）颜色，最红和最蓝的星系表现出大的集群振幅和陡峭的斜率。不同的观察到的（R-I）颜色范围是非常不同的红移制度敏感。（R-I）~1.5的红星系位于z~0.85的窄红移范围内，在z=0.85时，星系团的共动尺度长度为x_0=5.0 +/-0.3Mpc/h。这些星系具有早期型光谱，可能是大质量局部椭圆星系的祖先。（R-I）~0的…
2004-12-02 astro-ph
A statistical study of nearby galaxies - I: NIR growth curves and optical-to-NIR colors as a function of type, luminosity and inclination
近红外（NIR）的幅度作为孔径的函数的增长曲线已经建成，并用于从文献中获取的孔径数据来获得近红外总幅度。通过与光学和红移数据的互相关，计算了大约1000个不同类型星系的绝对星等和光学-近红外颜色。观察到显着的颜色梯度，强调小孔径的颜色可能会导致一个有偏见的图片的恒星星族的星系。使用各种估计器考虑到固有的散射的统计分析已被执行，以建立之间的关系的颜色，形态类型，倾斜或形状，和固有的光度。光学和近红外光谱的结合显然应该提高我们对星系演化的理解。尽管有内在的散射，特别是在恒星形成的星系中，光学到近红外的颜色显示了一个非常明确的序列，从椭圆星系到不规则星系，蓝色由1.3等。螺旋星系的颜色随着倾斜度的增加而强烈变红，并对灭绝的建模提出了新的限制。透镜状星系没有观察到这种效应。我们还发现，更圆的椭圆星系往往更红。在每种类型的内部都观察到了颜色-绝对星等关系，早期和中期螺旋的斜率比椭圆星系或晚期螺旋的斜率明显更陡。这强调了在研究星系的恒星形成历史时，同时考虑质量和类型的重要性。
1999-04-21 astro-ph
The bimodal galaxy color distribution: dependence on luminosity and environment
我们分析了24346个星系的u-r颜色分布，其中Mr<=-18和z<0.08，来自Sloan数字巡天的第一次数据发布，作为光度和环境的函数。颜色分布与两个高斯分布很好地拟合，我们使用这两个高斯分布将样本分为蓝色和红色群体。在固定的光度下，蓝（红）色分布的平均颜色几乎与环境无关，只有微弱的显著性（~3sigma）检测到颜色变红0.1-0.14（0.03-0.06）等的趋势，局部密度增加约100倍，其特征是在+/-1000 km/s红移切片内的星系表面密度。相比之下，在固定的光度下，红色分布的星系比例是局部密度的强函数，从最低密度环境中的约10- 30%增加到最高密度环境中的约70%。在我们的样本中，最亮（-23<Mr<-22）和最暗（-19<Mr<-18）的星系的这种趋势的强度是相似的。在星系团的维里化区域内的红星系的分数没有显着的速度色散的依赖。即使在最低密度的探索中，也存在大量的红色星系，它们可能是化石群。我们认为，今天大多数恒星形成星系的演化速度主要取决于它们的内在性质，而与它们的环境无关。任何由环境引发的从蓝色到红色的转换都必须在短时间尺度上发生，或者优先发生在高红移，以保持颜色分布的简单高斯性质。该机制必须对明亮和暗淡的星系都有效。
2004-06-10 astro-ph
The Co-Formation of Spheroids and Quasars Traced in their Clustering
我们比较观察到的类星体和星系的红移，质量，光度和颜色/形态的函数的集群，约束类星体加油和球状体BH共同进化的模型。高红移类星体被证明是从当地早期型星系的祖先，与特征类星体光度L* 反映了一个特征质量的“活跃”BH/主机人口在每个红移。发展观察到的高z类星体集群z=0预测集群的趋势，在“类星体残骸”作为一个函数的恒星质量相同的早期类型观察。然而，类星体聚集并不简单地反映观察到的早期（或晚期）类型的人口;在每个红移，类星体集群作为一个“中间”的人口。通过与椭圆星系恒星星族年龄的比较，我们发现这个“中间”恒星族代表了每个历元中正在经历或结束最后一次重要恒星形成的椭圆星系。假设类星体触发与椭圆星系的形成/终止时期相关联，预测类星体聚集在所有观测到的红移，没有任何模型依赖或假设类星体的光变曲线，寿命或吸积率。这对于盘或类星体晕不是真的：即类星体一般不追踪恒星形成、盘或晕组装。类星体在所有z上的聚集与一个恒定的晕质量~ 4 × 10 ^{12} M_sun相一致，类似于局部的“群尺度”。“这些观测结果支持了一种假设，即主要的合并引发了类星体活动，并主导了明亮的高Z类星体群。我们表明，类星体集群与亮度在z~1的测量可以用来约束不同的低光度活动星系核燃料机制，以及高z集群是敏感的系统是否'关闭'的增长在z>3。
2007-06-18 astro-ph
Colors, magnitudes and velocity dispersions in early-type galaxies: Implications for galaxy ages and metallicities
本文分析了斯隆数字巡天中39320个早型星系的色-星等-速度色散关系。我们证明，颜色星等关系是完全的事实，即这些星系的光度和颜色与恒星速度色散的后果。先前对红移范围内的色-星等关系的研究表明，早型星系的光度是其金属丰度的指标，而该关系的颜色残差则是其恒星光度加权年龄的指标。我们表明，这一点，当我们发现速度色散起着至关重要的作用相结合，有一些有趣的影响。首先，具有大速度色散的星系往往更老（即，它们向颜色-幅度关系的红色散射）。类似地，具有大动力学质量估计的星系也往往更老。此外，在固定的光度下，较小的星系，或具有较大的速度色散，或更大的质量，往往更老。其次，速度色散最大的星系也是最缺乏金属的星系的模型很难与我们的数据相一致。然而，在固定的速度色散下，星系有一个年龄和金属丰度的范围：较老的星系有较小的金属丰度，反之亦然。最后，速度色散与光度的关系图可以用作年龄指标：恒定年龄的线与速度色散和光度之间的相关性平行。
2004-09-23 astro-ph
The Luminosity and Color Dependence of the Galaxy Correlation Function
我们研究了斯隆数字巡天中星系2点关联函数对光度和颜色的依赖性，从200，000个2500度^2以上的星系样本开始。我们集中在投影关联函数w（r_p）上，它直接与实空间n（r）相关。w（r_p）的振幅随着光度的增加而不断增大，在特征光度L_* 以上上升得更陡。红星系在所有光度下都表现出更高的振幅和更陡的关联函数。蓝色星系的相关振幅随着光度的增加而不断增加，但红色星系的光度依赖性不太规则，明亮的红色星系在大尺度上更强烈地聚集在一起，而微弱的红色星系在小尺度上更强烈地聚集在一起。我们解释这些结果使用晕占据分布（HOD）模型假设和谐的宇宙学参数。对于大多数样品，具有两个可调参数的HOD模型比幂律模型更好地拟合了w（r_p）数据，解释了r_p ~ 1-3 Mpc/h的拐点是ω（r）的1-halo和2-halo区域之间的过渡。当亮度阈值L以上时，中心星系晕的最小质量随M_min ~ L的增大而增大，当亮度阈值L以上时，最小质量随M_min ~ L的增大而增大。一个平均晕中有一个比L亮的卫星星系的质量为M_1 ~ 23 M_min（L）。这些结果意味着一个有条件的光度函数（在固定的晕质量），其中中央星系位于远高于Schechter函数外推的卫星人口。HOD模型很好地解释了联合亮度颜色依赖的w（r_p）的中心和卫星人口的颜色分数作为晕质量的函数。推断的HOD性能与理论预测有很好的定性一致。
2005-09-01 astro-ph
The VIMOS-VLT Deep Survey: Dependence of Galaxy Clustering on Luminosity
利用第一纪元VIMOS-VLT深度巡天（VVDS）的观测数据，研究了星系成团与z ~ 1处内禀光度的关系。我们测量了有效红移=0.9，中位绝对星等为-19.6< M_B <-21.3的一组有限体积样本的星系投影两点关联函数w_p（r_p）<z>。我们发现，在M_B^* 附近，团簇的强度在上升，明显地比在低红移处观察到的有一个更尖锐的转折。观察到关联函数的斜率从γ=1.6^{+0.1}-0.1}到γ=2.4^{+0.4}-0.2}显著变陡。这是由于w_p（r_p）的形状发生了显著变化，对于最明亮的样品，w_p（r_p）的形状越来越偏离幂律，在小尺度（< 1-2 h^{-1} Mpc）下，w_p（r_p）的形状出现了强烈的上升。这种趋势，没有观察到本地，也导致了强烈的规模依赖的相对偏差，b/b*，并可能意味着一个显着的变化，在明亮的星系跟踪暗物质晕在z ~ 1相对于z ~ 0。
2006-12-12 astro-ph
Modeling Galaxy Clustering with Cosmological Simulations
我回顾了最近的进展，在宇宙学模拟的理解和建模星系团，重点是基于高分辨率无耗散模拟模型。在过去的十年中，显着的进步，我们的理解丰度和集群的暗物质晕允许建设准确的，定量模型的星系集群在线性和非线性制度。最近几项研究的结果表明，用一个简单的非参数模型对晕圈速度和它们所在星系的光度之间的关系进行无耗散模拟，可以预测晕圈的形状、振幅、两点关联函数与光度的关系与SDSS数据中z~0和DEEP 2样品中z~ 0观测到的星系成团非常一致1在投影分离的整个探测范围内。特别地，在SDSS和DEEP 2亮度选择样本中，关联函数从幂律形式的小尺度上转被很好地再现。在z~3-5处，预测结果与观测到的Lyman-break星系（LBG）的角两点关联函数的大小尺度形状和振幅相匹配，包括理论上预测的小尺度上的强上转。这表明，像在较低的红移样本中的星系一样，LBG是整个晕人口的公平示踪剂，并且它们的光度与它们的暗物质晕的圆速度（以及质量）密切相关。
2006-07-20 astro-ph
