The Invisibles: A Detection Algorithm to Trace the Faintest Milky Way Satellites
使用宽视场测光目录开发了一种专门的数据挖掘算法，能够系统有效地搜索银河系（MW）晕中分辨率极低的表面亮度卫星星系。测试和校准的斯隆数字巡天数据发布6（SDSS-DR 6），我们恢复所有15 MW卫星最近发现的SDSS，6个已知的MW/本地组dSphs的SDSS足迹，和19个以前已知的球状和疏散星团。此外，还发现了30个点源超密度，对应于没有编目的天体。该算法的检测效率已经通过模拟嵌入在SDSS中观察到的典型星场中的300多万颗模型卫星进行了仔细的量化，涵盖了广泛的参数，包括星系距离，尺度长度，光度和银河系纬度。
2008-07-25 astro-ph
SDSS Survey for Resolved Milky Way Satellite Galaxies II: High-Velocity Clouds in the Early Data Release
在本文中，我们限制了恒星的内容13高速云（HVC，包括1紧凑HVC）使用的检测限的一个新的调查解决银河系卫星星系在斯隆数字巡天早期数据发布（EDR）。我们的分析对银河系维里半径内的恒星协很敏感，这些恒星协比已知最暗的银河系卫星暗50倍。从统计学上讲，我们没有发现与任何云相关的恒星密度过高。这些未探测到的结果表明，假设云距为50和300千秒差距，并使用3'和7'的基准光学标度长度，M_{HI} /L_V的下限在~ 0.2和250之间。我们探讨这些非检测的HVC的起源的影响。
2002-08-13 astro-ph
Constraining the Projected Radial Distribution of Galactic Satellites with the Sloan Digital Sky Survey
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本来约束孤立~ L* 星系周围卫星的投影径向分布。我们采用来自高分辨率宇宙学模拟模拟的模拟星系目录调查的影响，闯入者的污染，并表明闯入者显着偏置卫星的投影径向分布的估计斜率。我们还表明，在星系周围的闯入者的分布预计是不均匀的速度空间，因为星系聚集在拥挤的环境中。因此，成功的侵入者污染校正方法应该考虑到宿主星系的环境。两个这样的新方法，其中最可靠的是用来校正的SDSS星系样本的分析中的闯入者污染。在体积有限的SDSS样本中，卫星的干扰物校正表面密度分布的最佳拟合幂律斜率Sigma（R）~ R^alpha为alpha ~ -1.7 +/- 0.1，与星系和卫星的光度无关。与Lambda-CDM模拟的比较表明，SDSS卫星的径向分布比银河系大小的晕周围的亚晕更加集中，尤其是在R < 100 kpc/h时。预测的暗物质径向分布比SDSS卫星的轮廓更集中，但对我们的样本来说，这种差异在统计上并不显著。
2006-03-22 astro-ph
An SDSS Survey For Resolved Milky Way Satellite Galaxies I: Detection Limits
我们提出了一个新的调查解决低表面亮度卫星星系的银河系的探测极限，斯隆数字巡天（SDSS）的基础上。我们的调查利用SDSS的主要优势（多色测光，深度，大规模，和均匀性）相结合的过滤器平滑与限制的幅度和颜色空间，以寻找低表面亮度星系和恒星对应的紧凑高速云到银河系的维里半径（350千秒差距）。我们计算出的一个纯粹的老恒星星族的检测极限随着星系的大小和距离在mu_{V,0} = 26.7和30.1 mag/sq“之间变化。这些限制将使我们能够探测到表面亮度比六分仪暗0.5 -3.9 mag/sq“的系统，六分仪是已知的最低表面亮度的本星系群成员。我们的调查不仅是敏感的较低的表面亮度恒星星族比以前的本地集团调查，但也将使我们能够作出公正的和明确的评估所观察到的本地集团星系光度函数的完整性，使我们可以比较的结果与各种结构形成的情况下的预测。
2001-11-01 astro-ph
Testing gravity with motion of satellites around galaxies: Newtonian gravity against Modified Newtonian Dynamics
卫星星系在50-500 kpc距离上围绕正常星系的运动为理论提供了一个敏感的测试。我们研究了斯隆数字巡天中孤立星系周围卫星的表面密度和速度。我们发现卫星表面的数密度随投影距离的增加呈幂律下降，斜率为-1.5-2。均方根速度逐渐下降：观测排除了10 sigma水平的恒定速度。我们发现，观测数据强烈支持标准模型：所有三个主要的统计卫星的数量密度分布，视线的速度色散，和速度的分布函数-同意非常好的标准宇宙模型的预测。因此，标准模型的成功扩展到（50-500）千磅级，比以前考虑的要低得多。MOND在这些尺度上失败的模型，假设任何单一的幂律数密度分布的卫星和任何恒定的速度各向异性预测近恒定的均方根速度的卫星。卫星数据可以通过微调模型来拟合，这需要（1）特定的非幂律密度分布，（2）距离很远的径向轨道（在200-300 kpc时速度各向异性β =0.6-0.7），以及（3）比星系中发现的恒星质量大2-2.5倍。外部重力--MOND的一个必要组成部分--使情况变得更糟。我们认为，结合卫星数据和恒星质量的观测限制，使这些模型非常成问题。
2008-09-01 astro-ph
Numerical Color-Magnitude Diagram Analysis of SDSS Data and Application to the New Milky Way satellites
我们已经测试了应用程序的软件包匹配斯隆数字巡天数据，它适合色星等图（CMD）估计恒星星族参数和距离。在一组六个球状星团上的测试表明，这些技术恢复了它们的已知性质。使用CMD拟合软件的新方法使我们能够处理沿着视线的恒星分布，限制人口稀少的物体的整体属性，并在广域调查中检测恒星过密度的存在。然后，我们也适用于匹配的CMD最近发现的12个银河系卫星，以统一的方式获得他们的距离，年龄和金属丰度。虽然它们中的大多数看起来与单一的恒星星族一致，但CVn I，Uma II和Leo T（仅从SDSS数据来看）表现出更复杂的历史，具有多个恒星形成时期。
2008-01-27 astro-ph
Satellite Kinematics II: The Halo Mass-Luminosity Relation of Central Galaxies in SDSS
卫星星系的运动学反映了它们所处的扩展的暗物质晕的质量，从而揭示了它们对应的中心星系的质光关系。在本文中，我们选择了一个大样本的中心和卫星从斯隆数字巡天（SDSS）和测量的运动学（速度色散）的卫星星系作为中央星系的$r$波段光度的函数。使用的分析框架中提出的文件I，我们使用这些数据来推断{ \it两者}的平均值和中心星系的MLR的散射，仔细考虑到选择效应和偏差引入的堆叠程序。正如预期的那样，平均而言，更明亮的中心位于更大的晕中。此外，我们发现，在晕质量的散射中心的一个给定的光度，$σ_{\log M}$，也增加了光度增加。正如我们所证明的，这与$σ_{\log L}$是一致的，它反映了条件概率函数$P(L_c|M)$中的散射，与晕质量无关。我们的卫星的运动学分析收益$σ_{\log L}=0.16\pm0.04$，在良好的协议与集群和集团目录的约束，并从半解析模型的预测星系形成。因此，我们得出结论，在星系形成的随机性，这是由$σ_{\log L}$的特点，是很好的约束，是独立的晕质量，并在很好的协议与当前的星系形成模型。
2008-07-30 astro-ph
Weak Lensing of Galaxy Clusters in MOND
利用MOND理论研究了星系团的弱引力透镜效应。计算了A1689、CL0024+1654、CL1358+6245三个星系团的背景星系的剪切和会聚以及42个SDSS（Sloan Digital Sky Survey）星系团的平均轮廓，并与观测数据进行了比较。质量分布被建模为X射线气体，星系和暗晕的总和。对于作为角半径函数的剪切，MOND预测的斜率比数据更小，而与临界加速度参数$g_0$无关。为了解释任何$g_0$和三个插值函数的数据，必须使用暗晕。如果暗晕是由大量中微子组成的，那么它的质量应该大于2 eV。然而，该约束仍然依赖于暗晕模型，并且存在系统的不确定性，因此需要更仔细的研究来施加严格的约束。
2007-10-31 astro-ph gr-qc hep-ph
Andromeda IX: A New Dwarf Spheroidal Satellite of M31
我们报告的发现，一个新的矮球状卫星M31，仙女座IX，解决恒星测光从斯隆数字巡天（SDSS）的基础上。使用SDSS和公共档案数据，我们已经估计了它的距离和其他物理性质，并将其与以前已知的矮球状伴星仙女座V的性质进行了比较，仙女座V也被SDSS观测到。仙女座IX是迄今为止发现的表面亮度最低的星系（mu_{V} ~ 26.8 mag arcsec^-2），在我们估计的距离仙女座IX红巨星分支尖端的位置（m-M）_{0} ~ 24.5（805 kpc）处，仙女座IX也将是已知最暗的星系（M_{V} ~ -8.3）。
2004-08-16 astro-ph
The Galaxy Content of SDSS Clusters and Groups
斯隆数字巡天的成像数据被用来描述MaxBCG算法探测到的星系群和星系团的特征。本文研究了在红移0.1 < z < 0.3的范围内，亮星系团的光度、伴星系光度和伴星系色的分布与星系团性质的关系。数据集的大小允许我们在许多箱中测量星系团的丰富度，半径和红移。我们发现，在r_200范围内，质量大于3e ~（13）h ~（-1）M_sun的星团，红、蓝卫星的光度函数对丰富度的依赖性都很弱。我们进一步发现，当亮度大于^{0.25}M_i - 5log（h）<-19时，卫星光度函数的形状不依赖于星团中心距离。然而，微弱的红色和蓝色星系的混合发生了巨大的变化。卫星的红色部分取决于星系团的中心距离、星系光度和星系团质量，并且在红移0.28和0.2之间增加约5%，与丰富度无关。我们发现BCG光度与星系团的丰富度密切相关，标度为L_{BCG} ~ M_{200} ^{0.3}，并且在固定的丰富度下具有高斯分布，对于大质量星系团，sigma_{log L} sigma_{log L} ~ 0.17。BCG光度与总星系团光度和特征卫星光度的比值与星系团丰富度密切相关：在较丰富的系统中，BCG贡献的总光的比例较小，但与典型卫星相比更亮。这项研究证明了互相关技术的力量，用于测量星系人口在纯粹的光度数据。
2007-10-22 astro-ph
Dynamical Confirmation of SDSS Weak Lensing Scaling Laws
星系质量可以用各种方法来估计;每种方法适用于不同的情况，每种方法都有不同的系统不确定性。用另一种技术的分析来证实一种技术所获得的结果是特别重要的。最近SDSS弱透镜测量的投影质量关联函数揭示了星系光度和暗物质晕的深度之间的线性关系（测量260 \hinv千秒差距尺度）。在这项工作中，我们使用一个完全独立的动力学方法来证实这些结果。我们首先收集了618个相对孤立的宿主星系的样本，它们被总共1225个基本上较暗的卫星所包围。我们观察这些主机的平均动力学效应对他们的卫星的运动组装速度差直方图。除以主机属性的样本，我们发现显着的变化，卫星速度色散与主机光度。我们量化这些变化，使用一个简单的动力学模型，测量\mtsd的动态质量在260 \hinv千秒差距。通过在N体模拟中进行类似的分析来检查该质量重建的适当性。动力学和透镜的质量到光的标度之间的比较显示出合理的协议，提供了一些定量的确认透镜的结果。
2002-04-23 astro-ph
Galaxy halo masses and satellite fractions from galaxy-galaxy lensing in the SDSS: stellar mass, luminosity, morphology, and environment dependencies
The relationship between galaxies and dark matter can be characterized by the halo mass of the central galaxy and the fraction of galaxies that are satellites. Here we present observational constraints from the SDSS on these quantities as a function of r-band luminosity and stellar mass using galaxy-galaxy weak lensing, with a total of 351,507 lenses. We use stellar masses derived from spectroscopy and virial halo masses derived from weak gravitational lensing to determine the efficiency with which baryons in the halo of the central galaxy have been converted into stars. We find that an L* gal…
2006-05-01 astro-ph
Galaxy Groups in the SDSS DR4: II. halo occupation statistics
我们调查各种晕占领统计使用一个大的星系群目录构建的SDSS DR 4与自适应晕为基础的组查找。条件光度函数（CLF）分别测量所有，红色和蓝色星系，以及在中央和卫星星系。中心星系和卫星星系的CLF分别可以用对数正态分布和修正的Schechter形式来模拟。大约85%的中央星系和大约80%的卫星星系在质量为$M_h\ga 10^{14}\msunh$的晕中是红星系。在含有$M_h \sim 10^{12}\msunh$的晕中，这些数字分别降低到50%和40%。对于给定质量的晕，中央星系的光度分布$L_c$的色散约为0.15 dex。中央星系的平均光度（恒星质量）与晕质量成比例，对于质量为$M\gg 10^{12.5}\msunh$的晕，其$L_c\propto M_h^{0.17}$（$M_{*,c}\propto M_h^{0.22}$），并且对于质量较小的晕，这两种关系都明显陡峭。我们还测量了第一个和第二个最亮（质量最大）的成员星系$\log L_1 - \log L_2$（$\log M_{*,1}-\log M_{*,2}$）之间的光度（恒星质量）差距。这些间隙统计数据，特别是在具有$M_h \la 10^{14.0}\msunh$的晕中，表明中央星系的光度与其卫星星系的光度明显不同。化石群的分数，定义为具有$\log L_1 - \log L_2\ge 0.8$的那些群，范围…
2007-12-20 astro-ph
Galaxy Groups in the SDSS DR4: III. the luminosity and stellar mass functions
使用一个大的星系群目录构建从斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR4）与自适应晕为基础的组查找器，我们调查的光度和恒星质量的功能不同的人口的星系（中央与卫星;红色与蓝色;和星系在不同的质量组）和组本身。条件恒星质量函数（CSMF）描述了中心星系和卫星星系在给定质量的晕中的恒星分布，可以分别用对数正态分布和修正的Schechter形式来模拟。平均而言，中央星系的数量是卫星星系的3倍。在卫星群中，红色星系一般比蓝色星系多。对于中心星族，光度函数主要由大质量端的红色星系和低质量端的蓝色星系组成。然而，在质量非常低的一端（$M_\ast \la 10^9 h^{-2}\Msun$），红色中心的数量显著增加。我们推测，这些星系位于靠近大晕，使他们的恒星形成被截断的大尺度环境。星系群的恒星质量函数可以用双幂定律很好地描述，其特征恒星质量为$\sim 4\times 10^{10}h^{-2}\Msun$。最后，我们用中心星系的观测恒星质量函数来约束低质量晕的恒星质量-晕质量关系，并得到了$M_h \ll 10^{11} \msunh$的$M_{\ast, c}\propto M_h^{4.9}$。
2009-01-14 astro-ph
The Luminosity Function of the Milky Way Satellites
我们量化了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5中恒星银河系卫星的可探测性。我们发现，最近发现的SDSS-卫星的有效搜索量强烈依赖于它们的光度，其最大距离，$D_{max}$，大大小于银河系晕的维里半径。计算最大可达体积，$V_{max}$，为所有微弱的检测到的卫星，允许计算银河系卫星星系的光度函数，定量说明其可探测性。我们发现，卫星星系的数量密度继续上升，对低光度，但可能会平坦的$M_V \sim -5$内的不确定性，光度函数可以描述为一个单一的幂律$dN/dM_{V}= 10 \times 10^{0.1 (M_V+5)}$，跨越光度从$M_V=-2$所有的方式光度的大麦云。将这些结果与几个半解析星系形成模型进行比较，我们发现它们的预测与数据有很大的不同：无论是光度函数的形状，还是模型的表面亮度分布，都不匹配。
2008-05-19 astro-ph
Properties of Galaxy Groups in the SDSS: I.-- The Dependence of Colour, Star Formation, and Morphology on Halo Mass
使用一个大的星系群目录构建的SDSS，我们调查各种星系的性质和晕质量之间的相关性。我们根据星系的颜色和特定的恒星形成率，将星系分为早期类型、晚期类型和中间类型。在固定的光度下，早型分数随晕质量的增加而增加。最重要的是，这种质量依赖性是平滑的，并且在探测的整个质量范围内持续存在，在任何质量尺度下都没有任何中断或特征。我们认为，以前声称的星系群尺度上的特征是一个文物的环境估计。在固定的晕质量，光度依赖的类型分数是令人惊讶的弱：星系类型更强烈地依赖于晕质量比光度。我们还发现，早型分数随晕心半径的增加而减小。与以前的研究相反，我们发现，这种径向依赖性也存在于低质量晕。卫星星系的性质与其中心星系的性质密切相关。特别是，早期型卫星的比例是显着较高的晕与早期型中央星系比在晕的质量相同，但晚型中央星系。这种现象，我们称之为“银河一致性”，存在于所有质量的晕和所有光度的卫星中。最后，中间型星系的比例总是~ 20%，与光度无关，与晕质量无关，与晕中心半径无关，与星系是中心星系还是卫星星系无关。我们讨论了所有这些发现对星系形成和演化的影响。
2005-09-06 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
Galaxy-galaxy weak lensing in SDSS: intrinsic alignments and shear calibration errors
星系-星系透镜现象已经成为研究星系暗物质晕的有力工具，但是如果将透镜星系的内在排列的卫星星系作为源样本的一部分，就会受到污染。我们提出了一个测量这种内在的剪切使用200,747透镜星系从斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本和样本的卫星选择使用光度红移。在30- 446 $h^{-1}$ kpc的横向间距处的平均内禀切变被限制为$-0.0062<Δγ<+0.0066$（99.9%的置信度，包括已确定的系统学），这就把星系-星系透镜信号的污染限制在这些尺度上至多为$\sim 15$ %。我们提出这些限制作为横向分离和透镜光度的函数。我们进一步调查剪切校准偏差的SDSS，这也可以影响星系星系透镜，并得出结论，剪切振幅校准优于18%.This包括噪声引起的校准偏差的椭圆率，这是小的样本考虑在这里，但这可能是更重要的，如果使用低信噪比或分辨率差的源星系。
2004-06-02 astro-ph
Properties of Galaxy Groups in the SDSS: II.- AGN Feedback and Star Formation Truncation
成功地再现星系光度函数和双峰的星系分布需要一个机制，可以截断恒星形成的大规模晕。目前的星系形成模型考虑了两种截断机制：作用于卫星星系的绞窄作用和主要影响中央星系的活动星系核反馈作用。这些过程的效率将星系的蓝色部分设定为星系光度和晕质量的函数。在本文中，我们使用从斯隆数字巡天（SDSS）提取的星系群目录来确定这些分数。为了证明这些数据作为星系形成模型基准的潜在能力，我们将结果与Croton等人（2006）的星系形成半分析模型进行了比较。虽然这个模型准确地拟合了星系人口的全球统计数据，以及条件光度函数的形状，但当星系的蓝色部分作为质量和光度的函数在观测和模型之间进行比较时，存在显着的差异。特别是，该模型预测（i）太多的暗卫星星系在大规模的晕，（ii）卫星的蓝色部分是太低，（iii）蓝色部分的中心是太高，并与反光度依赖。在相同的顺序，我们认为，这些差异是由于（i）忽视潮汐剥离的半分析模型，（ii）的扼杀过于简化的治疗，（iii）不正确的尘埃灭绝和/或活动星系核的反馈建模。这里提出的数据将被证明是有用的测试和校准未来的模型的星系形成，特别是区分各种模型的活动星系核反馈和其他恒星形成截断机制。
2006-06-19 astro-ph
A Curious New Milky Way Satellite in Ursa Major
在这封信中，我们研究了大熊座的局部恒星过密度，首先在斯隆数字巡天（SDSS）数据中发现，随后用斯巴鲁成像进行了跟踪。它的色星等图（CMD）显示了一个定义明确的次巨星分支，主序星序和关闭，我们估计距离约为30 kpc，预计大小约为250 x 125 pc。CMD表明一个复合人口与金属丰度和/或年龄的一些范围。基于它的范围和恒星星族，我们认为这是一个以前未知的银河系卫星星系，在此以其星座命名为大熊座II（Uma II）。利用SDSS观测数据，我们发现它的绝对星等为MV-3.8，这将使它成为已知最暗的卫星星系。Uma II的等照度线是不规则和扭曲的，有多个浓度的证据;这表明卫星正在分裂的过程中。
2006-07-04 astro-ph
Probing the Intrinsic Shape and Alignment of Dark Matter Haloes using SDSS Galaxy Groups
我们研究了斯隆数字巡天数据发布4中星系群的三维和投影形状，并研究了中央星系的取向和卫星星系的空间分布之间的对齐。一个星系群的投影椭圆率是用其成员星系离散分布的矩来测量的。我们推断的三维和投影轴比的暗物质晕通过比较测量的椭圆率分布与那些从蒙特卡罗模拟投影，三轴暗物质晕与不同的轴比。我们发现晕的形状对晕的质量有很强的依赖性。低质量星系团的晕几乎是球形的，而大质量星系团的晕则倾向于扁长形。对于至少包含四个成员的星系群，它们测量的椭圆率的统计分布并不强烈依赖于它们中心星系的颜色。我们的分析进一步表明，具有$12<{\rm log}[M/(h^{-1}M_{\odot})]\leq15$的晕的平均三维轴比约为$1:0.46:0.46$，导致投影轴比为$\sim 0.77$。我们的结果之间的取向的中央星系的一组和他们的卫星星系的分布之间的对齐是在广泛的协议与杨等人所获得的。卫星星系的分布优先与中央星系的主轴对齐，与一个明确的依赖于晕质量和星系的颜色。（节略）
2008-01-07 astro-ph
Evolution in the Halo Masses of Isolated Galaxies between z~1 and z~0: From DEEP2 to SDSS
利用DEEP 2星系红移巡天和Sloan数字巡天的数据，测量了z~1和z~0之间孤立~ L* 星系的维里质光比（M_{200} /L_B）和维里星质量比（M_{200} /M_ \ast）的演化。利用孤立星系周围的卫星星系的运动，我们测量的视线速度色散和推导出这些宿主星系的暗物质晕维里质量。在这两个时期，卫星的速度色散与宿主星系的恒星质量σ \propto M_ \ast^{0.4+/-0.1}相关，而卫星速度色散与宿主星系B波段光度之间的关系可能会从z~1处的σ \propto L_B^{0.6+/-0.1}到z~0处的σ \propto L_B^{0.4+/-0.1}变浅。M_200/M_ \ast从z~1到z~0的演化表现出双峰性，因为恒星质量低于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系保持恒定的比率（内禀增加被限制在1.1+/-0.7倍）而高于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系经历4+/-倍3维里-恒星质量比的增加。这个结果很容易理解，如果低于这个恒星质量尺度的星系继续形成恒星，而在这个尺度以上的星系中的恒星形成是淬火和暗物质晕的星系以上和以下这个规模的增长根据LCDM宇宙学模拟。在U-B色中为红色的宿主星系具有较大的卫星色散，因此在z~1和z~0处平均比蓝色星系居住在更大质量的晕中。M_200/M_ \ast的红移和宿主星系恒星质…
2006-07-11 astro-ph
The Stromlo Missing Satellites Survey
Stromlo Missing Satellite（SMS）计划是一项重要的努力，旨在调查冷暗物质宇宙学在描述星系尺度上物质分布的能力方面是否存在缺陷，或者再次证明自己是一个强大的理论来进行观测预测。该项目将在银河系卫星数量、分布和物理特性方面取得前所未有的成果。这是迄今为止对光学难以捉摸的矮卫星星系进行的最深入，最广泛的调查，覆盖了南半球的整个20，000平方度。在未来五年内，将在六个光度带中分析150 TB的CCD图像，这些光度带比ANU SkyMapper望远镜产生的SDSS暗0.5-1.0等。(For更多详情见：http：//msowwww.anu.edu.au/jerjen/SMS_Survey.html）
2008-11-06 astro-ph
Modeling Galaxy-Galaxy Weak Lensing with SDSS Groups
我们使用从斯隆数字巡天（SDSS）选择的星系群与质量模型的个别群体，研究预期从不同的光度和形态类型的星系星系的星系透镜信号。我们将我们的模型预测与Mandelbaum等人（2006）从SDSS获得的观测结果进行了比较。观测结果在基于WMAP 3年数据的$Λ$ CDM模式中得到了很好的再现，但是具有更高$σ_8$的$Λ$ CDM模式，例如基于WMAP 1年数据的模式，显著地高估了星系-星系透镜信号。我们的模型，分别从不同的星系：中央与卫星，早型与晚型，和不同质量的晕星系透镜信号的贡献。我们还研究了预测的星系-星系透镜信号如何依赖于形状，密度分布和中央星系相对于其宿主晕的位置。
2009-01-15 astro-ph
Halos around edge-on disk galaxies in the SDSS
本文对斯隆数字巡天（SDSS）在五个波段拍摄的1047个盘状星系的晕辐射进行了统计分析。将这些星系的均匀尺度图像叠加起来，我们可以测量到深至μ r~31 mag/arcsec的表面亮度^[2]。这些结果有力地支持了盘星系周围星晕的普遍存在，其空间分布符合幂律$ρ\propto r^{-3}$，在一个中等扁平的椭球体中（c/a~0.6）.对g-r和r-i的颜色估计虽然不确定，但却清楚地表明了极红的恒星星族，暗示着年老和/或不可忽略的金属富集。这些结果支持了光环是通过卫星星系的早期合并而聚集的想法。
2003-09-23 astro-ph
Halo Model at Its Best: Constraints on Conditional Luminosity Functions from Measured Galaxy Statistics
（概要）使用条件光度函数（CLF）--星系在暗物质晕中的光度分布--作为基本的构建块，我们提出了一个星系分布的经验模型。该模型的预测进行了比较，从斯隆数字巡天（SDSS）在低红移，星系关联函数的相关函数COMBO-17调查在红移为0.6，深2调查在红移的单位，和大天文台深起源调查（GOODS）在红移约3。与统计测量的比较，使我们能够限制某些参数相关的分析描述，描述了一个暗物质晕和它的中央星系光度，它的卫星星系光度之间的关系，以及该晕的早期和晚期类型的星系的比例。最好的集群测量约束的单个参数是总的卫星星系光度平均晕质量分布探测的星系样本。对于SDSS，$<L_{\rm sat}> =(2.1^{+0.8}_{-0.4}) \times 10^{10}$ h ${-2}$ L $_{\sun}$，而对于$z \sim 3$的GOODS，$<L_{\rm sat}> < 2 \times 10^{11}$ h $^{-2}$ L $_{\sun}$。在给定的星系光度下，卫星星系的比例等数据并不受SDSS数据的强烈约束。我们使用我们的CLF建立晕质量的概率分布，其中给定光度的星系可以被发现无论是在晕中心或卫星。最后，为了帮助建立星系分布的进一步属性，我们提出了划分为两个明显不同的光度箱的星系之间的交叉聚类的测量。
2005-10-18 astro-ph
Modeling the Milky-Way Satellite galaxies
我们使用半解析的星系形成模型重新讨论了银河系卫星问题，并将预测的光度函数与最近的SDSS结果进行了比较。利用宇宙光电离，光度函数可以与$-15< M_{V} <-2$的数据得到广泛的一致。这种对先前半分析模型结果的改进（例如，Benson et al.2002）是从我们采用的星系合并历史和星系合并时间尺度的改进模型。非常微弱的卫星（$M_{v} > -5$）形成于$10^{4}K$（吸积前质量约为$10^{9} M_{\odot}$）上方维里温度的晕中，但它们的重子含量受到光电离的强烈抑制。我们模拟了暗晕的质量演化，并将预测的质光比与数据进行了比较。我们发现，卫星的发光半径内的测量总质量约为他们目前的总暗物质质量的5%。
2008-06-19 astro-ph
Galactic Satellite Systems: Radial Distribution and Environment Dependence of Galaxy Morphology
本文研究了明亮宿主星系周围早期（E/S 0）和晚期（S/Irr）型卫星的径向分布。我们从SDSS DR 5样本中制作了4，986颗亮于M_r = -18.0的卫星和2，254颗亮于M_r =-19.0的主机的体积有限样本。卫星的形态是由一个自动形态分类器，但主机星系的视觉分类。我们发现分离的卫星形态作为一个功能的投影距离从宿主星系。早型卫星分数轮廓的振幅和形状被发现依赖于主机的光度。这是银河系尺度上的形态-半径/密度关系。主星系与卫星星系之间存在着强烈的形态一致性。早型星系的早型卫星比晚型星系的早型卫星要大，并且是与主星系距离的强函数。较暗的卫星更容易受到宿主形态转化的影响。卫星形态的大规模背景密度的依赖性进行了检测。早型和晚型寄主在高密度区的早型随体比例均增加。认为星系卫星系统形态上的一致性主要来源于宿主对卫星的流体动力学和辐射效应。
2008-05-07 astro-ph
Observing the dark matter density profile of isolated galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS），我们通过研究卫星绕孤立星系的速度来探测晕质量分布。在覆盖2500平方米的子样本中，在1000度的天空中，我们探测到大约3000颗绝对蓝星等下降到M_B = -14的卫星，大部分卫星的M_B=-16到-18，与M32和麦哲伦云的星等相当。经过仔细的，独立于模型的去除闯入者，我们发现，卫星的视线速度分散下降与距离的主要。对于L* 星系，视线速度从20千秒差距时的约120公里/秒变化到350千秒差距时的约60公里/秒。这种下降与理论预期非常吻合，因为所有现代宇宙学模型都预测，星系外围部分的暗物质密度随着rho_DM propto r^{-3}而下降。因此，我们第一次发现宇宙学模型预测的密度下降的直接观测证据;我们还注意到，这一结果与MOND等替代引力理论相矛盾。我们还发现100 kpc以内的卫星星系的速度色散与中心星系的绝对星等成比例，即σ propto L^{0.3};这与正常旋涡星系的塔利-费希尔关系非常接近。
2003-01-17 astro-ph
Ongoing Assembly of Massive Galaxies by Major Merging in Large Groups and Clusters from the SDSS
我们调查的发生率的主要合并创建> 10 e11 Msun星系在当今的集团和集群更大规模的2.5e13 Msun。我们确定了38对大质量星系的相互潮汐相互作用的签名选择从>5000星系与> 5e 10 Msun，居住在845个这样的群体。我们适合每个星系对的对称模型的视线投影的图像，并确定合并周围的每个祖，如偏离中心的等照度线，广泛的潮汐尾巴，和动态摩擦尾的残余不对称的存在。在SDSS的分辨率和灵敏度下，这种合并在16%的高质量星系-星系对中被发现，其星等差小于1.5和小于30 kpc的投影距离。我们发现，90%的这些合并有几乎相等的质量与红色序列的颜色和集中的形态，无耗散合并模拟的标志祖。在组中心的合并比2个卫星之间更常见，但两者在形态上是无法区分的，我们初步得出结论，后者可能位于最近吸积的subhalos的动力中心。中心和卫星合并的频率减少与集团质量一致的动力摩擦的预期。基于合理的假设，这些大质量晕的中心平均每Gyr增加1-9%的恒星质量。与所有的LRG-LRG合并相比，我们发现当限制在这些密集环境中时，它们的合并率高出2-9倍。我们的研究结果意味着星系人口的大规模结束继续在可测量的水平上分层进化，大规模群体的中心是合并驱动的星系组装的首选环境。（节略）
2007-10-11 astro-ph
Galaxy Evolution from Halo Occupation Distribution Modeling of DEEP2 and SDSS Galaxy Clustering
在Halo Occupation Distribution（HOD）框架下，我们模拟了DEEP 2（z~1）和SDSS（z~0）星系与光度相关的投影两点关联函数。在这两个时期，有一个紧密的相关性，中央星系光度和晕质量，与斜率和散射降低较大的晕质量，和卫星星系的比例降低在较高的光度。中心L* 星系位于晕中，其质量在z~1处比z~0处大几倍。我们发现，在相同的光度阈值以上的中央星系和卫星星系的宿主晕的质量尺度之间的关系几乎没有演变。结合这些HOD结果和晕典型生长的理论预测，我们通过将z~0中心星系和z~1中心星系联系起来，建立了两个红移处星系种群之间的演化联系，从而使我们能够研究星系演化作为晕质量的函数。我们发现星系的质量增长依赖于晕质量。平均而言，大部分位于z~0低质量晕（~5x10^11 Msun/h）的中心星系的恒星质量和只有一小部分位于高质量晕（~10^13 Msun/h）的中心星系的恒星质量是在z~1和z~0之间形成的。此外，恒星形成效率达到最大值的晕的质量尺度被发现随着时间的推移向低质量转移。未来的工作可以结合不同红移星系团的HOD模拟与暗物质晕的组装历史和动力学演化。这将有助于理解恒星质量的增长，由于合并和恒星形成作为主机晕质量的函数，并提供强有力的测试星系形成理论。（节录）。
2007-10-05 astro-ph
The Galaxy Cross-Correlation Function as a Probe of the Spatial Distribution of Galactic Satellites
卫星星系围绕宿主星系的空间分布可以阐明卫星星系与暗物质晕之间的关系，并有助于发展和测试星系形成模型。以前的努力，以限制分布试图消除干扰者从测量投影数密度的卫星，并发现该分布通常是符合预期的暗物质晕轮廓的母主机，与一个最佳拟合幂律斜率约-1.7之间的投影分离约30 kpc/h和0.5 Mpc/h。在这里，我使用明亮和暗淡的星系的投影互相关来分析卫星和闯入者的贡献，使用晕占据分布（HOD）分析模型进行星系聚类。这种方法进行了测试模拟目录构建模拟。我发现斯隆数字巡天（SDSS）数据的分析给出的结果一般一致的预测分离10千秒差距/小时和6.3百万秒差距/小时之间的干扰减法，虽然误差的参数，约束径向轮廓是大的，更大的数据样本是必需的。
2009-01-12 astro-ph
New Constraints on the Efficiencies of Ram-Pressure Stripping and the Tidal Disruption of Satellite Galaxies
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据，最近已经表明卫星星系的红色部分随着恒星质量的增加而增加。然而，半解析模型预测的红色卫星分数与恒星质量无关，并且比观测到的要高得多。有人认为，这种差异归因于这样一个事实，即模型假设卫星星系在吸积成一个更大的晕的那一刻瞬间被剥夺了它们的热气库。在这封信中，我们表明，通过简单地降低剥离效率，可以使红色卫星的分数与数据更好地吻合。然而，这也导致大质量中心的红色部分太低了。这是因为大质量的中心星系现在吸积了更蓝、更富含气体的卫星星系。然而，如果一个显着的小质量卫星星系的一部分被吸积的中央宿主星系之前潮汐中断，最近的研究表明，中心和卫星的红色部分可以复制得相当好。一个问题仍然与红色部分的中间质量的中心，这可能是反映了一个过于简单的处理活动星系核反馈。
2008-02-22 astro-ph
Ultraluminous and Hyperluminous Infrared Galaxies in the SDSS, 2dFGRS and 6dFGS
本文给出了红外天文卫星暗源星表（IRAS FSC）与Sloan数字巡天（SDSS）第四次数据发布、2dF星系红移巡天（2dFGRS）最终数据发布和6dF星系巡天（6dFGS）第二次数据发布中星系光谱星表的互相关结果。我们已经确认了324个超亮红外星系（ULIRGs），其中包括190个新发现的ULIRGs和2个超亮红外星系（HLIRGs）。加上这些新的ULIRGs，我们增加了约30%的已知ULIRGs的数量。互相关的可靠性估计使用的似然比方法。我们的样本的不完整性引入的识别程序在这项研究中，估计约为百分之五。我们的样本覆盖的红移范围为z=0.037 $-$ 0.517与一个中位红移为$\bar{z}$ =0.223，这是大于（$\bar{z}$ =0.184）的样本先前已知的ULIRGs。
2006-11-24 astro-ph
