The use of neural networks to probe the structure of the nearby universe
在欧洲VO-Tech项目的框架内，我们正在实施专门为满足天文数据挖掘需求而定制的新机器学习方法。在本文中，我们简要介绍的方法，并讨论了应用斯隆数字巡天公共数据集。特别是，我们讨论了一些初步结果的3-D分类的附近（z < 0.5）宇宙。使用神经网络训练的光谱知识的基础上，我们得出的距离估计CA。3000万个星系分布在8,000平方公里的°的我们还使用无监督聚类工具来研究是否有可能在广泛的形态箱中表征每个对象的性质，并产生一个可靠的候选活动星系核和类星体列表。
2007-01-05 astro-ph
The PDS vs. Markarian starburst galaxies: comparing strong and weak IRAS emitter at 12$μ$m and 25$μ$m in the nearby universe
比较了Pico dos Dias巡天（PDS）观测到的星暴星系和附近的紫外亮Markarian星暴星系的特征，它们具有相同的红移极限（$v_h < 7500$ km s $^{-1}$）和绝对$B$星等极限（$M_B < -18$）.一个重要的区别是：Markarian星系通常在\textit{IRAS}的12 $μ$ m和25 $μ$ m处未被探测到。这与这些星系所显示的紫外线过剩是一致的，并表明这些星系中最年轻的恒星形成区域相对没有尘埃。PDS的FIR选择标准，以引进一个强大的偏向大规模（发光）和大尺寸的晚型螺旋星系。这与马卡良星系相反，马卡良星系被发现有非常丰富的小尺寸早型星系。这些结果表明，只有晚型的螺旋与一个大而重的磁盘是强发射体在12 $μ$ m和25 $μ$ m的\textit{IRAS}在附近的宇宙。
2003-05-16 astro-ph
Star Formation Histories of Nearby Elliptical Galaxies: I. Volume Limited Sample
这项工作提出了高$S/N$光谱观测附近的椭圆星系的代表性样本。这些观测结果为椭圆星系的形成及其恒星形成历史的模型提供了强有力的检验。将这些数据与Gonzalez（1993）的数据集相结合，确定了一个45个星系的有限体积样本。结果与前人的研究结果一致：金属丰度超平面和Trager等人（2000）的Z平面的存在得到了证实，而且这种分布显然是由于恒星星族参数的物理变化而不是测量不确定性造成的。恒星星族参数和星系结构参数之间的趋势表明，角动量可能决定在给定质量的星系的化学丰度。
2005-06-17 astro-ph
Large scale distribution of matter in the nearby universe and ultra-high energy cosmic rays
假设可见物质追踪粒子的来源和星系际磁场，研究了河外超高能质子（E > 4E19 eV）向银河系的偏转。磁场的反转尺度和大小由物质的局域密度决定。CfA红移星表被用来确定50 Mpc内的星系分布，这些星系被认为是源所在。结果表明，超高能宇宙射线的到达方向与50 Mpc以内星系的分布一致，并且所提出的事件簇指向高密度源区而不是单个源区。
1997-07-04 astro-ph
Propagation of ultra-high energy protons in the nearby universe
我们提出了一个新的计算质子的传播能量以上$10^{19}$ eV的距离高达几百Mpc。计算是基于蒙特卡罗方法，使用事件发生器SOPHIA模拟强子核子-光子相互作用和一个现实的整合的粒子轨迹在一个随机的河外磁场。考虑到质子在磁场中的散射，核子能量随到其源的距离的变化会产生显著的影响，并使我们能够对到达能量、时间延迟、到达角分布和相关性以及二次粒子产生谱给出现实的预测。
2000-07-31 astro-ph
Identifying old Tidal Dwarf Galaxies in Simulations and in the Nearby Universe
迄今为止，文献中讨论的大多数潮汐矮星系（TDG）都可以被认为是年轻的，甚至是新生的，因为它们仍然通过脐带与它们的母星系相连：潮汐尾巴通常被观察到。我们还没有找到与它们的祖先完全分离的古老潮汐矮星系，我们用N体数值模拟表明，质量为10^9太阳质量的潮汐天体可能在相互作用系统中形成，并存在一个以上的Gyr。因此，旧的TDG应该存在于宇宙中。它们可以通过“遗传身份证”的一个特性来识别：从它们的母星系继承来的相对较高的重元素丰度。最后，使用这种技术，我们重新审视矮星系在当地的宇宙试图找到论据赞成和反对潮汐起源。
2004-02-11 astro-ph
The environment of active objects in the nearby universe
我们研究了活动星系、射电噪类星体和射电静类星体在红移范围$0.1\leq z\leq0.25$内的星系环境。我们使用APM星系来探索这些目标样本的局部星系过密度和邻近星系的$b_J-R$颜色分布。为了进行比较，我们对具有X射线发射的Abell团簇的样品以及具有丰富度R=1和R=0的Abell团簇的样品进行了类似的分析。投影的互相关表明，类星体和活动星系的样本位于星系密度增强的区域，低于R=0的典型星系团。我们还发现，在邻近宇宙中，射电噪类星体和射电静类星体的局部星系过密是相当的。对$b_J-R$星系色指数分布的分析表明，类星体的环境并不强烈地受红色星系群的支配，这是丰富的阿贝尔星系团的特征，这种效应在我们的射电大声类星体样本中得到了更清楚的理解。
2002-05-23 astro-ph
Void Hierarchy in the Northern Local Void: Faint structures in low density regions of the nearby Universe
北部局部虚空是邻近宇宙的一个巨大的欠密度区域，位于武仙座、后发座和局部超星系团之间。我们提出了一个调查的星系分布在北部本地虚空使用空洞统计。特别是对不同形态类型和光度的星系分别进行了研究，并首次从三个不同光度限制的星系样本中编制了空洞星表。我们的方法是互补的大多数其他方法通常用于大尺度结构的研究，并有可能检测和描述星系分布中的细微结构。我们发现，由此产生的空洞集形成了一个层次系统：星系的极限光度越暗，由它们定义的空洞就越小。由明亮星系勾勒出的空洞被一个由微弱星系细丝组成的精细网络交织在一起，将它们分成更小的子空洞。这种虚空层次结构是宇宙中大尺度结构的一个重要属性，它限制了任何现实的星系和结构形成场景。此外，这种虚空层次的概念可能有助于为研究宇宙中的大尺度结构设计新的概念。
1997-11-06 astro-ph
The Mass Distribution in the Nearby Universe
我们提出了一个新的重建的质量密度和奇特的速度场在附近的宇宙中使用最近的测量塔利-费舍尔距离晚螺旋样本。我们发现我们的重建领域和那些在早期的工作中获得的显着差异：overdensities往往是更紧凑，而undersense区域，由个别空隙，更丰富。我们的研究结果表明，在星系红移调查中观察到的空洞代表了底层物质分布中的真实空洞。虽然我们检测到的整体速度为$\sim$ 300 \kms，在一个半径为6000 \kms的礼帽窗口内，流动的连贯性比以前声称的要小，表现出朝向英仙座-双鱼座和大吸引子复合体的分叉。这是第一次从奇特的速度测量中看到这一特征。观察到的速度场类似，比以往任何重建，速度场预测的自洽重建的基础上全天空红移调查。这种更好的匹配可能会影响参数$β= Ω^{0.6}/b$的估计及其基于速度-速度比较的不确定性。
1996-06-21 astro-ph
HI properties of nearby galaxies from a volume-limited sample
本文基于约三百个邻近星系样本，分析其HI与光学性质之间的已知及新相关性，发现本卷星系中HI质量与角动量呈近线性关系，支持旋转气体盘处于引力不稳定阈值附近从而促进恒星形成的动力学解释。
1999-07-27 astro-ph
Future Evolution of Nearby Large-Scale Structure in a Universe Dominated by a Cosmological Constant
假设全球膨胀率由一个宇宙学常数控制，我们模拟了局域宇宙中观测到的不均匀性的未来演化。我们发现，在两个哈勃时代（约300亿年）从现在的时代，大尺度结构将冻结在共动坐标和质量分布的绑定对象将停止演变。本星系群在同向运动坐标中会更接近室女星系团，但在物理坐标中会因为宇宙的加速膨胀而被拉离室女星系团。在遥远的未来，在我们的事件视界内将只有一个大质量星系，即仙女座星系和银河系合并的产物。所有不受引力束缚于本星系群的星系都将远离我们，最终退出我们的事件视界。更一般地说，我们确定了临界内部过密度，超过这个临界内部过密度，物体周围的物质壳将在后期保持与物体的结合。
2002-11-12 astro-ph
The Observation of the Nearby Universe in UV and in FIR: an evidence for a moderate extinction in present day star forming galaxies
我们研究了附近恒星形成星系的远红外和紫外-可见光特性。这种比较是使用本地光度函数在紫外和远红外波长和个别星爆星系的光度数据，从紫外到近红外和远红外。远红外和紫外局部光度函数的比较认为，在附近的盘星系的适度灭绝。对22个星暴星系的观测结果表明，紫外（912- 3650 AA）、可见光（3600-12500 AA）和近红外（12500-22000 AA）波段的辐射分别占总辐射的30%、50%和20%。这些星系的尘埃与热光度的平均比值为0.37+/-0.22，与正常旋涡星系的比值相似。在2000 AA时的平均消光被发现是~ 1.2等，尽管有很大的色散。恒星辐射到尘埃辐射的转换因子与星系的光度有关，较亮的星系具有较高的转换因子。我们的结论是，一个非常大的转换成尘埃排放的恒星光不能再假设为一个一般属性的星暴星系至少在本地宇宙。我们比较我们的本地星暴星系的高红移星系的紫外特性。在遥远星系中发现的较大的消光与我们在附近星暴星系中发现的趋势一致，即星系越亮，恒星光的逃逸分数越低。
1998-03-13 astro-ph
Averaging Inhomogeneous Universes: Volume, Angle, Line of Sight
在体积平均意义上匹配的宇宙学通常不需要具有相同的光传播行为。特别是一个具有非均匀性的宇宙，即使在体积平均到FRW时空之后，也可能不表现出弗里德曼-罗伯逊-沃克距离-红移关系。即使是Dyer-Roeder在角度平均意义上将不均匀性纳入等效于FRW的宇宙中的处方也不能保证FRW的一般行为。为了合理地使用FRW距离-红移关系来解释观测，物理条件必须在视线意义上匹配（这里定义：大多数观测都是这样），因为光探测所有长度尺度上的质量分布或几何形状。
1998-01-14 astro-ph
Old Stellar Populations in Nearby Dwarf Galaxies
我们能从对邻近星系中古老恒星星族的艰苦研究中学到什么？除非附近的宇宙是微妙的异常，它应该包含一个相对正常的星系选择，其历史代表了整个宇宙的场星系。因此，我们可以利用我们将局部星系分解为单个恒星的能力，直接准确地测量恒星形成历史。恒星的形成历史是由基于恒星演化轨迹的色星等图的数值模型确定的。关于恒星形成率的最准确的信息可以追溯到最早的时代，可以从主序列的结构中获得。然而，最古老的主序星转折点非常微弱，因此通常需要使用更明亮、更演化的星群来推断更古老时期的恒星形成历史。一个完整的恒星形成历史可以与在红移巡天中大范围的回望时间内看到的星系的光谱特性相比较。有相当多的证据表明，在宇宙学巡天中大量出现的暗蓝色星系，是在本星系群及更远的星系群中大量出现的晚型不规则星系的祖先。我们考虑如何“Madau-Em”，宇宙的恒星形成历史，如果本星系群被认为是整个宇宙的代表。
1999-01-19 astro-ph
Stellar Populations in Dwarf Galaxies: A Review of the Contribution of HST to our Understanding of the Nearby Universe
本文综述了哈勃太空望远镜对我们了解本星系群矮星系及其更老的恒星星族的详细性质的贡献。哈勃太空望远镜的图像具有精致、稳定的高空间分辨率，加上光度精度，使我们能够进一步追溯到各种不同星系类型的恒星形成历史，这些星系类型具有非常不同的恒星形成特性。从这些研究中，我们了解到了矮星系演化的几个重要方面。首先，我们发现没有两个星系有完全相同的恒星形成历史;有些星系今天表面上看起来可能是一样的，但它们总是沿着不同的路径到达这一点。现在我们已经成功地深入探索了本星系群中矮不规则星系的恒星形成历史，很明显，与矮椭圆/球状型星系的整体性质有许多相似之处，这在以前被认为是非常不同的。这两类星系之间先前强烈的二分法已经被这些新结果所削弱，并且可能源于这些类似质量星系出生或居住大部分时间的环境差异。我们对恒星形成过程及其对附近宇宙中星系演化的影响的了解越详细，我们就越能更好地理解高红移宇宙中星系积分光的研究结果。
2000-10-02 astro-ph
The Power Spectrum of Galaxies in the Nearby Universe
我们计算的星系密度波动的功率谱在最近完成的红移调查的光学选定的星系在南半球（SSRS 2）。SSRS 2功率谱的振幅和形状与北半球天体物理中心红移巡天（CfA 2）的结果一致，包括斜率在30- 50 Mpc/h尺度上的突变;这些结果对于独立的空间体积是可重复的，变化与模拟巡天估计的误差一致。综合起来，SSRS 2和CfA 2形成了14，383个星系的完整样本，覆盖了三分之一的天空。这个较大样本的功率谱在高达~ 200 Mpc/h的尺度上继续上升，在最大尺度上平坦化的证据很弱。SSRS 2 + CfA 2的功率谱和COBE的功率谱约束与光学选择星系的最小偏差的Omega*h ~ 0.2，Omega+ Cfda_0 =1 CDM模型很好地匹配。
1994-10-20 astro-ph
A Study of Lyman-Alpha Quasar Absorbers in the Nearby Universe
本文介绍了用哈勃太空望远镜戈达德高分辨率摄谱仪（GHRS）获得的10个类星体的光谱。聚类分析表明，在95-98%的置信水平上，在250-750 km/s的速度尺度上，最近邻线对过多。在99.8%的置信水平下，可以排除吸收体在速度空间中随机分布的假设。未检测到两点相关功效（xi < 1，置信度为95%）。莱曼α吸收体的相关振幅在250-500 km/s的尺度上至少比明亮星系的相关振幅小4-5倍。本文对邻近星系的吸收体进行了详细的比较，在一个有限的11个莱曼-α吸收体的子集上，星系样品在一个大的连续体积中是完整的，M_B =-16。吸收体优先位于中等星系密度的区域，但通常不可能唯一地将一个星系对应物分配给吸收体。这个样本没有提供明确的支持的假设，即吸收优先与发光星系的晕。我们对吸收线的性质和环境与流体力学模拟的结果作了初步的比较。结果表明，莱曼α吸收体代表IGM中的扩散或冲击气体，它跟踪大尺度结构的宇宙网络。（节略）
1999-05-28 astro-ph
Star formation in the nearby universe: the ultraviolet and infrared points of view
本文介绍了分别从GALEX（$λ= 2315$巡天，以下简称NUV）和IRAS（$λ= 60μ$ m）巡天中选取的两个邻近星系样品的主要紫外（UV）和远红外（FIR）性质。它们的建造是为了在两个波长上都能探测到大多数星系。比较了基于UV和FIR辐射的恒星形成率（SFR）估计。系统的差异被发现之间的SFR估计的基础上修正的NUV通量的尘埃衰减和总的红外光度的个别星系。基于NUV和IR光度的组合估计似乎是SFR值的整个范围内的最佳代理。虽然这两个样本的出生率参数b的平均值相似，他们的恒星形成相关的属性是有很大的不同：NUV选择的星系往往表现出较大的值$b$较低的质量，SFRs和尘埃衰减，支持以前的场景的恒星形成历史（SFH）。相反，大约20%的FIR选定的星系显示出高值的$b$，SFR和NUV衰减。这些星系，其中大部分是LIRGs和ULIRGs，打破了SFH的缩小图像，但它们在本地宇宙中的相对贡献很小。最后，从NUV和IR光度的一致的方式来估计本地宇宙的宇宙SFR密度。
2006-01-11 astro-ph
Mining the SDSS archive. I. Photometric redshifts in the nearby universe
我们提出了一个有监督的神经网络方法来测定光度红移。该方法经过调整以匹配斯隆数字巡天的特征，并利用了这一独特巡天提供的光谱红移。为了训练、验证和测试网络，我们使用了从SDSS光谱数据集中提取的两个星系样本：一般星系样本（GG）和发光红色星系子样本（LRG）。该方法包括两个步骤。在第一步中，对象被分类为附近（z<0.25）和远处（0.25<z<0.50）。在第二步中，两个不同的网络分别在属于两个红移范围的物体上进行训练。使用在贝叶斯框架中操作的标准MLP，发现对于GG（LRG）样本，最佳架构需要1个24（24）和24（25）个神经元的隐藏层。系统偏差的存在，然后通过插值得到的红移进行校正。在GG数据集上的最终结果给出了在红移范围[0.01，0.48]上的稳健的sigma_z = 0.0208，并且对于近距离和远距离样本分别给出了sigma_z = 0.0197和sigma_z = 0.0238。对于LRG子样本，我们发现在整个范围内，sigma_z = 0.0164，并且对于附近和远处样本，sigma_z = 0.0160，sigma_z = 0.0183。经过训练，网络已被应用于SDSS表GALAXY中的所有对象，匹配相同的选择标准，采用建立知识库，和光度红移约。得出了3千万个z<0.5的星系。还制作了一个包含LRG子样本光度红移的目录。
2007-03-09 astro-ph
The Environmental Dependence of Star Formation in the Nearby Universe
我们已经调查了恒星形成星系的发病率如何随环境的变化，使用体积有限的样本附近的星系光谱提取的2dF星系红移调查。该环境的特点是当地的星系数密度，校正样本的不完整性和边界效应。利用[O II] $λ$ 3727和H $δ$的等效宽度，我们将恒星形成星系分为两类，即星爆星系和普通恒星形成星系，并估算了它们的性质随局域密度的变化。我们发现，普通恒星形成星系的比例随着密度的增加而定期减少，这表明恒星形成对样品中存在的所有密度范围的环境都很敏感。星爆的分数是近似独立的密度，因此，相对于恒星形成星系的星爆的分数增加与当地的密度。这表明，一种无处不在的机制，如潮汐相互作用，是引发恒星爆发的原因。我们还表明，而普通恒星形成星系的平均EW（H $α$）是随着密度的增加而逐渐减少，对于星爆，它遭受了强烈的密度下降对应的尺度为$ρ^{-1/3} \sim 2.5 ~h^{-1}$ Mpc。对{ \it数字巡天}中的星暴图像进行目视检查后发现，这对应于星暴星系形态的变化，从低密度时主要是明显正常的螺旋和具有明显紧凑形态的星系，到高密度时潮汐扭曲的螺旋。
2002-10-14 astro-ph
Lyman alpha absorption in the nearby universe: the sightline to Q1821+643
我们提出的第一个调查结果，旨在了解的起源莱曼α森林吸收系统在低红移。我们利用WHT和WIYN望远镜上的WYFFOS和HYESTRONE多光纤摄谱仪，在类星体1821+643的视线30弧分范围内，共发现了51个亮度大于b_j=18.5的星系。我们发现三个星系在500 h-1 kpc的类星体的视线，最近的星系是104 h-1 kpc的视线，是在相同的红移作为一个强大的莱曼α吸收线。剩下的两个星系没有相应的吸收到极低的等效宽度极限（< 0.05 μ m）。超过500 h-1千秒差距莱曼α吸收线被发现在类似的几个星系的红移，但我们表明，这些巧合很可能是偶然的。在莱曼α系统中，我们至少可以找到一个L^* 星系，但在吸收体的红移处，有一半的莱曼α系统没有星系。对于其余的大多数，我们表明，任何明显的关联星系可能是巧合。这些\lya系统的特征在于它们的弱等效宽度（W_r < 0.2 μ m），我们的结论是，这个人口的吸收体是不相关的，或在最好的情况下，弱相关，与星系。
1997-12-18 astro-ph
Galaxy Distances in the Nearby Universe: Corrections For Peculiar Motions
通过一些特殊的速度场模型，修正了与红移相关的特殊运动距离，我们恢复了一个宽的，全天样本的附近星系的真实距离（~ 6400个星系，速度cz<5500 km/s），这是完整的蓝色星等B=14 mag.依靠星系群的目录，我们把大约2700个天体作为星系群的成员，其余的天体作为场星系。我们使用：i）一个集群偶极子重建计划的奇特速度场模型; ii）一个多吸引子模型拟合的Mark II和Mark III目录的星系奇特速度。根据Mark III的数据，大吸引子对局部动力学的影响比以前认为的要小，而英仙座-双鱼座和沙普利超星系团则获得了特定的动力学作用。值得注意的是，沙普利结构，这是发现占近一半的特有运动的本地集团，是放置在马克III的数据更接近区的回避相对于其光学位置。我们的多吸引子模型的基础上，马克III的数据有利于宇宙学密度参数Ω ~ 0.5（不考虑一个偏置因子的顺序统一）。在~ 2000 - 4000 km/s的距离范围内，距离估计值之间的差异不如在更大或更小的距离范围内明显。在最后一个区域，这些差异对星系分布的3D地图和局部星系密度产生了严重影响-在小尺度上。
1998-05-06 astro-ph
How common are long Gamma-Ray Bursts in the Local Universe?
到目前为止，探测到的两个最近的伽马射线暴（GRB 980425和060218）都是低亮度、光谱柔和、持续时间长的爆发，光变曲线平滑、单峰。只有大约100个伽玛暴被测量到红移，例如，仅在BATSE目录中就有2704个伽玛暴。因此，似乎有理由认为，其他附近的伽玛暴已经被观测到，但没有被确定为相对较近。在这里，我们寻找BATSE长持续时间伽玛暴和星系样品的后退速度v <= 11，000 km/s（z = 0.0367，~ 155 Mpc）从两个目录的附近星系之间的统计相关性。我们还研究了使用突发子样本的相关性，这些子样本的属性类似于两个已知的附近突发。我们的研究结果表明，整个长伽玛暴样本的相关性保持一致，零出最高半径考虑，而一个子样本选择低通量，光谱软，平滑的单峰光变曲线（177爆发）表明增加的相关性与星系内~ 155 Mpc。测量的相关性（样本的28% +/- 16%）表明BATSE每年观察到2到9个长持续时间的伽玛射线暴，类似于伽玛射线暴980425和060218，并且距离相似。这意味着在155 Mpc范围内观测到的局部速率密度为700 +/- 360 Gpc^{-3}yr^{-1}。
2007-08-16 astro-ph
Discovery of a Luminous Quasar in the Nearby Universe
在Pico dos Dias巡天（PDS）的过程中，我们发现了一个类似恒星的物体PDS 456，其坐标为alpha = 17 h 28 m 19.796 s，delta =-14 deg 15'55.87“（2000年），与一个相对较近（z = 0.184）和明亮（B = 14.69）的类星体。它的位置在银河系坐标l_II = 10.4度，b_II =+11.2度，靠近银河系的凸起，这可以解释为什么它以前没有被发现。PDS 456的光谱是典型的发光类星体，具有宽（FWHM ~ 4000 km/s）的H_β谱线、强的Fe Ⅱ谱线和弱的[OIII] \lambda 5007谱线。PDS 456与红外源IRAS 17254-1413相关联，其具有60 \mum红外光度L_{60} = 3.8 x 10^{45} erg/s。红外线中相对平坦的斜率（α（25，60）= -0.33和α（12，25）= -0.78）和光学中平坦的功率指数（F_v \propto v ^{-0.72}）可能表明粉尘含量较低。PDS 456的位置与X射线源RXS J172819.3-141600的位置之间的良好匹配意味着X射线光度L_x = 2.8 x 10^{44} erg/s。光学谱线强度与X射线亮度之间的良好相关性，以及估算的陡峭的光学-X射线指数（α_{ox} = -1.64），表明PDS 456是射电宁…
1997-07-23 astro-ph
X-ray obscuration in local Universe AGN
本文综述了X射线观测对活动星系核（AGN）物理性质和几何分布的限制，以及它们对AGN结构模型的影响。
2006-10-31 astro-ph
The Seyfert galaxies in the local Universe: from BeppoSAX to Simbol-X
$BeppoSAX$在观测附近（z $\leq$ 0.1）Seyferts时发现的操作条件被复制用于$Simbol$ - $X$，以模拟任务的真实最终数据库。结果表明，即使在最坏的条件下，点的$Simbol$ - $X$档案将允许充分表征附近的塞弗特的高能光谱，最重要的是，获得坚实的结果R和Ec（基本模型的宇宙X射线背景，CXB）。对于$\sim$ 15天体，吸积盘倾角的测量将成为可能，从而可以直接测试活动星系核的统一模型。最后，将在至少$\sim$ 25个物体中研究反射分量的随时间变化的特征。
2008-01-28 astro-ph
Detailed Star-Formation Histories of Nearby Dwarf Irregular Galaxies using HST
除非附近的宇宙是微妙的异常，它应该包含一个相对正常的星系选择，其历史代表了整个宇宙的场星系。因此，我们可以利用我们将附近星系分解为单个恒星的能力，直接准确地测量恒星形成历史。恒星的形成历史是根据颜色-星等图的恒星演化轨迹，通过模型拟合分析确定的。关于恒星形成率的最准确的信息可以追溯到最早的时代，可以从主序列的结构中获得。然而，最古老的主序星转折点非常微弱，往往需要使用演化程度更高的恒星来推断恒星形成历史。然后，这些可以与在中等到高红移的大范围回望时间内看到的星系的性质进行比较。有相当多的证据表明，在宇宙学红移巡天中大量出现的暗蓝色星系是在本星系群中大量出现的小型晚型不规则星系的祖先，我们在这里集中讨论这些星系。
1999-01-19 astro-ph
HI observations of nearby galaxies I. The first list of the Karachentsev catalog
我们目前的HI观测的星系在Karachentsev目录的第一个名单以前未知的附近的矮星系（Karachentseva和Karachentsev 1998）。这次巡天涵盖了本体积内（即10 Mpc以内）所有已知的邻近星系群及其环境，约占整个天空的25%。共观测到257个星系，探测率为60%。我们搜索了对应于日心径向速度的频带，从-470 km/s到大约+4000 km/s。未探测到的原因要么是径向速度覆盖范围有限，与当地HI混淆（主要在速度范围-140 km/s至+20 km/s），要么是对非常微弱的发射缺乏灵敏度。25%的星系位于本体积内。这些星系是矮星系，根据它们的光学线直径（平均1.4 +/- 0.2 kpc），它们的平均总HI质量（4.6 E7太阳质量）和观测到的线宽（39 km/s）来判断。
1999-11-18 astro-ph
Radio Detection of Old GRB Remnants in the Local Universe
通过将标准火球模型推广到非相对论性的Sedov-Taylor区，研究了伽马射线暴（GRB）残留物在后期（>> 1年）的流体动力学演化。我们计算了作为残余年龄的函数的相关同步辐射光度。旧遗迹的射电光度强烈地依赖于激波加速电子的动能分布的幂律指数p=（dlogN/dlogE）。此外，在附近星系中的残留物的检测概率取决于在本地宇宙的伽玛暴率。我们预测，如果p<2.6，并且BATSE校准的单位共动体积的GRB率与红移无关（尽管宇宙恒星形成率有很强的演化），那么VLA可以在室女星系团中发现一个10^3年的GRB残骸。可以在射频上搜寻和分辨附近的伽玛射线暴残余物，然后根据后续光学观测中探测到的高电离线的延伸发射，将其与超新星残余物区分开来。
1999-07-08 astro-ph
Shapes and Sizes of Voids in the LCDM Universe: Excursion Set Approach
我们利用N体模拟产生的密度场研究了LCDM宇宙中暗物质空洞的全局分布和形态。空隙被定义为经由密度阈值指定的低密度偏移集合的隔离区域，密度阈值由相应的填充因子量化，即，偏移集中的总体积的分数。我们的工作包括一个系统的调查的空隙体积函数，空隙中的体积分数，和相应的椭球体和球体的空隙拟合。我们强调的相关性的渗流阈值的密度场的空体积统计在高红移，高斯随机场制度，以及在本时代。通过使用的措施，如逆孔隙度，我们的特点是椭圆形的适合空隙的质量，发现这种适合是一个穷人的代表性较大的空隙占主导地位的体积的空隙偏移集。
2005-09-28 astro-ph
The X-ray evolving universe: (ionized) absorption and dust, from nearby Seyfert galaxies to high-redshift quasars
在从低到高红移的所有类型的活动星系中都探测到了冷吸收体和暖吸收体。该气体位于活动星系核的黑洞区域，被认为在活动星系核的统一方案、解释X射线背景、黑洞生长和活动星系核演化中起着重要作用。我们提供了一个审查的意见，尘埃和无尘的温暖和寒冷的吸收在低和高红移，包括最新的结果和令人兴奋的问题仍然开放。重点是我们将首次使用XEUS解决的科学问题，特别是在高红移方面，包括：（i）通过探测金属吸收边来确定X射线（冷）吸收剂的金属丰度，（ii）分析与冷电离气体混合的粉尘的成分（冷尘埃和冷气体中金属的K边将首次彼此分辨），（iii）气体速度场的测量，（iv）利用这些结果来研究活动星系核中气体和尘埃从高红移到低红移的演化：丰度、尘埃含量、电离状态、气体数量和速度的演化，以及它在供养黑洞中的作用。我们强调铁吸收测量的重要性与XEUS在高红移的宇宙学的两个关键问题：宇宙的早期恒星形成的历史，和宇宙学参数的测量。作为一个例子，我们讨论了最近的XMM牛顿观测高红移BAL类星体APM 08279+5255。
2002-07-15 astro-ph
Newtonian motion as origin of anisotropy of the local velocity field of galaxies
研究了最近报道的邻近星系（速度< 500 km/s，对应距离小于8 Mpc）局域速度场各向异性的起源。得到了膨胀宇宙中牛顿方程的精确解。这个解决方案使我们能够分离的牛顿运动附近的星系从哈勃流的过渡到共形坐标。建立了哈勃流与牛顿运动之间的关系。我们证明了在膨胀宇宙中，当星系被中心引力场俘获时，这种牛顿运动可以形成邻近星系的各向异性局域速度场.
2003-11-06 astro-ph
Dynamical evolution of intermediate mass black holes and their observable signatures in the nearby Universe
我们调查的组装和大规模的黑洞从原始的种子，残留的第一代恒星在一个层次结构的形成方案的增长模型的后果。我们的模型跟踪建立的MBH从早期的时代，并遵循合并历史的暗物质晕及其相关的孔通过Monte Carlo实现的合并层次从早期到现在的时间。星系晕在其等级增长中经历的次要和主要合并的顺序影响嵌入其核中的MBH的合并历史。因此，如果SMBH集合的形成路线可以追溯到早期宇宙，那么大量的BH相互作用是不可避免的。双星黑洞合并的时间尺度可能足够长，足以让第三个黑洞落入并与中央双星相互作用。这些BH三重相互作用通常会导致三个天体中的一个最终被驱逐，并导致双星的反冲。此外，在黑洞合并的最后阶段，引力波的不对称发射可以给合并双星的质心一个反冲速度。这种情况下，导致人口的预测中等质量的BH（IMBHs）在星系晕中徘徊在目前的时代。我们计算了这些IMBH从其星周介质吸积产生的光度分布。我们发现，在银河系大小的星系中，它们无法解释光度> 1 e39 erg/s的源，除非它们携带着重子残余，它们能够从那里吸积很长一段时间。我们还发现，对于典型的旋涡星系，亮端的点源分布与星系的质量相关，最明亮的源预计将被发现在磁盘中。
2005-01-17 astro-ph
Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups
本文描述了近光学星系（NOG）样本，它是一个完整的、距离有限（$cz\leq$ 6000 km/s）和星等有限（B $\leq$ 14）的$\sim$ 7000个光学星系的样本。样本覆盖了天空（$|b|>20^{\circ}$）的2/3（8.27 sr），并且似乎具有良好的红移完整性（98%）。我们选择的基础上，均匀化的校正总蓝星等的样本，以尽量减少星系采样的系统性影响。我们通过层次和渗透{ \it朋友的朋友}方法来识别本示例中的组。由此产生的松散集团的目录似乎是相似的，是目前最大的集团目录之一。大多数NOG星系（$\sim$ 60%）被发现是星系对的成员（$\sim$ 580对，总共$\sim$ 15%的天体）或至少有三个成员的星系群（$\sim$ 500组，总共$\sim$ 45%的天体）。大约40%的星系是未分组的（场星系）。我们说明了NOG星系分布的主要特点。与以前的光学和IRAS星系样本相比，NOG提供了附近宇宙中星系分布的更密集的样本。由于其大的天空覆盖范围，群体的识别和高密度采样，NOG适合于分析附近宇宙的星系密度场，特别是在小尺度上。
2000-01-09 astro-ph
Deprojection of light distributions of nearby systems: perspective effect and non-uniqueness
从系统的2维光分布导出3维体积密度分布通常产生非唯一的结果。附近的无尘系统的情况下进行了研究，考虑到额外的限制，从透视效果。分析表明，存在一种新形式的非唯一性。我们可以为附近的系统设计幻影球体（PS），其保持系统的固有镜面对称性和投影表面亮度，同时改变系统的形状和主轴取向。一族的分析模型给出的距离（$D_0$）的对象和叠加的PS密度的量（$γ$）的函数。PS密度与河外星系的已知konuses不同，使系统的光度随距离$D_0$略有变化。$γ$的物理范围和长轴角通过要求到处都是正体积密度而被解析地约束。这些模型表明，除了表面亮度图之外，还需要其他观测来提升银河系中央棒的倾斜角和轴比的简并性。
1999-12-07 astro-ph
Constraints on Galaxy Structure and Evolution from the Light of Nearby Systems
我们审查知识的星系结构获得的发射光，并在当地的宇宙中，他们可以非常详细地研究。我们讨论的形状，和恒星的运动，星系，从他们的光谱组成的线索，以及发光物质意味着他们的暗物质的内容。对当前的分层星系形成理论的影响进行了探讨。
2007-07-04 astro-ph
Casimir energy in a small volume multiply connected static hyperbolic pre-inflationary Universe
几年前，Cornish，Spergel和Starkman（CSS）提出，一个多重连接的“小”宇宙可以允许经典的混沌混合作为暴胀前的均匀化过程。体积越小，过程越重要。此外，一个较小的宇宙有更大的概率自发创建。DeWitt，Hart and Isham（DHI）计算了静态多连通平坦时空的Casimir能量。由于对小体积双曲宇宙（如CSS）的兴趣，我们通过对静态宇宙中共形耦合的大质量标量场的Casimir能量进行数值研究来推广DHI计算，静态宇宙的空间截面是Weeks流形，这是已知的最小的负曲率宇宙。尽管是数值计算，我们的结果实际上是精确的。结果表明，存在低多极分量的真空自发激发。
2001-03-05 astro-ph gr-qc
The density and peculiar velocity fields of nearby galaxies
我们回顾了定量科学，可以和已经完成了红移和奇特的速度调查星系在附近的宇宙。在简要介绍了这项工作的宇宙学背景之后，本文的第一部分集中在红移测量上。如何进行红移调查的实际问题，以及如何把一个星系的分布成一个平滑的密度场，进行了讨论。然后是对已经完成的主要红移测量的描述，以及他们绘制的8,000 km/s的局部宇宙学。然后，我们讨论了一些细节的各种定量宇宙学测试，可以进行红移数据。这篇评论的后半部分集中在奇特的速度研究，从现有技术的彻底审查。在讨论了困扰特有速度工作的各种偏差之后，我们调查了单独用特有速度调查进行的定量分析，最后结合红移和特有速度调查的数据进行了定量分析。这些数据排除了标准的冷暗物质模型，尽管冷暗物质的几个变体在大尺度上具有更大的能量。所有的数据都与初始密度场具有高斯分布的假设一致，尽管不能排除广泛的非高斯模型。奇异速度场和密度场的比较限制了宇宙学密度参数。这里的结果与星系相对于暗物质有轻微偏差的平坦宇宙是一致的，尽管开放宇宙模型决不排除。
1995-02-16 astro-ph
Numerous Old Starburst Galaxies in the Local Universe
旧的星暴星系缺乏O型星，因此在光学系统中没有表现出强的线发射。然而，仍然有许多B星，预计它们会加热尘埃颗粒并在远红外线中产生强烈的连续辐射。IRAS对邻近星系的完整统计样本的数据首次揭示了这样的物体数量多达本地星系人口的30-40%。
2000-09-28 astro-ph
Intracluster stars tracing motions in nearby clusters
结构形成的宇宙学模拟预测，星系在星系团的组装过程中受到星系骚扰而发生了显着的变化，失去了相当大一部分恒星质量，今天必须以团内恒星的形式存在。模拟预测这些恒星的空间和径向速度分布不均匀。星团内行星状星云是目前唯一可以测量其运动学的丰富的星团内光成分。将这些速度分布与模拟进行比较，将提供一个独特的机会来研究分层团簇形成过程，因为它发生在附近的宇宙。
2005-08-31 astro-ph
A Deep Halpha Survey of Galaxies in the Two Nearby Clusters Abell1367 and Coma: The Halpha Luminosity Functions
我们提出了一个深宽场Halpha成像调查的中心区域的两个附近的星系后发座和Abell 1367，采取了WFC在INT 2.5米望远镜。首次确定了星系团H α光度函数的Schechter参数。用Sandage等（1985）的B带LF和L（H α）与M_B的关系，对Abell 1367和Coma的H α LF进行了比较，并与Virgo的H α LF进行了比较。这三个星系团的典型参数分别为φ ^* ~ 10^0.00+-0.07 Mpc^-3、L^* ~ 10^41.25+-0.05 erg sec^-1和α ~ -0.70+-0.10。星系团LF的最佳拟合参数与场星系不同，表现出更平坦的斜率和更低的标度光度L^*。然而，由于我们的Halalpha观测比场星系的观测要深得多，这一结果必须在场星系的类似深度测量中得到证实。通过计算团星系单位体积的总SFR，并考虑到在本地宇宙中的集群密度，我们估计，像后发座和Abell 1367的集群的贡献约为本地宇宙的单位体积的SFR的0.25%。
2002-01-16 astro-ph
Volume Expansion Rate and The Age of The Universe
在爱因斯坦引力理论是正确的，测地线切片存在叶理，观测区域外曲率的迹$K$为负，即观测宇宙在膨胀，满足强能量条件等四个假设下，我们证明了$H_{v0} t_{0} \leq 1$，其中$H_v \equiv - K/3$与均匀各向同性宇宙中的哈勃参数一致，$t_0$是宇宙的年龄。如果$H_{v0} t_0 > 1$被观测证实，则四个假设中至少有一个是不正确的。
1995-07-22 astro-ph gr-qc
Making Predictions in Eternally Inflating Universe
不断膨胀的宇宙可以包含大的热化区域，这些热化区域具有不同的自然常数值和不同的密度波动谱。为了找到“典型”观测者探测到某组常数或某个波动谱的概率，需要比较不同类型区域所占的体积。如果这些体积取在等时超曲面上，则这种比较的结果对时间变量t的选择极其敏感。在这里，我提出了一种比较体积的方法，它对t的选择相当不敏感。然后应用该方法计算暴胀子势不同极小值的相对概率和密度涨落谱的概率分布。
1995-05-18 astro-ph gr-qc
The Volume of the Universe after Inflation and de Sitter Entropy
我们计算的概率分布后，宇宙的体积缓慢卷膨胀在永恒和非永恒的制度。远离永恒的制度的概率分布的e-折叠的数量，定义为三分之一的对数的体积，是尖锐的峰值周围的经典暴胀子轨迹的e-折叠的数量。在过渡到永恒的制度，这个概率仍然是高峰（与一阶e折叠的宽度）周围的平均值，这得到两倍大的过渡点。当一个人进入永恒状态时，体积为有限的概率迅速变得指数级小。除了开发研究永恒暴胀的技术外，我们的结果还使我们能够建立最近提出的关于非永恒区域中e折叠数量的量子推广：慢卷暴胀产生大于e^（S_dS/2）的有限体积的概率，其中S_dS是暴胀阶段结束时的de Sitter熵，小于非微扰量子引力效应引起的不确定性。这样一个界限的存在提供了一个一致性检查的想法德西特互补。
2008-12-12 astro-ph gr-qc hep-th
How Many Universes Do There Need To Be?
在符合广义相对论的最简单的宇宙学模型中，宇宙的总体积要么是有限的，要么是无限的，这取决于空间曲率是否为正。目前的数据表明，曲率非常接近平坦，这意味着人们可以对总体积设定一个下限。在一个有限年龄的宇宙中，“粒子视界”定义了我们可以观察到的宇宙的补丁。基于当今最佳拟合的宇宙学参数，有可能限制可观测宇宙大小的斑块的数量N_U。具体来说，使用新的WMAP数据，我们可以说，在95%的置信度下，至少有21个补丁与我们的体积相同。此外，即使我们的宇宙学测量的精度继续提高，粒子视界大小的密度扰动也限制了我们永远不知道那里有超过10^5个斑块。
2007-03-19 astro-ph gr-qc
Magnetars in the Metagalaxy: An Origin for Ultra High Energy Cosmic Rays in the Nearby Universe
我证明了在所有正常星系中出现的初始自旋率为100的新诞生磁星的相对论风，可以加速注入谱为E^{-1}的超相对论轻离子，在更高的能量下会变陡到E^{-2}，上限超过10^{21} eV。与CMB的相互作用产生的光谱与观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的光谱非常一致，如果~ 5-10%的磁星具有足够高的电压来加速UHECR。光谱的形式取决于磁星早期自旋下降过程中的引力波损失--纯电磁自旋下降会使E^3 J（E）光谱在10^{20} eV以下变平，而如果引力波损失足够强，则会出现适度的GZK“截止”。我概述的物理，这样的高能量粒子逃逸与小的能量损失从磁星的诞生超新星，包括瑞利-泰勒"粉碎“的超新星信封，相对论爆炸波膨胀到星际介质，加速的UHE离子通过冲浪骑在风的电磁场，和逃逸的UHE离子在旋转赤道的辐射损失可以忽略不计。大量的星际超壳层和异常大的超新星遗迹表明，大多数初始自旋下降能量在每次超新星爆发后的几个小时内以超引力波的形式辐射，有效应变来自典型距离约3 x 10^{-21}的源。这种引力辐射的爆发应该与超高能粒子的爆发有关。俄歇实验应该每隔几年就能看到这样的爆发。
2003-04-01 astro-ph hep-ph
Thermodynamical properties of the Universe with dark energy
我们研究了具有暗能量的宇宙的物理性质。采用通常的假设，即物理体积和温度是独立的，我们得到了一些奇怪的物理行为。然而，如果我们考虑到宇宙的物理体积和温度相关的现实情况，这些奇怪的行为就消失了。根据Friedmann方程与热力学热力学第一定律关于视视界的对应关系，论证了视视界是处理热力学问题的物理视界。我们集中讨论了宇宙在视视界内的体积，并认为宇宙在视视界上与霍金温度处于热平衡。对于具有$w\ge -1$的暗能量，全息原理和广义第二定律总是受到尊重。
2007-01-22 astro-ph gr-qc hep-th
Are Small Hyperbolic Universes Observationally Detectable?
使用最近的观测约束宇宙学密度参数，再加上最近的数学结果，关于小体积双曲流形，我们认为，通过采用模式重复，近平坦的小双曲宇宙的拓扑结构可以观测不可检测。这一点很重要，因为量子宇宙学可能倾向于小体积的双曲宇宙，而且根据暴胀情景的预期，$Ω_0$很可能非常接近于1。
2001-09-21 astro-ph gr-qc hep-th
