The statistical properties of galaxy morphological types in compact groups of Main galaxies from the SDSS Data Release 4
为了探索致密星系群（CG）中星系形态类型的统计特性，我们构造了一个与CG样本具有相同红移和成员星系数分布的随机星系群样本。结果表明，CG样本中早型星系在不同红移仓中所占的比例在统计上高于随机群样本中早型星系所占的比例，并且随着红移z的增大，这种差异变得更加显著。这可能是由于存在的互动和合并内的SDSS的CG的一个显着的部分。我们还比较了CG的统计结果与那些更紧密的群体和对，但没有观察到大的统计差异，如希克森（1982年）的结果。
2006-09-26 astro-ph
Are violent events responsible of a Galaxy Morphological loop?
我们使用宇宙学的SPH模拟来研究星系系统的隆起和盘组件的形成上的合并和相互作用的影响。我们发现，合并过程中的长期演变似乎是一个关键的过程中形成的稳定的盘隆起系统与观测同行，并有助于建立在星系中观察到的基本关系。我们的研究结果表明，长期的演变阶段夫妇的形成机制的隆起和光盘组件。根据我们的研究结果，根据特定的稳定性和合并参数，暴力事件可以驱动一个形态循环，其中的结果可能是一个圆盘或球体。
2005-03-31 astro-ph
The morphological and dynamical evolution of simulated galaxy clusters
我们探索的形态和动力学演化的星系团模拟使用标量和矢量值的闵可夫斯基估值和基本平面关系的概念。在这方面，有三个问题具有根本意义：1。星系团的平均形态如何依赖于宇宙学背景模型？2.有没有可能以统计上有意义的方式，利用星团子结构来区分不同的宇宙学模型？3.一个团簇的动力学状态，特别是它离维里平衡的距离，与它的视觉子结构有什么关系？为了回答这些问题，我们量化集群子结构使用一组形态序参量的Minkowski估值（MV）的基础上构建的。一个集群的动力学状态描述使用全球集群参数：在一定的空间，这样的参数基本带状结构的形成，表明出现了维里平衡。我们发现，从这些基本结构的平均距离相关的平均数量的集群子结构为我们的集群样本在时间演化。此外，高欧米茄和低欧米茄型号之间存在显着差异。我们特别注意的红移演化的形态特征，发现宇宙学模型之间的巨大差异，即使是更高的红移。
2001-09-25 astro-ph
Morphological Evolution of Galaxies
我们用N体程序模拟了宇宙中大尺度结构的生长。通过将这些模拟与Monte-Carlo方法相结合，我们生成的星系分布，目前再现所观察到的形态密度关系，大多数椭圆集中在密集区域。通过将每个星系与其最近的粒子“绑”在一起，我们可以追溯该星系的轨迹。这使我们能够重建高红移星系的分布，以及每个星系从形成时期到现在的轨迹。我们的目标是确定星系的形态类型主要是由这些星系形成的初始条件决定的，还是由后来发生的演化过程决定的。我们比较了星系在星系形成时期（z=3）和现在的环境。假设形态类型不会进化，我们将在低密度环境中形成但后来在高密度环境中形成的星系与也在低密度环境中形成但仍留在低密度环境中的星系进行比较。第一组包含的E和S 0星系的比例比第二组更大。我们假设，星系形成的过程不能区分一个低密度的环境，将始终保持低密度，从一个最终将成为高密度。因此，这些结果迫使我们放弃没有形态进化的零假设。我们的研究表明，75%的E和S 0星系目前观察到形成这样的，而其余的25%形成的螺旋，并经历了形态演化。我们的结论是，大多数星系没有经历形态演化，但不可忽略的一小部分。
1997-10-29 astro-ph
Galaxy-galaxy-galaxy lensing: Third-order correlations between the galaxy and mass distributions in the Universe
星系-星系透镜（Galaxy-galaxy lensing，GGL）测量星系和宇宙质量之间的2点互相关。在这项工作中，我们试图通过考虑星系和质量之间的三阶相关性来概括这种效应：星系-星系-星系透镜效应。宇宙剪切场中的三阶相关最近在VIRMOS-DESCART和CTIO巡天中得到了报道。这些数据也应该是测量星系-星系-星系透镜效应的理想数据。事实上，这些高阶关联的影响可能已经在最近的星系-星系透镜效应研究中被发现。在本文中，我们奠定了基本关系的三阶互相关和他们的投影，并介绍了一组新的尺度相关的三阶偏置参数。我们定义了三个新的观测值：两个星系-剪切-剪切关联函数$G_{\pm}$和一个星系-星系-剪切相关函数${\cal G}$。我们将这些与各种预计的交叉双谱，并给出实用的估计其测量。我们注意到，观测到的信号，这些brackers只是过剩的剪切相关测量前景星系（$G_{\pm}$）和平均切向剪切周围的前景星系对（$\cal G$）。最后，我们推导出三阶孔径质量统计的表达式的交叉双谱和实空间关联函数。（节录）
2005-02-25 astro-ph
Morphological Transformation from Galaxy Harassment
在过去的几十亿年里，星系团中的星系形态经历了一个显着的转变。在$z \sim 0.4$的遥远星系团中充满了小的螺旋星系，其中许多受到干扰，并显示出恒星形成的多次爆发的证据。这个人口是缺席附近的星团，其中球状体包括光度函数的暗淡端。我们的数值模拟遵循丰富的星系团中的盘星系的演化，由于遇到更亮的星系和集群的潮汐场-星系骚扰。在一个短暂的爆发阶段后，它们经历了一个完整的形态转变，从“磁盘”到“球状体”。我们研究的残余物，并找到支持我们的理论，在详细比较的光度学和运动学的球状星系团。我们的模型很自然地解释了这些球状体中的中间年龄恒星星族，以及矮星与巨星之比随星团丰富度的变化趋势。最终的形状通常是扁长的，主要是由于速度各向异性而变平的。它们的质光比在3- 8的范围内，与观测结果吻合得很好。
1997-11-14 astro-ph
Cosmic Shear from Galaxy Spins
我们讨论了银河系角动量的起源和现今自旋分布的统计。预计星系的自旋轴与引力剪切张量的中间主轴相关。这使得我们可以重建剪切场，从而从观测到的星系自旋场中重建完整的引力势。我们使用角动量矢量的方向，而不需要任何关于其大小的信息，这需要测量每个盘状星系在天空中的位置角和倾角。我们提出了极大似然剪切反演过程，它涉及到一个约束线性最小化。该理论进行了测试对数值模拟。我们发现的相关强度的非线性结构与初始剪切场，并表明，准确的大规模密度重建是可能的，在预期的噪声水平。
2000-02-02 astro-ph
Regularities in galaxy spectra and the nature of the Hubble sequence
本文用主成分分析方法研究了星系积分谱的一些统计性质。将光谱投影到由前两个主成分定义的平面上，表明正常星系处于一个准线性序列中，我们称之为光谱序列，它与哈勃形态序列密切相关。我们验证了光谱序列也是一个演化序列，星系光谱从晚到早的光谱类型。考虑到光谱序列和形态序列之间的密切对应关系，我们推测星系可能沿着哈勃序列从Sm/Im到E进行形态演化。如果是这样的话，第一个星系主要是富含气体的不规则物体，只要合并和相互作用增加了它们的质量并发展了它们的球状成分，它们就会沿着形态序列进化。
1996-08-22 astro-ph
A morphological comparison between giant radio halos and radio mini--halos in galaxy clusters
本文根据射电X射线光度关系（P_{1.4} -L_X）和射电光度-大小关系（P_{1.4} -R_H），对星系团中的射电巨晕和射电小晕进行了形态学比较。我们报告的证据表明，P_{1.4} -L_X和P_{1.4} -R_H的趋势也可能存在的迷你晕：迷你晕集群共享的巨晕集群在（P_{1.4}，L_X）平面上的同一区域，而它们在（P_{1.4}，R_H）平面上明显分开。微型晕的同步辐射率比巨型晕的同步辐射率大50倍以上，这意味着它们的起源是一个非常有效的过程。通过假设一个偶发的湍流粒子再加速的巨大和迷你晕的情况下，我们讨论这些来源之间的基本物理差异。不管湍流的起源，一个更有效的粒子注入源，最终参与再加速过程，需要在迷你晕，这可能是由于中央射电星系或从质子-质子碰撞在密集的冷核心区域。
2008-06-11 astro-ph
Disentangling the Dynamical Mechanisms for Cluster Galaxy Evolution
在中等红移和局域宇宙之间的富星系团环境中，大量晚型星系迅速转变为早期哈勃型星系的动力学原因，是我们理解星系形成和演化的一般问题的核心，一直是一个重要的未解决的问题。在这篇文章中，我们调查现有的建议机制的集群星系的转变，并讨论其相关性和局限性的解释形态BO效应。一个新的红外诊断方法的设计，以解开几个主要的物理机制的相对重要性，占BO效应，并给出了一个例子的第一个应用程序的一个单一的丰富的，中等红移的星系团，以证明这种方法的可行性。初步分析结果表明，相互作用增强的长期演化过程是星系团-星系形态转变的主要原因。这一结论也支持了广泛的其他已发表的结果，在这里组装，以突出其影响的形态BO效应的连贯的物理起源。
2007-12-27 astro-ph
The asymmetric relations among galaxy color, structure, and environment
以颜色和H-alpha等效宽度为恒星形成历史指标，以浓度和中心表面亮度为形态指标，以团心距为环境指标，研究了星系恒星形成历史和星系形态对环境的依赖关系.集群中心距离的优点在于，它可以在大的动态范围内以非常高的精度测量。我们发现以下形态和恒星形成历史参数之间的不对称性：恒星形成历史参数直接关系到clustocentric距离，而形态参数只涉及clustocentric距离间接通过它们与恒星形成历史的关系。这种不对称性对环境在塑造星系特性中所扮演的角色有着重要的影响，它对星系形成的理论模型有着很强的约束。目前的半分析模型没有再现这种效果。
2006-11-15 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
On Combining Lensing Shear Information from Multiple Filters
我们考虑在测量透镜剪切从成像数据在多个过滤器的可能的增益。星系的形状在不同的滤波器之间可能会有很大的不同，因此同一个星系会提供多个剪切样本。在另一个极端，如果星系的形状在不同的滤波器中是相同的，人们可以将它们结合起来，以提高信噪比，从而增加微弱的高红移星系的有效数密度。我们使用GOODS数据集来测试这些情况下，通过计算协方差矩阵的星系椭圆度在四个视觉过滤器（B，V，i，z）。我们发现，星系的形状是高度相关的，并估计通过结合它们的形状在星系数密度的增益。
2007-11-28 astro-ph
The morphological evolution of galaxy satellites
我们用高分辨率的N体模拟研究了星系卫星的演化。卫星被模拟为典型的低和高表面亮度星系（LSB和HSB）的复制品。在高偏心率轨道上的相遇（在星系形成的分级模型中是典型的）剥夺了大部分恒星的LSB，并倾向于降低它们的表面亮度。相反，棒不稳定性在HSB导致大量的损失的角动量的恒星组件和中央表面亮度的增加。在这两种情况下，残骸类似于一个具有指数表面亮度轮廓的球状星系。一个简单的建模颜色演化和相互作用驱动的恒星形成给出了M/L比的残余物，大致与观测一致。这些结果表明，我们的本星系群中的矮星系的演化方案，暗淡的dSphs是LSB的后代和明亮的dSphs/dEs是HSB卫星的最终状态。
1999-03-30 astro-ph
Measuring the Cosmic Shear in Fourier Space
我们建议利用星系表面亮度场的空间导数来测量弱宇宙剪切。测量应在傅立叶空间中进行，其中点扩散函数（PSF）可通过乘法变换为所需形式，并且可容易地测量空间导数。这种方法在数学上定义得很好，与星系的形态和PSF的形式无关，并且涉及简单的图像处理过程。此外，与高分辨率的星系图像，这种方法允许一个探测星系子结构的形状失真，这可能提供更多的独立剪切测量比整个星系的椭圆。我们使用计算机生成的模拟星系图像证明了这种方法的效率。
2008-01-24 astro-ph
Detection of Galaxy Spin Alignments in the PSCz Shear Field
我们报告的第一个直接观测证据的星系自旋轴与当地的潮汐剪切场对齐。我们定量测量的强度，这种方向相关的盘星系从塔利目录与本地剪切场重建PSCz星系。我们证明，零假设的随机星系排列相对于剪切框架可以排除超过99.98%的置信度。在检测到非零信号的删失样本上平均的所观察到的内在相关性根据对准参数“a=0.17 +/-0.04”来测量，其仅包括删失数据的统计误差，但不包括宇宙方差误差。重建过程可能会系统地低估a。我们的结果与线性潮汐力矩模型一致，并支持了当前星系自旋可以作为原始潮汐剪切场和质量密度场的探测器的观点。对于像SDSS这样的浅层观测，星系自旋的内在排列在弱引力透镜上占主导地位，而对于z ~ 1的深层观测，它应该可以忽略不计。
2002-02-07 astro-ph
Robust Morphological Measures for Large-Scale Structure in the Universe
我们提出了一种新的方法来描述由代表星系样本的点集覆盖所形成的空间图案。该方法是基于一个完整的家庭的形态测量称为Minkowski泛函，其中包括拓扑欧拉特征和几何描述符，以指定的内容，形状和连接的空间集。该方法是数值鲁棒性，即使是小样本，独立的统计假设，并产生全球以及当地的形态信息。我们说明的方法，通过将其应用到泊松过程，一个“双泊松”过程，和阿贝尔目录的星系团。
1993-12-14 astro-ph
Morphological Classification of Galaxies Using Artificial Neural Networks
人类和自动化方法进行星系形态分类的结果进行了比较。特别是，眼球分类的454个星系之间的斯隆数字巡天（SDSS）的委托数据（Shimasaku等。2001年）与监督人工神经网络程序使用MATLAB神经网络建模包构建的比较。这个包中的网络以前没有用于星系分类。研究发现，简单的神经网络能够改善线性分类器的结果，给出0.8 +/- 0.1的相关系数，而线性分类器的相关系数约为0.7 +/- 0.1。该网络使用弹性反向传播算法进行训练，据作者所知，该算法尚未专门用于星系分类文献。所使用的星系参数和网络结构都很重要，特别是星系集中指数，一种衡量星系中心光线集中程度的指标，是最重要的参数。简单的网络被简单地应用到29,429个星系的红移从SDSS早期数据发布。它们给出了E/S 0：Sp：Irr的近似比例为14 +/- 5：86 +/- 12：0 +/- 0.1，这与在低红移下观察到的众所周知的近似比例20：80：1大致一致。
2001-10-22 astro-ph
Morphological Studies of the SWIRE Galaxy Population in the UGC 10214 HST/ACS field
我们呈现了斯皮策广域红外河外巡天（SWIRE）星系群的一小部分的形态分析结果。该分析基于SWIRE N1场内采集的公共ACS数据，这些数据是迄今为止SWIRE场内可用的最深光学高分辨率成像。我们的参考样本包括ACS和SWIRE探测到的156个星系。在各种星系的形态，我们解开两个主要类别，球状体（或膨胀为主的星系）和磁盘为主的，我们计算的数量计数作为流量的函数。然后，我们将我们的样本限制在IRAC通量亮于10微焦耳的物体上，估计SWIRE目录的完整性限制为90%，并将观测到的计数与模型预测进行比较。我们发现，所观察到的计数的球体人口同意与期望的分层模型，而一个整体的情况下预测陡峭的计数。然而，这两个星系都低估了晚型星系的数量。这些观测结果表明，即使在这些中等微弱的通量下，3.6和4.5微米的星系群中的绝大多数（接近80%）也是由螺旋星系和不规则星系或合并星系所主导的。
2005-08-22 astro-ph
The Star Formation History and the Morphological Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
利用宽视场CCD光度计对天龙座矮球状星系的1deg^2恒星进行了光度学和形态学分析，并对该星系的恒星形成历史进行了研究。未检测到金属丰度梯度。恒星表面的密度分布可以用尺度长度a= 5 '.0 +/-0 '.1的单一指数律来拟合。中心表面星等为μ_V=24.4+/-0.5和核心半径r_c= 7.5 +/-0.5。'3（相当于r_c=175+/-7pc）。在误差范围内，发现天龙座的半长轴和半短轴（使用星系的椭圆率重新换算为半长轴单位）的密度分布具有相同的尺度长度。因此，没有证据表明有一个与天龙座相关的潮汐尾巴。该星系的潮汐半径为r_t~42'（~1 kpc）。Draco中的大质量与光的关系可以通过方便的空间取向来解释的可能性被拒绝，这意味着其他机制（例如，暗物质）。天龙座的恒星星族主要是古老的。虽然天龙座中存在一些中等年龄的恒星，但大部分的恒星形成（高达90%）发生在10 Gyr之前。在最后~2 Gyr没有发现明显的恒星形成活动。两种方法（“部分模型”和“亚巨星”）被用来研究天龙座的恒星形成历史。
2001-08-09 astro-ph
The Morphological Butcher-Oemler effect in the SDSS Cut&Enhance Galaxy Cluster Catalog
我们调查的演化的分数晚型星系团的红移的函数，使用最大的，最均匀的集群样本之一。样本由斯隆数字巡天切割和增强星系团目录中的514个星系团组成，范围为0.02<z<0.3。该星表是使用单一自动聚类查找算法对来自单一望远镜的统一数据进行创建的，具有准确的CCD测光，从而最大限度地减少选择偏差。我们使用四种独立的方法来分析晚型星系分数的演化。具体地说，我们选择晚型星系是基于：restframe g-r色，u-r色，星系轮廓拟合和集中指数。第一个标准对应于经典Butcher-Oemler分析中使用的标准。后三个判据对星系的形态类型更为敏感。在所有四种情况下，我们发现增加的比例晚型星系的红移增加，在99.9%的水平显着。结果证实，星系团确实会随着红移而改变颜色（Butcher-Oemler效应），此外，它们会向更高的红移方向改变其形态-这表明Butcher-Oemler效应的形态等价物。我们还发现了一个趋势，更丰富的星系团有较低的分数晚型星系。该趋势与冲压压力汽提模型一致，其中较富的簇由于其较高的温度而具有更有效的冲压压力。
2003-06-11 astro-ph
Morphological and Luminosity Content of Poor Galaxy Groups
我们发现，早型星系在穷人组（包含从4到10名成员）的分数是一个弱的增加的功能的组成员的数量，是约两倍以上的孤立星系的样本。我们还发现，随着早型星系比例的增加，星系群速度色散也有微弱的增加。贫星系群中的早型星系在近红外线上比孤立星系亮0.75 mags（以K为单位），在蓝色上也亮0.5 mags。我们还发现，早期类型的星系群比那些在外地红。这些发现表明，早型星系在过密区的形成历史是不同的，在欠密区，它们的形成集团是由合并过程触发。
2004-11-04 astro-ph
Quantifying Morphological Evolution from Low to High Redshifts
建立普通星系的形态历史是哈勃太空望远镜的最初目标之一，并且在实现这一目标方面取得了显着进展。这些进展有多少是以哈勃序列为代价的？当我们在红移空间中进一步探索时，似乎是时候重新审视哈勃音叉的潜在意义了，因为高红移星系的形态特征非常壮观，而且往往很奇怪。本次审查的目的是建立一个形态之间的桥梁高红移和低红移星系人口，通过使用定量形态的措施，以确定最大的红移哈勃序列提供了一个有意义的描述星系人口。我将概述用于量化高红移星系形态的各种技术，强调这些技术探测的哈勃序列的各个方面，并指出留下了什么。我认为，在高红移的新技术（和新的想法），不太强调经典形态和更多的重视形态和解决恒星星族之间的联系，需要为了探测高红移星系的演化历史。
2000-06-12 astro-ph
Morphological Classification of the OSU Bright Spiral Galaxy Survey
为了量化螺旋星系中条形的分布，我们分析了俄亥俄州立大学明亮螺旋星系巡天的113个H波段和89个B波段星系图像。在每个波段获得了测量哈勃序列上条形形状和位置的参数。在棒形分布中发现了双峰性的证据，这意味着棒星系和非棒星系不仅仅是单一分布的极值，而且这两种状态之间的任何演化都必须发生在快速的时间尺度上。在H-波段测量的客观酒吧的形状被认为是更密切相关的视觉分类比B-波段酒吧的强度，因为B-波段的图像是有点妥协的局部恒星形成，特别是在后来的类型系统。发现镓在红外线中更集中。晚型星系在光学波段比红外波段表现出更大的不对称性，这可能是由于局部的恒星形成，但平均而言，两个波段的棒强度是相同的。
2002-07-22 astro-ph
X-Ray Observations of the Most Massive DLS Shear-Selected Galaxy Clusters
我们报告的初步结果，我们的X射线调查的最大质量的集群目前确定的深透镜调查（DLS）。基于弱透镜剪切选取了DLS星系团样本，这使得第一次以重子无关的方式研究星系团成为可能。在本文中，我们介绍了剪切选择簇样本子集的X射线特性。
2004-01-22 astro-ph
Morphological Evolution of Galaxies to z=4
银河系显然已经从宇宙的1 Gyr年龄开始演化，但追踪和量化这种演化的方法仍处于起步阶段。在本文中，我证明，仔细使用的“物理形态学”，它是可以定量地确定星系演化的过程是如何发生的z=4。使用一个系统的参数，跟踪恒星形成和星系的相互作用，我展示了如何不同的星系人口在高Z可以确定在深高分辨率的光学和近红外图像。这些工具也被用来测量从0<z<4的星系的潜在合并分数。如果这些方法是可靠的，正如一个局部星系校准所表明的那样，星系合并的比例为（1+z）^{2.1+/-0.5}，在z=2附近达到峰值，之后下降。我还讨论了这个系统是如何可能的星系的最终物理分类的一部分。
2000-12-01 astro-ph
Galaxy Morphologies in the Cluster CL1358+62 at z=0.33
我们描述了在CL 1358 +62领域的518个星系在z=0.33，从一个大的HST马赛克覆盖53平方米的样本的形态组成。弧分样本完成到I=22，对应于静止帧中的M_V=-18.5。这些星系是由本文作者和Alan Dressler独立分类的。对于I<21的星系，两组分类器在早型星系总数上一致，但在S 0/E比值上不一致。我们讨论了形态演变的限制和不同的S 0/E比的含义。我们使用大量的光谱来建立形态和光谱类型之间的对应关系。
2000-03-23 astro-ph
A Morphological-type dependence in the mu_0-log(h) plane of Spiral galaxy disks
我们目前的观测证据的星系“类型”依赖于一个螺旋星系的磁盘参数在mu_0-log（h）（中央磁盘表面亮度磁盘尺度长度）平面的位置。以~40个低表面亮度星系（包括凸起星系和盘状星系）和~80个高表面亮度星系为样本，早型盘状星系（<=Sc）倾向于在mu_0-log（h）平面上定义一个明亮的包层，而晚型旋涡星系（>=Scd）通常具有较小和较暗的盘状星系。在定义低表面亮度星系的表面亮度阈值以下（即比21.65 B-mag arcsec^（-2）Freeman值暗1 mag以上），早型旋涡星系的尺度长度大于8-9 kpc，而晚型旋涡星系的尺度长度较小。所有的星系都是用视见卷积的Sersic r^（1/n）球和指数盘模型模拟的。我们发现，随着哈勃类型的增加和球盘光度比的降低，球盘形状参数（n）的下降趋势，这已被观察到之间的高表面亮度星系，延伸到低表面亮度星系，揭示了一个连续的结构参数范围。
2001-03-24 astro-ph
Suppressing the contribution of intrinsic galaxy alignments to the shear two-point correlation function
宇宙学的弱透镜效应引起暗星系椭圆率的相关性。这种宇宙剪切信号取决于物质的功率谱，从而提供了一种约束宇宙学参数的方法。最近有人提出，在星系形成的时代所产生的内在的对齐也可以显着地有助于观察到的相关性，随着调查深度的减少，幅度增加。在这里，我们考虑两点剪切关联函数，并证明光度红移信息可以用来抑制本征信号，在同一时间的泊松噪声增加，由于有效的星系对的数量减少。选择应用这种红移依赖的加权将取决于所讨论的调查的特征。在平均z约为1的巡天中，虽然透镜信号占主导地位，但测量误差条可能很快就会变得小于内在对准信号;因此，为了不被系统学所主导，宇宙剪切统计中的红移信息将成为必要。我们讨论了这方面的各个方面。
2002-09-23 astro-ph
Joint Galaxy-Lensing Observables and the Dark Energy
带光度红移的深多色星系巡天将提供大量的两点相关观测：星系-星系角相关、星系-剪切交叉相关和所有红移之间的剪切-剪切相关。这些观测值可以潜在地使联合确定的暗能量依赖的演化的暗物质和距离，以及星系和暗物质晕之间的关系。随着最近CMB的初始功率谱的测定，即使在一个_single_ redshift的质量集群的测量将约束一个良好的指定组合的暗能量参数在一个平坦的宇宙，我们提供了方便的拟合公式，这样的研究。星系-星系切变和星系-星系相关性的结合可以确定在多重红移处的振幅。我们说明了这种能力，在描述的星系团与5个自由函数的红移，可以从数据拟合。星系建模是基于映射到相同丰度的晕，模拟通量有限的选择。在这种情况下，一个4000 deg 2的星系透镜调查可以达到一个统计精度的σ（欧米茄_DE）=0.005的暗能量密度，σ（w_DE）=0.02和σ（w_a）=0.17的状态方程和演化，评估在暗能量物质平等z~0.4，以及5晕功能的限制到z=1。更重要的是，联合分析可以使暗能量约束对剪切-剪切相关和晕建模中的系统误差具有鲁棒性。
2005-01-27 astro-ph
Morphological Dependence of Star Formation Properties for the Galaxies in the Merging Galaxy Cluster A2255
合并中的星系团A2255被斯隆数字巡天（SDSS）覆盖。在本文中，我们进行了形态分类的基础上的SDSS成像和光谱数据，并探讨这些成员星系的恒星形成率（SFR）的形态依赖。正如我们所预料的那样，A2255晚型星系的恒星质量标准化SFR（SFR/M $_*$）与H $α$等效宽度之间存在紧密的相关性。SFR/M $_*$与4000 ℃连续断裂强度的相关性也得到了证实。SFR/M $_*$ - M $_*$相关性在早型和晚型星系中都存在，表明恒星形成活动随着聚集恒星质量M（$_*$）的增大而趋于抑制，并且这种相关性在晚型星系团中更为紧密和陡峭.与场旋涡星系的质量范围相比，在A2255中只有两个质量为M $_*>10^{11}$ M $_{\odot}$的大质量晚型星系幸存下来，说明大质量旋涡星系的气盘在团簇形成过程中可能发生了潮汐剥离.此外，SFR随投影径向距离的变化很大程度上取决于星系的形态：早型星系内部SFR/M $_*$的减小很弱，而内部晚型星系往往比外部晚型星系具有更高的SFR/M $_*$值。这可能表明，由子星系团合并所激发的星系尺度湍流对早型和晚型星系可能起着不同的作用，导致E/S 0星系的恒星形成活动受到抑制，而螺旋星系和不规则星系的SFR增强。
2005-08-21 astro-ph
Characterizing the Shapes of Galaxy Clusters Using Moments of the Gravitational Lensing Shear
我们探讨了利用弱透镜剪切的切向分量来表征星系团的椭圆率。我们介绍了一个椭圆估计，并量化其性质的孤立集群LCDM N体模拟。我们比较的N-体的结果，从光滑的分析模型的结果。模拟观测的估计量的预期分布，我们展示了这种分布是如何影响污染物，如噪声，视线投影，和用于确定三轴晕的方向的中央星系的错位。我们研究的径向配置文件的估计，并讨论权衡的观察策略，以确定集群的形状。
2005-11-07 astro-ph
AUTOMATED MORPHOLOGICAL CLASSIFICATION OF APM GALAXIES BY SUPERVISED ARTIFICIAL NEURAL NETWORKS
我们训练人工神经网络，仅根据星系图像在蓝色测量板上出现的形态对星系进行分类。图像被缩小，并提取形态特征，如凸出尺寸和手臂数量，所有这些都是以全自动的方式进行的。星系样本首先由6位独立专家进行分类。我们使用几个定义的平均类型的每个星系，基于这些分类。然后，我们根据这些特性对网络进行训练和测试。我们发现，网络分类的均方根误差，与专家分类的平均类型相比，是1.8修订哈勃类型。这与专家之间的总体均方根差异相当。该结果是鲁棒的，并且几乎完全独立于所使用的网络架构。
1995-03-01 astro-ph
Morphological & Dynamical Properties of low redshift 2dFGRS Groups
我们估计了在z~0.08范围内，群空间密度大致恒定的渗透推断星系群（2 PIGG）星表的平均群形态和动力学特征。我们量化了不同的偏见，进入这些特征的确定，我们设计的统计校正程序，以恢复其无偏值。我们发现，唯一可以接受的形态模型是，长扁，或三轴与显着的扁，组形状具有大致高斯固有的轴比分布，平均值~0.46和分散度~0.16。在校正了各种偏差之后，其中最重要的是红移相关的偏差，具有4到30个星系成员的群体的维里质量和维里半径的中值是：Mv ~6 x 10^12 h_{72} ^{-1} M_solar，Rv~ 0.4 h^{-1}_{72} Mpc，其显著小于未考虑前述偏差的最近文献值。星系群的平均穿越时间约为1.5 Gyr，与星系群的成员身份无关。我们还发现星系群的大小、速度色散和维里质量与星系群成员星系的数量存在相关性，这是宇宙结构层次性的一种表现。
2006-08-22 astro-ph
The Galaxy Octopole Moment as a Probe of Weak Lensing Shear Fields
本文引入星系中光分布的八极矩作为弱透镜剪切场的一种探测。虽然传统的椭圆率估计的本地剪切来自四极矩是有限的背景星系的固有椭圆率分布的宽度，在固有八极分布的分散预计要小得多，这意味着从这个高阶矩的信号最终是有限的测量噪声，而不是由固有的散射。我们提出了计算的八极矩，并表明，目前的观察是在该政权的八极估计将很快能够有助于整体精度的估计当地剪切场。因此，从未来的数据集，如高级相机的调查和下一代太空望远镜的这种估计的前景是非常有希望的。
2001-07-10 astro-ph
Shear Fields and the Evolution of Galactic-Scale Density Peaks
我们目前的初步结果，我们的调查剪切场的影响银河尺度波动的演化在一个原始的高斯随机密度场。具体来说，我们研究如何与一个星系尺度的峰值相关的问题演变，以确定剪切是否可以影响峰值的能力，形成一个维里化结构。我们发现，在$\geq 1σ$初始密度峰值的直接周围的质量分布的演变是敏感的剪切的性质和幅度。它的最终命运和形态有着多种可能性，从吸积到顶峰，再到完全瓦解。另一方面，定义峰值本身的质量总是倾向于形成一个维里化的物体，尽管一个给定的星系尺度的峰值不一定只形成一个晕。此外，星系大小的晕不一定与初始星系规模的密度峰值有关。在某些条件下，剪切场能够将一个原始峰分裂成两个（也许更多）不同的晕，或者促进较小规模的峰成长为星系大小的晕。
1994-02-02 astro-ph
Galaxy Morphology from NICMOS Parallel Imaging
我们目前的高分辨率NICMOS图像的随机场平行于其他HST观测。我们目前的星系数达到H=24。H波段星系计数显示出良好的协议与最深的I-和K-波段计数从地面数据获得。给出了H<23的星系形态类型的分布。我们发现相对较少的不规则星系相比，从哈勃深场，我们归因于它们的蓝色，而不是形态K-校正的I-波段样本。我们的结论是，不规则星系本质上是z<1的暗蓝色星系。
1998-08-27 astro-ph
Measuring the Galaxy-Galaxy-Mass Three-point Correlation Function with Weak Gravitational Lensing
讨论了星系-星系-质量三点关联函数，并给出了如何用弱引力透镜测量它。该方法需要选择大量的前景透镜星系对，并通过平均背景源星系的椭圆率来构造相对于其轴的平均切变图。一个平均质量图可以从这个剪切图中重建出来，这将代表星系对周围的平均质量分布。我们展示了这个质量图是如何与投影的星系-星系-质量三点关联函数相关的。使用一个大的N体暗物质模拟填充星系使用晕占领分布（HOD）的偏见处方，我们计算这些关联函数，质量图和剪切图。由此产生的质量图是明显的双峰，跟踪星系中心和保持各向异性的尺度远大于星系分离。在较大的尺度上，切变近似于切向于对的中心，但振幅的方位角变化很小。我们估计的信噪比的重建质量地图的调查类似的深度斯隆数字巡天（SDSS），并得出结论，星系星系质量三点函数应可测量与目前的SDSS弱透镜数据。对这三点函数的测量，以及星系-星系透镜效应和星系自关联函数的测量，将为星系偏差模型提供新的约束。在紧密成对的星系周围的各向异性剪切剖面是冷暗物质模型的预测，并且可能难以与没有暗物质的其他引力理论相协调。
2005-03-13 astro-ph
Critical analysis of the luminosity functions per galaxy type measured from redshift surveys
[摘要]我对光学光度函数的形状进行了详细的比较，作为星系类别和过滤器的函数，这些函数是从有效深度范围从z~0.01到z~0.6的红移测量中获得的。该分析基于M* 和alpha Schechter参数。我提供了所有现有测量的完整表格，在必要时转换为UBVRcIc约翰逊-费因斯系统。通过使用从局部星系浓度测量的每种形态类型的固有光度函数作为参考（Jerjen et al 1997），我建立了从调查到调查和星系类别之间的光度函数的变化与调查中使用的星系分类标准有关，因为这些决定了给定类别内形态类型的混合量。当使用光谱分类与不准确的分光光度计校准时，光度函数被类型污染所偏置，其中类型之间的平滑变化与每个形态类型的固有光度函数关系不大。在多纤维光谱学的情况下，星系分类的基础上休息帧的颜色可能会提供更好的估计的内在光度函数。现有的星系巡天观测都未能测量出旋涡星系的高斯光度函数。大多数调查的基础上视觉形态分类也有他们的E/S 0光度函数污染的微弱端，除了分析的基础上，无论是多缝光谱或介质过滤器分光光度法结合CCD光度。这些污染效应可能是由于矮星系。因此，测量可靠的固有光度函数需要一种更连贯的方法来区分巨星系和矮星系类型。
2003-09-16 astro-ph
Global regularities in integrated galaxy spectra
本文研究了Kennicutt（1992 a）分光光度图谱中星系积分光谱的一些统计性质。分析的输入是在3750 nm ~ 6500 nm之间的1300个仓中采样的星系光谱。我们利用主成分分析（PCA）来分析光谱所跨越的1300维空间。它们在由前两个主分量定义的平面上的投影，即主平面，表明正常星系处于一个准线性序列中，我们称之为光谱序列。我们表明，光谱序列是密切相关的哈勃形态序列。这些结果是强大的意义上说，现实的光谱序列不依赖于数据归一化。这个序列的存在表明，一个单一的参数可以描述正常星系的光谱。我们用Bruzual & Charlot（1995）的光谱演化模型研究了这一假设。我们发现，对于单年龄模型（15 Gyr），光谱序列可以参数化的特征恒星形成的时间尺度的不同形态类型。通过考察正常星系演化轨迹在主平面上的投影，我们验证了光谱序列也是一个演化序列，星系光谱从较晚的光谱类型演化到较早的光谱类型。考虑到光谱序列和形态序列之间的密切对应关系，这使我们推测星系可能沿着哈勃序列从Sm/Im到E进行形态演化。
1996-12-17 astro-ph
Galaxy Zoo : Morphologies derived from visual inspection of galaxies from the Sloan Digital Sky Survey
为了理解星系的形成和随后的演化，我们必须首先区分两种主要的大质量系统形态：螺旋星系和早期星系。本文介绍了一个项目，银河动物园，提供视觉形态分类的近百万个星系，从斯隆数字巡天（SDSS）提取。这一成就是通过邀请公众通过互联网对这些星系进行视觉检查和分类而实现的。该项目已获得约100，000名参与者进行的40，000，000多项个人分类。我们讨论了这个项目的动机和策略，并详细介绍了如何进行分类和处理。我们发现，银河动物园的结果与专业天文学家分类的SDSS星系的子集是一致的，从而表明我们的数据提供了一个强大的形态目录。通过直接目视检查获得形态避免了引入与诸如颜色、浓度或结构参数的形态代理相关的偏差。此外，该目录可用于直接比较SDSS形态与旧数据集。每个形态类的颜色-幅度图显示，我们说明了这些分布是如何不同的推断，仅使用颜色作为形态的代理。
2008-04-29 astro-ph
Morphological and photometric evolution of ultra-luminous infrared galaxies: Nature of faint SCUBA sources
我们调查何时以及如何尘埃星暴星系合并可以严重掩盖尘埃，从而成为一个超亮红外星系（ULIRG），基于数值模拟的化学动力学和光度演化的尘埃气体丰富的主要星系合并。我们发现，一个主要的星系合并更有可能成为一个ULIRG优先在合并后期阶段，当两个磁盘变得非常接近，非常高密度的尘埃气体可以掩盖严重的中央二级大质量星暴。我们还展示了如何用哈勃太空望远镜（HST）观测到中等（z=0.4）和高红移（z=1 - 2）的模拟ULIRG的光学和近红外形态，以便对Smail等人（1998）最近观测到的微弱SCUBA源的一些宿主星系的起源提出合理的解释。我们的数值模拟的结果表明，一些SCUBA源明显微弱和紧凑的HST形态可以高红移尘埃笼罩的星暴合并与其外部低表面亮度潮汐功能几乎检测不到的HST的目前的光学。
1999-06-01 astro-ph
Morphological number-counts from the ultradeep HST images
我们讨论的意见，导致淡蓝色星系的问题和不确定性后，微弱的星系模型的基础。使用深哈勃太空望远镜（HST）成像与宽视场行星相机（WFPC 2），我们展示了如何形态信息已被用来揭示新的光的问题。初步结果表明，巨星系（椭圆星系和早型旋涡星系）可以很好地用{ \it no-evolution}标准模型拟合到$m_{I} \sim 24.5$（$z \sim 0.8$）。数据还表明，暗蓝色星系具有晚型/不规则的形态，并且在对这类星系的局部空间密度进行更好的约束之前，无法充分建模。
1995-11-28 astro-ph
Galaxy morphologies and environment in the Abell 901/902 supercluster from COMBO-17
本文对COMBO-17巡天的A901/902超星系团中的星系进行了形态学研究。用三个独立的分类器对光度红移在0.155 < z_phot < 0.185范围内的570个星系进行了目视分类，M_V=-18。这些形态分类进行比较，当地的星系密度，距离最近的集群中心，当地的表面质量密度弱透镜，光度分类。在高的局部星系密度下，log（Sigma_10 /Mpc^2）> 1.5，发现了经典的形态-密度关系，还发现了形态和局部投影表面质量密度之间的相关性，但没有观察到与最近星系团距离的趋势。这支持了局部环境对星系形态比整体星系团性质更重要的发现。按颜色分类的形态目录显示，在显示晚型形态的星系中，蓝色星系占主导地位，而在早型种群中，红色星系占相应的主导地位。利用COMBO-17的17波段测光，我们进一步按照Wolf等人（2005）的公式将红超星系团序列分裂为老的被动星系和有年轻恒星和尘埃的星系。我们发现，尘埃恒星形成的人口描述了一个中间形态组之间的晚型和早型星系，支持这一假设，即场和组螺旋星系转化为S 0 s，也许，椭圆星系在集群下降。
2007-04-05 astro-ph
Color, spectral and morphological transformations of galaxies in clusters
在这篇评论中，我专注于星系团的性质在$z>0.1-02$。最突出的结果，在星系的颜色，光谱特征和形态的演变进行了讨论。
2002-10-10 astro-ph
Weak Weak Lensing: How Accurately Can Small Shears be Measured?
现在，百分之一的微弱透镜信号正在积极寻找（宇宙切变，星系-星系透镜，星团中的大半径......）重要的是研究如何精确地确定弱剪切。存在许多系统性影响，需要加以理解。我表明，凯泽等人。技术可以留下残留的系统误差在百分比水平（通过不完善的PSF各向异性校正），并提出了一种替代技术，能够恢复剪切的一个因素，10弱。
2000-07-25 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
Measuring Shapes of Galaxy Images I: Ellipticity and Orientation
我们提出了一套形态学的措施，我们相信可以帮助量化的二维宇宙学图像，如星系，星系团和超星系团的形状。该方法采用非参数形态描述符被称为Minkowski泛函与几何矩广泛用于图像分析相结合。为了可视化图像轮廓线的形态学性质，我们引入了三个辅助椭圆表示向量和张量Minkowski泛函。我们研究了椭圆轮廓的离散性，视宁度和噪声的影响，以及它们的形态特征，如椭圆度和方向。为了减少噪声的影响，我们采用了轮廓平滑技术。我们测试的方法，通过研究模拟椭圆形的玩具球状星系的椭圆率范围从E0到E7的配置文件。然后，我们将该方法应用于实际星系，包括八个球状体，三个盘螺旋和一个奇特的星系，在近红外$K_s$波段（2.2微米）与2微米全天巡天（2MASS）成像。该方法在数值上非常有效，可用于研究现代测量中获得的数十万幅图像。
2003-05-09 astro-ph
Tidal Shear on Density Perturbations and Galaxy Formation
本文用幂律模型计算了大尺度密度场作用于原始密度扰动所产生的潮汐切变强度。结果表明，大尺度潮汐场会强烈影响密度峰的形态、取向和角动量获取，可能在早型星系的形成中发挥作用。证明了扰动方向与大尺度密度场之间的相互作用可能是谱指数为$n < 0$的高斯密度场的共同性质。我们认为，这些检测到的椭圆星系的结构的排列可以用来探测大尺度上的光谱的平坦度，但它不能确定的光谱指数的确切值。
1995-06-05 astro-ph
Self calibration of gravitational shear-galaxy intrinsic ellipticity correlation in weak lensing surveys
星系内禀排列是对精确测量宇宙剪切力的一个严峻挑战。我们提出了自校准的诱导引力剪切星系内禀椭圆相关（GI相关，\citealt{Hirata04b}）在弱透镜调查光度红移测量。(1)本文提出了一种从同一红移面元中的星系椭圆度-密度测量值中提取星系内禀椭圆度-密度互相关的方法。(2)我们还找到了一个通用的缩放关系，将提取的I-g相关转换为所需的GI相关。我们在简化的条件下进行概念研究，并证明其能够显着减少GI污染。我们讨论了各种复杂性对自校准技术的两个关键成分的影响，即提取I-g相关性的方法和I-g与GI相关性之间的标度关系。我们希望他们都不可能完全无效的建议自校准技术。
2010-07-14 astro-ph astro-ph.CO
