Spiral Disk Opacity from Occulting Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey
一个螺旋星系部分地椭圆覆盖一个更遥远的椭圆提供了一个独特的机会来测量前景螺旋中的尘埃消光。从斯隆数字巡天DR 4光谱样本中，我们选择了83个掩星星系对，并测量了红移范围z = 0.0-0.2的盘不透明度，目的是确定盘尘埃不透明度的近期演变。ISM的富集度随着磁盘的寿命而变化，并且可以合理地预期螺旋磁盘的尘埃消光特性作为一个整体随着其寿命而变化。当他们这样做时，这种变化将影响我们对可观测宇宙中星系的测量。从SDSS对，我们得出结论，螺旋盘显示消光的证据~2有效半径。然而，由于有限的红移范围和我们无法区分其他因素对盘不透明度，如螺旋臂和哈勃类型的存在，没有证据表明最近的盘不透明度演变是明显的。这种效应也掩盖了在附近星系中发现的表面亮度和光学深度之间的任何关系。因此，我们得出结论，SDSS光谱目录是一个很好的方式来寻找掩星对和构建一个统一的本地样本。然而，需要比SDSS图像更高的分辨率来解开螺旋臂和哈勃类型的影响，因为z = 0.2。
2007-08-08 astro-ph
Theoretical isochrones in several photometric systems II. The Sloan Digital Sky Survey ugriz system
继论文一，我们提供了扩展表的测热校正，消光系数，恒星等时线，和综合的星等和颜色的单爆发恒星星族，斯隆数字巡天（SDSS）的ugriz测光系统。他们进行了测试与DR 1数据的比较，为几个恒星系统，即帕洛玛5和NGC 2419球状星团和天龙座dSphgalaxy。
2004-04-19 astro-ph
Investigating the Sloan Digital Sky Survey Cataclysmic Variable SSDS J132723.39+652854.2
测光和光谱观测显示，斯隆数字巡天激变变星SDSS J132723.39+652854.2可能是一颗轨道周期为P = 3.28小时的SW性星。斯隆数字巡天光谱显示了很强的HeI、HeII和Balmer发射线。在阿帕奇点天文台获得的时间分辨光谱揭示了在相位0.5附近的发射线内的吸收线结构。在Manastash Ridge天文台使用Harris V和B滤波器获得的测光数据显示了一个高倾角系统（i = 80度），具有深（~ 2 mag.）日食轨道周期和光谱变化有利于SW性别的解释。
2003-06-03 astro-ph
Internal Extinction in Spiral Galaxies in the Near Infrared
为了研究旋涡星系的内消光效应，我们寻找了近红外光度参数与倾角的相关性。我们使用来自2微米全天巡天（2 MASS）扩展源目录（XSC）的15，224个螺旋星系的数据，我们也有红移。对于3035个星系，I波段测光是可用的，包括在分析中。从红化对倾角的简单依赖性，我们推导出在I（0.81 μ m），J（1.25 μ m）和H（1.65 μ m）波段中，正面和侧面之间的星等差为0.9，0.3和0.1的下限。我们发现，最微弱的等照度线半径报告在XSC（在第21等/弧平方级）是更接近的中心比其他常见的等照度线措施（如23.5等/弧平方半径在I波段），并认为它不应该被假定为代表一个外部等照度线，在星系是透明的在所有视角。一个简单的线性消光定律（即Δ M =伽马对数（a/b））是不适合的磁盘倾角的全部范围，我们采用双线性和二次定律。一个简单的光度模型被用来解释所观察到的行为。内部消光取决于星系的光度。我们发现，对于K总星等小于-20，-20.7和-20.9的星系，数据表明在J，H和K分别为零消光，而盘不透明度随着盘光度的增加而单调增加。
2003-05-22 astro-ph
Global Extinction in Spiral Galaxies
从大熊座和双鱼座星系团绘制的螺旋星系的星等有限的样本被用来确定其作为一个函数的倾角消光性能。成像测光可用于B、R、I和K'波段的87个螺旋。消光导致颜色-星等图中的系统散射。一个强大的光度dependency. Relative边对面对消光高达1.7等的B被发现的最明亮的星系，但不可测量的微弱星系小。在R处，微分吸收随倾角达到1.3等，在I处达到1.0等，在K'处，微分吸收可以在极端情况下达到0.3等。红化的光度依赖性可以转化为对旋转速率的依赖性，这是一个与距离无关的可观测值。因此，可以进行对距离测量有用的校正。对光度的强烈依赖性的修正行为陡峭的光度线宽相关。这种效应在蓝色区域最大，其结果是亮度-线宽斜率依赖性现在仅是颜色的弱函数。
1998-02-19 astro-ph
Radial Dependence of Extinction in Parent Galaxies of Supernovae
在获得核坍缩超新星（SNe）的真实绝对星等的过程中，灭绝问题是需要解决的最重要的问题。过去广泛使用的平行平面模型给出了依赖于星系倾角的吸收，但它并不能充分描述消光。我们试图应用另一种模型，它引入了径向ependence的灭绝。对于一个选定的带状包络SNe样本，发现随着距离星系中心半径的减小，SNe有一定的变暗趋势。
2007-07-17 astro-ph
Hydrodynamic Processes in Young Binary Systems as a Source of Cyclic Variations of Circumstellar Extinction
用SPH方法计算了一个年轻双星系统吸积原恒星云残余物质的流体动力学模型。它示出的列密度的周期性变化的投影到主要组件发生在低倾角的二进制平面的视线。它们可以导致周期性的灭绝变化。在一般情况下，可以存在三个周期分量。第一个分量的周期与轨道周期相等，是由于物质流进入双星内部区域。第二个分量的周期是轨道周期的5-8倍，与环双星（CB）盘中产生的密度波有关。第三，最长的周期是由于岁差的内部不对称区域的CB盘。这些周期的振幅之间的关系取决于模型参数以及双星在空间中的倾角和方向。我们表明，在尘埃与气体的比例为1：100和质量消光系数为250厘米$^2$ g $^{-1}$，在V-波段的主要成分的亮度变化的幅度可以达到$1^m$在质量吸积率到二进制组件的$10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$和$10^{\rm o}$倾斜的二进制平面的视线。我们讨论了可能的应用模型前主序星。
2008-09-25 astro-ph
Monte Carlo simulations of dusty spiral galaxies: extinction and polarization properties
我们提出了蒙特卡罗模拟的尘埃旋涡星系，模拟为隆起+磁盘系统，旨在研究它们的消光和偏振特性。根据米氏理论计算了尘埃粒子的消光参数（吸收和散射），并对四个Stokes参数进行了辐射传输。在B和I带通中已经制作了不同光学深度、倾角和膨胀与总比的星系的光度和偏振图。如所预期的，散射的效果是对于给定的光学深度，特别是对于涉及明亮的凸起核心的遮蔽的情况，显著地减少消光。出于同样的原因，散射也减少了红化，从B-I图评估。另一方面，直接由于前向散射而引起的发蓝几乎不可察觉。径向颜色梯度经常被发现。与“X”模型的比较表明，它们明显不能再现消光-光学深度关系。由散射产生的线偏振度通常是百分之几的数量级;它随着光学深度和倾角（小于80度）而增加。偏振模式总是垂直于长轴，除非尘埃分布被彻底改变。消光系数与偏振度的局域相关性很小，从B波段到I波段偏振度有增加的趋势。我们讨论的影响和相关性的螺旋星系的结构和形态的研究结果及其星际介质。
1995-12-13 astro-ph
Host Galaxy Extinction of SNIa: Co-evolution of ISM Structure and Extinction Law with Star-Formation
本文提出了一种机制，可能会修改消光定律SNIa观察到更高的红移。从观察到（1）SNIa主要发生在螺旋星系中，（2）恒星形成的Esclanism出螺旋平面，（3）恒星形成改变了ISM中尘埃的消光性质，（4）在更高的红移有更多的恒星形成，我认为螺旋星系在过去比现在有一个更大的尘埃晕。喷射出的物质的$R_V$值较低，这将导致在较高红移下观测到的SNIa的平均值（$\bar{R}_V$）较低。SNIa观测中的两种关系表明了平均$R_V$的演化：低红移时观测到的$R_V$与宿主星系倾角的关系和不同红移区间SNIa消光值（$A_V$）分布的匹配。倾角效应确实指向具有较低$R_V$值的光晕。相比之下，$A_V$值的分布最适合于$\bar{R}_V(z)$演化，该演化模拟了SNIa变暗与归因于宇宙学常数的红移的关系。然而，即使在最坏的情况下，演化$\bar{R}_V$不能完全解释SNIa的变暗：宿主星系消光定律演化不是解释SNIa变暗的可行替代方案。SNIa的未来观测--多色光变曲线和光谱--将分别求解每个SNIa的$A_V$和$R_V$值。解决带有红移的$\bar{R}_V$（和$A_V$）的演化对于下一代宇宙学SNIa测量将是重要的，并且具有洞察遥远过去宿主星系中富含尘埃的ISM分布的额外科学。
2008-01-31 astro-ph
The shapes of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们确定的螺旋和椭圆星系的基本形状在斯隆数字巡天数据发布6从观测到的分布投影星系的形状，考虑到尘埃消光和变红的影响。我们假设螺旋和椭圆的基本形状可以很好地近似为三轴椭球。椭圆星系的数据与扁球体一致，光度与椭圆率之间存在相关性：Mr ~ -18椭圆星系的短轴与中轴之比平均值为0.41 ± 0.03，Mr ~-22.5椭圆星系的短轴与中轴之比平均值为0.76 ± 0.04。椭圆星系的轴比几乎没有依赖于星系的颜色，这意味着可以忽略不计的尘埃光学厚度。螺旋星系的形状有很大的变化，颜色表明尘埃的存在。在SDSS-DR 6中，旋涡星系的内部形状与平均厚度直径比为（21+-2）%，表面椭圆率e为ln（e）=-2.33+-0.79的扁平盘一致。在模型中不包括灰尘的影响，会导致磁盘系统地变圆高达60%。更明亮的螺旋星系往往比光度较低的螺旋星系有更厚更圆的盘。对于较大的星系来说，椭圆星系和螺旋星系都倾向于更圆。旋涡星系边缘r带尘埃消光E_0的边缘值，对于中色星系为E_0 ~ 0.45等，对于g-r>0.9的星系为E_0=1等，对于半光半径<2kpc/h的明亮和最致密的星系为E_0=1.9等。
2008-05-19 astro-ph
Internal Extinction in the SDSS Late-Type Galaxies
我们在斯隆数字巡天中研究晚型星系的内部消光。我们发现内消光的程度既取决于浓度指数c，也取决于K_s带绝对星等M_K。我们给出了简单的拟合函数内消光。特别是，我们提出了解析公式，给出了从观测到的光学参数的折射校正的幅度。例如，修正后的r波段绝对星等可以通过M_{r,0} =-20.77 +（-1+ \sqrt{1+4Δ(M_{r,obs}+20.77+4.93Δ)}）/2Δ得到，其中Δ= 0.236\{1.35（c-2.48）^2-1.14\} \log（a/b），c= R_{90} / R_{50}是浓度指数，a/b是i波段25 mag/arcsec^2等照度线的等照度线轴比。M_{r,0}的1σ误差为0.21{ \rm log}（a/b）。当应用我们的消光修正公式时，发现倾角相差很大的晚型星系在（u-r）- $M_r$图上的轨迹几乎是相同的。我们还发现，（u-r）颜色可以是第三个独立的参数，决定了内部消光的程度。
2008-12-09 astro-ph
Inclination-Independent Galaxy Classification
我们提出了一种新的方法来分类星系的大型调查，如斯隆数字巡天使用倾斜校正浓度，倾斜校正的位置上的颜色-星等图，和视轴比。对倾角的解释收紧了这些参数的分布，并使简单的边界能够描绘出三种不同的星系群：早期型星系，红色，高度集中，圆形;晚期型星系，蓝色，浓度低，以盘为主;和中间型星系，红色，具有中等浓度，并有盘。我们已经验证了我们的方法相比，高质量的成像数据的视觉分类千年星系目录。倾斜校正是至关重要的，以揭开以前未被承认的中级。中间型星系，大致对应于望远镜和早期的螺旋星系，位于红色序列上。因此，红色层序由两种不同的形态类型组成，表明有两种不同的机制过渡到红色层序。我们提出，中间型星系是那些通过扼杀失去冷气的星系，而早期型星系是那些经历了一次主要合并的星系，要么消耗了冷气，要么合并的祖先已经没有冷气（“干合并”方案）。
2008-03-09 astro-ph
The effect of FIR emission from SDSS galaxies on the SFD Galactic extinction map
我们比较了最成功的和广泛使用的银河系尘埃灭绝的地图，由Schlegel，Finkbeiner & Davis（1998;以下简称SFD），斯隆数字巡天（SDSS）光度/光谱DR 4样本中的星系数计数。根据SFD提供的尘埃消光信息，我们将SDSS观测区划分为69个互不相交的亚区，并对每个亚区的星系面数密度进行了比较。正如预期的那样，星系表面数密度随着消光的增加而减少，但只有在SFD消光值高于约0.1至0.2等（取决于波段）时才会减少。在较低的值的SFD消光，我们发现，星系的天空表面密度随着消光的增加而增加，正好相反的效果预期从银河尘埃。我们认为，远红外（FIR）亮度的天空中的区域真正的低尘埃消光显着“污染”的FIR发射从背景星系。我们表明，这样的解释是定性和定量与现有的数据相一致。基于这种解释，我们得出结论，系统误差在SFD消光图由于河外FIR发射是相当小的，数量级的百分之一，但统计检测。（节录）
2006-07-06 astro-ph
An Atlas of Monte Carlo Models of Dust Extinction in Galaxies for Cosmological Applications
本文基于蒙特卡罗模拟对尘埃星系的辐射转移进行了广泛的研究。这些模拟的主要输出是衰减曲线${\cal A}_λ$（即观测到的尘埃熄灭的总强度与星系固有的未熄灭强度之间的比率，作为波长的函数）。我们探讨了${\cal A}_λ$对一组显著的量（哈勃类型、倾角、尘埃光学厚度、尘埃分布和消光特性）的依赖性，这些量在1250 nm到K波段的大波长范围内，从而最终提供了一个全面的星系尘埃消光图谱，该图谱是电子版的。这项研究特别适合于纳入星系形成演化模型，并直接解释高红移星系的观测数据。
1999-03-04 astro-ph
The Optical Counterpart of the Accreting Millisecond Pulsar SAX J1808.4-3658 in Outburst: Constraints on the Binary Inclination
我们目前的V4580 Sgr，吸积动力毫秒脉冲星SAXJ1808.4 -3658的光学对应物，在1998年的X射线爆发的系统采取的多波段光学/红外测光。光通量与X射线加热的吸积盘的辐射一致。假设距离为2.5千秒差距，在爆发期间对X射线和光发射的自洽建模产生最佳拟合消光Av=0.68和倾角cos（i）=0.65。允许的倾角范围要求脉冲星的伴星具有极低的质量，0.05-0.10 Msun。有些红外观测结果与盘的辐射并不一致，而且即使在X射线加热的情况下，也太亮了，不可能来自盘或伴星。
2001-10-30 astro-ph
The extinction by dust in the outer parts of spiral galaxies
为了研究Sb和Sc星系中尘埃的分布，我们分析了37个星系的无偏样本的近红外和光学表面光度学。由于$K$ -波段的光几乎不受尘埃消光的影响，所以$B-K$的颜色是消光量的一个很好的指示器，并且使用颜色-倾角关系，我们可以从统计上确定平均Sb/Sc星系的消光。一般来说，我们发现在旋涡星系的中心区域，一直到它们的有效半径，都有相当数量的消光现象。在外部，在D $_{K,21}$，或在3倍的典型指数尺度长度的恒星分布，我们发现一个最大的光学深度为0.5在$B$的正面星系。如果我们强加一个条件，即尘埃的分布方式与恒星的分布方式相同，那么这个上限将下降到0.1。
1995-06-20 astro-ph
A Catalogue of Morphologically Classified Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey: North Equatorial Region
我们提出了一个来自斯隆数字巡天（SDSS）第三次数据发布的北赤道条纹（230度$^2$）的亮星系的形态分类目录。通过目视检查$g$带中的图像进行形态分类。该目录包含2253个星系完成后，银河系消光校正的星等限制为$r=16$，从2658个对象，被认为是在光度计目录中扩展在相同的星等限制。我们的目录中有1866个星系有光谱信息。本文还对表中的形态类型和平均颜色的出现频率作了简要的统计分析。对图像的视觉检查显示，在$r\le16$样本中，本地宇宙中相互作用的星系的比率约为1.5%。对SDSS产生的测光星表进行了验证，特别是其亮端的完整性。
2007-04-13 astro-ph
The H alpha Luminosity Function of Morphologically Classified Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个研究的H $α$线发射的样本1482光学选择，形态分类明亮的星系（中位红移为0.05）来自斯隆数字巡天。计算每个形态类别和总样本的光度函数。用Schechter形式拟合的光度函数给出了总样品的斜率$α=-1.43\pm 0.10$，H $α$光度密度为$10^{39.31\pm 0.04{+0.10\atop-0.07}}h$ erg s $^{-1}$ Mpc $^{-3}$，其中第一个误差是统计误差，第二个误差是系统误差。这一数值与Gallego等人（1995）的结果一致，但这一一致是由于他们忽略了恒星吸收，这影响了消光修正的估计，以及发射线星系的显著样本不完整性。H $α$发射体的比例从早期（椭圆星系的几个%）到晚期（不规则星系的100%）单调增加，而强发射体存在于所有类型的形态类型。我们发现83%的光度密度来自旋涡星系，5%来自不规则星系，9%来自早型星系，少量的形态扰动星系贡献了3%。
2003-12-19 astro-ph
Spectroscopic Target Selection in the Sloan Digital Sky Survey: The Main Galaxy Sample
我们描述的算法，选择的主要样本的星系光谱在斯隆数字巡天从光度数据获得的成像调查。星系的光度特性是使用彼得罗相星等系统测量的，该系统测量由表面亮度轮廓形状决定的孔径中的通量。所使用的度量孔径基本上独立于宇宙学表面亮度变暗、前景消光、天空亮度和星系中心表面亮度。主要的星系样本由r波段彼得罗相星等r < 17.77和r波段彼得罗相半光表面亮度< 24.5星等每平方角秒的星系组成。这些切割每平方度选择大约90个星系目标，平均红移为0.104。我们进行了大量的测试，以表明：（a）我们的恒星-星系分离标准是有效的，在消除几乎所有的恒星污染，而几乎没有消除真正的星系，（b）我们的表面亮度削减消除的星系的比例是非常小的（0.1%），（c）样本的完整性高，超过99%，以及（d）基于重复成像扫描的目标选择的再现性与预期的随机光度误差一致。（节略）
2002-06-13 astro-ph
The H-alpha Galaxy Survey II. Extinction and NII corrections to H-alpha fluxes
我们研究了两个主要的修正通常适用于窄带H-α通量从星系，以将它们转换成恒星形成率，即NII污染和灭绝内部的星系。从使用窄带滤波器的成像研究中，我们发现NII和H-α发射分布不同。在大多数盘状恒星形成区的NII部分是小的，而一些星系显示一个弥漫的中心组成部分，可以由NII的排放占主导地位。我们考虑解释的NII/H-α比的变化，包括金属丰度的变化和不同的激发机制。然后，我们估计消光对恒星形成区的旋涡星系，首先使用Br-γ/H-α线比。我们发现，消光值是较大的星系核比磁盘中，并没有证据表明大量的尘埃嵌入区域出现在近红外。我们使用的光发射线数据从文献中显示只有一个温和的依赖性的消光倾角，符合宽带测光研究;典型的aprictions是较小的晚型矮星比螺旋型。最后，我们表明，类型相关的消光校正的应用显着提高了恒星形成率从H-α和IRAS通量之间的协议。这一协议反对恒星形成在正常星系中占主导地位的严重尘埃嵌入组件。
2004-10-15 astro-ph
The Intrinsic Properties of SDSS Galaxies
观测到的星系性质随倾角而变化;对于大多数应用，我们宁愿有与倾角无关的性质，即内禀性质。确定倾斜修正的一种方法是考虑大样本的星系，研究这些星系的观测属性如何依赖于倾斜，然后去除这种依赖性以恢复固有属性。我们进行这样的分析，从斯隆数字巡天已匹配的星系从两微米全天巡天星系选择。我们确定这些星系的星系光度和Sersic指数的函数的倾斜修正。在g波段，这些修正高达1.2等，在我们的样本中所有星系的中值为0.3等。我们发现，除了在$u$波段外，这些修正对星系光度的依赖性很小，但对星系的Sersic指数有很强的依赖性。我们发现，在-22.75 < M_K <-17.75的范围内，从观测色到内禀色，红蓝比从1：1变化到1：2。我们还讨论了如何调查的完整性和光度红移应确定时，考虑到观察到的和内在的属性不同。最后，我们研究是否以前的恒星质量的测定给出了一个内在的量或一个依赖于星系的倾斜。
2008-01-21 astro-ph
Extinction Corrected Star Formation Rates Empirically Derived from Ultraviolet-Optical Colors
利用斯隆数字巡天光谱目录中的星系样本与GALEX介质成像巡天中测量的恒星形成率（SFR）和紫外（UV）光度测定，我们推导出SFR与UV光度比和蓝色序列星系的UV光学颜色之间的经验线性相关性。这些关系提供了一个简单的处方，以纠正紫外线数据的灰尘衰减，最好的调和SFR来自紫外线和发射线数据。该方法分解为红色序列人口以及非常蓝色的星系，如本地的“超紧凑”紫外发光星系和大多数高红移莱曼破碎星系，形成自己的低衰减序列。
2007-07-20 astro-ph
Extinction Effects in Spiral Galaxy Rotation Curves
观测结果表明，盘状星系的H $α$ /[NII]旋转曲线内部的斜率因消光而降低：在固定的光度下，观测到的斜率实际上取决于盘状星系对视线的倾斜度。使用一个简单的灭绝模型，我们能够很好地再现所观察到的趋势。该模型假设一个指数分布，无论是在径向和$z$方向，相同的恒星形成区和尘埃。通过改变吸收体的尺度高度和尺度长度，以及盘的中心光学深度$τ_\circ$，可以优化数据拟合，正如所看到的面-on. The意见表明，盘中心不透明度增加与总光度。模型拟合最亮的星系（在I波段比$M-5\log h=-21.4$亮）产生$τ_\circ \simeq 3.5^{+4.0}_{-2.0}$，接近$λ=0.66$ $μ$ m。$τ_\circ$的推断值的大的不确定性是由于在磁盘中的吸收剂的分布的知之甚少的特性，以及从一个指数径向分布附近的星系中心的强烈偏离的可能性。
2004-03-23 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks IV: Radial Extinction Profiles from Counts of Distant Galaxies seen through Foreground Disks
尘埃的消光可以从通过螺旋盘看到的远场星系的数量来确定。为了校准这个数字的拥挤和混乱的前景图像，冈萨雷斯等。（1998）和Holwerda等人（2005）开发了“合成场方法”（SFM），该方法分析通过将无障碍背景场的各种深度曝光添加到候选前景星系场而构建的合成场。SFM的优点是它给出了星系盘面积的平均不透明度，而不需要对吸收体或盘星光的分布做任何假设。然而，它是有限的幸存的场星系的低统计，因此需要结合更大的场样本。本文介绍了32个深HST/WFPC 2档案字段的29个螺旋样本的第一个结果。在螺旋星系的平均尘埃消光的径向配置文件的基础上校准计数的远场星系在这里，无论是单个星系，以及从我们的样本的复合材料。讨论了倾角、旋臂和哈勃类型对径向消光廓线的影响。（略）
2004-12-03 astro-ph
Intrinsic Inclination of Galaxies embedded in Cosmic Sheets and its Cosmological Implications: An Analytic Calculation
本文在潮汐力矩理论的框架下，解析地研究了二维片状结构中星系取向的大尺度相干性。假设星系自旋和周围的物质场本质上是按照潮汐力矩模型对齐的，我们首先推导出分析的概率分布的星系位置角，并评估其相对于平面的倾斜度。然后，我们将我们的分析方法应用到本地超星系团附近的螺旋，并提供理论解释为什么以及在什么程度上附近的螺旋相对于超星系平面倾斜。最后，我们得出结论，所观察到的大规模的相干性，在附近的螺旋相对于超星系平面的方向可以定量地理解的潮汐力矩理论预测的星系的内在对齐方面，发光星系的自旋可能更强烈地与周围的物质比底层的黑暗晕对齐。如果应用于像斯隆数字巡天（SDSS）的大规模调查，我们的分析方法将使我们能够准确地测量星系的内在排列的强度，这在弱透镜搜索中起着统计误差的作用，并可用作化石记录来重建宇宙学。
2004-08-27 astro-ph
On the Dust Extinction in High-z Galaxies and the Case of Extremely Red Objects
我们提出了蒙特卡罗模拟的初步结果，旨在调查现实的尘埃消光（吸收+散射）的影响上的高Z星系的颜色。在本文中，我们集中在球状星系的情况下，我们得到的衰减曲线在0.1-1.2 $μ$ m的范围内为不同的尘埃空间分布，并为一系列的值的尘埃光学厚度，几何厚度和倾角的尘埃盘。我们发现，由此产生的曲线强烈依赖于尘埃的几何分布和光学厚度。一个偶然的发现是，2200 nm吸收特征的强度不仅取决于光学深度，而且取决于尘埃的几何分布。作为第一个应用程序，我们测试我们的结果在两个高z星系与极红色（HR 10和HR 14），以推断他们的年龄，尘埃含量和尘埃空间分布的线索。我们确认，HR 10必须是一个非常尘土飞扬的星系，我们建议，它的恒星成分应该强烈嵌入在尘埃中，以重现所观察到的极端红色。
1997-08-21 astro-ph
Detection of Cosmic Magnification with the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个宇宙放大率的8 σ探测，它是通过类星体密度的变化来测量的，这种变化是由前景大尺度结构引起的引力透镜引起的。为了进行测量，我们使用了斯隆数字巡天（SDSS）的3800平方度的光度观测，其中包含20万个类星体和1300万个星系。我们对星系-类星体互相关联函数的测量显示出振幅、角度依赖性和符号变化作为观测到的类星体数计数的斜率的函数，这是由于弱引力透镜引起的放大偏差所预期的。我们发现，观测的不确定性（恒星污染，银河尘埃消光，看到的光度红移的变化和错误）得到很好的控制，并没有显着影响透镜信号。通过用数量计数斜率对类星体进行加权，我们结合了类星体在整个星等范围内的互相关，并在所有五个SDSS滤波器中检测到>4 sigma的透镜信号。我们的宇宙放大率探测尺度的测量范围从60千秒差距/小时至10百万秒差距/小时，并在良好的协议与理论预测的基础上WMAP和谐宇宙学。与星系-星系透镜一样，未来对宇宙放大率的测量将对星系-质量功率谱提供有用的约束。
2005-04-22 astro-ph
The Lopsidedness of Present-Day Galaxies: Results from the Sloan Digital Sky Survey
星系中恒星质量分布的大尺度不对称性被认为是发光物质和/或暗物质成分的非平衡状态的痕迹。这些可能会出现在合并，吸积和潮汐相互作用等事件的后果。这些事件是星系演化的关键。在本文中，我们量化的25155星系在z < 0.06的斯隆数字巡天数据发布4使用m = 1的方位角傅立叶模式的光分布的大尺度不平衡。我们表明，光的不平衡分布主要是由于相应的恒星质量分布的不平衡性。观测效应，如视宁度、泊松噪声和倾斜度，对于大多数样本，只会引入很小的不平衡误差。我们发现，不平衡性与其他基本的星系结构参数：低浓度，恒星质量和恒星表面质量密度的星系往往是不平衡的，而高浓度，质量和密度的星系没有。我们发现，最强的和最基本的不平衡性和其他结构参数之间的关系是与表面质量密度。我们还发现，在协议与以前的研究，偏心倾向于增加半径。这两个结果可以理解为几个因素的结果。星系和低密度星系的外部区域更容易受到潮汐扰动的影响，它们也有更长的动力学时间（因此不平衡将持续更长时间）。它们也更有可能受到暗物质晕中任何潜在的不对称性的影响。
2007-10-02 astro-ph
Sloan Digital Sky Survey Multicolor Observations of GRB010222
Henden（2001 a）在爆发后4.4小时宣布发现了GRB 010222的光学对应物（由BeppoSAX探测; Piro 2001）。斯隆数字巡天的0.5米测光望远镜（PT）和2.5米巡天望远镜被用来观测GRB 010222的余辉，从GRB发生后4.8小时开始。0.5米PT在半小时的过程中观察到了5次300秒g'波段曝光的余辉，测量了F_nu \propto t^{-1.0+/-0.5}这一短时间内的时间衰减率。2.5米相机几乎同时在五个滤光片（u' g' r' i' z '）中对对应物成像，其中r' = 18.74+/-0.02在12：10 UT。经红化和余辉时间衰减校正后，这些观测值与幂律F_nu \propto nu^{-0.90+/-0.03}拟合良好，但u'波段的紫外通量比这个斜率低20%。我们研究这种光谱形状的可能解释，包括在恒星形成区域的源消光。
2001-06-22 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
Extinction Curves, Distances, and Clumpiness of Diffuse Interstellar Dust Clouds
我们在UBVRI中展示了以弥漫的星际尘埃云（通常称为"卷云"，光学厚度A_V小于1）为中心的4个大区域（> 1度^[2]）中的几千颗银河系场恒星的CCD测光。我们研究这些恒星的目标是调查卷云的特性。比较云上和云外区域之间观测到的恒星表面密度，作为五个波段中每个波段的视星等的函数，有效地测量了每个云的消光。对于两个卷云，这种方法被用来推导基于UBVRI星计数的消光曲线，和U-波段计数被用来放置云的距离上的约束。分析恒星的颜色分布及其在（U-B，B-V）和（B-V，V-I）色-色空间中的位置，以确定卷云引起的选择性消光（变红）量。由四个云的恒星颜色直方图偏移量导出的颜色过量A_V_A_V，与标准红化定律（R_V = 3.1）相比，更适合于向短波长急剧上升的红化定律[R_V == A_V/E（B-V）<= 2]。这可能表明，在弥漫卷云中，相对于较大的尘埃颗粒，小尘埃颗粒的丰度高于平均水平。计数为基础的有效消光曲线的形状和不同的估计的尘埃光学深度（消光光学深度来自背景恒星计数/颜色;发射光学深度来自远红外测量）的比较，被用来衡量在云的结块程度。本文探讨的一套技术可以很容易地适应斯隆数字巡天数据集，以进行系统的，大规模的卷云研究。
1999-01-29 astro-ph
Properties of Luminous Red Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们进行人口合成建模的星等有限的样本4391发光红星系从斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）。我们适合测量的光谱指数使用一个大的高分辨率光谱库，涵盖了广泛的金属丰度，并假设一个指数衰减的恒星形成率由爆发打断，以获得中位似然估计的轻加权年龄，金属丰度，恒星质量和灭绝的星系。年龄在4-10 Gyr之间，峰值在6 Gyr附近，金属丰度在-0.4<[Z/H]<0.4之间，峰值在[Z/H] ~ 0.2。只有百分之几的光谱是更好的拟合允许爆发除了连续的恒星形成。所有星系的恒星总质量被限制在一个很窄的范围内。我们的研究结果与以前使用独立的人口合成代码的研究结果基本一致。然而，我们发现，我们的选择在先验结果年龄1-2 Gyr较小，减少了恒星形成的高峰时期从z=2.3到z=1.3。我们开发了一个金属演化模型，将随机恒星形成淬火的动机最近试图解决的“反层次”形成问题的椭圆。出现两种情况，一个封闭的盒子，有效恒星产额为0.26，一个吸积盒，有效恒星产额为0.10。这两种情况都需要IMF对大质量恒星和特征恒星形成猝灭时间的加权约为1亿年，发光类星体的预期寿命。该模型预测的年龄和平均金属丰度之间的反相关性类似的观察。
2006-11-02 astro-ph
Morphological Classification of Galaxies by Shapelet Decomposition in the Sloan Digital Sky Survey II: Multiwavelength Classification
我们描述的应用程序的“shapelet”的线性分解的星系图像的多波长形态分类使用$u,g,r,i,$和$z$波段图像的1519个星系从斯隆数字巡天。我们利用椭圆形状去除到一阶的形态上的倾斜的影响。在对星系进行分解后，我们对shapelet系数进行主成分分析，以降低光谱形态参数空间的维数。我们给出了一个描述的前十个主成分的贡献星系的光谱形态。我们发现，不同的宽哈勃类型的星系分离干净的主成分空间。我们将混合高斯模型应用到由前两个主成分构成的二维空间，并将结果作为分类的基础。利用混合模型，我们将星系分为三类，并给出了每一类的物理和形态属性的描述。我们发现，两个占主导地位的混合模型类分别对应于早型和晚型星系。平均而言，第三类有一个蓝色的扩展核心，周围环绕着一个微弱的红色光环，并且通常表现出一些不对称性。我们比较我们的方法，一个简单的削减$u-r$颜色，并发现shapelet方法是优越的分离星系。此外，我们发现的证据表明，$u-r=2.22$决策边界可能不是最佳的分离早，晚型星系，并建议最佳的切割可能是$u-r \sim 2.4$。
2004-12-15 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS III. The Third Year
这篇论文继续了在斯隆数字巡天中发现的新的灾难性变量的系列。我们提出了36个激变变星和一个可能的共生星从斯隆光谱在2002年期间，其中34个是新发现的，2个已知的矮新星（BC UMa，KS UMa）和一个已知的CV从2dF的调查。所有37个系统的位置，颜色和光谱，以及后续的光谱/光度观测的10个系统。与过去两年的数据一样，新的SDSS系统根据其倾角和磁场显示出各种各样的特征，包括3个食系统，4个具有显著He II发射的系统，以及15个显示底层恒星特征的系统。
2004-07-08 astro-ph
Star Formation in Close Pairs Selected from the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布1，研究了星系相互作用对恒星形成的影响。成像和光谱数据产品已被用来构建一个目录的最近的同伴的体积有限（0.03 < z < 0.1）的星系从SDSS的主要星系样本的样本。在13973星系的体积有限的样本，我们已经确定了12492系统的同伴在投影分离小于300千秒差距。恒星形成率的体积有限的样本已经计算出消光和孔径校正的H-α光度，并在可用的情况下，红外天文台的数据。具体的恒星形成率计算估计星系质量的z-波段光度，和r-波段浓度指数被用作一个指标的形态类。平均特定的恒星形成率被认为是强烈增强的投影分离小于30千秒差距。对于晚型星系的相关性延伸到300千秒差距的投影分离，在活跃的恒星形成系统中最为明显。特定的恒星形成率被观察到随着后退速度差的增加而降低，但这种影响的大小与投影分离相关联的影响相比是很小的。我们还观察到的浓度指数和对分离之间的紧密关系，平均浓度指数是最大的对分离约75千秒差距，并迅速下降分离小于此。这被解释为是由于潮汐引发的核恒星爆发的存在密切对。此外，我们发现恒星形成的增强不依赖于伴星系的形态类型或质量
2004-11-18 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey Quasar Lens Search. II. Statistical Lens Sample from the Third Data Release
我们报告的第一个结果，我们的系统搜索强透镜类星体使用光谱证实的类星体在斯隆数字巡天（SDSS）。在SDSS数据第三版（~4188 deg^2）的46,420个类星体中，我们选择了22,683个红移在0.6 ~ 2.2之间的类星体作为子样本，这些类星体比银河系消光校正后的i波段星等19.1还要亮。我们从类星体子样本中确定了220个透镜候选者，我们在光学和近红外波段进行了广泛而系统的后续观测，以构建一个完整的透镜类星体样本，图像分离在1“和20”之间，微弱与明亮的透镜图像的通量比大于10^{-0.5}。我们构建了一个统计样本的11个透镜类星体。其中10个是星系尺度的透镜，具有小的图像分离（~ 1“-2”），一个是大的分离（15“）系统，它是由一个巨大的星系团产生的，代表了第一个统计样本的透镜类星体，包括星系和星系团尺度的透镜。数据发布3光谱类星体包含统计样本之外的另外11个透镜类星体。
2007-10-30 astro-ph
Bright Lyman Break Galaxy Candidates in the Sloan Digital Sky Survey First Data Release
我们在斯隆数字巡天第一次数据发布（SDSS DR 1）的类星体目录中报告了六个紧凑的星暴星系候选者，其红移为2.3 < z < 2.8，r波段星等为19.8-20.5。这些天体的SDSS光谱类似于z ~ 3处的莱曼布雷克星系（LBG）的合成光谱（尽管有一些差异和更宽的谱线），但这些系统比“L”LBG亮4-5个星等，比典型LBG光谱测量中最明亮的天体亮2-3个星等。这些天体可能是极其明亮的LBG，也可能是被引力透镜放大的正常LBG（如MS 1512-cB 58），或者是一类罕见的不寻常的BAL类星体。在第一种假设下，根据紫外连续光谱光度推断出的恒星形成速率约为300-1000 M太阳年^-1，没有对尘埃消光进行修正。SDSS图像没有显示多个成像或前景透镜结构的证据，但目前的数据不能排除透镜放大。光谱具有相当宽的吸收特征和突出的高电离吸收，但它们没有高电离发射线，也不像已知的BAL类星体的光谱。假设透镜效应和活动星系核的贡献是不重要的，我们估计了z ~ 2.5星系光度函数的高端，在我们观测到的红移和星等范围内对单位探测效率做出了粗略但保守的假设。估计的共动空间密度是以上的Schechter函数外推的LBG光度函数从较暗的幅度。改进的光谱和X射线，红外和亚毫米波长的测量可以帮助确定这些非凡物体的性质。
2004-02-23 astro-ph
Orientation effects in Bipolar nebulae
我们表明，双极星云的视线倾斜强烈影响他们的一些观察到的属性。我们将这些天体建模为具有球对称行星状星云和尘埃赤道密度增强，产生随视角变化的消光。我们从文献中选取的29个星云样本显示出倾角与近红外和光学光度特性以及天体的视光度之间的明确相关性。随着倾斜角的增加--观察角度越接近赤道平面--天体变得越红，它们的平均视光度降低，它们的平均投影膨胀速度变小。我们计算二维模型的恒星嵌入在尘埃盘的各种形状和成分，并表明，所观察到的数据可以复制盘星组合与合理的参数。为了与观测数据进行比较，我们通过在物理上有意义的范围内随机改变恒星和盘的参数来生成模型数据集。我们的结论是，只有一个光滑的极赤道密度梯度同意所观察到的现象，薄，赤道集中磁盘可以被丢弃。
2006-09-17 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey Monitor Telescope Pipeline
斯隆数字巡天（SDSS）的光度校准是一个多步骤的过程，涉及三个不同望远镜的数据：位于亚利桑那州弗拉格斯塔夫站的美国海军天文台（USNO）的1.0米望远镜（用于建立SDSS标准星形网络）;位于新墨西哥州阿帕奇角天文台（APO）的SDSS 0.5米光度望远镜（PT）（计算夜间反射率和校准二次斑块转移场）;和SDSS 2.5米望远镜在APO（获得SDSS本身的成像数据）。在本文中，我们描述了监视望远镜管道，MTPIPE，用于处理SDSS光度校准中使用的单CCD望远镜数据的软件管道（即，USNO 1.0-m和PT）。我们还描述了转换方程，转换光度的USNO-1.0 μ 'g' r 'i'z'系统光度的SDSS 2.5 μ griz系统和MTPIPE软件的各种验证测试的结果。此外，我们还讨论了半自动PT工厂，它在费米实验室的日常标准SDSS操作中运行MTPIPE。最后，我们讨论了MTPIPE在当前SDSS相关项目中的使用，包括Southern u 'g' r 'i'z' Standard Star项目，u' g 'r' i 'z' Open Star Clusters项目和SDSS扩展（SDSS-II）。
2006-08-26 astro-ph
Star-Forming Galaxies at z=0.24 in the Subaru Deep Field and the Sloan Digital Sky Survey
我们使用斯巴鲁望远镜获得的存档数据集在斯巴鲁深空（SDF）中搜索z=0.24的H α发射星系。我们在窄带滤波器NB 816中仔细选择了H α发射器，使用B，V，Rc，i '和z'宽带颜色。我们获得了一个样本的258个发射星系的观测等效宽度（H α +[NII] 6548，6584）大于12埃。我们还分析了从斯隆数字巡天（SDSS）的Halalpha发射器的样本，以约束Halalpha光度函数的发光端。使用相同的选择标准，为SDF，并排除AGN后，我们得到317 Halalpha发射恒星形成星系。结合在SDF和SDSS中发现的这两个H α发射体样本，我们得到了一个H α光度函数，其最佳拟合Schechter函数参数为α =-1.31 ^+0.17_-0.17，log phi^* =-2.46 ^+0.34_-0.40 Mpc^-3，log L^* = 41.99^+0.08_-0.07 ergs ^-1。经过消隐校正的H α光度密度为4.45^+2.96_-1.75 x 10^39尔格·s^-1 Mpc^-3。利用H α光度与恒星形成率之间的肯尼库特关系，测区中的恒星形成率密度估计为0.035^+0.024 -0.014 M_sun yr^-1 Mpc^-3。在z = 0.24时，H α发射体的角两点关联函数在875弧分^[2]范围内符合幂律形式，即w（θ）= 0.047^+0.01…
2008-07-01 astro-ph
Probing IGM large-scale flows: warps in galaxies at shells of voids
上下文流体动力学宇宙学模拟预测了星系际介质沿着空洞径向矢量的流动，大致沿着星系形成早期物质下落的方向。目标。这些流动可能会被检测到通过分析的依赖性的弯曲幅度的倾斜度的星系在壳的空隙相对于径向矢量的空隙。这一分析将是本文的主题。方法.我们发展了一种统计方法来分析弯曲幅度和星系在空洞表面的倾角之间的相关性。这是适用于从斯隆数字巡天的97个边缘星系的样本。我们的结果进行了比较与理论预期，这也是本文所得出的。结果我们的结果允许我们拒绝零假设（即，在94.4%C时，星系相对于空表面的翘曲幅度和倾角的不相关性）。L.，这还不是决定性的目前不能排除径向流的不存在，尽管我们可以对<~ 4 Ω_b ρ_crit的径向流的重子物质的最大平均密度加以限制<rho_b>。
2008-07-07 astro-ph
Stellar and gaseous velocity dispersions in type II AGNs at 0.3<z<0.83 from the Sloan Digital Sky Survey
我们应用Cid Fernandes等人的恒星星族合成程序模拟了斯隆数字巡天$0.3<z<0.83$上209个II型活动星系核的恒星贡献。对33个具有显著恒星吸收特征的II型活动星系核，获得了可靠的恒星速度色散（$σ_{*}$）。根据$3\times 10^{8} \Lsolar$的$L_{\rm [O III]}$判据，其中20个类星体可被分类为II型类星体。利用Greene和Ho的公式得到了修正的恒星速度色散（$σ_{*}^c$）。我们还从$σ_{*}^c$计算了这些高红移II型活动星系核中的超大质量黑洞质量。[O III]光度与黑洞质量相关（尽管在修正后的[O III]光度与黑洞质量之间没有相关性），而爱丁顿比与[O III]光度或修正后的[O III]光度之间没有相关性。用三组双组分分布拟合这33个扣除星光的光谱中的多个发射跃迁（[O III] $λλ$ 4959，5007和[O II] $λλ$ 3727，3729）。我们还测量了这些多重跃迁的气体速度色散（$σ_{g}$），发现$σ_{g}$和$σ_{*}^c$之间的关系在较高的红移处比在较小的红移处弱得多.核心[O III]系的$<σ_{g}/σ_{*}^c>$的分布为$1.24\pm0.76$，[O II]系的分布为$1.20\pm0.96$，这表明核心[O III]和[O II]系的$σ_{g}$可以在$σ_{*}^…
2006-08-05 astro-ph
Mid-Infrared Fine Structure Line Ratios in Active Galactic Nuclei Observed with Spitzer IRS: Evidence for Extinction by the Torus
本文首次系统地研究了用Spitzer红外光谱仪观测到的41个Ⅰ型和Ⅱ型活动星系核（AGN）中的[NeV]（14 μ m/24 μ m）和[SIII]（18 μ m/33 μ m）红外线通量比。大多数的星系都检测到[NeV]线的观测[NeV]线通量比符合或低于理论低密度极限，根据计算使用目前可用的碰撞强度和忽略吸收和受激发射。我们发现，2型活动星系核的线通量比低于1型活动星系核，所有线通量比低于低密度极限的星系都是2型活动星系核。我们认为，差分红外消光[NeV]发射区域由于灰尘在模糊的环面是负责的比率低于低密度极限，我们建议，该比率可能是一个示踪剂的环面的倾斜角，我们的视线。因为气体的温度、消光量、吸收和受激发射对谱线比的影响都是未知的，所以我们无法确定与样品中物体的[NeV]谱线通量比相关的电子密度。我们还发现，在我们的样本中，来自星系的[SIII]发射是扩展的，主要起源于恒星形成区。由于来自低电离物质的辐射是扩展的，任何使用从不同大小的狭缝中获得的这些物质的线通量比的分析对大多数附近的星系都是无效的。
2007-04-04 astro-ph
Internal and Collective Properties of Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
本文通过对SDSS星系有限体积样品的研究，探讨了M_r=-17.5的暗星系的内部和集体物理参数之间的关系，这些参数包括：星系的形态、光度、颜色、颜色梯度、浓度、大小、速度色散、H_α线的等效宽度（EW）、轴比、光度函数和速度色散函数。在一定的形态和光度下，我们发现明亮的（M_r<-20）早型粒子在颜色、颜色梯度、浓度、尺寸和速度色散方面表现出很小的色散。这些分散度在较暗的幅度增加，其中蓝色早期类型的分数增加。在相同的光度下，晚期类型的所有物理参数都比早期类型的分散度更大。早型星系的浓度指数与速度色散有很好的相关性，但对亮星系的光度和颜色不敏感。当光度从M_r = -22到-20变化时，Faber-Jackson关系的斜率从4.6 ± 0.4连续变化到2.7 ± 0.2。早期型的大小与恒星速度色散（>100 km/s）有很好的相关性。我们发现在EW（H_α）约为4时，被动螺旋与恒星形成晚型分离良好。一个有趣的发现是，在M_* +-1的绝对星等范围内，星系的许多物理参数表现出不同的行为。作为光度函数的形态分数比光度函数（LF）对大尺度结构的依赖性更小，因此似乎更具有普遍性。晚型内消光效应对有限体积样品的完整性以及对LF和形貌分数的影响是非常重要的。（节略）
2007-02-26 astro-ph
The history of star-forming galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们利用SDSS研究了82302个恒星形成星系的演化。我们的主要目标是探索新的方法处理恒星形成的历史（SFH）与我们的公开可用的光谱合成代码星光，并将其应用于调查SFH如何变化作为星云金属丰度（Zneb）的函数。我们的主要结果是：（1）常规的相关分析显示了全球性质如光度、质量、尘埃含量、平均恒星金属丰度和平均恒星年龄与Zneb的关系。(2)我们提出了一个简单的形式主义，压缩成时间依赖的恒星形成率（SFR）和质量组装的历史的合成结果。(3)目前的SFR来自人口的合成和H-α的显示同意在两个因素。因此，我们现在有一种方法来估计SFR活动星系核主机，其中的H-α方法不能应用。(4)完全依赖于时间的SFH推导出所有星系和平均超过6 Zneb箱跨越整个SF翼在[OIII]/H β X [NII]/H α图。(5)我们发现，SFHS系统地沿SF序列变化，这样低Zneb系统的发展速度较慢，目前正在形成恒星在一个较高的相对速率。(6)在任何给定的时间，特定的SFR的分布范围很广，大致呈对数正态分布。(7)同样的结果被发现分组星系在恒星质量（M*）或表面质量密度（S*）箱。(8)作为Zneb，M* 或S* 的函数的SFH的整体模式是强大的，对选择标准的变化，选择的光谱拟合的进化合成模型，和差分消光效应。（节录）
2007-07-24 astro-ph
High-Redshift Quasars Found in Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data IV: Luminosity Function from the Fall Equatorial Stripe Sampl
这是一系列论文中的第四篇，旨在从SDSS沿天赤道拍摄的五色成像数据中寻找高红移类星体。在调试阶段。本文利用论文III中提出的39个高红移类星体的色选样本，导出了类星体在3.6<z<5.0，-27.5 <$M_1450 <-25.5（Omega=1，H_0=50 km s^-1 Mpc^-1）范围内的光度函数演化。我们使用论文III中导出的选择函数来校正样本的不完整性。用三种不同的方法估计了光度函数：（1）1/V_a估计;（2）假设类星体的密度与红移呈指数关系并服从光度幂律的极大似然解;（3）Lynden-Bell非参数C^-估计。所有三种方法都给出了一致的结果。从z=3.5到z=5.0，发光类星体的密度降低了约6倍，这与之前在z<4.5时的几次光学测量中观察到的下降一致。在明亮端z~4时，光度函数遵循psi（L）~ L^{-2.5}，明显比以前研究中发现的明亮端z<3时的光度函数psi（L）\propto L^{-3.5}平坦，表明类星体光度函数的形状也随着红移而演化，类星体从z=2到5的演化不能被描述为纯粹的光度演化。讨论了可能的选择偏差和尘埃消光对类星体密度红移演化的影响。
2000-09-20 astro-ph
Ages of galaxy bulges and disks from optical and near-infrared colours
对于一个明亮的邻近早型星系的样品，我们获得了从U到K波段的表面测光结果。由于星系的倾角大于50度。容易分离凸起和盘。通过测量特殊区域的颜色，我们将消光效应降到最低，通过观察B-K颜色梯度，我们可以表明，对于这些类型的螺旋，颜色主要提供有关恒星星族的信息，而不是消光。我们发现，在所有颜色的凸起和磁盘之间的差异是非常小的，并使用简单的人口模型，我们可以表明，在平均的凸起和磁盘之间的年龄差异在2尺度长度小于30%，更小，如果差异的一部分是由金属丰度的梯度。
1995-09-26 astro-ph
Evidence for dust reddening in DLAs identified through CaII H&K absorption
本文报道了在Sloan数字巡天（SDSS）数据发布3号类星体光谱中发现的31个Ca Ⅱ（H&K）3935，3970吸收线系统（0.84<z_abs<1.3）的新样品，并分析了它们的尘埃含量。钙吸收的存在以及MgII 2796、FeII 2600和MgI 2853谱线的测量导致我们的大多数系统是阻尼Ly-alpha（DLA）吸收剂的结论。吸收体静止坐标系中的复合光谱显示出明显的红化迹象。大麦哲伦云和小麦哲伦云的消光曲线提供了令人满意的拟合，最佳拟合E（B-V）为0.06，而银河尘埃消光曲线由于缺乏强2175 A特征而提供了较差的拟合。随CaII等效宽度的增加，含尘量有增加的趋势. Monte Carlo技术表明，在>99.99%的置信度下，变红的检测是显著的。在DLAs的子样本中发现大量的尘埃，这对研究宇宙的金属丰度演化和DLAs与高红移星系的关系有直接的影响。讨论了气尘比。我们的研究结果表明，至少~40%的CaII吸收系统被排除在星等有限的SDSS类星体样本作为相关的消光的结果，一个分数类似的上限推导出更高的红移从无线电选择的调查。
2005-05-02 astro-ph
Hdelta-Selected Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey I: The Catalog
[摘要]我们在这里提出了一个新的和均匀的样本3340星系选择从斯隆数字巡天（SDSS）的基础上观察到的强度的H δ吸收线。这些星系通常被称为“后星暴”或“E+ A”星系，对这些星系的研究由于缺乏大量的统计样本而受到严重阻碍。本文从SDSS中的106682个星系中选取了一个吸收Hdelta等效宽度EW（Hdelta_max）- Delta EW（Hdelta_max）> 4A的星系样本来纠正这个问题。我们已经对我们的目录进行了广泛的测试，包括比较不同的方法来测量Hdelta吸收和研究恒星吸收，尘埃消光，排放填充和测量误差的影响。在0.05<z<0.1和M（r*）<-20.5的有限体积样本中，我们的HDS星系的测量丰度为所有星系的2.6 +/- 0.1%，这与文献中对此类星系的先前研究一致。我们发现，在这个体积有限的样本中，只有25个HDS星系（3.5+/-0.7%）没有OII和H α发射的证据，因此表明真正的E+A（或k+a）星系是非常罕见的低红移物体，即，在这个体积有限的样本中，只有0.09+/-0.02%的星系是真正的E+A星系。相比之下，在体积有限的样本中，我们的HDS星系中有89+/-5%具有OII和Halpha发射线的显着检测。我们发现27个星系在我们的体积有限的HDS样本，具有不可检测的OII发射，但却具有可检测的Halpha发射。这些星系可能是充满尘埃的恒星形成星系。我…
2003-01-15 astro-ph
Modelling the Interstellar Medium of Low Surface Brightness Galaxies: Constraining Internal Extinction, Disk Color Gradients, and Intrinsic Rotation Curve Shapes
我们使用三维蒙特卡罗辐射转移技术和多波长（BRHK，H α）成像数据相结合，调查的星际介质（ISM）的性质在边缘上，低表面亮度（LSB）星系UGC 7321。使用现实的模型，将多重散射效应和聚集的恒星和星际物质，我们探索的星际物质（气体+尘埃）的分布和不透明度，其对观测到的恒星盘光度分布，颜色梯度和旋转曲线形状的影响。我们发现UGC 7321在其ISM中含有一个很小但不可忽略的尘埃成分，产生了从盘边缘到盘中心的B波段光学厚度τ_e，B~4.0。在UGC 7321最内层区域的星际物质中，有相当大的一部分（约50+/-10%）似乎包含在一种星云介质中，这表明LSB星系可以支持一种适度的多相ISM结构。尽管存在明确的尘埃，我们得出结论，在UGC 7321和其他类似的LSB螺旋星系中观察到的大径向光学颜色梯度不能占尘埃，必须主要来自显着的恒星星族和/或金属丰度梯度。我们表明，现实的光学深度效应将有很小的影响所观察到的边缘盘星系的旋转曲线，并不能解释线性，缓慢上升的旋转曲线中看到的一些边缘LSB螺旋。投影效应在恢复星系在倾角i>85度时的真实旋转曲线形状时产生了更大的不确定性。
2000-10-02 astro-ph
Red and Reddened Quasars in the Sloan Digital Sky Survey
我们研究了4576个SDSS类星体的连续谱和发射谱线的性质，作为它们的光学/紫外SED的函数。我们的样本的光学/紫外颜色分布大致是高斯分布，但有一个红色的尾巴;我们区分了1）本质上蓝色（光学平坦）的类星体，2）本质上红色（光学陡峭）的类星体，3）我们的类星体中有273个（6%）的连续谱不符合单一的幂律，并且由于类似SMC的尘埃变红而不是同步辐射而显得更红。颜色分布表明，中度尘埃变红的宽线类星体的数量小于未被遮蔽的类星体，但我们估计，由于E（B-V）<0.5的尘埃消光，SDSS样本中还有10%的亮类星体数量丢失。我们还研究了这些类星体的发射线和吸收线特性与Boroson和Green型本征矢量的颜色函数关系。与蓝色（光学平坦）类星体相比，内部红色（光学陡峭）类星体倾向于具有较窄的巴耳末线和较弱的CIV，CIII]，HeII和3000 A凸起发射。3000 A凸点强度的变化似乎是由Balmer连续谱而不是由Fe II发射主导的。尘埃变红的类星体除了具有相当大的[OII]和[OIII]发射等效宽度之外，还具有更窄的巴耳末线和更弱的3000 A凸起。宽吸收线类星体（BALQSO）的比例从最蓝类星体的3.4%增加到尘埃红化类星体的20%，但其固有颜色分布受到尘埃红化的影响。（节略）
2003-05-16 astro-ph
Strong gravitational lensing by spiral galaxies
我们用一个盘星系的真实模型研究了引力透镜。大部分的质量包含在一个大的球形等温暗物质晕，但潜在的修改显着的核心引力占主导地位的指数盘。所使用的方法是从一个非常普遍的多镜头光线跟踪技术由Moeller开发。我们调查的磁盘晕质量比的影响，磁盘规模的长度，磁盘的视线和镜头红移的倾斜度上的两个强透镜截面：多次成像的截面，和截面的大放大倍数，超过10倍。我们发现，在个别情况下，与奇异等温球（SIS）相比，银河系盘的几乎边对边可以显著增强多重成像截面;然而，当平均所有盘倾角时，截面仅增加约50%.These结果与其他最近的工作是一致的。然而，与SIS相比，盘的存在使倾角平均高放大率截面增加了一个数量级。这一结果具有重要意义的放大率偏差在未来的镜头调查，特别是那些在亚毫米波段，尘埃消光在透镜星系的图像亮度没有影响。
1998-06-04 astro-ph
Dust Attenuation in Hydrodynamic Simulations of Spiral Galaxies
我们研究了在不同的径向金属丰度梯度假设下，尘埃对旋涡星系流体动力学模拟的影响。利用蒙特卡罗辐射转移程序日出对盘状星系由尘埃引起的内部消光进行了详细计算。日出用于孤立螺旋星系的八种不同的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。这些星系主要在质量和光度上变化，在B波段的光度范围从-16到-22等不等。我们专注于在不同的波长带的衰减作为磁盘的倾斜度和光度的模型的函数，并比较这与观测。观测表明不同光度的星系有不同的金属丰度梯度。这些金属丰度梯度在我们不同的模型中进行了探索，发现由此产生的尘埃衰减与边缘星系的观测结果相匹配，但并不像一些观测结果所建议的那样在对数轴比中表现出线性行为。一个二次定律描述的依赖性衰减倾斜，提出了更近的观察，调和衰减的模拟在中间倾角与观察。我们还比较了模拟星系的总红外线到紫外线的流量比与那些SINGS样本，并找到一般协议。最后，我们比较我们的结果与那些从简单的模型，不考虑结构，如螺旋臂，发现列入子结构的螺旋臂的大小尺度上不改变的结论的衰减依赖于倾角或波长。
2008-02-01 astro-ph
A morphology revaluation of galaxies in common from the Catalog of Isolated Galaxies and the Sloan Digital Sky Survey (DR6)
我们提出了一个重新评估的光学形态的549个星系的孤立星系表（Karachentseva 1973），可在SDSS（DR 6）。SDSS图像的高分辨率和高动态范围以及我们的半自动图像处理方案都允许进行高质量和均匀的形态分析。处理方案包括（1）天空减去，清洁和对数缩放的g波段图像;（2）（1）中图像的滤波增强版本;以及（3）SDSS数据库中可用的RGB图像。特别注意通过对（4）表面亮度、ε、PA和A_4/B_4傅立叶级数展开轮廓的附加分析来区分E、S_0和Sa候选者。样本中的中值类型对应于Sbc，其中65%的样本属于该类型或更晚类型。一个稀缺的人口E（3.5%）和S 0（5%）的星系，和一个不可忽略的14%的比例SaSab螺旋被确定。我们还计算了经银河系和内部修正后的gri绝对星等，给出了g-i色分布和色星等图。在螺旋，我们发现分数强和可疑的酒吧的65.8%和33.3%的环。对于E星系，我们发现一个丰富的独特的子结构在其等照度线的形状和形态扭曲。至少有78%的椭圆星系显示出某种扭曲，这表明这些星系遭受了后期的干合并。最后，我们计算了Ugriz带的CAS（浓度，不对称性和块状）结构参数。我们分析了我们的孤立星系的轨迹在不同的投影的CAS体积，并讨论了这些参数的颜色带的一些趋势，以及与类型和星系的颜色。[删节]
2008-07-01 astro-ph
