Spectral energy distributions and luminosities of galaxies and AGN in the SPITZER SWIRE Legacy Survey
我们讨论了ELAIS-N1区域和Lockman验证场的SWIRE源的光学关联、光谱能量分布和光度红移。波段合并的IRAC（3.6，4.5，5.8和8.0 μ）和MIPS（24，70，160 μ）数据已与光学UgriZ数据从INT宽视场调查在ELAIS-N1，并与我们自己的光学Ugri数据在Lockman-VF。选定的ELAIS源在N1 SWIRE检测到的光谱能量分布，大多数与光谱红移，建模方面的一个简单的一组星系和类星体模板在光学和近红外，并与一组尘埃排放模板（卷云，M82星暴，Arp 220星暴，活动星系核尘埃环）在中红外。的光学数据，连同IRAC 3.6和4.5亩的数据，已被用来确定光度红移。对于已知光谱红移的星系，当使用IRAC数据时，光度红移有显着的改善，均方根散射从（1+z）的10%减少到7%。光度红移被用来推导3.6和24亩红移分布，并与模型的预测进行比较。对于这些来源有一个明确的中红外线过剩，相对于用于光学和近红外线的星系星光模型，中红外和远红外数据建模在相同的尘埃排放模板。各模板类型所占比例分别为：卷云31%、M82 29%、Arp 220 10%、活动星系核尘埃环29%。讨论了不同红外光谱类型在L_{ir} / L_{opt}与L_{ir}平面上的分布，其中L_{ir}和L_{opt}分别是红外和光学测辐射热光度。
2004-12-09 astro-ph
High-Redshift QSOs in the SWIRE Survey and the z~3 QSO Luminosity Function
我们使用一个简单的光学/红外（IR）光度选择的高红移类星体，确定在光学光度的莱曼Break，并需要一个红色的IR颜色，以区分类星体从共同的闯入者。在斯皮策广域河外红外巡天（SWIRE）遗留巡天的ELAIS-N1（EN 1）和ELAIS-N2（EN 2）场中，搜索得到了100个z~3（U-dropout）类星体候选者，在11.7 ° ^2范围内，19<r '<22。z~3的选择是可靠的，10个候选者的光谱跟踪证实它们都是2.83<z<3.44的类星体。我们发现我们的z~4$（g '-dropout）样本存在不可靠性和不完整性，但在3.50<z<3.89处存在7个以前未发现的类星体。详细的模拟表明，我们的z~3完整性在3.0<z<3.5时为~80-90%，明显优于SDSS在这些红移处的~30-80%的完整性。由此产生的光度函数比SDSS弱两个星等，并有一个β =-1.42 +-0.15的微弱的末端斜率，与在较低的红移测量值一致。因此，我们没有看到类星体光度函数暗端斜率演化的证据。包括SDSS类星体样本在内，我们现在已经直接测量了类星体的空间密度，这些空间密度占z~3处类星体紫外光度密度的70%。我们推导出类星体在z = 3.2，γ = 4.8x10^-13 s^-1处的HI光电离最大速率，大约是通过对Ly-alpha森林的研究推断出的总速率的一半。因此，恒星形成星系和类星体对星系际介质…
2007-11-01 astro-ph
The z=3 QSO Luminosity Function with SWIRE
我们使用一个简单的光学/红外测光选择高红移类星体，它确定了一个莱曼断裂的光学和需要一个红色的IRAC颜色，以区分类星体从共同的闯入者。我们在斯皮策广域河外红外线巡天（SWIRE）的ELAIS-N1和ELAIS-N2区域中发现了100个r '<22且在11.2 ° ^2范围内的U-脱落（z=3）类星体候选者。对10个候选天体的光谱分析表明，它们都是2.83<z<3.44的类星体。我们使用了详细的模拟，其中包括类星体SED，IGM传输和成像深度的变化，以获得在3.0<z<3.4之间的85-90%的完整性。由此得到的光度函数比SDSS暗两个星等，当与这些数据结合时，给出了一个暗的末端斜率β= 1.62 \pm 0.18，与z<2时的测量结果一致，并且比相同红移时的初始测量结果更陡。
2006-04-18 astro-ph
Keck spectroscopy of z=1-3 ULIRGs from the Spitzer SWIRE survey
高红移超亮红外星系贡献了宇宙红外背景的大部分，并且是z>1.5的超大质量星系的最佳候选者。本文介绍了斯皮策广域红-河外巡天（SWIRE）北场（Lockman Hole，ELAIS-N1，ELAIS-N2）中35个z>1.4亮红外星系的Keck/LRIS光谱。通过分光光度合成和多分量拟合（恒星+星暴尘埃+活动星系核环），对主要目标的光谱能量分布进行了全面分析。红外峰选择技术被证实成功地选择对象以上z=1.4，虽然一些观察到的源位于较低的红移比预期的。在16个有光谱红移的星系中，62%的星系有活动星系核的成分，其中三分之二是1型天体，三分之一是2型天体。选择，限于r '<24.5，可能偏向于光学明亮的活动星系核。非活动星系核的红外峰的SED类似于大质量（M> 1 e11 Msun）星系中的星暴（SFR=20-500 Msun/yr）。活动星系核成分的存在为光谱学/光度学红移的差异提供了一个合理的解释，因为环面产生了明显的峰值向更长波长的偏移。这些源在IRAC和光学-IR颜色空间中进行分析。除了红外峰值星系，我们提出的红移和光谱特性的150个对象，共301个源的狭缝。
2007-03-09 astro-ph
VVDS-SWIRE: Clustering evolution from a spectroscopic sample of galaxies with redshift 0.2<z<2.1 selected from Spitzer IRAC 3.6 micron and 4.5 micron photometry
通过结合VVDS与SWIRE数据，我们已经建立了目前最大的光谱样本的星系选择在休息帧近红外。这使我们能够首次利用光谱红移研究星系的成团演化，这些星系是从它们在红移范围0.2<z<2.1的静止坐标系近红外光度中选出的。因此，我们使用投影的两点关联函数wp（rp）来研究星系的三维成团性质，用IRAC在3.6和4.5微米处探测到星系，并且我们得到了它们的光谱红移。我们发现，在3.6和4.5微米的通量限制样品中，团簇长度从红移~2到现在没有变化。此外，我们发现，星系样本时，从越来越红的波长选择的集群长度系统较高。这些值大于在相同红移范围内I波段选定星系的典型值，但我们发现，I波段和3.6/4.5微米选定样品之间的聚类长度的差异随着红移的增加而减小，在z~1.5处变得相当。我们将此解释为具有较老恒星星族的星系和活跃形成恒星的星系在早于z~1.5的时期居住在过密环境中的证据。在静止帧紫外光和红外选择的样本之间观察到的聚类长度的差异越来越大，这可能表明随着宇宙时间的增加，恒星的形成正在逐渐转移到低密度区域。
2007-07-27 astro-ph
SWIRE: The SIRTF Wide-area InfraRed Extragalactic Survey
SIRTF广域星系外巡天（SWIRE）是SIRTF最大的遗产计划，是一个广域成像巡天，追踪从红移z~3到当前历元的尘埃星系、恒星形成星系、演化的恒星星族和活动星系核随环境的变化。SWIRE将调查7个高纬度地区，总面积为60 - 65平方米。°的在所有7个SIRTF波段中：IRAC 3.6、4.5、5.6、8微米和MIPS 24、70、160微米。遗产河外星系表可能包含超过200万个红外选择星系，其中主要是（1）~ 150，000个明亮的红外星系（LIRGs：L{FIR}>10^11 L_sun），其中约7000个z>2;（2）100万个早型星系，约10，000个z>2;（3）LIRGs中有2万个经典活动星系核，以及大量的尘埃遮蔽类星体/活动星系核。SWIRE将为星系、结构和活动星系核的演化提供前所未有的视角。SWIRE的主要科学目标是：（1）确定主动恒星形成和被动演化星系的演化，以便在宇宙结构形成的背景下理解星系形成的历史;（2）确定关键红移范围0.5<z<3内演化星系、星暴和活动星系核的空间分布和成团演化（3）确定"正常星系“与活动星系核的演化关系，以及活动星系核吸积能与恒星核合成对宇宙背景的贡献。SWIRE的大面积对于在足够的体积单元上创建统计上显著的群体样本非常重要，我们可以将恒星形成历史解析为时代和环境的函数。
2003-05-20 astro-ph
Sloan Digital Sky Survey Quasars in the SWIRE ELAIS N1 Field: Properties and Spectral Energy Distributions
我们提出了一个中红外分析的35个类星体的光谱红移选择从斯皮策广域望远镜红色河外巡天（SWIRE）。我们讨论了它们的光学和中红外（MIR）颜色，并表明这些类星体占据了MIR颜色空间中定义良好的区域。我们详细研究了I型活动星系核候选者的选择问题，并提出了基于中红外颜色的新的选择方法。现有的多波段数据使我们能够构建两个新的，良好的采样类星体模板，覆盖从紫外到MIR的波长。
2004-10-26 astro-ph
Parametric modelling of the 3.6um to 8um colour distributions of galaxies in the SWIRE Survey
我们拟合的参数模型，包括一个混合物的多维高斯函数的3.6至8微米的颜色和光学photo-z分布的星系人口在ELAIS-N1和洛克曼领域的SWIRE。对于ELAIS-N1中的16，698个源，我们发现我们的数据最好由四个高斯分布或模式（C_a，C_b，C_c和C_d）的总和建模（在贝叶斯信息准则的意义上）。我们比较适合我们的经验模型与现有的半解析和现象学模型的预测。我们推断，我们的经验模型提供了一个更好的描述中红外线的颜色分布的SWIRE调查比这些现有的模型。因此，这种颜色分布测试是一种强大的模型，可以补充数量计数的比较。我们使用我们的模型来提供一个星系分类方案，并探讨在不同模式的模型中的星系的性质。C_a由尘埃恒星形成系统组成，如ULIRG。在C_b中发现了低红移的晚型螺旋，PAH的发射主要在8 um处。C_c由中等红移的尘埃星暴系统组成。低红移的早型螺旋星系和椭圆星系占主导地位。因此，我们发现的星系类型比单独用光学测光法所能发现的要多得多。最后，我们开发了一种新的技术来识别不寻常的对象，并找到一个选择的异常值非常红色的IRAC颜色。这些物体在光学上无法探测到，但在中红外线上有很强的探测能力。这些来源被模拟为尘埃笼罩，强烈模糊的活动星系核，其中高的中红外辐射可能是由于尘埃加热的活动星系核或大量的恒星形成。这些光源的z_ph约为2-4，使其具有令人难以置信的红外发光，L_IR约为10…
2006-04-20 astro-ph
Large Scale Structure at 24 Microns in the SWIRE Survey
我们提出了初步的结果，星系聚类在24微米通过分析统计的预测星系分布计数细胞。本研究的重点是ELAIS-N1 SWIRE场。该样本覆盖约5.9平方度，包含24，715个源，在24 μ m处检测到5.6 σ极限250微焦（在最低覆盖区域）。我们已经探索了作为3.6 - 24 μ m颜色和24 μ m通量密度的函数的聚类，使用从0.05-0.7度尺度上的细胞计数的方差导出的角度平均两点关联函数。使用幂律参数化$w_{2}(θ)=A(θ/deg)^{1-γ}$，我们发现全样本的[A，γ] = [（5.43 \pm 0.20）\times 10^{-4}，2.01 \pm 0.02]（误差均为1 σ）。我们反演了Limber方程，并估计了全样本的空间相关长度为$r_{0}=3.32\pm0.19 h^{-1}$ Mpc，假设稳定的聚类和红移模型与观察到的24 μ m计数一致。我们还发现蓝色[f（24）/f（3.6）<=5.5]和红色[f（24）/f（3.6）>=6.5]星系分别具有最低和最高的$r_{0}$值，这意味着更红的星系更加聚集（在>0.2度的尺度上约为3倍）。总体而言，聚类估计小于来自光学调查，但在协议中红外的IRAS和ISO的结果。这将概念扩展到更高的红移，红外选择调查显示较弱的集群比光学调查。
2005-03-08 astro-ph
Galaxy Counts at 24 Microns in the SWIRE Fields
本文介绍了六个斯皮策宽视场银河系外红（SWIRE）场中24微米处的星系源计数。源计数与其他领域的计数进行比较，并与自斯皮策发射以来更新的模型预测进行比较。该分析证实了在2 mJy和0.3 mJy之间的欧几里得归一化微分数计数的非常陡峭的上升。场之间的计数变化显示了通量范围为0.5-10 mJy的样本方差的影响，最多比泊松误差大100%。尽管如此，标准化计数中的“肩”持续在约3 mJy。在0.3 mJy处的归一化计数的峰值比大多数模型预测的更高且更窄。在ELAIS N1场中，24微米数据与Spitzer-IRAC数据和五波段光学成像相结合，并且这些合并的数据与光度红移模板相匹配。在1 mJy以上的计数主要是由z小于0.3的星系。到300微焦时，约25%在z ~ 0.3-0.8之间，并且显著部分在z ~ 1.3-2处。在低红移时，计数主要是由螺旋所控制，而星暴的数密度上升，超过了螺旋对1 mJy以下计数的贡献。
2007-11-13 astro-ph
The SCUBA Half-Degree Extragalactic Survey (SHADES) - VIII. The Nature of Faint Submm Galaxies in SHADES, SWIRE and SXDF Surveys
本文给出了在Subaru-XMM深场（SXDF）中通过SHADES 850微米SCUBA成像发现的33个射电和中红外确定的亚毫米星系的光学-亚毫米光谱能量分布。光源的光学数据来自斯巴鲁-XMM深场（SXDF）和SWIRE的中红外和远红外通量。我们获得光度红移估计我们的源使用光学和IRAC 3.6和4.5微米通量。然后，我们拟合光谱能量分布（SED）模板的较长波长的数据，以确定远红外发射的性质，占主导地位的辐射热光度的这些来源。红外模板拟合也被用来解决模糊的识别和红移混叠的情况下。获得的红移分布大致匹配submm源和SHADES SXDF领域以前的结果。我们的模板拟合发现，活动星系核，目前在约10%的来源，并没有显着的贡献，他们的热光度。星爆加热的尘埃，无论是Arp 220或M82型SED，似乎是负责在大多数来源的光度（23/33是由Arp 220模板，2/33由温暖的M82模板）。相比之下，8/33的来源符合较冷的卷云尘埃模板，这表明冷尘埃在这些高度发光的物体中发挥了作用。我们的三个源似乎在同一红移处有多个标识或组件，但我们没有发现统计证据表明我们的SHADES源之间存在密切关联。对静止坐标系K波段光度的研究表明，在亚毫米级星系群中正在进行“缩小”，较低的红移系统位于较低质量的宿主星系中。在我们的33个鉴定中，有6个被认为可靠性较低，但排除它们不会显著改变我们的结论。
2008-03-04 astro-ph
Complete Multiwavelength Characterization of Faint Chandra X-ray Sources Seen in the Spitzer Wide-Area IR Extragalactic (SWIRE) Survey
我们利用ELAIS-N1区SWIRE巡天的Spitzer和Chandra的深层联合观测，研究了共同的微弱X射线和红外源的性质，识别活动星系核/星暴诊断，并研究了X射线和红外宇宙背景的来源。在钱德拉ACIS-I图像的17'x17'区域中，有3400个SWIRE近红外源，在至少2个IRAC波段中具有4 sigma检测，并且在24微米处检测到988个源，MIPS亮度超过0.1 mJy。其中，102个IRAC源和59个MIPS源具有钱德拉对应物，而在该区域存在的S（0.5-8 kev）>10^（-15）erg/cm^2/s的总共122个X射线源中。我们使用来自4个IRAC波段的数据、钱德拉通量和U、g '、r'、i '、Z和H波段的光学跟踪数据为每个源构建了SED。我们在光学和红外波长处将一些光谱模板拟合到SED以确定光度红移和光谱类别，并且还利用基于X射线光度、硬度比、X射线到红外光谱斜率和光学形态的诊断。虽然我们只有少数钱德拉源的光谱红移，但可用的SED限制了大多数样品源的红移，通常在0.5<z<2。我们发现，39%的钱德拉源占主导地位的1型活动星系核的排放，23%的显示光学/红外光谱典型的2型活动星系核，而其余的38%的分数显示星爆，甚至正常的星系光谱。由于我们证明了所有这些星系都是由活动星系核的X射线辐射主导的，这使得1型活动星系核的比例是2型活动星系核的80%：即使假设所有斯皮策…
2004-12-17 astro-ph
The VVDS-SWIRE-GALEX-CFHTLS surveys: Physical properties of galaxies at z below 1.2 from photometric data
我们打算表明，这是可能的，从星系的宽带光谱能量分布导出的物理参数的红移为1.2。这种方法有可能产生的物理参数的所有星系在一个单一的领域在一个均匀的方式。我们使用一个广泛的数据集，组装在VVDS调查的背景下，达到从紫外线到红外线，并涵盖了84073个星系的样本超过0.89度$^2$。我们还使用了大量的各种各样的恒星形成的历史（特别是包括晚爆发的恒星形成）的100000模型星系库。我们发现，我们可以确定的物理参数恒星的质量，年龄和恒星形成率具有良好的信心。我们验证恒星形成率的测定，特别是通过比较它的光谱观测星系的发射线测量的样本。我们使用我们的样本来建立星系的数量密度函数作为恒星质量，特定的恒星形成率和红移的函数。然后，我们研究是否可以预测恒星质量函数在稍后的时间从恒星质量函数和恒星形成率分布在较早的时间。我们发现，从恒星形成的恒星质量的预测增长与观测一致。然而，预测的大质量星系的质量密度低于观测值，而中等质量星系的质量密度被高估。当与直接测量的主要合并率从VVDS的调查，我们发现，主要的合并是足以解释约三分之一的大规模建设在大规模的结束，而其余的可能是通过小合并。
2008-11-03 astro-ph
Angular Clustering of Galaxies at 3.6 micron from the SWIRE survey
我们提出了第一次分析的大规模集群从斯皮策广域探测器红色河外遗留调查：SWIRE。我们计算的角度关联函数的星系选择有3.6微米的通量比32 muJy在三个领域，共两个平方度的面积。在每个字段中，我们检测具有高水平显著性的聚类。关联函数的幅度和斜率在三个场之间是一致的，并且被建模为具有$A=(0.6\pm0.3)\times10^{-3}, γ=2.03\pm0.10$的$w(theta)=Aθ^{1-γ}$。对于固定的$γ=1.8$斜率，我们得到$A=(1.7\pm0.1)\times10^{-3}$的振幅。假设K~18.7等的等效深度，我们发现我们的误差较小，但我们的结果是一致的，与现有的聚类测量K波段调查和稳定的聚类模型。我们估计我们的中值红移$z\simeq 0.75$，这使我们能够获得三维关联函数$ξ(r)$的估计，我们发现$r_0=4.4\pm0.1 h^{-1}$ Mpc。
2004-05-28 astro-ph
Luminosity functions for galaxies and quasars in the Spitzer Wide-Area Infrared Extra-galactic (SWIRE) Legacy survey
我们利用斯皮策广域红外河外巡天的光学和红外数据，在星系0<z<2和光学类星体0 <z<4的红移范围内，构造了3.6，4.5，5.8，8和24微米的静止坐标系光度函数。3.6和4.5微米的星系LF显示出中等正光度演化的证据，z~1.5，与演化的恒星星族的被动老化一致。发现它们的同动光度密度是被动地演化的，逐渐增加到z~0.5-1，但在更高的红移处变平，甚至下降。相反，24微米的星系LF，这是更敏感的遮蔽恒星形成和/或活动星系核活动，经历了强烈的正向演化，与派生的IR能量密度和SFR密度成正比的（1+z）^伽马与伽马=4.5^{+0.7}_{-0.6}和大部分的这种演变发生在z~1。然而，光学类星体在所有波段都表现出正的光度演化，直到最高的红移（3<z<4）。L* 与（1+z）^gamma成比例的建模给出了在3.6微米处gamma=1.3^{+0.1}_{-0.1}，在4.5微米处gamma=1.0^{+0.1}_{-0.1}，并且在较长波长（5.8、8和24微米）处gamma~3的更强演化。比较星系LF的半解析模型的基础上CDM的预测表明，国际货币基金组织偏向于更高质量的恒星形成的爆发相比，本地是首选。因此，目前推断的大质量恒星形成率在遥远的亚毫米来源可能需要大量向下修订。
2006-05-11 astro-ph
Properties of dusty tori in AGN: I. The Case of SWIRE/SDSS Quasars
通过比较观测到的SDSS类星体的光谱能量分布和预先计算的环面模型网格，我们得到了活动星系核（AGN）中尘埃环面的性质。观测到的SED包括SDSS测光，2MASS J，H和K数据，以及来自斯皮策广域红外河外（SWIRE）巡天的中红外（MIR）数据。采用的模型是Fritz等人的模型，2006.拟合是通过标准的卡方平方最小化来完成的，然而，只要有必要，模型也可以是多分量的，包括恒星分量和星暴分量。允许低赤道光学厚度的模型，tau_9.7，以及tau_9.7 > 1.0的“传统”模型，对应于A_V > 22，并对结果进行了比较。使用高光学深度环面模型的拟合仅产生比允许所有tau_9.7模型的配置中更致密分布的灰尘。随着离中心的距离，灰尘密度逐渐降低的Tori受到青睐，而对于灰尘密度有或没有角度变化的模型没有明显的偏好。计算的环面的外半径是几十秒差距，但在少数情况下，可以达到几百秒差距。尘埃的质量，M_Dust，和红外光度，L_IR，在1和1000微米之间的波长范围内集成，不显示出显着的变化与红移，一旦观测偏差被考虑在内。70微米的检测对象，代表25%的样品，分别研究和星爆的贡献（无论何时）的红外光度可以达到，在最极端的情况下，但很少的情况下，80%。
2008-06-05 astro-ph
Photometric Redshifts of Galaxies in the Hubble Deep Field
我们描述了我们的应用宽带光度红移技术在哈勃深空暗星系。对于AB（8140）< 26星等，测光红移的精度为十分之几，可靠性接近100%。在较暗的星等上，测光误差对测光红移的影响可以被严格量化和解释。我们认为，宽带测光红移技术可以应用于准确和可靠地估计红移的星系，是许多数量级比光谱极限微弱。
1997-09-17 astro-ph
Calibrating Photometric Redshifts of Luminous Red Galaxies
本文讨论了Sloan数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的测光红移星表的构造，强调了构造这样一个星表所必需的主要步骤--（i）测光选择样本，（ii）测光红移及其误差分布的测量，（iii）真实红移分布的估计。我们比较了两个光度红移算法，这些数据，发现他们提供可比的结果。通过对SDSS和SDSS-2dF光谱巡天的定标，我们发现在红移小于0.55时，测光红移精度为$σ\sim 0.03$，在较高的红移（$\sim 0.06$）时，测光红移精度为100 μ s。这些误差由光度散射以及模板、滤波器曲线和光度零点中的系统误差引起。我们还参数化的光度红移误差分布与高斯的总和，并使用该模型去卷积的测量光度红移分布的误差，以估计真正的红移分布。我们特别注意这种反褶积的稳定性，正则化的方法与真实的红移分布的平滑性的先验。我们开发的方法适用于一般的测光红移调查。
2005-05-24 astro-ph
New insights on the accuracy of photometric redshift measurements
我们使用目前可用的最深、最完整的红移目录（哈勃深场（HDF）北，并补充新的HDF南红移数据）来最大限度地减少光度和光谱红移估计之间的残差。在z_spec 2.0处的良好一致性< 1.5 shows that model libraries provide a good description of the galaxy population. At z_spec >，当星际和星系间介质的吸收模型被改进时，光度和光谱红移之间的系统位移减小。因此，在0 < z < 6的整个红移范围内，光度红移和光谱红移之间的残差大约减半。对于比光谱极限更暗的天体，测光红移不确定性的主要来源与测光误差有关，可以用蒙特卡罗模拟进行评估。
2001-10-12 astro-ph
Optimal multihump filter for photometric redshifts
我们提出了一种新型的滤波器，用于改善星系的光度红移估计。可以高效率地利用特定于某个光度测量系统的额外滤波器。我们提出了一个案例研究的哈勃太空望远镜的先进相机的调查，并表明，一个额外的曝光可以减少测光红移的均方误差的34%，在z<1.3的红移范围。
2001-06-05 astro-ph
Photometric Redshift Estimation on SDSS Data Using Random Forests
鉴于SDSS DR 6的多波段光度数据，我们估计星系红移。我们采用了一个随机森林训练的颜色特征和光谱红移从80,000随机选择的主要星系产生从颜色到红移的映射，使估计和光谱红移之间的差异很小。我们的方法导致紧密的RMS分散在有限的测光误差的估计。此外，这种方法产生的误差分布，是接近高斯与参数估计提供可靠的置信区间独特的每个星系光度红移。
2007-11-15 astro-ph
A Photometric Redshift Galaxy Catalog from the Red-Sequence Cluster Survey
红色序列星系团巡天（RCS）提供了一个大而深的$z'$和$R_c$波段的星系测光表，大约90平方度的天空，补充$V$和$B$数据已获得33.6度$^{2}$。利用经验二次多项式光度红移拟合技术，结合hocC 2和GOODS/HDF-N的红移数据，我们编制了一个光度红移星表。训练集包括4924个光谱红移。由此产生的目录包含超过一百万个星系的光度红移$< 1.5$和$R_c < 24$，给出了均方根散射$σ(Δ{z}) < 0.06$的红移范围内的$0.2 < z < 0.5$和$σ(Δ{z}) < 0.11$的星系在$0.0 < z < 1.5$。我们描述了经验二次多项式光度红移拟合技术，我们使用它来确定红移和测光之间的关系。我们使用kd树算法来划分样本，以提高我们的目录的准确性。我们还提出了一种方法来估计光度红移误差的个别星系。我们表明，我们的样品的红移分布是在更小的和更深的光度和光谱红移调查非常一致。
2005-02-08 astro-ph
A blind test of photometric redshift prediction
本文介绍了用凯克望远镜对哈勃深场观测到的光谱星系红移进行光度红移预测的盲测结果。最好的光度红移方案预测光谱红移，其红移精度为|Delta-z|超过68%的来源<0.1，|Delta-z| <0.3的100%，当单特征光谱红移从考虑中删除。这个测试表明，测光红移方案工作良好，至少当测光数据是高质量的，当源是在中等红移。
1998-01-15 astro-ph
QSO Photometric Redshift estimation for the XMM-Newton/2dF Survey
利用测光而不是光谱观测来估计红移的技术由于其简单性和所获得的结果的准确性最近受到了极大的关注。在这项工作中，我们估计光度红移的X射线选择类星体样本。这是该技术首次应用于此类样品。我们首先计算了通过比较我们的类星体样本的子样本的光度红移和光谱红移所获得的结果的准确性：对于这个子样本中的大多数（~67%）物体，光度红移估计在Dz<0.3的范围内是正确的。然后，我们推导出整个类星体样本的光度红移分布。在未来，我们希望使用光度红移分布，以获得分布的属性，如硬度比，因此氢柱密度，光度函数等作为一个例子，我们估计这里的硬度比的类星体样本的光度红移的依赖。
2003-09-23 astro-ph
Photometric Redshifts for the SDSS Early Data Release
斯隆数字天空巡天的早期数据发布提供了天文学界目前最大的天文学测光表之一。在本文中，我们提出的第一个应用程序的光度红移的$\sim 6$万扩展源在这些数据（180万源有$r' < 21$）。利用一系列的光度红移技术，从经验模板和混合技术，我们调查的统计和系统的不确定性内的EDR数据的红移估计。对于$r'<21$，我们发现，红移估计提供了现实的红移直方图的均方根不确定性的光度红移关系的0.035在$r'<18$和上升到0.1在$r'<21$。最后，我们描述了这些光度红移和导出量，如光谱类型，restframe颜色和绝对星等，存储在SDSS数据库。我们提供了用于搜索光度红移的示例查询，并列出了在SDSS星系的统计分析中使用这些光度红移之前应该理解的当前警告和问题。
2002-11-05 astro-ph
Photometric Redshift Techniques: Reliability and Applications
本文介绍了目前正在使用的各种测光技术，包括一些来自大型hocC2红移调查的初步结果。它还提出了一个重要的看光度红移技术的可靠性，部分使用HDF结果从不同的群体作为一个案例研究。
1998-09-27 astro-ph
Photometric Redshifts in Hubble Deep Field South
我们既适用于传统的“辍学”的方法和测光红移估计技术的哈勃深场南数据。我们给出了一个退出选择z $\sim$ 3对象的列表，并显示了它们的图像。然后，我们讨论了我们的光度红移估计技术，证明其有效性和近红外数据所发挥的作用，然后将其应用到HDF-S，以获得估计的红移分布。
1999-09-02 astro-ph
Bayesian Photometric Redshifts for Weak Lensing Applications
下一代的弱引力透镜调查是能够产生良好的宇宙学参数的测量，前提是，除其他要求外，足够的红移信息可用于测量的背景星系。通常认为光度红移技术提供了实现这一点的手段。在这里，我们比较贝叶斯和频率的光度红移估计方法，特别是在微弱的幅度。我们确定和讨论的偏见是固有的各种方法，并描述了一个最佳的贝叶斯方法从光度数据中提取红移分布。
2006-07-23 astro-ph
Color-redshift Relations and Photometric Redshift Estimations of Quasars in Large Sky Surveys
利用最近构造的复合类星体光谱和χ^2最小化技术，我们通过推导理论色-红移关系，并将理论色与观测色进行比较，证明了一种估算大样本类星体光度红移的一般方法。利用SDSS首次公布的18678个类星体的5波段光度数据估算了光度红移，并与光谱红移进行了比较。47%的类星体的红移差小于0.1，68%的类星体的红移差小于0.2。基于对SDSS和BATC测光系统中恒星、星系和类星体的理论色-色图的计算，我们预计，如果BATC巡天能够探测到星等小于21的天体，那么使用15个中间滤光片的BATC系统，我们将能够比SDSS更有效地选择高红移类星体的候选者。
2003-07-24 astro-ph
Photometric Redshifts: A New Tool for Studying High-Redshift Clusters
我们提出的第一个结果，我们的应用光度红移的研究星系人口的高红移集群。在这次巡天中，我们正在研究一个z > 0.6的星系团样本，这些星系团已经在光学和红外波段得到了很好的研究（Oke，Postman和Lubin 1998）。我们的主要目标是利用光度红移来精确地描绘场星系和星系团星系。一旦我们将星系团中的星系分离出来，我们就可以直接研究每个高红移星系团中的星系群的性质。具体而言，我们正在研究集团形态分数，形态密度关系，和大尺度结构分布。虽然我们遇到了一些操作问题，我们的光度红移技术，早期的结果表明，这一程序将成为一个重要的工具，研究高红移集团。
1999-07-28 astro-ph
Error analysis of the photometric redshift tecnique
我们提出了一个计算的光度红移技术中的误差预算的系统组成部分。我们利用它来描述一个简单的技术，允许通过光度测量方法获得的红移测量的置信限分配。我们表明，我们的技术，通过计算的红移概率函数，给出了完整的信息可能的红移的对象及其相关的置信区间。这个信息可以而且必须用于计算任何利用红移的可观测量。
2001-11-12 astro-ph
Recovering the real-space correlation function from photometric redshift surveys
在利用光度红移的大尺度成像巡天中，集群的测量取决于红移测定的不确定性。我们已经使用光锥模拟，以显示如何解投影方法成功地恢复真正的空间关联函数时，适用于模拟测光红移调查。我们研究了红移测量中的误差如何影响恢复的两点关联函数的质量。考虑到与计划的光度红移调查的预期误差，我们得出结论，这种方法提供了有用的宇宙学参数的估计，依赖于大尺度分布的星系的物质的聚类信息。
2008-12-22 astro-ph
The Palomar Abell Cluster Optical Survey I: Photometric Redshifts for 431 Abell Clusters
本文给出了帕洛玛阿贝尔星系团光学巡天（PACOS）中拍摄的431个阿贝尔星系团的光度红移，其中236个是新的红移。作为DPOSS测光校准的一部分，我们在Palomar天文台60“望远镜上获得了该样品的中等深度3波段（Gunn gri）成像。我们的数据采集，减少和光度校准技术进行了描述，光度的准确性和一致性进行了论证。利用背景校正的中值g-r颜色和平均g星等，提出了一个经验红移估计量。我们提出的光度红移估计的集群在我们的样本中的精度sigma_z=0.038。这些红移估计提供了对单个星系团红移的检验，以及用于研究布彻-奥姆勒效应、光度函数、M/L比和许多其他项目的距离信息。
2000-05-04 astro-ph
The 1.6um Bump as a Photometric Redshift Indicator
我描述的原则，使用1.6um的H-光谱功能作为光度红移指标，并证明该技术具有承诺，成功地恢复了一个小样本的z=0-1星系的红移，只使用其红外（JHKL）测光。然后，我认为该技术的适用性的3.6- 8微米SIRTF过滤器设置和调查的系统误差，可能会出现在测光红移随机光度误差或从目标星系之间的不匹配和拟合模板的金属丰度，恒星形成的历史，和星际尘埃量。似乎单凭SIRTF近红外数据就足以估计z>~1.5的大多数星系的红移，这些星系主要由年龄大于2000万年的恒星星族组成。光度拟合表明它们的红移较低（z_fit<~1.5），或者主要是非常年轻的恒星星族（age_fit<~ 2000万年）的星系，在光度红移方面遭受严重的简并，并且可靠的光度测定它们的红移必须包括在较短波长（H和K）的红外观测或光学数据。总的来说，看起来-小心和警告-1.6微米的隆起可以提供一个强大的方法来估计遥远星系的红移，在深红外成像调查中，将很快由SIRTF提供，并最终由NGST提供。
2002-09-20 astro-ph
An Empirical Algorithm for Broad-band Photometric Redshifts of Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
提出了一种利用5波段Sloan数字巡天（SDSS）测光获得类星体光度红移的经验算法。我们的算法生成一个经验模型的类星体的颜色红移关系，比较颜色的类星体候选人与此模型，并计算可能的光度红移。使用SDSS早期数据发布类星体目录中的3814个类星体来生成作为红移函数的中值色红移关系，我们发现，对于同一样本，我们预测的红移有83%是正确的，|δ z| <0.3。该算法还确定红移是正确的概率，允许更小，更受限制的样本更强大的光度红移测定。我们将这种技术应用于一组8740类星体候选人选择的最终版本的SDSS类星体选择算法。分配给非类星体的光度红移被限制在几个明确定义的值。此外，90%的天体光谱的光度红移在0.8和2.2之间，是类星体，其精确度（|δ z| <0.3）测光红移。这些类星体中的许多位于颜色空间的单一区域;明智地应用颜色切割可以有效地从SDSS数据库中选择具有精确光度红移的类星体。当SDSS完成后，这项技术将允许测定~10^6个微弱SDSS类星体候选者的光度红移，从而使我们对类星体光度函数、类星体的引力透镜以及类星体之间和星系之间的相关性的认识有所进步。
2004-08-26 astro-ph
Photometric Redshifts in lensing clusters: Identification and Calibration of faint high-z galaxies
我们讨论了一种方法，旨在使用光度红移透镜集团访问遥远的背景源的人口。由引力透镜提供的放大允许校准测光红移1至3个数量级更深的实地研究。我们提出并讨论了一些结果与此过程中得到广泛研究的集群，以及未来的问题，这个项目。
1999-07-05 astro-ph
Morphology Classification and Photometric Redshift Measurement of Galaxies
基于斯隆数字巡天数据发布5星系样本，我们探索光度形态分类和红移估计的星系光度数据和已知的光谱红移。一个无监督的方法，k-means算法，被用来分离整个星系样本的早期和晚期类型的星系。然后，我们研究的光度红移测量与不同的输入模式，通过人工神经网络（ANN）的总样本和两个子样本。实验结果表明，当训练样本中的参数越多时，神经网络的性能越好，并且两个子集的测光红移估计的混合精度$σ_{mix}=\sqrt{σ_{early}^2+{σ_{late}}^2}$优于整体样本的混合精度$σ_{z}$。在最优结果下，混合样本的测光红移均方根偏差为0.0192，整体样本的测光红移均方根偏差为0.0196，早型和晚型星系的测光红移均方根偏差之和分别为0.0164和0.0217。
2008-10-06 astro-ph
Photometric Redshifts of Quasars
我们证明了斯隆数字巡天（SDSS）滤波器系统的设计和SDSS成像数据的质量足以确定准确和精确的光度红移（"photo-z“'s）的类星体。使用2625个类星体的样本，我们表明，尽管缺乏强大的photo-z技术通常需要的强连续中断，但photo-z确定甚至可能适用于z<=2.2。我们发现，使用我们的经验方法对我们已知的类星体样本，大约70%的光度红移是正确的，在δ z = 0.2以内;正确的光度红移的比例在z>3时甚至更好。类星体光度红移的精确度似乎并不依赖于i '中接近21等的星等。仔细校准21等的色红移关系，除了SDSS将用光谱确认的10^5类星体外，还可能发现10^6类星体候选者。我们讨论了从成像数据中有效地选择类星体候选者与光度红移技术和潜在的科学用途的大样本的类星体候选者与光度红移。
2001-06-03 astro-ph
Photometric Redshifts of Galaxies in COSMOS
我们在宇宙巡天中测量星系的光度红移和光谱类型。我们使用模板拟合技术结合光度函数先验和同时估计每个星系的尘埃消光（即E（B-V）），我们估计的红移精确到i<25和z~1.2。利用与COSMOS中的采样和噪声特性类似的模拟，作为样本的星等限制，S/N比和使用的波段数的函数的光度红移的准确性和可靠性进行了估计。从模拟中，我们发现，推导出的95%置信区间的红移概率分布的光度红移估计（D95）的比率，可以用来识别和排除的光度红移估计中的灾难性故障。我们比较了zCOSMOS的868个z < 1.2的正常星系的样本的高可靠性光谱红移的衍生的红移。考虑到不同的情况下，根据使用先验，没有先验和/或消光，我们比较了这个样品的光度和光谱红移。这对应于0.031的均方根散点，具有少量离群值（<2.5%）。我们还发现良好的协议（均方根=0.10）光度和光谱红移II型活动星系核。我们比较了我们的光度红移程序与其他三个独立的代码的结果，发现它们非常吻合。我们展示了初步的结果，基于整个宇宙样本的光度红移（i < 25 mag.）。
2006-12-13 astro-ph
On the Photometric Redshift Estimates for FR II Radio Galaxies
利用大三星系计划（Big Trio Program）获得的FR II射电星系的光度数据和其他来源的数据，我们证实了椭圆星系的演化合成光谱所确定的光谱红移和光度红移在z~4范围内是稳定相关的。这证实了理论预言的存在一个恒星星族在高红移和其随后的演变相应的人口巨大的椭圆星系。
2007-05-21 astro-ph
Photometric Redshifts for Galaxies in the GOODS Southern Field
我们使用广泛的多波长光度数据从大天文台起源深调查（GOODS）估计光度红移的样本434星系的光谱红移在钱德拉深场南。使用贝叶斯方法，它结合了红移/星等先验，我们估计的光度红移范围为18 < R（AB）< 25.5，给出了0.11的均方根散射星系。离群值分数<10%，离群值剪切均方根为0.047。我们研究的精度测光红移的几个，特殊的子类的对象。极端红色物体的结果比整个样本的结果更准确，均方根值为0.051，异常值很少（3%）。活动星系的光度红移，从它们的X射线发射确定，有一个0.104的色散，与10%的离群分数，类似于正常星系。在这个过程中，使用红移/星等先验似乎对改善光度和光谱红移之间的一致性至关重要。
2003-09-02 astro-ph
The detection and photometric redshift determination of distant galaxies using SIRTF's Infrared Array Camera
本文研究了空间红外望远镜红外阵列相机探测遥远星系（z ~ 3）的能力，并测量了它们的光度红移。我们的分析表明，改变原来的长波长滤波器的规格提供了显着的改善，在这方面和其他领域的性能。
1999-04-24 astro-ph
SuperNova Acceleration Probe (SNAP): Investigating Photometric Redshift Optimization
本文的目的是研究如何优化的精度测光红移的SNAP一样的任务。我们重点讨论测光红移的精度如何依赖于星等极限和信噪比、波长覆盖范围、滤波器的数量和形状以及观测到的星系类型。我们使用模拟的星系目录构建重现观测到的星系光度函数从GOODS，并获得光度红移使用模板拟合方法。通过使用一个类似于真实数据的星表，我们可以估计出预期的星系数密度，从而可以推导出光度红移。我们发现测光红移的精度强烈依赖于信噪比（S/N）（即，需要S/N>10才能得到精确的光度红移）。光度红移的准确性也依赖于星系类型，早期类型星系的散射较小。比较使用不同滤波器组的结果，我们发现包括U带对于减少离群值的分数是重要的，即，“灾难性的失败”。在积分时间相同的情况下，与较窄的滤波器（分辨率>~5）相比，使用分辨率~ 4的宽重叠滤波器可以得到更好的光度红移。我们发现，平方响应曲线的过滤器会导致散射略高，主要是由于在微弱的幅度较高的比例离群值。我们还比较了9个滤镜组和17个滤镜组，其中我们假设后一组中每个滤镜的可用曝光时间是第一组的一半。我们发现，9过滤器组给出了更准确的红移为更多的对象，并达到更高的红移，而17过滤器组是在明亮的幅度提供更好的结果。
2007-10-29 astro-ph
Photometric Redshifts: A Perspective from an Old-Timer on Its Past, Present, and Potential
我回顾了测光红移的早期历史;指定了一个工作定义，其中包括比通常采用的方法更广泛的范围;讨论了模板拟合与基于模板的技术的优缺点;并总结了一些过去的应用。尽管测光红移的技术有着相对悠久的历史，但它仍然远未成为一个成熟的工具。需要发展的领域包括空间结构的使用，将大的红移样本与用于红移误差的经验校准的光谱光度学结合起来，以及改进直接包括红移概率分布而不是奇异值的分析工具。测光红移不仅在最近经历了复兴，而且正在迅速成为主流观测宇宙学的重要工具。
1999-07-20 astro-ph
ANNz: estimating photometric redshifts using artificial neural networks
我们介绍ANNz，一个免费提供的软件包光度红移估计使用人工神经网络。ANNz学习测光和红移之间的关系，从一个适当的训练集的星系的红移是已知的。当有大量有代表性的训练集时，与传统的模板拟合方法相比，ANNz是一种极具竞争力的工具。ANNz包在斯隆数字巡天数据发布1上进行了演示，对于这个特定的数据集，r.m.s. 0 < z < 0.7范围内的红移误差为0.023。非理想的条件下（光谱集是小的，或这是光明的比光度设置的红移是必需的）进行了模拟和光度红移的准确性评估的影响。
2004-02-27 astro-ph
Photometric redshifts from reconstructed QSO templates
从SDSS调试光度和光谱数据，我们调查的效用光度红移技术的任务，估计类星体红移。我们认为经验方法（例如最近邻搜索和多项式拟合），标准的光谱模板拟合和混合方法（即训练光谱模板的光谱和光度观测的类星体）。我们发现，在所有的情况下，由于存在强发射线的类星体光谱，最近邻和模板拟合方法优于多项式拟合方法。应用一种新的重建技术，我们可以，从SDSS测光，重建的SDSS类星体的基本SED的统计表示。虽然，重建模板是基于只有宽带测光的共同发射线内的类星体光谱可以恢复在所得的光谱能量分布。该技术应该是有用的，在寻找类星体之间的光谱差异在一个给定的红移，在寻找类星体的光谱演化，在比较光度红移的对象超出SDSS光谱样本与那些在良好的校准光度红移的对象明亮于20等，并在寻找系统和时间变量的影响SDSS宽波段光度和光谱光度校准。
2001-06-03 astro-ph
Using Galaxy Two-point Correlation Functions to Determine the Redshift Distributions of Galaxies Binned by Photometric Redshift
我们研究如何以及星系的红移分布分类到光度红移箱可以确定从星系角两点关联函数。我们发现，重建的红移分布的不确定性取决于关键的参数的数量在每个红移箱和使用的角度尺度的范围内，但不是光度红移箱的数量。使用六个参数为每个光度红移箱，并限制我们自己的角尺度上的星系数计数是正态分布，我们发现，在重建的红移分布的误差很大，即，它们将是宇宙学参数不确定性的主要来源，而这些参数是由理想的弱透镜效应或重子声学振荡数据估算的。然而，无论是通过减少每个红移箱中的自由参数的数量，还是通过（不可否认地）将我们的高斯分析应用于非高斯区域，我们发现关联函数可以用于以中等精度重建红移分布;例如，平均红移被确定为约0.01。我们还发现，划分成两个光谱类型的星系，从而增加一倍的红移分布参数的数量，可以导致在合并的红移分布的误差减少。
2006-06-05 astro-ph
Radio-to-FIR Spectral Energy Distribution and Photometric Redshifts for Dusty Starburst Galaxies
作为一个合乎逻辑的下一步，在提高无线电到submm光谱指数作为红移指标（Carilli & Yun 1999），我们已经研究了一种技术，使用整个无线电到FIR光谱能量分布（SED）的尘埃星爆星系在高红移的测光红移。通过对大质量恒星形成过程中各种辐射机制的理论认识，提出了一个尘埃星暴SED模板，并通过对$T_d=58$ K、$β=1.35$和$f_{nth}=1$等23个红外星暴星系的观测特性的分析，确定了模板参数。使用这个模板SED推导光度红移的主要改进是显着减少了光谱指数技术的红移不确定性，特别是在较高的红移。无线电和FIR SED中的固有色散以及绝对校准和测量误差导致该技术的总体不确定性。在估计的不确定度范围内，五个已知红移的亚毫米星系的测光红移与它们的光谱红移吻合得很好。计算了7个光谱红移未知的亚毫米星系（HDF850.1，CUDSS 14.1，Lockman 850.1，SMM J00266+1708，SMM J09429+4658，SMM J14009+0252，FIRBACK J1608+5418）的测光红移。
2001-12-04 astro-ph
Photometric redshifts for the CFHTLS-Wide
我们希望获得无偏，准确的光度红移的CFHTLS宽的数据，其中包括在u*，g '，r'，i'和z'过滤器，并在2008年1月公开的领域。这些是W1，W3和W 4领域的37平方度，光度数据总共为2.597.239个星系。我们使用Bender等人（2001）的光度红移代码PHOTO-z。我们比较了我们的红移为W1，W3和W 4领域约7500光谱红移从VVDS在那里。对于17.5 <= i' AB <= 22.5的星系，准确度和离群值率为：W1为sigma=0.033，eta~ 2%; W3为sigma = 0.037，eta~2%; W 4为sigma=0.035，eta~ 2.5%。对于总星系样本约9000光谱红移从VVDS，DEEP 2或SDSS，我们得到一个sigma=0.04和eta~5.7%的PHOTO-Z红移。我们考虑Erben等人（2008）的光度红移，它们是使用BPZ红移代码用完全相同的光度星表获得的，并将它们与我们计算的红移进行比较。我们还合并的子样本与良好的光度红移从PHOTO-Z与一个从BPZ，以获得一个样本，然后包含“安全”红移根据PHOTO-Z和BPZ代码。该样品包含约6100个光谱，并且对于我们的PHOTO-Z红移，光度红移质量变为σ =0.037和η ~1.0%。我们的结论是，这项工作提供了一个无偏置，低色散光度红移目录，我们手头的标准，以选择一个“强大的”…
2008-11-19 astro-ph
Estimating photometric redshifts with artificial neural networks
研究了一种新的测光红移估计方法--人工神经网络。与标准的模板拟合光度红移技术不同，需要一个大的光谱识别训练集，但在可用的情况下，ANN产生的光度红移精度至少与模板拟合方法一样好，而且往往比模板拟合方法更好。贝叶斯先验的基础红移分布的自动考虑。此外，星系颜色以外的其他输入-如形态、角大小和表面亮度-也可以很容易地结合起来，并评估其效用。不同的人工神经网络架构进行了测试的半解析模型星系目录和结果进行了比较，与模板拟合方法。最后，该方法进行了测试的样本~ 20000星系从斯隆数字巡天。均方根z < 0.35范围内的红移误差约为0.021。
2002-10-21 astro-ph
The Stony Brook Photometric Redshifts of Faint Galaxies in the Hubble Deep Fields
我们报告的一些方面，我们的努力，建立我们的光度红移技术在HDF和HDF-S WFPC 2和NICMOS领域的微弱星系的属性的当前状态。
1999-07-21 astro-ph
Photometric Redshift Determination with the BATC Multicolor System
本文介绍了使用Hyperz程序使用BATC 15色系统测定光度红移的方法。模拟星系和已知红移的真实星系都被用来估计由射电光度法推断的红移的准确性。从模拟星系的测试，在推断的红移的不确定性是约$0.02\sim0.03$为一个给定的光度不确定性范围$0.05 \sim 0.10$。对27个真实星系的计算结果与模拟结果吻合较好。通过与宽波段系统的比较，说明了用BATC中波段系统计算红移的优越性。用BATC系统测定红移的精度主要受滤光片的选择和观测中的光度不确定度的影响。当我们考虑到15个滤波器的极限星等时，我们发现，对于红移小于0.5的星系，仅使用中心波长小于6000埃的滤波器就可以以良好的精度确定红移。
2002-09-23 astro-ph
The Canada-France Deep Fields III: Photometric Redshift Distribution to I(AB) ~ 24
利用加拿大-法国深野测光红移巡天（CFDF-PRS）中六波段UBVRIZ测光估计的光度红移，计算了I（AB）= 24和R（AB）= 24.5的精确红移分布。我们的光度红移算法校准使用数百个CFRS光谱红移在同一领域。红移色散在CFRS深度I（AB）= 22.5时为σ/（1+z）\la 0.04，在我们的名义星等I（AB）= 24和红移极限z \le 1.3时分别上升到σ/（1+z）\la 0.06。我们描述了一种新的方法来计算N（z），它结合了完整的红移似然函数的贝叶斯迭代分析，我们在广泛的蒙特卡罗模拟证明，它是优于使用简单的极大似然红移计算的分布。红移分布的场与场之间的差异，虽然在理论上并不意外，但即使在30'尺度上也是相当大的。我们提供了I（AB）和R（AB）的红移分布，中值红移，和参数化适合我们的结果在不同的星等范围内，占随机和系统误差的分析。
2006-07-21 astro-ph
Finding structures in photometric redshift galaxy surveys: An extended friends-of-friends algorithm
我们提出了一个修改后的版本的朋友的朋友（FOF）结构查找算法，专门设计用于定位集团或星系团的光度红移数据集。本文的主要目的是表明，这种扩展的朋友的朋友（以下简称EXT-FOF）算法产生的结果几乎相同的原始FOF，如果应用到光谱红移数据集，和一个相当保守的目录的结构，在模拟光度红移的数据集的情况下。因此，我们为第一个天体物理中心红移巡天（CFA 1）和拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）创建了星表，这两个都是光谱巡天，使用FOF算法。然后，我们将我们的新算法应用于上述调查，并比较所得的结构目录。此外，我们赋予模拟的光度红移的LCRS星系，并使用EXT-FOF检测结构，我们在大小和组成的原始光谱数据集中发现的比较。我们将表明，这种修改后的算法的属性是很好的理解，它是适合于在光度数据集寻找结构。这是一系列论文中的第一篇，涉及我们新的星系团发现算法在各种光度红移星系巡天中的应用。
2003-11-30 astro-ph
