Mass Profiles of the Typical Relaxed Galaxy Clusters A2199 and A496
我们目前的地图和径向轮廓的气体温度在附近的星系团A2199和A496，其中有最准确的ASCA光谱数据的所有热集群。这些集群是放松的，可以提供可靠的X射线质量测量的假设下，流体静力学平衡。经冷却流修正后的团簇平均温度分别为4.8 ± 0.2keV和4.7 ± 0.2keV（90%误差）。在中心冷却流区域之外，径向温度分布与附近大多数弛豫团簇的径向温度分布相似。它们被多变模型精确描述，其中对于A2199，γ =1.17+-0.07;对于A496，γ =1.24+-0.09。我们使用这些多变的模型，以获得准确的总质量分布。在r=0.5/h Mpc的范围内，对应于过密度半径1000，总质量值为1.45+-0.15 10^14 /h Msun和1.55+-0.15 10^14 /h Msun。这些值比假定恒温时得到的值低10%。气体核心半径内的值（0.07-0.13/h Mpc）比等温值高>1.5倍。气体质量分数随半径的增加而增加（X射线核心半径与r_1000之间的系数为3），在r_1000处，两个团簇的气体质量分数分别达到0.057+-0.005和0.056+-0.006 h^-3/2。我们在r_1000内的质量分布与NFW“通用”分布非常接近。由于A2199和A496是典型的弛豫簇，上述发现应该与大多数此类系统相关。特别是，附近星系团温度分布的相似性似乎反映了潜在的“普遍”暗物质分布。小…
1999-04-27 astro-ph
An XMM-Newton observation of the massive, relaxed galaxy cluster ClJ1226.9+3332 at z=0.89
本文对高红移（z=0.89）星系团ClJ 1226.9 +3332的XMM-牛顿观测进行了详细的X射线分析。发现X射线温度为11.5{+1.1}{-0.9}keV，是z>0.6时任何簇的最高X射线温度。与MS 1054 -0321（目前已知z>0.8的另一个非常热的星团）相比，ClJ 1226.9 +3332具有松弛的X射线形态，其高的整体气体温度不是由一个或几个热点引起的。因此，该系统构成了一个独特的例子，一个高红移，高温，松弛的集群，通常的流体静力学平衡假设，和X射线质量是最可靠的。的温度分布图的构建（首次在此红移），是一致的，与集群等温的维里半径的45%。在维里半径内（对应于200倍的测量过密度），总质量为（1.4+/-0.5）*10^15 M_solar，气体质量分数为12+/-5%。辐射热X射线光度为（5.3+/-0.2）*10^45 erg/s。在发现X射线巡天的体积内找到这种质量的星团的概率是8*10^{-5}（对于Omega_M=1）和0.64（对于Omega_M=0.3），使得Omega_M=1非常不可能。熵分布表明，熵的演变正在观察。金属丰度（Z=0.33{+0.14}{-0.10} Z_solar）、气体质量分数和气体分布与局部星系团一致;因此大部分金属在z=0.89时就位。
2004-03-22 astro-ph
The Dynamical Survival of Small-Scale Substructure in Relaxed Galaxy Clusters
我们考虑在两个极端的替代方案，其可能的起源：1）吸积的集团（或小集群）的准径向轨道，和2）合并的集群类似的质量，其次是其致密的核心解耦的小尺度子结构的动力学演化。使用简单的分析参数和检查与数值计算，我们表明，对象被摧毁的潮汐场的全球集群潜力，如果他们的平均密度是小的平均集群密度在半径内的最接近的组或分离的核心。因此，聚集的群体和小集群在一个集群交叉中被潮汐破坏。由于星团的核心比星团群的密度大得多，它们对潮汐的抵抗力要强得多，但质量最小的星团会被潮汐破坏或严重剥离，而其他星团则会在不到一个轨道的动力学摩擦下被带到星团中心（随后合并）。寿命最长的子结构是分离的核心，大约比星团小10倍，从星团中心$1 \, h^{-1} \, \rm Mpc$以外的近圆形轨道开始。
1994-06-24 astro-ph
Chandra temperature profiles for a sample of nearby relaxed galaxy clusters
本文给出了13个邻近的弛豫星系团和星系群的大半径钱德拉气体温度分布，它们包括A133，A262，A383，A478，A907，A1413，A1795，A1991，A2029，A2390，MKW 4，RXJ 1159 +5531和USGC S152。该样品涵盖了从1到10千电子伏的平均温度范围。这些簇是从档案中选择的或由我们观察到的，具有足够的曝光和偏离中心的区域覆盖，以实现准确的背景减除，并达到优于20-30%的温度精度，至少达到r=0.4-0.5 r_180，并且对于三个最好的簇，达到0.6-0.7 r_180。对于所有的集群，我们发现冷气体的核心，其外部的温度达到峰值r =~ 0.15 r_180，然后下降到其峰值的~0.5 r =~ 0.5 r_180。当用星系团平均温度（不包括冷核）和维里半径来衡量这些分布时，它们在小半径处表现出很大的分散性，但在r>0.1- 0.2r_180处，除了一个星系团（A2390）外，其余星系团都表现出显著的相似性。我们的结果与之前由Markevitch等人从ASCA和DeGrandi & Molendi从Beppo-SAX的测量结果非常一致。四个集群有最近的XMM-牛顿温度分布，其中两个同意我们的结果，我们讨论了其他两个不同意的原因。在最近的宇宙学模拟中再现了大半径温度分布的整体形状。
2005-04-24 astro-ph
Constraints on dark energy from Chandra observations of the largest relaxed galaxy clusters
基于Chandra测量的26个X射线发光的动态弛豫星系团的X射线气体质量分数，给出了平均暗能量密度Omega_X和暗能量状态方程参数w_X的约束条件，红移范围为0.07<z<0.9.假设在r_2500内测量的X射线气体质量分数随红移是恒定的，并且仅使用哈勃常数和宇宙平均重子密度的弱先验，我们获得了暗能量对到星系团距离的影响的清晰探测，证实了（在可比意义上）以前的Ia型超新星研究结果。对于一个标准的LambdaCDM宇宙学，曲率Omega_K作为一个自由参数，我们发现Omega_Lambda=0.94^{+0.21}_{-0.23}（68%的置信限）。我们还研究了扩展的XCDM暗能量模型。结合Chandra数据和来自宇宙微波背景实验的独立约束，我们发现Omega_X=0.75 \pm 0.04，Omega_m=0.26^{+0.06}_{-0.04}和w_X=-1.26 \pm 0.24。如果预先规定w_X>-1，则在95%置信度下，同样的数据要求w_X<-0.7。用哈勃常数和平均重子密度的标准先验代替CMB数据，并假设几何是平坦的，得到了关于平均物质密度和暗能量状态方程参数的类似结果：Omega_m=0.24 \pm 0.04和w_X=-1.20 ^{+0.24}-0.28}.
2004-05-18 astro-ph
The origin of cold fronts in the cores of relaxed galaxy clusters
钱德拉X射线观测揭示了冷锋的存在（不同温度和密度的气体区域之间的尖锐接触不连续性）在许多（如果不是大多数）具有冷核心的松弛星系团的中心。我们使用高分辨率模拟的理想化集群合并，以表明它们是由于晃动的冷气体在中央引力势，这是很容易掀起的小合并，并可以持续千兆年。唯一的必要条件是一个陡峭的熵分布，在冷却流集群中观察到的。即使下落的子星系团在通过核心时没有气体，引力扰动也会使主质量峰（气体和暗物质一起）相对于周围的气体运动。运动方向的快速变化会导致冲压压力的变化，从而将冷气体推离暗物质的峰值并引发晃动。对于非零的碰撞参量，冷气体获得角动量，导致冷锋的特征螺旋图案。在这样的合并中，冷核之外几乎没有可见的扰动。如果子星系团在通过核心的过程中保留了它的气体，那么主星系团的冷中心气体就更容易与暗物质峰分离。随后，一些气体，通常是来自子星系团的较冷气体，落回中心并开始晃动。然而，在这样的合并中，全球性的扰动在X射线中很长一段时间都很容易看到。我们的结论是，冷锋在中心的放松集群，往往是螺旋形或同心弧的形状，可能是由于遇到小subhalos剥离所有的气体在早期的下降阶段。
2006-09-08 astro-ph
Thermal structure of gas in relaxed clusters of galaxies
由于密度梯度引起的能量通量的杜福尔效应，在热力学平衡中受引力影响的气体云不可能是等温的。在星系团中，这种效应可能是大多数“冷却流”的原因，而不是气体的辐射冷却。XMM-牛顿和钱德拉卫星的观测结果与模型计算吻合得很好，假设温度和密度梯度引起的能量通量之间达到平衡，但没有辐射损失。
2004-01-06 astro-ph
The Galaxy Structure-Redshift Relationship
在星系群体中存在一种渐进的、但持续的演化效应，星系结构和形态随着红移而改变。这种星系结构与红移的关系使得越来越多的明亮且质量大的星系在红移2 < z < 3时，在从静止坐标系紫外到静止坐标系光学的波长上形态奇特。然而，在所有红移到z ~ 3的地方，都有形态选择的螺旋和椭圆星系的例子。在较低的红移下，明亮的星系群平滑地转变为正常的椭圆星系和螺旋星系。这种转变的速率强烈地依赖于红移，最大的变化发生在1 < z < 2之间。这篇综述描述了星系结构与红移的关系，讨论了其各种物理原因，以及这些原因如何揭示了星系形成的机制。
2004-07-21 astro-ph
Chandra sample of nearby relaxed galaxy clusters: mass, gas fraction, and mass-temperature relation
我们目前的气体和总质量分布为13个低红移，轻松的集群跨越温度范围0.7-9千电子伏，来自所有可用的钱德拉数据足够的质量。在所有星系团中，气体温度分布测量到大半径（Vikhlinin等人）。因此，直接的流体静力质量估计可能接近r_500或更高。气体密度被精确地追踪到更大的半径;它的轮廓不能很好地用β模型描述，显示出随着半径的不断变陡。导出的rho_tot配置文件和它们的缩放质量一般遵循Navarro-Frenk-White模型与浓度预期的暗物质晕在LambdaCDM宇宙学。在内部区域（r<0.1r_500），气体密度和温度分布表现出显着的散射和质量的趋势，但它们变得几乎自相似的半径较大。相应地，我们发现，如果测量的气体温度不包括中心冷核，则这些弛豫团簇的质量-温度关系的斜率与简单的自相似行为M_500 ~ T^alpha（α =（1.5-1.6）+-0.1）很好地一致。该M-T关系的标准化显著高于大多数以前的X射线测定，约为30%。我们推导出准确的气体质量分数分布，这表明增加半径和集群质量。在r_（2500）=~ 0.4 r_（500）范围内，f_（2500）气体分布还没有达到任何渐近值，离宇宙微波背景辐射观测的普适重子分数还有很大的距离（1.5-2倍）。f_gas趋势变弱，并且其值在较大半径处更接近Universal，特别是在球壳r_2500<r<r_500中。
2005-07-05 astro-ph
Galaxy Evolution from the DEEP2 Galaxy Redshift Survey
DEEP 2星系红移巡天目前正在顺利进行中，在第一季的观测中已经测量了约5600个星系的红移。在这里，我简要回顾了调查本身，然后更详细地讨论了最近出现在文献中的一些初步科学结果。特别是，潜在的调查，以描述星系的演变进行了讨论，特别强调光谱分类的作用。这种分类的一些应用，即量化的星系聚类和测量星系环境也在这里讨论。
2003-09-09 astro-ph
Clusters of Galaxies in the 2dF Galaxy Redshift Survey
2dF星系红移巡天在两条宽带中获得了135，000个星系的红移。在这里，我们提出的第一个结果的三维搜索星系团的基础上已知的二维编译。我们推导了新的星系团红移和速度色散，评估了样品中的污染程度，分析了光度红移估计的准确性，并研究了星系团的空间分布。
2000-10-24 astro-ph
The influence of redshift information on galaxy-galaxy lensing measurements
我们调查如何星系星系透镜测量依赖于知识的红移透镜和源星系。星系-星系透镜效应允许人们利用弱引力透镜对星系的暗物质晕进行统计研究。需要红移信息来可靠地区分前景透镜星系和背景源星系，并将测量到的剪切力转换为透镜模型上的约束。在没有光谱学或多色信息的情况下，红移可以从独立估计的概率分布中得出。COMBO-17巡天提供了透镜星系和源星系的红移。因此，它提供了独特的可能性，这样做的调查与观测数据。我们发现，了解单个透镜星系的红移对于约束其暗物质晕的性质是非常重要的。红移是从$UBVRI$还是从COMBO-17中可用的大量滤波器中得到的并不重要。相比之下，只要源的红移分布是准确的，单个源的红移的知识改善测量只有非常小的统计源的红移分布的使用。
2004-12-23 astro-ph
Metal enrichment of the intra-cluster medium over a Hubble time for merging and relaxed galaxy clusters
我们研究了星系质量损失的效率，引发的冲压压力剥离和星系风的星系团星系，对化学富集的星系团内介质（ICM）。我们结合N体和流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过同时包括不同的富集过程，即冲压压力剥离和星系风，在星系团模拟中，我们能够重现所观察到的金属分布在ICM。我们发现，在z>2的红移区，星系风的质量损失约占星系风总质量损失的10%~ 20%，而在同一时期内，冲压压力剥离的质量损失约占整个模拟时间内冲压压力剥离质量损失的5%。在团簇形成时期，z<2的冲压压力剥离变得比星系风更占主导地位。讨论了星系团平均金属丰度演化与星系质量损失之间的非相关性。为了与观测结果进行比较，我们提出了ICM数量和径向金属丰度剖面的二维地图。在合并系统的情况下，通过模拟很好地再现了所观察到的轮廓的形状。在冷核团簇的情况下，所观察到的配置文件的斜率再现的模拟半径低于300千秒差距，而在更大的半径，所观察到的配置文件是浅。我们证实了观察中发现的ICM中金属分布的不均匀性。为了研究我们的结果的鲁棒性，我们研究了两种不同的描述的富集过程的相互作用。
2007-01-29 astro-ph
Parameterisation of Galaxy Spectra in the 2dF Galaxy Redshift Survey
2dF星系红移巡天已经产生了超过130，000个星系光谱（计划中的250，000个）。本文提出了一种基于主成分分析（其中pc 1和pc 2分别是在第一和第二主成分上的投影）的方法，利用一个新的连续参数eta=0.44pc1 -pc 2，对2dF和其他大红移巡天中的星系光谱进行参数化。这个参数被设计为对仪器的不确定性具有鲁棒性，它代表了星系的吸收/发射强度。
2000-10-16 astro-ph
Rotation and Turbulence of the Hot ICM in Galaxy Clusters
星系团的宇宙学模拟通常发现，在给定半径的星系团的重量并不完全由热ICM的热气体压力平衡，理论研究强调随机湍流运动的作用，以提供必要的额外压力支持。使用一组高分辨率，流体动力学模拟的星系团，包括辐射冷却和恒星的形成，我们发现，而不是在最轻松的集群旋转支持超过随机湍流运动半径为0.1 - 0.5 r_500，和观察到的集群比模拟的更圆，松弛的集群内~ 0.4 r_500。此外，虽然所观察到的集群显示的平均椭圆率分布，不随半径显着变化，放松CDM集群的椭圆率随半径的增加显着下降，这表明所观察到的集群的ICM旋转速度低于放松CDM集群到~ 0.6 r_500。我们还发现，没有辐射冷却的模拟集群的椭圆率分布与观测结果吻合得更好，这意味着过冷对气体动力学和形态产生了重大影响，比以前认识到的更大的半径。它还表明，10%-20%的系统误差，从非热气体压力支持模拟集群质量报告，从拟合模拟X射线数据在大的径向范围内r_500，可能需要向下修订。这些结果表明，实用的X射线椭圆率配置文件作为探针的ICM旋转和过冷，这应该用来约束未来的宇宙学集群模拟。
2008-08-08 astro-ph
Galaxy Cluster Gas Mass Fraction and Hubble Parameter versus Redshift Constraints on Dark Energy
利用星系团气体质量分数与红移数据的关系和哈勃参数与红移数据的关系来共同约束暗能量模型。这些限制有利于暗能量的爱因斯坦宇宙学常数极限，但并不强烈排除缓慢演化的暗能量。
2007-06-13 astro-ph
XMM-Newton temperature maps for five intermediate redshift clusters of galaxies
我们已经分析了XMM-牛顿档案数据的五个星系团（红移0.223至0.313），涵盖了广泛的动态状态，从放松的对象集群进行几次合并。我们在这里提出的X射线气体的温度图连同这些集群的形成历史的初步解释。
2007-07-27 astro-ph
Results on Galaxy Evolution from the CNOC2 Field Galaxy Redshift Survey
hocC 2场星系红移巡天目前包含约5000个星系红移，加上广泛的UBgRI测光，是中等红移0.1 < z < 0.6的最大星系样本。在这里，我们提出了一些星系光度函数（LF）和它的红移演化的初步结果，使用R < 21.5 hocC 2星系的样本，细分为早期，中期和晚期类型的基础上，他们的B-R颜色相对于非演化的星系模型。我们发现一个显着的陡峭的LF的弱端斜率α作为一个收益从早期到晚期的类型。此外，对于所有类型的星系，我们发现M* 的演化速率与被动演化的星系模型一致。最后，晚型星系显示出正的密度演化与红移，相反，负或没有密度演化的早期类型。
1997-12-18 astro-ph
Radio Galaxy Redshift-Angular Size Data Constraints on Dark Energy
我们使用FRIIb射电星系红移角尺寸数据来约束宇宙学参数的暗能量标量场模型。导出的约束是一致的，但比那些确定使用Ia型超新星红移星等数据弱。
2002-10-28 astro-ph
Galaxy Redshifts: Improved Techniques
本文分析了随机噪声对用互相关方法测定星系红移的误差和置信度的影响。主要的发现是，以前的置信水平被高估，在某些应用中计算错误。提出了新的计算公式。
1993-05-26 astro-ph
The dark matter halos of massive, relaxed galaxy clusters observed with Chandra
我们使用钱德拉X射线天文台研究了34个大质量的暗物质晕，动态弛豫的星系团，跨越红移范围0.06<z<0.7。观测到的暗物质和总质量（暗加亮物质）分布可以近似为冷暗物质（CDM）晕的Navarro Frenk & White（以下简称NFW）模型;对于约80%的星系团，NFW模型提供了统计上可接受的拟合。相反，奇异等温球模型几乎在任何情况下都可以完全排除。我们观察到一个定义良好的质量浓度关系的集群与一个内在的散射很好的协议，从模拟的预测。质量-浓度关系的斜率c \propto M_vir^a/（1+z）^b，其中a=-0.45 \pm 0.12，置信度为95%，比CDM模拟为低质量晕预测的a~-0.1的值更陡。将斜率a作为自由拟合参数，浓度参数的红移演化，b=0.71 \pm 0.52，置信度为95%，与相同的模拟（b~1）一致。固定a~-0.1导致明显较慢的进化，b=0.30 \pm 0.49，尽管这种情况下的拟合优度明显更差。使用广义NFW模型，我们发现内部的暗物质密度斜率，α，是一致的团结在95%的置信度为大多数集群。结合所有集群的结果，广义NFW模型提供了一个很好的描述的数据，我们测量α =0.88 \pm 0.29在95%的置信度，与CDM模型预测一致。
2007-05-09 astro-ph
Cosmological constraints from the X-ray gas mass fraction in relaxed lensing clusters observed with Chandra
我们提出了精确的测量X射线气体质量分数的样品的发光，相对轻松的星系团观察到的钱德拉天文台，独立确认的质量结果是可从引力透镜研究。利用Navarro，Frenk & White（1997）的模型参数化总质量分布（发光物质加上暗物质），我们证明了在半径r_2500处，星系团中X射线气体的质量分数渐近于一个近似恒定的值，在此半径处，星系团的平均内部密度是宇宙在红移处的临界密度的2500倍。结合Chandra关于X射线气体质量分数及其表观红移依赖关系的结果，以及最近对宇宙中重子物质平均密度的测量和哈勃常数的测量，我们得到了宇宙平均总物质密度的严格约束，Ω_m = 0.30^{+0.04}-0.03}，并测量了一个正的宇宙学常数. Omega_Lambda = 0.95^{+0.48}_{-0.72}。我们的研究结果与最近的独立研究结果吻合得很好，这些研究结果是基于对宇宙微波背景辐射各向异性、遥远超新星的性质以及星系的大尺度分布的分析。
2002-05-01 astro-ph
The 2dF Galaxy Redshift Survey: Preliminary Results
目前正在使用AAT的2dF仪器对25万个星系红移进行新的调查。输入星系目录和调试数据进行了说明。初步数据的第一个结果是对=0.1的星系光度函数的新估计<z>。
1997-11-03 astro-ph
Compression and Classification Methods for Galaxy Spectra in Large Redshift Surveys
本文综述了对大星系红移巡天（如SDSS、2dF、6dF和VIRMOS）有用的星系光谱压缩和分类方法。特别是，我们描述和对比三种方法：（i）主成分分析，（ii）信息瓶颈，（iii）Fisher矩阵。我们展示了应用程序的2dF星系光谱和模拟半解析光谱，我们讨论了如何使用这些方法来研究物理过程中的星系形成，集群和星系偏置的新的大红移调查。
2000-12-19 astro-ph
Local redshift surveys and galaxy evolution
我们目前的观测星系环境依赖性的数据从2dF星系红移调查。从联合分析的光度函数，布彻Oemler效应和H $α$线强度的趋势，我们发现支持一个模型，星系的属性主要是由初始条件在其形成的时候。
2003-12-01 astro-ph
First results from the 2dF galaxy redshift survey
2dF星系红移巡天是一项重要的新举措，旨在绘制宇宙的代表性体积。这次巡天利用英澳望远镜的2dF多光纤摄谱仪测量了超过250，000个比B=19.5亮的星系和另外10，000个比R=21亮的星系的红移。巡天的主要目标是确定宇宙的大尺度结构，并量化低红移星系群的性质。本文介绍了调查的设计，并提出了一些初步的结果，从第一个8000星系红移测量。
1998-04-07 astro-ph
The Galaxy Correlation Function in the CNOC2 Redshift Survey: Dependence on Color, Luminosity and Redshift
我们研究如何从hocC 2场星系红移巡天星系的空间关联函数取决于星系的颜色，光度和红移。在0.04 Mpc/h < r_p < 10 Mpc/h的同向投影分离范围内，对于0.12 < z < 0.51和经演化补偿的Rc绝对星等M <-20的物体的体积有限样本，确定了投影关联函数w_p。我们的样本由2937个星系被归类为早期或晚期类型的对象根据其光谱能量分布（SED），确定从UBVRcIc测光。为了简单起见，星系的SED是独立的红移分类：我们的分类方案，因此不考虑星系的颜色演变。
2001-06-14 astro-ph
The Unusual Spectral Energy Distribution of a Galaxy Previously Reported to be at Redshift 6.68
对遥远星系的观测对于理解星系的形成和探索宇宙最早期的物理条件都很重要。然而，要识别红移z>5的星系是非常困难的，因为这些星系很微弱，几乎没有光谱特征。在以前的工作中，我们提出的意见，支持在深STIS领域的红移z = 6.68的星系的识别。在这里，我们提出了新的地面测光的星系。我们发现，该星系在光学B和V图像中表现出中等程度的通量检测，这与红移z>5的星系的红移Lyman-α发射线波长短的预期通量不一致。此外，新的宽带成像数据不仅显示了该星系的通量测量结果与以前的STIS测量结果不一致，而且还表明了一种特殊的光谱能量分布，这种分布无法与任何红移的任何星系光谱模板相拟合。因此，我们的结论是，该星系的红移识别仍然没有确定。
2000-11-30 astro-ph
Redshift of Galaxy Clusters from the Sunyaev-Zel'dovich effect
我们发展了一种新的方法来估计的红移的星系团通过解决图像的Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）。我们的方法是基于形态可观的，可以通过实际和未来的SZE实验测量。使用一组高分辨率的流体动力学模拟的星系团在不同的红移的方法进行了测试。该方法结合了主成分分析中的观测值。我们展示了如何这可以给一个估计的红移的星系团。虽然在红移估计的不确定性是大的，该方法应该是有用的，为未来的SZE调查，预计将检测到数百个集群。第一次预选的高红移候选人可以使用我们提出的形态红移估计。
2002-07-18 astro-ph
An Optical Multicolor System For Measuring Galaxy Redshifts And Spectral Types
本文提出了一种利用六个宽带滤光片的光度系统获得星系近似红移和光谱型的方法。该技术利用最小最大差方法而不是最小二乘法，并且在确定其红移时不考虑星系的视星等。在使用两个不同的星系样品的准确性evalution，测光红移被发现有一个均方根偏差$\pm$ 0.05从光谱测定的红移。可能的系统误差的方法进行了调查，包括后星暴（"E+ A“）星系的影响，并试图测量红移与不完整的颜色信息。讨论了该技术的应用。
1998-06-02 astro-ph
Radio galaxy selected clusters at high redshift and associated ERO overdensities
高红移的星系团提供了一个研究星系演化的绝佳机会，在固定的距离上有大的星系样本。几条证据指向大的形成红移和集群椭圆的被动演化。在红移大于z~0.8时，这张照片只依赖于少数富星系团的数据。我们已经观察到四个潜在的集群，在一个临界红移范围内，0.8 < z < 1.2采样稀疏环境。我们比较了我们的集群中的光度演化和径向密度分布，以类似的方式研究了更大的集群。我们还强调了过密ERO（I-K>5）人口，显着红比旧的椭圆人口在集群红移。我们讨论了我们的集群在高红移的影响，并可能在环境中的差异，通过X射线或光学技术选择类似的红移丰富的集群。
2000-06-14 astro-ph
Measurement of the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
暗物质结构的内部动力学可能具有一个显著的特性，即结构中的局部温度取决于方向。这是参数化的速度各向异性β必须为零的放松碰撞结构，但已被证明是非零的暗物质结构的数值模拟。本文提出了一种从团内气体的X射线观测值推断星系团中暗物质晕速度各向异性径向剖面的方法。这种非参数方法是基于暗物质温度和气体温度之间的普遍关系，这是通过数值模拟确认。我们应用这种方法的观测数据，我们发现，β是显着不同的中间半径为零。因此，我们发现一个强有力的迹象表明，暗物质是有效的碰撞在集群的动力学时间尺度，这意味着上限的自相互作用截面每单位质量σ/m < 1 cm 2/g。我们的结果可能提供一个独立的方法来确定恒星质量密度在中心区域的一个松弛的集群，以及一个测试是否集群实际上是松弛的。
2008-08-14 astro-ph
Heavy Elements in QSOs: Star Formation and Galaxy Evolution at High Redshifts
类星体的本征发射线和吸收线提供了几种独立的探测类星体环境中金属丰度的方法。它们表明，金属丰度通常是太阳或更高的红移z > 4。这些结果支持星系演化的模型，其中星系核或后来成为星系核的致密凝聚形成恒星，并以高于类星体本身的红移快速演化。
1998-09-29 astro-ph
A Progress Report on the Caltech Faint Galaxy Redshift Survey
本文综述了在加州理工学院暗星系红移巡天的北HDF区域中，在大星等有限样本中确定星系光谱能量分布和光度函数的最新进展。
2000-12-01 astro-ph
Photometric Redshifts for DPOSS Galaxy Clusters at z<0.4
我们报告的创建一个公正的目录星系团的星系目录来自数字化POSS-II（DPOSS）。利用g-r色信息，我们证明了在z<0.4的情况下估计星系团的红移是可能的，均方根精度为0.01。
1999-06-29 astro-ph
Caltech Faint Galaxy Redshift Survey VII: Data Analysis Techniques and Redshifts in the Field J0053+1234
我们介绍了用于确定红移并根据光谱类别和红移质量类别来表征加州理工学院暗星系红移巡天中物体光谱的技术。然后将这些光谱应用于在J 005325 +1234处2 × 7.3弧分^2视场中对具有$K_s<20$等的完整天体样本进行研究所得到的光谱。在样本中的195个天体中，有163个成功地获得了红移;这些红移位于[0.173，1.44]范围内，中位数为0.58（不包括24颗银河系恒星）。样本包括两个宽线活动星系核和一个类星体。
1998-09-05 astro-ph
Extracting cosmological information from galaxy spectra and observations of high-redshift objects
我回顾了从观测光谱中提取星系物理参数信息所需的统计技术。考虑到下一代大型星系红移巡天的庞大规模，这一点很重要。走向相反的极端，我回顾了我们可以从对高红移天体的观测中了解到的关于原始密度场的性质。
2000-11-06 astro-ph
Extending the redshift distribution of submm galaxies: Identification of a z~4 submm galaxy
本文介绍了在Abell 2218星系场中发现的一个明亮亚毫米星系（SMG）。该星系的光谱红移约为4，是目前已知红移最高的SMG。它可以在从光学到亚毫米的所有波长下被检测到，包括斯皮策IRAC波段。我们讨论这个星系，这是正在经历激烈的恒星形成的速度~600 Msun/年的属性。我们还比较了无线电预选的submm明亮星系的属性。z~4的结果扩展了SMG的红移分布。
2006-04-04 astro-ph
The Durham/UKST Galaxy Redshift Survey - II. The Field Galaxy Luminosity Function
我们提出的结果估计从达勒姆/UKST星系红移调查的星系光度函数。这次巡天的星等限制在bj = 17，包含2500个星系，以三分之一的比例采样，巡天的空间体积为4 x 10^6 Mpc^3。标准谢歇特光度函数的极大似然参数估计为M*bj = -19.72+-0.09，alpha = -1.14+-0.08，phi* =（1.2 +-0.2）x 10^-2（h^3Mpc^-3）。与其他红移巡天的星系光度函数的比较显示出很好的一致性，光度函数的形状现在看起来很好定义到Mbj =-17。对于比这个绝对星等更暗的星系，不同的观测之间存在一些差异。然而，我们的估计与APM-Stromlo星系红移巡天的估计一致，我们测量到一个相当平坦的暗端斜率。
1997-02-25 astro-ph
Connecting high-redshift galaxy populations through observations of local Damped Lyman Alpha dwarf galaxies
我报告的观测z=0.01矮星系SBS 1543 +593投影到背景类星体HS 1543 +5921。作为一个恒星形成星系，首先注意到发射，这个矮星在我们理解高红移星系种群中发挥着关键作用，因为它也产生了阻尼莱曼阿尔法系统。这使我们能够分析，第一次，$α$元素的化学丰度在阻尼莱曼阿尔法星系使用，发射和吸收诊断。我们发现在观测不确定性范围内，丰度是一致的。我讨论了这一结果的高红移星系观测的解释的影响。一个目录的矮星系-类星体预测挑选斯隆数字巡天提供，以促进未来的工作。
2008-07-17 astro-ph
Constraints on Galaxy Formation from Deep Galaxy Redshift Surveys and Quasar Absorption Line Studies
星等受限的星系红移巡天现在提供了z=2以上的星系的大样本，而颜色选择和发射线选择的样本正在寻找z=4.7的星系。一幅广阔的图像正在出现，星系形成在z=1范围内达到峰值，这与类星体吸收线中看到的金属丰度和密度演化有关。我们仍然没有直接的信息超过z=5，但在这个红移IGM的电离活动在此之前的时间。在z=2以上的类星体吸收线中，甚至在非常低的云柱密度中，金属丰度在0.01左右的太阳似乎是相对普遍的，这可能是这一时期的遗迹。
1996-09-24 astro-ph
Brightest Cluster Galaxy Formation in Low-Redshift Galaxy Clusters
本文给出了17个低红移星系团的合成光度函数。我们的光度函数已被测量的内部区域（$r \leq r_{200}$）和外部区域（$r_{200} \leq r \leq 2r_{200}$）为中心的每个布里渊星系团星系。内部区域光度函数具有比外部区域（$α_{outer}= -2.07 \pm 0.02$）明显更平坦的暗端斜率（$α_{inner}= -1.81 \pm 0.02$）。这些结果与星系团中心附近的大部分矮星系正在被潮汐破坏的假设一致。
2001-10-19 astro-ph
The double radio source 3C343.1: A galaxy-QSO pair with very different redshifts
强射电源3C343.1由一个星系和一个类星体组成，两者之间的距离不超过0.25角秒。保守地说，这是一个偶然叠加的概率是10^-8。z=0.344的星系与z=0.750的类星体通过无线电桥相连。这两个红移之间的数值关系是从以前的协会预测。这对星系是类星体和星系之间许多相似的物理关联的一个极端例子，它们的红移非常不同。
2004-01-02 astro-ph
Measuring Galaxy Environments with Deep Redshift Surveys
我们研究了几个星系环境措施（n^th最近邻距离，计数在一个光圈，和Voronoi体积）在深红移调查的适用性。模拟星系星表用来模拟高红移（z ~ 1）的测光和分光巡天。我们调查的边缘，红移精度，红移空间失真，和目标选择后，每个环境措施的影响。我们发现，即使是最乐观的测光红移误差（σ z = 0.02）也会在小尺度上不可逆转地涂抹视线星系分布，这严重限制了测光红移巡天在环境研究中的应用。边缘和孔洞对环境的影响很大，边缘效应的影响取决于所采用的环境测量方法。这些边缘效应极大地限制了较小测量场（如GOODS场）对星系环境研究的有用性。即使在最贫穷的群体和集群中，红移空间失真也限制了每个环境统计的有效性;在投影中测量密度（例如使用圆柱形孔径中的计数或投影的第n个最近邻距离测量）显着提高了在这种过度密集环境中测量的准确性。对于DEEP 2星系红移巡天，我们得出结论，在测试的环境估计中，投影的第n个最近邻距离测量在连续和广泛的尺度范围内提供了最准确的局部星系密度估计。
2005-06-21 astro-ph
The Apm Galaxy Survey IV: Redshifts of Rich Clusters of Galaxies
我们提出的红移的样本229个集群从APM星系巡天，其中189个是新的红移测定。非星系团星系红移已被拒绝从这个样本使用的似然比测试的基础上的预测和视星等分布的集群字段。我们测试这种技术使用集群领域中的红移已被测量超过10个星系。我们的红移样本已接近完成，并已在以前的论文中使用，以研究丰富的星系团的三维分布。在我们的样本中，有157个星团被列入了阿贝尔星表或补充，其余的是新的星团标识。
1993-11-16 astro-ph
Constraints from Galaxy-AGN Clustering on the Correlation between Galaxy and Black Hole Mass at Redshifts 2<Z<3
我们利用星系在遥远的活动星系核周围的成簇来估计星系和黑洞质量之间的关系，该关系是在古老的类星体时代获得的，在红移2 <~ z <~ 3时，巨大的黑洞吸积了它们的大部分质量。无论是平均关系还是它的散射，都与在局部宇宙中观测到的结果没有显著的不同，至少在我们能够探测到的视星等（16 <~ G_AB <~ 26）和黑洞质量（10^6 <~ M_BH/M_sun <~ 10^10.5）的范围内是如此。
2005-05-26 astro-ph
Non-hydrostatic gas in the core of the relaxed galaxy cluster A1795
A1795上的钱德拉数据显示，在r=60/h kpc时，星团南部的气体密度和温度存在轻微的边缘形不连续性。边缘内部的气体密度和温度是外部的1.3-1.5倍，而压力是连续的，这表明这是一个“冷锋”，两个移动气体之间的接触表面。压力的连续性表明气体的当前相对速度接近于零，使得边缘似乎处于流体静力平衡。然而，在平衡假设下，从该扇区的数据得出的总质量分布显示出2倍的非物理跳跃，边缘内的质量较低。我们提出，较冷的气体是“晃动”的集群引力势阱，现在是接近的最大位移点，在那里它有零速度，但非零向心加速度。这种非流体静力学气体的分布应反映加速参考系中减小的重力，从而导致明显的质量不连续。假设边缘外的气体是流体静力学的，则移动气体的加速度可以根据质量跃变来估计，a ~ 800 h km/s/（10^8 yr）。这种气体可用于耗散的重力势能大约是其当前热能的一半。从cD星系延伸出来的冷暗条的长度（Fabian等人）可以给出气体晃动的幅度，30-40/h kpc。这种气体的整体运动可能是由过去的子星系团的坍缩对中心引力势的扰动引起的。
2001-10-21 astro-ph
Measuring our universe from galaxy redshift surveys
在过去的几十年里，星系红移测量取得了重大进展。这些观测以最直接的方式告诉我们，我们的本地宇宙是什么样子的。虽然星系分布追踪了宇宙的光明面，但对数据的详细定量分析甚至揭示了由非重子暗物质以及更神秘的暗能量（或爱因斯坦的宇宙学常数）主导的宇宙黑暗面。本文介绍了几种利用星系红移巡天作为宇宙学探测的方法，并总结了现有巡天的最新结果。最后，我们提出了我们的看法，在精密宇宙学时代的红移调查的未来。
2004-08-04 astro-ph
A close look into an intermediate redshift galaxy using STIS
我们提出了一个星系在z=0.4的详细视图，这是一个大型数据库的中间红移使用高分辨率图像的一部分。我们利用STIS的平行像和光谱对目标进行了识别，并得到了红移。高分辨率的STIS图像（0.05“）使我们能够分析这个星系的内部结构。沿着长轴的一个酒吧和恒星形成的热点相隔0.37“（1.6 kpc）被发现沿着星系的内部区域。像这样的微弱星系的形态分析是估计哈勃分类序列形成时代的重要一步。
2001-09-05 astro-ph
Morphological Redshift Estimates for Galaxy Clusters in a Sunyaev-Zel'dovich Effect Survey
我们发展了一种新的方法，通过Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的分辨图像来估计星系团的红移。我们的方法是基于形态可观的，可以通过实际和未来的SZE实验测量。我们用一组不同红移的星系团的高分辨率流体动力学模拟来测试该方法。我们的方法结合了主成分分析中的观测值。校准后的方法与一个独立的红移估计的一些集群，我们显示-使用贝叶斯方法-如何的方法可以给估计的红移的星系团。虽然由形态学红移估计给出的误差条是大的，它应该是有用的，为未来的SZE调查中，成千上万的集群预计将被检测到的第一预选的高红移候选人可以使用我们提出的形态学红移估计。虽然没有考虑在这项工作中，我们的方法也应该是有用的，在X射线和光学调查团簇的红移的估计。
2003-01-22 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
The high redshift galaxy population in hierarchical galaxy formation models
我们将高红移星系群的观测结果与Croton等人（2006）和De Lucia & Blazot（2006）的星系形成模型的预测进行了比较。这个模型，实施的和谐LCDM宇宙起源的千年模拟，介绍了“无线电模式”的反馈，从中央星系的集团和集群，以获得定量协议的光度，颜色，形态和集群属性的现今星系人口。在这里，我们构建深光锥调查，以比较模型预测观测到的计数和红移分布的遥远星系，以及他们推断的光度和质量函数的红移5。除质量函数外，所有这些属性对尘埃遮蔽的建模都很敏感。一个简单但似乎合理的处理方法与大多数数据相当吻合。预测的相对大质量（~M*）星系的丰度在高红移时出现系统性的高，这表明这些星系在这个模型中比在真实宇宙中更早聚集。一个独立的星系形成模型在相同的模拟上实现了与观测到的质量函数的匹配，所以这种差异可能反映了不完整的星系形成物理，而不是潜在的宇宙演化问题。
2006-09-27 astro-ph
Gravitational Redshifts in Simulated Galaxy Clusters
我们用N体模拟的Lambda CDM宇宙预测了星系团中星系的引力红移幅度。我们研究是否有可能检测到的引力效应的总红移观察星系。对于质量为M ~10^15 m_sun的星系团，最亮的星系和其他星系团成员之间的引力红移差约为10 km/s。利用星系信息探测引力红移的最有效方法是利用星系团完整的引力红移轮廓。大质量星系团虽然具有最大的引力红移，但却受到大星系特有的速度和结构的影响，这是一个噪声源。这一点和它们的低数密度使得尝试对许多质量相对较低的星系团和星系群进行平均更为合理。我们研究了来自ESO附近阿贝尔星系团巡天（ENACS）的107个丰富星系团的公开数据，没有发现引力红移的证据。对我们模拟的星系团的测试表明，我们至少需要~2500个M > 5*10^13 m_sun的星系团/群才能在2 sigma水平上探测引力红移。
2004-02-05 astro-ph
Measuring large-scale structure with the 2dF Galaxy Redshift Survey
2dF星系红移巡天是第一个测量超过10万个红移的星系。这使得可以精确测量星系聚集的许多关键统计指标，特别是红移空间失真和大尺度功率谱。本文介绍了目前在这些领域的2dFGRS的结果。红移空间的畸变被检测到具有很高的意义，确认了大规模的下落速度的详细凯泽畸变，并测量了畸变参数β = 0.43 +/- 0.07。功率谱的测量值为< 10% accuracy for k >0.02 h Mpc^-1，可以用CDM模型很好地拟合，其中Ω_m h = 0.20 +/- 0.03，重子分数为0.15 +/- 0.07。
2001-05-25 astro-ph
