The 2dF-SDSS LRG and QSO survey: Evolution of the Luminosity Function of Luminous Red Galaxies to z=0.6
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）和2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）巡天中亮红星系（LRGs）光度函数（LF）的新测量结果。我们仔细量化并校正了K和演化修正中的不确定性，颜色选择方法的差异以及光度误差的影响，从而确保我们在两次调查中研究相同的星系群。使用6326个SDSS LRG（0.17<z<0.24）和1725个2SLAQ LRG（0.5 <z<0.6）的有限子集，匹配颜色选择是最可靠的，我们没有发现LRG LF在这个红移范围内的任何额外演化的证据，超出了简单被动演化模型的预期。使用SDSS和2SLAQ LRG的共动光度密度（亮度大于M_r - 5logh =-22.5）可以量化这种额外演化的缺乏，它们分别为2.51+/-0.03 x 10^-7 L_sun Mpc^-3和2.44+/-0.15 x 10^-7 L_sun Mpc^-3（<10%的不确定性）。我们比较我们的LF的COMBO-17的数据，并发现在相同的红移范围内的协议。总之，这些调查显示，没有证据表明，在LF的LRGs比M_r - 5logh = -21（或比L* 亮）的额外的演变（超越被动）。我们测试我们的SDSS和2SLAQ LF对一个简单的“干合并”模型的大规模红星系的演变，并发现至少有一半的LRG在z=0.2必须已经组装好（超过一半的恒星质量）的z=0.6。这个极限与最近星系演化的半解…
2006-07-27 astro-ph
MegaZ-LRG: A photometric redshift catalogue of one million SDSS Luminous Red Galaxies
我们描述了MegaZ-LRG的构造，这是一个包含超过一百万个红移范围为0.4 < z < 0.7，极限星等i < 20的发光红星系（LRG）的光度红移星表。该星表选自斯隆数字巡天数据第4版的成像数据。2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）光谱红移目录的13，000个中间红移LRG提供了一个光度红移训练集，允许使用ANNz，一个基于神经网络的光度红移估计。对于从2SLAQ样本中选择的评估集，获得的均方根光度红移精度在所有星系上的平均值为sigma_z = 0.049，对于较亮的子样本（i < 19.0），sigma_z = 0.040。该目录预计包含约5%的恒星污染。的ANNz代码是用来计算一个完善的恒星/星系的概率的基础上的光度参数的范围，这使得污染分数减少到2%，真正的星系可以忽略不计的损失。MegaZ-LRG目录可在万维网http://www.2slaq.info上公开获取。
2006-11-19 astro-ph
The 2dF-SDSS LRG and QSO (2SLAQ) Luminous Red Galaxy Survey
我们提出了一个光谱调查的近15,000候选中间红移发光红星系（LRGs）比i=19.8，观察2dF的英澳望远镜。这些目标是从斯隆数字巡天（SDSS）的光度测量中选择的，位于两个狭窄的赤道带，覆盖180平方度。92%的目标获得了可靠的红移，并且选择非常有效：超过90%的目标的红移在0.45和0.8之间。在约11，000个红色星系中，超过80%的星系具有与被动演化的老恒星星族一致的纯吸收线光谱。描述了LRG的红移、光度和空间分布。2SLAQ数据将于2006年年中公开发布，为观测宇宙学和星系演化研究提供强大的资源。
2006-07-27 astro-ph
Testing Gravity with the CFHTLS-Wide Cosmic Shear Survey and SDSS LRGs
广义相对论作为现代宇宙学的支柱之一，要想获得精确的宇宙学，就必须对其进行彻底的检验。我们目前的结果，从这样一个宇宙学尺度上使用宇宙剪切和星系团的测量测试。我们从广义相对论参数化潜在的偏差作为宇宙学泊松方程的修改。我们考虑两种模型，它们要么与大质量引力的线性化理论有关，要么与额外维度的物理学有关。我们使用CFHTLS-Wide调查和SDSS调查的最新观察结果来设置我们的限制。我们没有发现任何偏离广义相对论的尺度在0.04和10 Mpc之间。我们推导出了一类约束模型中引力子质量的约束条件。
2007-12-10 astro-ph
The 2dF-SDSS LRG and QSO Survey: The z<2.1 Quasar Luminosity Function from 5645 Quasars to g=21.85
我们利用AAT上的2dF仪器，从SDSS成像中选取了一组z<3，18.0<g<21.85的类星体，得到了它们的红移值。这些数据是一个更大的联合方案的一部分：2dF-SDSS LRG和QSO调查（2SLAQ）。我们描述了类星体的选择算法，并给出了5645个105.7度^[2]类星体的光度函数。亮端数计数和光度函数与2dF类星体红移巡天（2 QZ）数据到g \sim 20.2的测定结果吻合得很好。然而，在暗端，2SLAQ数计数和光度函数比Croom等人（2004）的最终2 QZ结果更陡，但与Boyle等人（2000）的初步2 QZ结果一致。使用2 QZ分析采用的函数形式，如果我们允许所有参数变化，我们会发现微弱的端部斜率为β =-1.78+/-0.03，如果我们只允许微弱的端部斜率变化，则β =-1.45+/-0.03。和标准化变化。我们对数据的极大似然拟合比最终的2 QZ参数化多产生32%的类星体，但与其他g>21的深度调查并不矛盾。2SLAQ数据没有表现出明确的“中断”，但随着震级的增加明显变平。由2SLAQ导出的类星体光度函数的形状与硬X射线巡天中发现的I型类星体的光度函数的形状吻合得很好。[删节]
2005-04-13 astro-ph
Evidence against non-cosmological redshifts of QSOs in SDSS data
在不寻常的内禀类星体红移模型中，类星体是由活动星系以周期性的非宇宙学红移抛射出来的，因此类星体通常与活动星系相关联，在类星体红移分布中会揭示出某些结构。作为类星体和星系的最大均匀样本，SDSS数据提供了研究这一问题的最佳机会。我们回顾了关于这个问题的争论，重点是那些基于SDSS和2dF数据，并得出结论，有没有强有力的前景活动星系和高红移类星体之间的联系。SDSS类星体红移分布在z = 2.7和3.5处存在两个凹陷，最近重新点燃了关于类星体红移起源的争论。这两个凹陷完全是由选择效应引起的，在选择效应被校正后，这两个凹陷消失了，SDSS DR 5样品的红移分布中没有结构。这些结果支持类星体的红移是宇宙学性质的。
2008-07-18 astro-ph
Constraint on the Effective Number of Neutrino Species from the WMAP and SDSS LRG Power Spectra
从WMAP的宇宙微波背景功率谱和SDSS亮红星系（LRGs）的星系团功率谱出发，导出了中微子有效粒子数N_nu的约束条件.仅用这两组最新的CMB和星系团数据，我们得到了0.9 < N_nu < 8.2（95%C. L.）幂律Lambda CDM平坦宇宙，没有外部先验。下限对应于宇宙再加热温度T_R > 2MeV的下限。
2007-04-06 astro-ph hep-ph
Measuring Cosmological Parameters with the SDSS QSO Spatial Power Spectrum Analysis to Test the Cosmological Principle
在本文中，我们强调的重要性，斯隆数字巡天（SDSS）类星体聚类统计作为一个独特的宇宙探测。由于完整的SDSS类星体样本覆盖了可观测宇宙的四分之一，通过与来自本地星系和其他宇宙学观测的宇宙学参数进行比较，从聚类统计估计的宇宙学参数具有作为宇宙学原理测试的含义。使用的类星体样本的功率谱的分析方法，我们评估的准确性，可以确定的宇宙学参数。Fisher矩阵方法的基础上的参数表明，SDSS类星体样本可能有潜力提供有用的约束的密度参数，以及宇宙状态方程。
2003-02-03 astro-ph
Intrinsic Ellipticity Correlation of SDSS Luminous Red Galaxies and Misalignment with their Host Dark Matter Halos
本文通过测量Sloan数字巡天的83，773个红移为0.16 - 0.47的亮红星系（LRGs）的内禀椭圆率关联函数，研究了巨椭圆星系的取向关联。我们已经准确地确定了高达30 $h^{-1}$ Mpc的相关性。光度依赖的椭圆相关也被检测到，虽然误差棒是大的，而没有证据被发现的红移之间的演化$z=0.2$和$z=0.4$。然后，我们使用宇宙学的$N$体模拟来检查中心LRG和它们的母暗物质晕之间的不对准。中心星系和卫星星系被分配到模拟晕采用晕占领分布模型的LRGs。如果中心LRGs与它们的宿主晕完全对齐，则椭圆率相关预计具有相同的形状，但振幅比我们的观测高约4倍。这表明，中央LRG星系优先，但不是完美地与他们的主机晕对齐。假设中心LRG与其宿主晕之间存在一个失调角，该失调角服从具有零均值和宽度$σ_θ$的高斯分布，我们得到了失调参数$σ_θ={35.4}^{+4.0}_{-3.3}$ deg的严格约束。这种类型的内在椭圆率相关，如果不加以纠正，可能会导致污染在5%的水平上的剪切功率谱在弱透镜调查的极限星等$R_{AB}=24.5$，如果源中心星系遵循相同的错位分布的LRG。
2009-03-14 astro-ph
A FIRST-APM-SDSS survey for high-redshift radio QSOs
我们从VLA-FIRST中选取了SDSSS中94个星状天体的样本，它们的APM颜色O-E>2，即与它们是高z类星体相一致。78名候选人从已发表的数据（主要是SDSS）或观测报告光谱分类。类星体的比例（51/78）和z > 3类星体的比例（23/78）与其他高z类星体的光度搜索结果相当。我们确认O-E>2确保包含所有3.7 < z < 4.4的类星体。2 < z < 4.4的宽吸收线类星体的比例为27 ± 10%（7/26），射电强类星体的宽吸收线比例估计至少与光学选择类星体一样高（约13%）。我们样本中的高BAL分数和高LoBAL分数可能是由于红色选择所致。当3.7 < z < 4.4，MAB（1450 A）< -26.6，P（1.4 GHz）> 10^25.7 W Hz^（-1）时，RL类星体的空间密度为1.7+-0.6 Gpc^（-3）。采用RL分数13.4+-3%，这相当于rho = 12.5+-5.6 Gpc^（-3），与Fan等人（2001年）的SDSS类星体光度函数非常一致。我们注意到不寻常的类星体FIRST 1413+4505（z=3.11），它表现出强烈的相关Lyalpha吸收和极端的观测光度，L约为2 x 10^（15）太阳光度。
2006-05-11 astro-ph
Detection of Iron Emission in the z = 5.74 QSO SDSSp J104433.04-012502.2
我们用Subaru望远镜的红外照相机和摄谱仪获得了z=5.74类星体SDSSp J104433.04-012 502.2的近红外光谱。5.74的红移对应于当前以λ为主导的宇宙学中1.0 Gyr的宇宙学年龄。我们发现在SDSSp J104433.04-012502.2中Fe II（3000-3500 A）发射线的强度与低红移类星体相似。这是铁的最高红移检测。我们从光谱中减去幂律连续谱，并拟合模型Fe II发射和Balmer连续谱。Fe Ⅱ（3000-3500）的剩余等效宽度约为30，与用同样方法测得的低红移类星体的剩余等效宽度相近。化学富集模型假设超新星Ia的祖先的寿命长于1 Gyr，预测较弱的Fe II发射比低的红移。然而，与低红移类星体相比，所观测到的高红移类星体（z > 3）都没有表现出Fe II发射的系统性减少。这可能是由于类星体核中Ia超新星的寿命比太阳附近的短。另一个在z=5.74处产生强Fe II辐射的原因可能是由于较小的Omega_M导致较长的宇宙学年龄。
2002-04-30 astro-ph
The X-ray Spectrum of the z=6.30 QSO SDSS J1030+0524
我们提出了一个深XMM牛顿观测z=6.30类星体SDSS J1030+0524，目前已知的第二个最遥远的类星体。数据包含了足够的谱分析计数，表明XMM-Newton能够测量积分时间> 100 ks的z~6类星体的X射线谱形。X射线光谱符合指数Gamma=2.12 +/- 0.11的幂律，光学X射线光谱斜率为a_{ox} =-1.80，没有超过银河值的吸收，尽管我们的数据也与幂律指数在2.02 < Gamma < 2.5范围内和过量吸收在0 < N_H（cm^-2）<8x 10 ^22.还存在FeKa发射的可能检测（2 σ）。这个类星体的X射线性质总体上与低红移射电宁静类星体的性质相似。这与射电宁静类星体的X射线性质在0<z<6.3范围内没有演化的说法是一致的。结合以前的结果，这个类星体似乎无法以任何方式与较低红移的类星体区分开来，这表明在大爆炸后，与本地观测到的类星体相媲美的类星体存在于不到一个Gyr。
2004-06-24 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
Cosmological baryonic and matter densities from 600,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析MegaZ-LRG，一个光度红移目录的发光红星系（LRGs）的成像数据的基础上的斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据发布。MegaZ-LRG，在一篇配套论文中提出，包含10^6个测光红移，由ANNz（一种人工神经网络方法）导出，受2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）巡天获得的13，000个星系的光谱子样本的约束。该星表的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.001。红移误差约为0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用最可靠的600,000光度红移提出了第一个宇宙学参数适合星系角功率谱从光度红移调查。结合红移切片与适当的协方差，我们确定的最佳拟合值的物质和重子密度的Omega_m h = 0.195 +/- 0.023和Omega_b/Omega_m = 0.16 +/- 0.036（与哈勃参数h = 0.75和原始波动的标量指数n = 1保持固定）。这些结果与宇宙微波背景辐射的最新研究结果一致且独立，其精度可与当代光谱红移巡天的分析相媲美。我们进行了一系列广泛的测试，得出的结论是，我们的功率谱测量是强大的对潜在的系统光度误差的目录。我们的结论是，光度红移调查是有竞争力的光谱调查测量宇宙学参数在最简单的香草模型。如果系统误差能够得到控制，未来的深部成像勘测具有进一步改进的巨…
2006-11-09 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 Bright End of the Luminosity Function of Red Sequence Galaxies
利用Sloan数字巡天（SDSS）的亮红星系（LRG）观测数据，研究了视场中星系光度分布的亮端。使用2099平方度的SDSS成像数据，我们在红移范围为0.12 < z < 0.38的12，608个光谱LRG的体积有限的样本中寻找1.0 Mpc/h以内的发光（> L*）早型星系。这些天体中的大多数位于丰富的环境中，LRG是1.0 Mpc/h内最亮的天体。一级和二级星系之间的光度差距M12在1.0 Mpc/h以内，是很大的（约0.8等），比用星系的指数衰减光度函数所能解释的要大得多。最亮的成员亮度较低（0.1至0.2等），在LRG选定的群体中比在类星团环境中显示出更大的差距。大的光度差距显示红移到z = 0.4时几乎没有演化，排除了这些LRG选择的最亮的星系团或星系群是通过最近的星系团成员的自相残杀而成长的情况。
2005-10-17 astro-ph
Very Small-Scale Clustering and Merger Rate of Luminous Red Galaxies
本文给出了斯隆数字巡天亮红星系（LRG）样本（0.16<z<0.36）中24520个亮早型星系的小尺度（0.01<r<8 h^{-1} Mpc）投影关联函数w_p（r_p）和实空间关联函数xi（r）。在小于55弧秒的尺度上，SDSS光谱样品的“光纤碰撞”不完整性阻止了用通常的方法在小于~0.3 Mpc的尺度上测量LRG的关联函数。在这项工作中，我们交叉相关的光谱样品与成像样品，与加权计划，以占碰撞，广泛测试对模拟目录。我们纠正光度偏差的SDSS成像的密切星系对。我们发现，关联函数xi（r）是令人惊讶的接近r^{-2}幂律超过4个数量级的分离r。这一结果在小尺度下过于陡峭，无法用当前版本的星系团晕模型来解释。我们推断该样本的LRG-LRG合并率小于或接近0.6 Gyr^{-1} Gpc^{-3}。这一结果表明，LRG-LRG合并不是LRG在z<0.36时质量增长的主要模式。
2005-12-06 astro-ph
QSO Lensing Magnification: A Comparison of 2QZ and SDSS Results
前景星系对背景类星体的透镜效应是探测宇宙质量密度和质量成团功率谱的有力工具。然而，2dF类星体巡天表明，在g<21时，星系和星系团都有很强的反偏关系效应，这意味着星系在小尺度上的反偏（b~0.1）比标准宇宙学预测的要高（Myers等人，2003，2005），而SDSS的结果表明，该效应要小得多（b~0.6），并且与标准预期一致（Scranton等人，2005年）。我们首先将SDSS photo-z，g<21，1.0<zp <2.2的类星体与g<21的星系和星系团进行了相关。这些结果比Myers等人发现的基于2 QZ类星体的结果要少一些负面影响，但低z NELG和类星体对类星体的污染会导致对类星体透镜效应信号的低估。当对Scranton等人的光致类星体样品进行修正时，修正关系增大，与Myers等人的结果的一致性得到改善。当我们还考虑到斯克兰顿等人的r<21星系极限比迈尔斯等人的g<21星系极限更暗时，这两个观测结果似乎非常一致。因此，这就留下了一个问题，即为什么这些分析的理论解释如此不同。我们注意到，Guimaraes，Myers & Shanks基于LCDM Hubble Volume模拟星表的结果强烈地表明，Myers等人和现在Scranton等人探测到的类星体透镜效应水平与标准宇宙学模型中的星系偏差b~1是不相容的。如果类星体透镜效应的结果是正确的，那么对宇宙学的影响可能是重大…
2008-02-05 astro-ph
Acoustic oscillations in the SDSS Luminous Red Galaxy sample power spectrum
我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本的红移空间功率谱，发现了一系列声学特征的证据，这些特征的尺度可达~0.25 h Mpc^{-1}。这相当于9。CMB角功率谱中的峰值。导出的声学标度为（107.8 +- 4.3）h^{-1}Mpc（k < 0.2 h Mpc^{-1}），与"和谐“模型预测以及Eisenstein等人通过分析空间两点关联函数确定的声学标度非常一致。（2005年）。这不仅是一个独立的确认爱森斯坦等人。（2005）用不同方法和软件得到的结果，而且根据我们的知识，第一次测定了SDSS LRG样品的功率谱。用光滑三次样条模型拟合观测的带功率，计算两点关联函数，并与直接测定的结果进行比较，证明了结果的一致性。
2005-07-28 astro-ph
Constraining the LRG Halo Occupation Distribution using Counts-in-Cylinders
斯隆数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的低数密度表明，占据相同暗物质晕的LRGs可以与占据不同暗物质晕的LRGs对高保真分离。我们提出了一种新的技术，计数器（CiC），约束参数的卫星贡献的LRG晕占领分布（HOD）。对于在0.16 < z < 0.36处的光纤碰撞校正的SDSS光谱LRG子样本，我们发现CiC多重性函数通过晕圈模型拟合，其中质量M的晕圈中的卫星的平均数量为<Nsat（M）> =（（M - Mcut）/M1）^α，Mcut = 5.0 +1.5/-1.3（+2.9/-2.6）X 10^13 Msun，M1 = 4.95 +0.37/-0.26（+0.79/-0.53）× 10^14 Msun，α = 1.035 +0.10/-0.17（+0.24/-0.31），置信水平为68%和95%，使用WMAP 3宇宙学和z=0.2晕目录。我们的方法严格限制了LRG中卫星星系的比例为6.36 + 0.38/-0.39，在95%的置信水平下，组合Mcut/10^{14} Msun + alpha = 1.53 + 0.08/-0.09。我们还发现，模拟的基础上产生的球形过密度（SO）的发现者的光环目录复制测量的CiC多重性函数和投影关联函数，而模拟的基础上的朋友圈（FoF）的光环目录有赤字的密切对在约1 Mpc/h的分离。由于CiC方法依赖于紧密对的高阶统计量，因此它对晕…
2008-09-25 astro-ph
The Luminosity Function of high-redshift QSOs - A combined analysis of GOODS and SDSS
目的：在红移3.5<z<5.2范围内，绝对星等区间为-21< M_{145} <-28，测量了类星体的光度函数。在这些红移的光度函数的暗端的测定提供了重要的约束模型的联合星系和活动星系核的演化。方法：我们已经定义了合适的标准，选择微弱的类星体在GOODS领域，详细检查其有效性和完整性。对由此产生的类星体候选物进行了光谱跟踪。确认的微弱的类星体的样本进行了比较，从SDSS的一个更明亮的。我们已经使用了蒙特卡罗技术来估计光度函数的属性，检查其形状和演变的各种参数化。结果：基于纯密度演化的模型比基于纯亮度演化的模型更符合观测。然而，在3.5<z 3.5处需要相对于z~2.1的不同的断裂幅度<5.2. Models with a steeper faint end score a higher probability. We do not find any evidence for a flattening of the bright end at redshift z>。结论：估计的空间密度演化的类星体表明抑制的形成和/或喂养的超大质量黑洞在这些红移。类星体对紫外背景的贡献不足以使IGM在3.5<z<5.2处变暗。
2006-10-20 astro-ph
Discovery of excess O I absorption towards the z = 6.42 QSO SDSS J1148+5251
本文用Keck/HIRES对9个4.9 <zqso < 6.4类星体的光谱进行了O-I搜索。在O I 1302落在Ly-alpha森林的红移区间内，我们探测到了6个N（O I）> 10^13.7 cm^{-2}的系统。其中四个位于SDSS J1148+5251（z_qso = 6.42）。这种不平衡不太可能是由于我们数据的敏感性变化或统计波动造成的。多余的O I发生在一个红移间隔，也包含在Ly-alpha和Ly-beta传输。因此，如果这些O I系统代表中性气体的口袋，那么它们必须发生在IGM的高度电离的区域内或附近。相比之下，没有检测到朝向SDSS J1030+0524（z_qso = 6.30）的O I，其光谱在Δz ~ 0.2上显示Ly-alpha和Ly-beta的完全吸收。假设没有电离修正，我们测量的平均丰度比<[O/Si]> = -0.04 +/- 0.06，<[C/O]> = -0.31 +/- 0.09，<[C/Si]> = -0.34 +/- 0.07（2 sigma），这与II型超新星主导的富集相一致。O/Si比限制了这些系统中由无金属的超大质量恒星贡献的硅的比例小于30%，这一结果对电离修正不敏感。沿z_q50> 6.2视线的离子共动质量密度（仅包括检测到的系统）为Ω（O I）=（7.0 +/- 0.6）* 10^{-8}，Ω（Si II）=（9.6 +/- 0…
2005-11-17 astro-ph
Evidence for Primordial Clustering Around the QSO SDSS J1030+0524 at z=6.28
我们提出了初步的原始集群的证据，表现为在类星体SDSS J1030+0524在红移z=6.28领域的颜色选择对象过剩。我们在i_{775} - z_{850}中选择了红色的天体，这是基于哈勃空间望远镜高级巡天照相机对以类星体为中心的场的成像。与GOODS巡天获得的可比深度的数据相比，我们发现类星体场中有过多的（i_{775} - z_{850}）\geq 1.5的天体。仅基于计数，检测的显著性估计为~97%，如果考虑颜色分布，则显著性增加至99.4%。如果得到证实，这将代表星系团的最高红移的例子，并将对结构增长的模型产生影响。偏置驱动集群的第一发光物体形成的最高峰的原始密度场预计在大多数模型的早期结构形成。其中一个候选者的红移已经被发现是z=5.970，由我们的光谱与Keck I/LRIS，确认我们的颜色选择的有效性。
2005-02-10 astro-ph
The Black Hole Mass - Galaxy Bulge Relationship for QSOs in the SDSS DR3
本文研究了斯隆数字巡天第三版数据中类星体的黑洞质量与宿主星系速度色散之间的关系。我们推导出黑洞的质量从宽β线宽度和连续光度，和隆起恒星的速度色散从[OIII]窄线宽。在更高的红移，我们使用MgII和[OII]代替Hbeta和[OIII]。当红移z < 0.5时，我们的结果与邻近星系的黑洞质量-核球速度色散关系相符合.对于0.5 < z < 1.2，这种关系似乎显示了红移的演化，因为凸起对于它们的黑洞来说太小了。然而，我们发现，这种明显的趋势的一部分可以归因于观测偏差，包括Malmquist偏差涉及类星体光度。考虑到这些偏差，我们发现~0.2 dex演化的黑洞质量膨胀速度色散关系现在和红移z ~ 1。
2006-12-20 astro-ph
An excess of damped Lyman alpha galaxies near QSOs
我们提出了一个样本的33阻尼莱曼α系统（DLAs）发现的斯隆数字巡天（SDSS）的吸收红移（z_abs）的类星体的系统红移（z_sys）的6000公里/秒内。我们的样本基于SDSS数据发布3（DR 3）的731个2.5 < z_sys < 4.5非宽吸收线（非BAL）类星体。我们估计，对于N（HI）>= 2 e20 cm^-2的吸收体，我们的搜索大约是100%完成的。在v < 6000 km/s的范围内，每单位红移的DLAs的数密度n（z）比SDSS DR 3中观测到的中间吸收体的数密度高出近2倍（3.5 sigma显著性），即有证据表明类星体附近的星系密度过高。这提供了一个物理动机，以排除在小的速度间隔在调查干预的“现场”DLAs的DLAs。此外，我们还发现类星体的射电响度与类星体邻近DLAs的超密度无关，这与射电响亮类星体和射电安静类星体的环境相似是一致的。
2005-12-07 astro-ph
The discovery of two new galaxy-galaxy lenses from the SDSS
背景星系与前景星系紧密对齐的引力透镜配置可以提供对前景星系中暗物质密度分布的精确测量，而无需动力学假设。目前只有三个这样的星系-星系透镜是已知的，其中透镜源具有确认的红移，并且在光学波长处相当明亮，因此适合用HST高级巡天相机（ACS）进行观测。其中两个是通过在一个巨大的早期星系（透镜）的光谱中发现一条异常发射线（来自光源）而发现的。为了进一步寻找适合ACS成像的星系-星系透镜，我们在SDSS DR 3光谱数据库的发光红星系（LRG）子样本中寻找异常发射线。我们的搜索方法与Bolton等人（最近取得了成功）的方法相似，但将透镜源的红移上限扩展到z=1.4。在这里，我们报告了两个候选者的后续成像和光谱观测，通过检测[OII] 3726，3729行中的多个图像确认为引力透镜。在第一个系统J145957.1-005522.8中，z=0.58处的透镜由两个LRG组成。异常发射线被确认为[OII]通过检测相应的H-γ线，提供源红移z=0.94。在第二个系统J230946.3-003912.9中，透镜是一个z=0.29的单LRG，源红移为z=1.00，通过部分解析[OII]双峰得到证实。
2005-08-19 astro-ph
Intrinsic galaxy alignments from the 2SLAQ and SDSS surveys: luminosity and redshift scalings and implications for weak lensing surveys
内在剪切和密度场之间的相关性在大尺度上，一个潜在的重要污染物的宇宙剪切调查，已被稳健地检测到在低红移与明亮的星系在SDSS数据。在这里，我们提出了一个更详细的表征这种效果，这可能会导致反相关之间的引力透镜剪切和内禀椭圆率（GI相关）。这次测量使用了来自SDSS光谱样本的36278个发光红星系（LRGs），其中0.15<z<0.35，由红移和光度分裂; 7758个LRGs来自2SLAQ巡天，0.4<z<0.8;以及来自以前相关工作的各种其他SDSS样本。在SDSS LRG样本中，我们发现所有星系子样本的效果>3sigma检测;对于2SLAQ样本，我们发现明亮子样本的2sigma检测，而较暗子样本没有检测。拟合公式提供的GI相关与光度，横向分离和红移的标度。我们估计在未来的宇宙剪切调查的基础上的GI相关星系属性的拟合依赖性的sigma_8测量的污染。我们发现污染的功率谱范围从-1.5%（乐观）到-33%（悲观）的玩具宇宙剪切调查使用所有星系的深度R=24使用尺度l~500。这对应于Δ sigma_8=-0.004（乐观）、-0.02（中心）或-0.10（悲观）的sigma_8偏倚。我们提供了一个处方，包括宇宙学参数估计代码中的这个错误。主要的不确定性是在处理L<=L* 蓝星系。这些星系的潮汐排列的特征，特别是在宇宙剪切相关的红移，应该是一个高度优先的宇宙剪切社区。（节录）
2007-10-28 astro-ph
Correlation between galaxies and QSO in the SDSS:na signal from gravitational lensing magnification?
本文报道了斯隆数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR）中0.2-30角分尺度的星系-类星体互相关w_GQ的探测结果。我们将不同平均深度r '= 19-22（z_G =0.15-0.35）的星系样本与平均z_Q=1.6的主要类星体群体（i'<19.1）进行了交叉相关。我们发现显着的正相关性，在所有情况下，除了最微弱的类星体，如预期的那样，如果信号是由于弱透镜放大。弧分尺度上的信号幅度约为20%。这比目前预期的LCDM弱透镜效应大几倍，但在更高的意义上证实了几个小组以前的测量结果。当与星系-星系相关性w_GG相比时，弱透镜解释表明底层物质波动的非线性幅度很大：在0.2 Mpc/h的尺度上，σ =400，与LCDM波动的非线性模型相矛盾。我们还探测到一个标准化的偏度（星系-星系-类星体相关性），在z=0.15时为S_3=21 +/-6（在z=0.35时为S_3= 14 +/-4），比LCDM的预期值低几个sigma。这些观测的趋势可以与透镜在一个平坦的Lambda宇宙与sigma_8=1，提供的线性光谱是陡峭的（n = 1）比LCDM模型在这些小（集群）尺度。在这种解释下，星系分布以小100倍的幅度跟踪物质方差：即星系在小尺度上是反偏的，b=0.1，在10 Mpc/h时增加到b=1。
2003-01-31 astro-ph
The Deuterium to Hydrogen Abundance Ratio Towards the QSO SDSS1558-0031
我们在类星体SDSS 1558 -0031的视线上测量了贫金属阻尼莱曼α（DLA）系统的D/H丰度比。DLA系统的红移z = 2.70262，中性柱密度log（NHI）=20.67+/-0.05 cm^2，气相金属度[O/H]= -1.49，这表明氘的吸收可以忽略不计。在多个莱曼系中观察到氘吸收，柱密度为log（NDI）=16.19+/-0.04 cm^2，最好由氘莱曼-11线约束。我们测得log（D/H）= -4.48+/-0.06，当与之前沿着类星体视线的测量结果相结合时，给出了log（D/H）= -4.55+/-0.04的最佳估计，其中1-sigma误差估计来自加权平均值的折刀分析。使用标准大爆炸核合成的框架，这个D/H值可以转化为重子密度Ω_b h ^2 = 0.0213 +/- 0.0013 +/- 0.0004，其中的误差项分别代表D/H的1 σ误差和核反应速率的不确定性。结合我们的新测量与以前的测量D/H，我们不再发现令人信服的证据D/H与NHI的趋势。
2006-08-14 astro-ph
Dust-reddening and gravitational lensing of SDSS QSOs due to foreground damped Lyman-alpha systems
我们使用Sloan数字巡天数据Release 2类星体光谱来约束由阻尼Lyman α系统（DLAs）引起的尘埃红化。比较一个70视线的DLA样品的光谱指数分布与一个大的控制样品，没有发现证据的尘埃红化在z~3。我们对光谱指数变化的限制，|Delta（alpha）|< 0.19（3-sigma），对应于由于SMC样粉尘变红引起的颜色过量的极限，E（B-V）< 0.02 mag（3-sigma）。这与Fall、Pei及其合作者使用可用的小型类星体和DLA样本的早期研究不一致。DLA和控制星等分布的比较也揭示了>2-sigma的证据，表明有前景DLA的亮类星体过多和/或暗类星体不足。更高的等效宽度DLA给出更强的信号。我们将其解释为引力放大的特征，这是由于DLA的介入。
2004-09-06 astro-ph
Galaxies in front of Quasars: Mrk 1456 and SDSS J114719.90+522923.2
Mrk~1456盘在背景类星体上的机会投影与SBS 1543+593/HS 1543+5921的情况相似。Mrk~1456是z ~ 0.05的发光晚期螺旋。虽然还没有用紫外光谱观测到z ~ 2的类星体SDSS J114719.90+522923.2，但它在Mrk 1456红移处显示出很强的Ca Ⅱ吸收，这证明它可能是一个阻尼莱曼α吸收体。Mrk~1456恒星形成核的光谱学使我们能够应用发射线诊断来推断星系中心的化学丰度，并预测类星体视线上的预期金属丰度。
2006-07-17 astro-ph
Outflowing material in the zem = 4.92 BAL QSO SDSS~J160501.21-011220.0
我们提出了两个BALs看到的类星体SDSS J160501.21-011220.0的光谱分析。我们的UVES光谱显示在z（abs）= 4.685和4.855处的两个良好分离的BAL。z（abs）= 4.855的系统完全覆盖了背景源，表明气体位于BLR之外。相反，在z（abs）= 4.685处的系统具有~0.9的覆盖因子。在z（abs）= 4.855的吸收体系中，H Ⅰ吸收线的观测值与C Ⅱ和Si Ⅱ吸收限的关系为16<log N（H Ⅰ）（cm^{-2}）<~17。与模型的比较表明，在这个系统中观察到的N V，Si IV和C IV的柱密度要求N是不足的，由一个以上的因素3相比，硅，如果电离辐射是类似于一个典型的类星体光谱。这与类星体中发射线气体的通常推导相反。我们表明，相对抑制的N V柱密度可以解释为太阳丰度比或丰度比典型的星爆丰度，如果没有X射线的电离光谱，而不是使用。因此，如果BAL的成分与BLR相似，那么它很可能看到的光谱与我们从这个类星体观察到的光谱相似，没有X射线。这与我们的模型都没有高康普顿光学深度来从类星体中去除X射线的事实是一致的。类似的论证得出结论，z（abs）= 4.685的系统也不是康普顿厚度。估计的黑洞质量是8 × 10^8太阳质量，这表明种子黑洞的吸积必须早在z = 11时就开始了。
2003-05-08 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 growth of luminous red galaxies by merging
我们研究的作用，主要和次要的合并在发光的红色星系的质量增长。本文给出了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（$0.16<z<0.30$，$\MMi\approx -22.75\,\mag$）中$23043$亮早型星系与SDSS成像样本中所有伴星系的小尺度（$0.01<r<8\,\hMpc$）投影互相关函数，并将其用$\MMi<-18\,\mag$分成颜色和光度子样本。我们对二维函数进行反投影，得到三维实空间LRG--每个伴星子样本的星系互相关函数。我们发现互相关函数不完全是幂律的，在$1\,\hMpc$附近有一个明显的"一晕“到"两晕”的转变。我们将这些结果转换成密切对统计和估计LRG吸积率从每个同伴星系子样本使用时间尺度从动力学摩擦参数的同伴的每个子样本。我们发现LRG上的吸积主要是由比$\Lstar$更亮的星系的干合并所控制的。我们整合了所有伴星系子样本合并的光度吸积率，发现平均而言，从红移$z\sim 0.25$的合并活动中，每个$\Gyr$的LRG增长了$[1.7\pm 0.1]$ %。这个速率几乎肯定是高估了，因为我们假设所有的密偶都在以动力学摩擦允许的最快速度合并;尽管如此，它还是处于文献中大量测量的低端，并且低于理论预测的任何速率。
2007-08-23 astro-ph
Photometric Selection of QSO Candidates From GALEX Sources
我们提出了一个目录的36,120类星体候选人从银河演化探测器（GALEX）第二版（GR 2）紫外目录和USNO-A2.0光学目录。选择标准是使用斯隆数字巡天（SDSS）的已知类星体建立的。然后，SDSS样本用于将个体概率分配给我们的GALEX-USNO候选者。平均概率为~ 50%，如果有比USNO更好的形态信息来消除星系，则平均概率将上升至~65%。对于i<=19.1，样本完成约40%。候选人在2 MASS、FIRST、SDSS和XMM-牛顿回转测量（XMMSL 1）中交叉识别，只要存在此类对应物。目前的星表覆盖了银河系纬度25度以上的GR 2的8000平方度，但随着新的GALEX数据的可用，可以扩展到满足这一标准的所有24,000平方度。
2007-06-21 astro-ph
Are red 2MASS QSOs young?
我们利用Spitzer的测光数据，结合近红外光谱的2 MASS和可见光波段的SDSS，研究了10个红色类星体（J-K>2，R-K>5）的中远红外性质。光学和/或近红外光谱可用于8/10的来源。模拟从紫外到远红外的SED表明，中等的尘埃红化（A_V=1.3-3.2）可以解释样品中源的红色光学和近红外颜色。也有证据表明，红色类星体的光度比为60/12微米，比PG类星体高（97%的显著性）。这可以解释为在给定的活动星系核功率（近似为12微米光度）下，这些系统中的恒星形成水平更高（以60微米光度测量）。这与红色类星体代表活动星系核演化的早期阶段的图像是一致的，当时超大质量黑洞被尘埃和气体云所笼罩，最终将被吹出（可能是活动星系核驱动的外流），系统将表现为典型的光学发光类星体。也有初步的证据表明，红色的2 MASS类星体比光学选择的SDSS类星体更经常与无线电发射有关。这可能表明外流，也符合年轻活动星系核的解释。我们还估计了红色类星体相对于光学选择SDSS类星体的空间密度，考虑到尘埃消光和源的固有光度的影响。我们估计红色类星体在总星群中所占的比例从M_K=-27.5等时的3%增加到M_K=-29.5等时的12%。这表明，在亮度函数的明亮端，变红的类星体变得更加重要。如果红色类星体是过渡天体，正在转变为典型的光学发光类星体，那么上面的低比例表明，这些系统在“红化”阶段的寿命不到12%。
2008-12-10 astro-ph
Radio continuum imaging of FIR luminous QSOs at z>6
我们目前的敏感成像在1.4 GHz的两个最高的红移远红外（FIR）发光类星体SDSS J114816.65+525150.2（z=6.42）和SDSS J104845.05+463718.3（z=6.2）。从J1148+5251中检测到射电连续辐射，其中S_{1.4} = 55 \pm 12 uJ y，而J1048+4637在边缘检测到S_{1.4} = 26 \pm 12 uJ y。射电和远红外光度的比较表明，两个源都遵循恒星形成星系的射电-远红外相关，隐含的（大质量）恒星形成速率为\sim 10 ^3 M_太阳年^{-1}，尽管我们不能排除远红外光度中有50%是由活动星系核提供动力的。在J1148+5251的8'范围内探测到5个亮（> 22 mJy）射电源。这比随机场的预期值高出30倍。有两个源有SDSS红移，包括一个z = 1.633的射电大声类星体和一个z = 0.05的射电星系。然而，我们没有在SDSS数据中找到星系团的证据，至少z = 0.2。考虑到其余射电源的微弱SDSS幅度，我们得出结论，射电源的过密度可能是统计上的侥幸，或者是z > 1时的非常大的大尺度结构（> 8 Mpc共动）。我们还考虑了z = 0.05时SDSS数据中最近（角度）明亮星系的引力透镜的可能性，并得出结论，该星系提供的放大率可以忽略不计。
2004-06-10 astro-ph
New Insights on the QSO Radio-Loud/Radio-Quiet Dichotomy: SDSS Spectra in the Context of the 4D Eigenvector1 Parameter Space
我们寻找射电强（RL）和射电静（RQ）1型活动星系核（AGN）之间的二分法/双峰性。我们研究了几个样本的SDSS类星体与高S/N光谱和匹配的FIRST/NVSS射电观测。我们使用无线电数据来识别具有FRII结构的最弱RL源，以定义RL/RQ边界，其对应于log L $_{1.4GHz}$ =31.6尔格s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。我们测量宽线H $β$和Fe II发射的性质，以定义4DE 1光谱诊断空间的光学平面。RL类星体在这个光学平面上占据了比RQ源更有限的域，二维Kolmogorov-Smirnov检验发现这是非常重要的。这告诉我们，RL源的BLR运动学和结构的范围比RQ类星体更受限制，这支持二分法的概念。FRII和CD RL源还显示出显著的4DE 1域差异，这可能反映了这两个类别的视线方向（分别为倾斜与正面）的差异。RQ和RL源之间存在不同的射电中间体（RI）种群的可能性是不利的，因为4DE 1诊断空间比较显示RI和RQ源之间没有差异。我们发现，在无线电与辐射热光度图的二分法搜索将产生模糊的结果，主要是因为在一个相当完整的样本，无线电最亮的RQ源将是众多的，足以模糊RQ和RL源之间的差距。在NVSS和FIRST的分辨率约束下，我们在宽线类星体中没有发现FRI源。
2008-04-04 astro-ph
Power spectrum of the SDSS luminous red galaxies: constraints on cosmological parameters
在本文中，我们确定宇宙学参数的约束条件，使用CMB数据从WMAP实验连同最近的功率谱测量的SDSS发光红星系（LRGs）。具体来说，我们专注于空间平坦，低物质密度模型与绝热高斯初始条件。空间平坦度是通过一个附加的状态方程参数w_eff与红移无关的精粹分量来实现的。在本文的大部分篇幅中，我们不允许有任何大质量中微子的贡献，并且认为引力波对CMB的影响可以忽略不计。分析分别在两种情况下进行：（i）使用Hütsi（2006）中提出的声学尺度测量，（ii）使用完整的SDSS LRG功率谱及其协方差矩阵。我们能够得到一个非常严格的哈勃常数的约束：H_0 = 70.8 ^{+2.1}_{-2.0} km/s/Mpc，这有助于打破参数之间的几个简并，并使我们能够确定低红移膨胀律，其精度比单独从WMAP + HST数据得到的要高得多。发现在5.5 σ置信水平下排除了正减速参数q_0。最后，我们扩展我们的分析，通过调查的影响放松的空间平坦性的假设，也允许从大质量中微子的贡献。
2006-12-13 astro-ph
Cosmic homogeneity demonstrated with luminous red galaxies
我们在$z\sim 0.3$用斯隆数字巡天的发光红星系（LRG）光谱样本测试宇宙的均匀性。首先，在完全测量的LRG为中心的球的共同运动半径$R$的LRG的平均数$N(R)$被证明是成比例的$R^3$在半径大于$R\sim 70 h^{-1} \mathrm{Mpc}$。该检验的优点在于它不依赖于LRG样本具有有限平均密度的假设;然而，其结果表明存在\emph{is}这样的平均密度。其次，将巡天区域划分为10个互不相交的立体角区域，发现在这些（$\sim 2\times10^7 h^{-3} \mathrm{Mpc^3}$）区域中，红移范围$0.2<z<0.35$内LRG样本的分数均方根密度变化为平均密度的7%。该方差与典型的有偏\lcdm模型一致，并对SDSS光度校准的质量提出了非常强的约束。
2004-11-08 astro-ph
Southern Cosmology Survey III: QSO's from Combined GALEX and Optical Photometry
我们目前的类星体候选人的目录选择使用测光从GALEX结合SDSS在条纹82区域和布兰科宇宙学调查（BCS）近10 - 55度。SDSS区域在~60平方度的天空区域中包含~700个星等i < 20的物体和~3600个i < 21.5的物体，而BCS区域在11平方度的天空区域中包含~280个星等i < 20的物体和~2000个i < 21.5的物体，目前正在进行三次微波Sunyaev-Zeldovich调查。我们的QSO目录是BCS地区的第一个。深GALEX曝光（FUV和NUV中约2000秒，三个视场除外）在GALEX波段（FUV，NUV < 24.5 mag）提供高信噪比测光。从这些数据中，我们使用Atlee和Gould（2008）给出的方法，仅使用GALEX和光学r波段测光来选择类星体候选者。在Stripe 82场中，60%（30%）的GALEX选择的光学星等i<20（i<21.5）的类星体也出现在Richards等人（2008）使用5波段光学SDSS测光构建的类星体目录中。与Richards等人的相同星表比较，样本的完整性约为40%（25%）。然而，对于天空中尘埃消光非常低的区域，如BCS 23小时场和RA 0至10度之间的条纹82，我们的完整性接近95%，这表明深GALEX观测在寻找类星体方面几乎与多波长观测一样有效。GALEX观测因此提供了一个可行的替代路线，类星体目录在天空…
2008-11-25 astro-ph
Luminous Red Galaxy Clustering at z~0.7 - First Results using AAOmega
我们报告的AAT-AAOmega LRG试点观测运行，以建立一个大的光谱调查，使用新的AAOmega仪器的可行性。我们已经使用单历元SDSS riz光度法选择了发光红星系（LRGs），以i<20.5和z<20.2。我们在COSMOS场和COMBO-17 S11场等3个场进行了观测，获得了红移约600 z ≥ 0.5的LRG样品。曝光时间从1 - 4小时不等，以确定AAOmega在平均条件下进行基本完整的LRG红移测量的最低曝光量。我们发现，LRG红移到i<20.5可以在大约1.5小时的曝光测量，并与2SLAQ和COMBO-17（照片）红移进行比较。重要的是，riz选择与3-4倍改进的AAOmega通量结合显示出将LRG平均红移从2SLAQ的z=0.55扩展到riz选择的LRG的z=0.681+/- 0.005。这种扩展的范围是至关重要的最大化的S/N的检测的重子声学振荡（BAO）。此外，我们还发现LRG成簇的幅度为s_0 = 9.9+/-0.7 h^-1 Mpc，与2SLAQ LRG调查中的结果一样高。从投影和半投影关联函数中发现了实空间振幅的一致结果。这种高聚类幅度与长寿人群一致，其偏差的演变与一个简单的“高峰”模型预测的一致。我们的结论是，用AAOmega在170个夜晚内对360000个3000度^[2]以上的LRG进行红移巡天是可能的，其有效体积大约是以前用LRG探测BAO时…
2008-08-09 astro-ph
Density profiles of galaxy groups and clusters from SDSS galaxy-galaxy weak lensing
我们目前的测量结果的形状的星系群和星系团的密度分布跟踪43 335发光红星系（LRGs）的光谱红移从斯隆数字巡天（SDSS）。星系被选择为在圆柱形孔径内最亮的，分成两个光度样本，并建模为恒星和暗物质成分的总和。我们提出了一个详细的调查，可能会污染我们的信号，并制定方法来去除它们，包括检测到的内在的星系排列在100 kpc/h的LRGs，我们删除使用光度红移信息。由此产生的透镜信号与NFW轮廓暗物质晕一致;当我们使用40 kpc/h和2 Mpc/h之间的透镜数据进行拟合时，SIS轮廓被排除在96%（保守）和99.96%置信水平（CL）的较暗和较亮的透镜样本（分别），两个透镜样本的总信噪比为19和25。透镜信号振幅表明，微弱和明亮的样本星系通常存在于质量分别为（2.9+/-0.4 x10 ^{13} M_{sun} /h和（6.7+/-0.8 x10 ^{13} M_{sun} /h）的晕中，这与基于晕空间密度的预测非常一致，标准化低于“一致性”σ_8 =0.9。当拟合NFW曲线中的浓度参数时，我们发现c = 5.0+/-0.6（stat）+/-1（sys），并且c = 5.6+/-0.6（stat）+/-1（sys）对于暗淡和明亮的样品，与Lambda-CDM模拟一致。我们还进一步分割明亮的样品以确定星团质量晕的质量和浓度，发现质量（1.3+/-0.2 x10 ^{14} M_{su…
2006-08-02 astro-ph
Halo-model signatures from 380,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析了“MegaZ-LRG”中的小尺度聚类，这是一个从斯隆数字巡天的成像数据集中提取的大光度红移目录。MegaZ-LRG在一篇配套论文中提出，它的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.05。红移误差dz ~ 0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用380，000测光红移测量显着偏离正则幂律拟合角关联函数在一系列窄的红移切片，其中我们构建体积有限的样品。这些偏差是这些星系填充底层暗物质晕网络方式的直接标志。我们清楚地描绘了“1-halo”和“2-halo”聚类项的单独贡献，并通过参数化星系的晕占据分布N（M）来拟合我们的测量结果。我们的研究结果是成功地拟合的“中央”星系的贡献与“软”过渡从零到一个星系，结合幂律“卫星”星系的组成部分，其中的斜率是一个强大的功能星系光度。绝大多数星系被归类为其宿主暗物质晕的中心物体，而不是更大质量系统中的卫星。MegaZ-LRG星系的有效晕质量在log_10（M_eff / h^-1 M_sol）= 13.61 - 13.8的范围内（随着红移的增加而增加，假设大尺度归一化σ_8 = 0.8），相应的数密度在5.03 - 0.56 x 10^-4 h^3 Mpc^-3的范围内。我们的研究结果证实了有用的晕模型获得物理洞察星系团的模式。
2008-03-12 astro-ph
Clusters of Galaxies in the SDSS
我在这里回顾过去和现在的研究集群和集团的星系在斯隆数字巡天（SDSS）。特别是，我讨论了C4算法，该算法旨在搜索7维数据空间内的聚类，即，同时在颜色和空间。C4星表有一个很好定义的选择函数，它是基于哈勃体积模拟构建的模拟SDSS星系星表，对于M200 > 10^14 Msolar，z<0.14的晕，它的完整性>90%，污染<10%。此外，观测到的C4星系团的总r-带光度与M200线性相关，在任何给定的晕质量下散射<30%。我还简要回顾了亮红星系（LRGs）的选择和观测，并证明了这些星系具有类似的星系团和星系群的集群强度。我概述了一个新的合作计划，以获得10,000 LRG在0.4<z<0.7使用SDSS测光数据和AAT 2dF仪器的红移。最后，我回顾了星系团和星系群在研究星系性质作为环境的函数中的作用。特别是，我讨论了SDSS的“SFR-密度”和"形态-半径“关系，并注意到这两种关系在投影的局部星系密度约为1 h_75^2 Mpc^-2（或维里半径在1到2之间）时都有一个临界密度（或"断裂”）。一个可能的物理机制来解释这个观察到的临界密度是剥离的温暖气体从晕的螺旋星系下降，从而导致缓慢扼杀这些星系中的恒星形成。这种情况与最近发现的（在SDSS中）位于C4星系团的下落区域内的“被动”或“贫血”螺旋星系的过剩是一致的。
2003-05-02 astro-ph
First tentative detection of anisotropy in the QSO distribution around nearby edge-on spiral galaxies
目标。检验邻近旋涡星系周围类星体的极角分布是否各向同性。方法.本文对SDSS巡天的类星体大样本的极角分布进行了统计分析，并用蒙特卡罗模拟计算了它们的显著性。结果有一个明显的过剩的类星体附近的短轴相对于附近的边缘上的螺旋星系的长轴，显着的水平3.5西格玛高达3度的角距离。(or~1.7 Mpc）。z>0.5的类星体的显著性增加到3.9-sigma，如果我们包括半径为3度的圆被SDSS覆盖超过98%（而不是100%）的星系，则达到4.8-sigma。结论.邻近星系晕中的引力透镜或消光现象似乎不足以解释观测到的类星体各向异性分布。各向异性分布与Arp模型的预测在定性上一致，Arp模型声称类星体是沿着旋转轴被星系喷射出来的，尽管Arp的预测给出的类星体距离比这里发现的小3倍。在任何情况下，尽管概率极低，但偶然波动可能是一种可能性，而不是真正的各向异性，而且目前的结果应该得到其他群体和样本的证实，因此我们更愿意将其视为第一次尝试性的检测。
2006-09-19 astro-ph
Luminous Red Galaxies in hierarchical cosmologies
发光的红色星系（LRGs）比L* 星系更稀有，质量也更大。再加上它们极端的颜色，LRGs因此为大质量星系形成的物理学提供了一个苛刻的试验场。我们提出了第一个自洽的预测的丰度和性质的LRGs的分层结构形成模型。我们测试了两个已发表的模型，它们使用完全不同的机制来抑制大质量星系的形成：Bower et al.（2006）模型，它调用“AGN-feedback”来防止气体在大质量晕中冷却，Baugh et al.（2005）模型依赖于“超级风”在气体变成恒星之前喷射气体。在不调整任何参数的情况下，鲍尔等人的模型与SDSS中观测到的LRGs的光度函数（中位红移z=0.24）及其聚类非常匹配; Baugh等人的模型在这些方面不太成功。两个模型都未能在z=0.5时将观测到的LRG丰度匹配到优于约2倍。在模型中，LRG是典型的凸起主导系统，M* 约为2 × 10^11 h^{-1} M_sun，速度色散约为250 km s^{-1}。在模型LRGs中，大约一半的恒星质量已经在z~2.2时形成，并在z~1.5时组装成一个主要的祖先;平均而言，只有25%的主要祖先质量在z~1之后增加。LRGs被预测将被发现在一个广泛的晕质量，一个结论，它依赖于适当地考虑到晕的形成历史中的分散。值得注意的是，我们发现，LRGs的关联函数的预测是一个小的对分离的幂律，在很好的协议与观测估计。无论是Bower等人的模型还…
2008-03-07 astro-ph
Mg II Absorption Systems in SDSS QSO Spectra
我们提出了一个镁II吸收线调查使用类星体光谱从SDSS EDR的结果。共鉴定和测量了1,300多个静止等效宽度大于0.3 μ m、红移为$0.366 \le z \le 2.269$的双重峰。我们发现$\lambda2796$静止等效宽度（$W_0^{\lambda2796}$）分布可以用指数函数$\partial N/\partial W_0^{\lambda2796} = \frac{N^*}{W^*} e^{-\frac{W_0}{W^*}}$很好地描述，其中$N^*=1.187\pm0.052$和$W^*=0.702\pm0.017$均为指数函数.以前报道的幂律拟合大大高估了强线的数量。外推我们的指数拟合低估了$W_0 \le 0.3$系统的数量，表明$dN/dW_0$在$W_0 \simeq 0.3$系统附近发生了转变。两个指数的组合再现所观察到的分布以及，这表明MgII吸收剂的叠加至少两个物理上不同的人口的吸收云。我们还导出了一个新的红移参数化的$W_0^{\lambda2796} \ge 0.3$双谱线的数密度：$N^*=1.001\pm0.132(1+z)^{0.226\pm0.170}$和$W^*=0.443\pm0.032(1+z)^{0.634\pm 0.097}$双谱线。我们发现，随着红移的减小，分布变陡，$W^*$从$z=1.6$的$0.80\pm0.04…
2004-10-20 astro-ph
Empirical Photometric Redshifts of Luminous Red Galaxies and Clusters in SDSS
在这项工作中，我讨论了必要的步骤，通过简单的经验方法推导光度红移的发光红星系（LRGs）和星系团。使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）。我表明，只有三个波段（{ \it gri}），它是可能实现的结果一样准确，通过其他技术获得的，通常基于更多的过滤器。特别地，使用$(g-i)$颜色有助于改善最终的红移（特别是对于簇），因为这种颜色单调地增加到$z \sim 0.8$。对于LRG，我在$z < 0.70$上生成了一个包含$\sim 1.5$百万个对象的目录。该目录的准确性为$σ= 0.027$用于$z \le 0.55$，$σ= 0.049$用于$0.55 < z \le 0.70$。光度红移技术用于集群是独立的集群选择算法。因此，它可以应用于任何方法或波长选择的系统，只要适当的光学光度学是可用的。当比较文献中列出的红移的光度估计，实现集群的准确性是$σ= 0.024$的$z \le 0.30$和$σ= 0.037$的$030 < z \le 0.55$。然而，当考虑光谱红移作为每个星系团区域的SDSS星系的平均值时，精度与其他作者发现的相同：$z \le 0.30$的$σ= 0.011$和$030 < z \le 0.55$的$σ= 0.016$。这里导出的光度红移关系适用于其他地方选择的数千个星团候选者。我还使用SDSS中可用的星系光度红移来识别红移空间中的星系群，然后将最近星…
2007-07-02 astro-ph
Deep J-band imaging of high redshift QSO candidates with the Himalayan Chandra Telescope
高红移类星体（红移$>$ 5.7）是非常重要的天体。如果能发现这样的类星体，它们的光谱将揭示星系际介质（冈恩-彼得森槽）再电离的开始，并为极早期宇宙的再电离时代提供宝贵的见解。在这里，我们报告我们的试点尝试后续高红移类星体与喜马拉雅钱德拉望远镜。使用近红外成像仪对从SDSS中颜色选择的三个高红移类星体候选者进行了深$J$波段成像。虽然没有一个目标被证明是可能的高红移类星体，但仔细的数据处理表明，数据达到了所需的深度，证明喜马拉雅钱德拉望远镜是跟踪高红移类星体候选者的有力工具。
2006-06-30 astro-ph
Acoustic oscillations in the SDSS DR4 Luminous Red Galaxy sample power spectrum
我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布4（DR 4）的亮红星系（LRG）样本的红移空间功率谱，找到了一系列声学特征的证据，其尺度可达\sim 0.2 hMpc^{-1}。这对应于CMB角功率谱中的第7个峰。所推导出的声学尺度（105.4 \pm 2.3）h^{-1}Mpc与"和谐“模型的预测以及Eisenstein等人（2005）通过分析空间两点关联函数所确定的尺度非常一致。具有重子特征的模型比没有任何振荡行为的“平滑”模型更受3.3 σ的青睐。
2005-12-07 astro-ph
The Connections between QSO Absorption Systems and Galaxies: Low-Redshift Observations
类星体吸收线长期以来被认为是一种敏感的探测器，可以探测各种环境中气体的丰度、物理条件和运动学，包括可能无法用任何其他手段研究的低密度星系际区域。虽然一些哈勃太空望远镜（HST）之前的观测表明Mg II吸收线出现在具有大覆盖因子的气态星系晕中，但许多早期的类星体吸收体研究因缺乏关于吸收体背景及其与星系联系的信息而受到阻碍。通过在低红移处提供关键的紫外共振线，哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器的部署使得能够详细研究类星体吸收体与星系之间的关系。像斯隆数字巡天（SDSS）这样的大型巡天的出现也通过极大地改进吸收体和星系样本的大小而推进了这一主题。本文简要地回顾了HST/SDSS时代对银河系-星系联系的一些观测结果，包括Mg II吸收体、低z Lyman α森林、Lyman极限和阻尼Lyman α吸收体以及O VI系统。
2005-10-11 astro-ph
Cosmological and astrophysical parameters from the SDSS flux power spectrum and hydrodynamical simulations of the Lyman-alpha forest
类星体吸收光谱中莱曼α森林的通量功率谱对各种宇宙学和天体物理学参数以及仪器效应都很敏感。在这个大的参数空间中模拟通量功率谱，使其精度与类星体谱的大样本的统计不确定性相当，这是非常具有挑战性的。在这里，我们使用一个粗网格的流体动力学模拟运行GADGET-2获得一个“最佳猜测”的模型，我们计算一个更精细的网格通量功率谱使用泰勒展开的通量功率谱的一阶。我们发现，SDSS通量功率谱单独是能够约束的范围很广的参数，包括振幅的物质功率谱sigma_8，物质密度Ω_m，原始密度波动的光谱指数n，有效的光学深度τ_eff及其演变。星系际介质（IGM）的热历史，然而，约束不足，SDSS数据有利于一个unexplainably大的温度或unexplainably陡峭的温度密度关系。通过强制IGM的热历史与从高分辨率类星体光谱推断的一致，我们发现最佳拟合模型的值如下（假设宇宙是扁平的，有一个宇宙学常数和零中微子质量）：Ω_ m=0.28 \pm 0.03，n=0.95 \pm 0.04，σ_8=0.91 \pm 0.07（1σ误差线）。我们认为，在这种测量中的主要不确定性仍然是系统的，而不是统计的。
2005-10-06 astro-ph
Cosmological Constraints from the SDSS Luminous Red Galaxies
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）中的发光红星系（LRGs）测量大尺度实空间功率谱P（k），并使用此测量来锐化威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）对宇宙学参数的约束。我们采用了基于矩阵的功率谱估计方法，使用伪Karhunen-Loeve本征模，产生不相关的最小方差测量在20 k波段的聚类功率和它的各向异性，由于红移空间失真，窄和良好的窗口函数在0.01 h/Mpc < k <0.2 h/Mpc的范围内。LRG和主星系样本的结果是一致的，前者提供了更高的信噪比。我们的结果是强大的忽略角和径向密度波动和天空的不同部分之间是一致的。他们提供了一个惊人的确认预测的大规模LCDM功率谱。仅结合SDSS LRG和WMAP数据对许多宇宙学参数进行了严格的限制，这些参数补充了先前对多个数据集的分析。LRGs提供了独立的交叉检查，在良好的协议与WMAP的Om和重子分数。在平坦LCDM模型的背景下，我们的LRG测量通过将对物质密度、中微子密度和张量振幅的约束锐化约两倍来补充WMAP，得到Omega_m=0.24+-0.02（1 sigma），sum m_nu < 0.9 eV（95%）和r<0.3（95%）。重子振荡被清楚地检测到，并提供了一个强大的测量的同动距离的中位数调查红移z=0.35独立的曲率和暗能量属性。在LCDM框架内，我们的功率谱测量改善了空间平坦性的证据，将曲率约束Omega_tot=…
2006-10-30 astro-ph hep-ph hep-th
