The Alignment Effect of Brightest Cluster Galaxies in the SDSS
解开布里渊星系团星系团（BCG）起源的最重要的观测线索之一是观察到的BCG与其宿主星系团及其周围的排列。我们已经研究了BCG集团的对齐效果，使用从斯隆数字巡天（SDSS）检测到的星系团。我们发现BCGs优先与其宿主的主轴对齐，其红移（z >~ 0.3）比以前的研究（z <~ 0.1）高得多。对齐效果强烈地依赖于BCG和第二和第三最亮的集群成员的幅度差异：我们发现一个强大的对齐效果占主导地位的BCGs，而占主导地位的BCGs不显示任何偏离随机对齐相对于集群。因此，我们认为，无论是团簇形成早期的直接合并，还是后来类似于银河系自相残杀的过程，这种对齐过程都起源于使BCG占据主导地位的同一过程。我们没有发现强有力的证据支持（或反对）0<z<0.45之间的红移演化，主要是由于样本量不足（< 200个星系团）。然而，我们已经开发了一个框架，通过这个框架，我们可以在即将到来的SDSS星团目录中以自动化的方式检查更多的星团，这将为我们提供更好的统计数据，以便系统地调查星团和BCG的红移，丰富度和形态。
2001-10-16 astro-ph
Testing the Halo Model Against the SDSS Photometric Survey
我们提出了晕模型预测预期的角度聚类和相关的错误，从完成斯隆数字巡天（SDSS）光度星系样本。这些结果被用来约束晕模型参数的假设下，一个固定的LCDM宇宙学使用标准的Fisher矩阵技术。考虑到五色SDSS光度法将星系按固有颜色分成子群的能力，我们还使用标准晕模型形式主义的扩展来计算红色和蓝色星系子群的预期聚类，作为对星系演化的进一步测试，该星系演化包括在用于填充星系的暗物质晕的半解析方法中。完成的SDSS调查的极小样本方差和泊松误差应该会对简单的星等有限样本的晕模型参数产生非常令人印象深刻的约束（~1-10%），并应该对当前和未来的N体模拟和半分析技术的行为提供非常有用的检查。我们还表明，类似的限制是可能的，使用一个狭窄的选择函数，将有可能使用光度红移，而不作线性假设的基础功率谱的演变。在这两种情况下，我们探索的选择函数的不确定性对所产生的约束和退化之间的各种组合的参数的影响。
2002-05-30 astro-ph
Cluster infall in the concordance LCDM model
我们进行了统计分析的暗物质集群内的和谐LCDM模型的数值模拟的下落。通过对不同质量星系团的入轨剖面的研究，发现最大入轨速度与质量之间存在线性关系，最大质量星系团的入轨速度可达900 km/s。最大下落速度和群质量遵循适当的幂律拟合，其形式为：V_{inf} ^{max} =（M/m_0）^{gamma}。通过将测量的下落速度与Croft等人引入的具有指数截止的线性下落模型进行比较，我们发现，对于临界过密度Δ_c = 45，获得了最好的一致性。我们研究了星系团中心与星系团的方向关系，发现在大质量星系团的情况下，最大排列出现在r ~ 6 Mpc/h的尺度上。得到了平均入射角与群质量之间的对数幂律关系。我们还研究了依赖于当地的暗物质密度的结果，发现一个显着的差异，低密度和高密度粒子的动力学行为。
2006-08-29 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
Galaxy-galaxy weak lensing in SDSS: intrinsic alignments and shear calibration errors
星系-星系透镜现象已经成为研究星系暗物质晕的有力工具，但是如果将透镜星系的内在排列的卫星星系作为源样本的一部分，就会受到污染。我们提出了一个测量这种内在的剪切使用200,747透镜星系从斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本和样本的卫星选择使用光度红移。在30- 446 $h^{-1}$ kpc的横向间距处的平均内禀切变被限制为$-0.0062<Δγ<+0.0066$（99.9%的置信度，包括已确定的系统学），这就把星系-星系透镜信号的污染限制在这些尺度上至多为$\sim 15$ %。我们提出这些限制作为横向分离和透镜光度的函数。我们进一步调查剪切校准偏差的SDSS，这也可以影响星系星系透镜，并得出结论，剪切振幅校准优于18%.This包括噪声引起的校准偏差的椭圆率，这是小的样本考虑在这里，但这可能是更重要的，如果使用低信噪比或分辨率差的源星系。
2004-06-02 astro-ph
Baryonic Conversion Tree: The global assembly of stars and dark matter in galaxies from the SDSS
使用SDSS DR 1的光谱样本，我们测量气体如何转化为恒星作为时间和恒星质量的函数：重子转换树（BCT）。早期的恒星形成活动和现在的恒星质量之间有着明显的相关性：质量较大的星系大约有80%的恒星在$z>1$形成，而质量较小的星系只有大约20%。通过比较的BCT的暗物质合并树，我们发现的迹象表明，恒星形成效率在$z>1$必须是约2倍高于今天（$\sim 10%$）的星系与现今的恒星质量大于$2 \times 10^{11}M_\odot$，如果这个早期的恒星形成发生在主要的祖先。因此，LCDM范例可以容纳大量的红色对象。另一方面，在现今恒星质量小于$10^{11}$ M $_{\odot}$的星系中，有效的恒星形成似乎是在$z \sim 0.2$被触发的。我们发现，有一个特征质量（M $_* \sim 10^{10}$ M $_{\odot}$）的反馈效率（或缺乏恒星形成）。对于质量低于这个值的星系，反馈（或恒星形成抑制）是非常有效的，而对于更高质量的星系则不然。在这里首次确定的BCT应该是一个重要的观测值，可以用来对抗理论上的
2004-10-04 astro-ph
Probing the Intrinsic Shape and Alignment of Dark Matter Haloes using SDSS Galaxy Groups
我们研究了斯隆数字巡天数据发布4中星系群的三维和投影形状，并研究了中央星系的取向和卫星星系的空间分布之间的对齐。一个星系群的投影椭圆率是用其成员星系离散分布的矩来测量的。我们推断的三维和投影轴比的暗物质晕通过比较测量的椭圆率分布与那些从蒙特卡罗模拟投影，三轴暗物质晕与不同的轴比。我们发现晕的形状对晕的质量有很强的依赖性。低质量星系团的晕几乎是球形的，而大质量星系团的晕则倾向于扁长形。对于至少包含四个成员的星系群，它们测量的椭圆率的统计分布并不强烈依赖于它们中心星系的颜色。我们的分析进一步表明，具有$12<{\rm log}[M/(h^{-1}M_{\odot})]\leq15$的晕的平均三维轴比约为$1:0.46:0.46$，导致投影轴比为$\sim 0.77$。我们的结果之间的取向的中央星系的一组和他们的卫星星系的分布之间的对齐是在广泛的协议与杨等人所获得的。卫星星系的分布优先与中央星系的主轴对齐，与一个明确的依赖于晕质量和星系的颜色。（节略）
2008-01-07 astro-ph
Cross-correlation Weak Lensing of SDSS galaxy Clusters II: Cluster Density Profiles and the Mass--Richness Relation
我们解释和模拟统计弱透镜测量周围的130,000组和星系团在斯隆数字巡天由谢尔顿等人。2007年（论文I）。我们提出了非参数反演的2D剪切剖面的平均3D集群密度和质量配置文件在箱的光学丰富度和集群i-波段光度。我们校正了推断的三维轮廓的系统性影响，包括非线性剪切和事实，即集群晕并不都是精确地集中在他们最明亮的星系。我们还模拟了测量的集群剪切剖面作为最亮的中央星系，集群暗物质晕，和邻近的晕的贡献之和。我们推断了两个数量级以上的星系团平均维里质量与光学丰度和光度之间的关系;在固定丰度或光度下的维里质量的确定精度为13%，包括统计误差和系统误差。我们还限制晕浓度参数和晕偏置作为集群质量的函数，两者都与LCDM模型的预测吻合得很好。这里采用的方法将适用于更深的，广域的光学调查，旨在限制暗能量的性质，如暗能量调查，大型综合巡天望远镜和天基调查。
2007-09-09 astro-ph
Alignment between galaxies and large-scale structure
基于Sloan数字巡天DR 6（SDSS）和Millennium Simulation（MS），我们研究了星系与大尺度结构的排列。为此，我们开发了两个新的统计工具，即对齐关联函数和cos（2 θ）统计。前者是传统两点关联函数的二维扩展，后者与用于宇宙剪切测量的椭圆度关联函数有关。这两种方法都是基于具有方向的星系样本和代表大尺度结构的参考样本之间的互相关。应用于SDSS星系表的排列关联函数揭示了沿着红色发光（L > L*）星系主轴的参考星系过多，投影分离为60 Mpc/h。没有检测到蓝色星系的校准信号。cos（2θ）统计量产生非常相似的结果。从MS半解析星系目录开始，我们根据宿主晕的中心区域为每个红色、明亮和中心星系分配一个方向。或者，我们使用宿主晕本身的方向。我们发现一个平均投影之间的偏差晕和其中心区域的~25度。如果使用中心方向，则与SDSS结果的一致性良好。使用晕圈方向高估了观察到的对齐超过2倍。MS的大体积允许生成二维地图的对齐关联函数，其中显示的参考星系分布被扁平化平行的方向的红色发光星系的轴比为~0.5和~0.75的晕和中心的方向，分别。这些比率几乎不受扩展到60 Mpc/h的影响。
2009-01-05 astro-ph
The shape of the SDSS DR5 galaxy power spectrum
我们提出了一个傅立叶分析的星系在合并的主星系和发光红星系（LRG）斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5（DR 5）样本的集群。我们分析的目的是考虑我们可以如何测量宇宙学的物质密度使用的签名的视界在物质辐射平等嵌入在大尺度功率谱。新数据将功率谱限制在100- 600 h ^-1 Mpc的尺度上，由于我们的样本更大，并且包含了LRG，因此比以前只分析SDSS主星系的精度要高得多。这一改进意味着我们现在可以揭示测量功率的形状与尺度为0.01<k<0.15hMpc^-1的线性CDM模型之间的差异，线性模型拟合有利于较低的物质密度（Omega_m=0.22+/-0.04）在尺度0.01<k<0.06hMpc^-1和更高的物质密度下（Omega_m=0.32+/-0.01），当包括较小尺度时，假设平坦LCDM模型，h=0.73，n_s=0.96。这种差异可以用尺度相关的偏差来解释，通过分析星系的子样本，我们发现小尺度与大尺度的功率比随着星系光度的增加而增加，因此所有SDSS星系在0.01<k<0.2hMpc^-1的范围内都不能追踪到相同的功率谱形状。然而，这些数据不足以清楚地显示在最大尺度上观察到聚类显着增加的亮度依赖性变化，尽管它们不排除这种影响。大尺度上显著的尺度依赖性星系偏差，随着星系的r波段光度而变化，可以潜在地解释我们的Omega_m估计值的差异以及先前观察到的2dFGRS和SDSS功…
2006-10-05 astro-ph
A Detection of Dark Matter Halo Ellipticity using Galaxy Cluster Lensing in SDSS
利用引力透镜测量了斯隆数字巡天（SDSS）中孤立星系团的椭圆率。我们将星系团堆叠起来，旋转使由星系团成员星系的位置决定的椭圆长轴对齐。我们排除了来自中心0.5 h ^-1 Mpc的信号，以避免堆积排列和团簇成员污染的问题。我们拟合了一个椭圆形的NFW剖面，发现暗物质的轴比为f = b/a = 0.48 + 0.14 - 0.09（1 σ），并在99.6%的置信度下排除了f = 1，从而排除了球形晕。我们发现星团星系分布的椭圆率与等于暗物质椭圆率是一致的。如果我们在任一方向上将隔离标准改变50%，结果是相似的。
2009-03-30 astro-ph
The Clustering of Galaxy Groups: Dependence on Mass and Other Properties
我们使用Berlind等人（2006）的组样本研究SDSS中星系组和星系团的聚类，该样本旨在识别每个占据单个暗物质晕的星系系统。我们估计组群众从他们的丰度，并测量其相对大规模的偏差作为质量的函数。我们的测量结果与理论上的晕偏置函数一致，给出了一个标准的LCDM宇宙学模型，它们倾向于支持一个较低的功率谱振幅σ_8值。我们寻找一个剩余的依赖集群在固定质量的其他群体属性，并找到最强的信号，中央星系的颜色在高质量的群体。红色中心星系较少的大质量星系团在大尺度上比红色中心星系的类似质量星系团更有偏见。我们表明，这种效应不太可能是由我们的质量估计误差引起的，并且最有可能是最近理论发现的观测证据，即晕偏差取决于质量以外的“第二参数”，如年龄或浓度。为了与数据进行比较，我们研究了N体模拟中大质量晕的偏差，并量化了固定质量下晕偏差与浓度之间关系的强度。除了证实LCDM宇宙学模型的非平凡预测外，这些结果对环境在塑造星系性质中所起的作用具有重要意义。
2006-10-17 astro-ph
Lensing Constraints on the Cores of Massive Dark Matter Halos
宽分离（6“<θ <15”）引力透镜的统计数据限制了暗物质晕核心在群和星系团质量尺度上的质量。对于具有中心尖点$ρ\propto r^{-alpha}$（1.0 <= alpha <= 1.9）的晕模型族，在大型宇宙透镜全天巡天中缺乏宽分离透镜，产生了包含在维里半径约4%内的晕质量分数的上限，f_{core} < 0.023（95%置信水平，LCDM）。这一极限为冷暗物质范式提供了一个重要的测试。虽然从数值模拟得出的晕轮廓似乎与这个上限一致，但目前正在进行的较大调查，如2dF和SDSS，应该可以检测到宽分离透镜，从而提供大量暗物质晕中核心质量分数的测量。
2001-01-10 astro-ph
The shapes, orientation, and alignment of Galactic dark matter subhalos
我们提出了一个研究的形状，方向和银河系暗物质subhalos在"Via Lactea“模拟银河系大小的LCDM主机晕的路线。孤立的暗物质晕倾向于扁长，而暗物质晕主要是三轴的。总的来说，次晕比主晕更接近球形，次轴与主轴的比值为0.68，中间轴与主轴的比值为0.83。与孤立的晕一样，暗晕在其中心区域的球形度往往较低。当形状在物理尺度如r_Vmax（圆速度曲线峰值半径）内测量时，主轴比与晕下质量无关。在靠近主晕中心的地方，暗晕倾向于稍微更接近球形。当它们被最大的V_max选中时，即在它们经历强烈的潮汐质量损失之前，它们的空间分布跟踪着主晕的扁长形状。次晕的方向不是随机的：长轴倾向于与主晕中心的方向对齐。这种对齐对于超过3 r_200的晕消失，并且当在subhalos的外部区域测量形状时更加明显。在次晕的轨道上保持径向排列，并且在近心通过时被拉长，这表明这种排列可能是由主晕的潮汐力引起的。这些潮汐与主晕的相互作用使次晕随着时间的推移变得更圆。
2007-05-17 astro-ph
Evolution in the Halo Masses of Isolated Galaxies between z~1 and z~0: From DEEP2 to SDSS
利用DEEP 2星系红移巡天和Sloan数字巡天的数据，测量了z~1和z~0之间孤立~ L* 星系的维里质光比（M_{200} /L_B）和维里星质量比（M_{200} /M_ \ast）的演化。利用孤立星系周围的卫星星系的运动，我们测量的视线速度色散和推导出这些宿主星系的暗物质晕维里质量。在这两个时期，卫星的速度色散与宿主星系的恒星质量σ \propto M_ \ast^{0.4+/-0.1}相关，而卫星速度色散与宿主星系B波段光度之间的关系可能会从z~1处的σ \propto L_B^{0.6+/-0.1}到z~0处的σ \propto L_B^{0.4+/-0.1}变浅。M_200/M_ \ast从z~1到z~0的演化表现出双峰性，因为恒星质量低于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系保持恒定的比率（内禀增加被限制在1.1+/-0.7倍）而高于M_ \ast ~10^{11} M_Sun/h的宿主星系经历4+/-倍3维里-恒星质量比的增加。这个结果很容易理解，如果低于这个恒星质量尺度的星系继续形成恒星，而在这个尺度以上的星系中的恒星形成是淬火和暗物质晕的星系以上和以下这个规模的增长根据LCDM宇宙学模拟。在U-B色中为红色的宿主星系具有较大的卫星色散，因此在z~1和z~0处平均比蓝色星系居住在更大质量的晕中。M_200/M_ \ast的红移和宿主星系恒星质…
2006-07-11 astro-ph
A Catalog of Compact Groups of Galaxies in the SDSS Commissioning Data
致密星系群（英语：Compact groups of galaxies）--相对贫穷的星系群，其中成员之间的典型间隔是星系直径的数量级--为研究具有短（<1 Gyr）动力学时间尺度的致密星系环境提供了一个特殊的实验室。在本文中，我们提出了一个客观定义的目录中的CG在153平方度的斯隆数字巡天早期数据发布（SDSS EDR）。为了识别CG，我们应用了Hickson（1982）标准的修改版本，旨在找到最高密度的CG，从而减少机会对齐的数量。我们的星表包含175个CG，直到极限星系星等r* = 21。由此产生的目录具有大约z = 0.13的中值深度，比以前的CG目录深得多。由于SDSS最终将成像天球的四分之一，我们希望我们的最终目录，根据完成的SDSS，将包含5,000 - 10,000个CG的顺序。该星表将有助于研究CG的一般特征、环境及其组成星系。
2003-12-20 astro-ph
The Shape of Galaxy Cluster Dark Matter Haloes: Systematics of Its Imprint on Cluster Gas, and Comparison to Observations
（摘要）我们研究预测星系团观测，可以测试统计的暗物质晕形状预期在一个平坦的LCDM宇宙。我们提出了一个简单的分析模型预测集群规模的X射线观测，近似集群的流体静力平衡的等温系统，和暗物质晕作为椭球体均匀的轴比。我们测试模型对高分辨率，流体动力学集群模拟，以衡量其可靠性。我们发现，这个简单的处方做了很好的预测集群X射线椭圆率的分布相比，模拟，只要一个专注于集群区域，最近的合并不太敏感。基于这个简单的模型，在和谐LCDM宇宙学中预期的星系团大小晕形状的分布意味着X射线椭圆率分布的平均值为0.32 ± 0.01，质量范围为（1-4）x10^{14} Msun/h的散射为0.14 ± 0.01。我们发现，重要的是要包括质量依赖的晕形状进行比较，包含许多，非常大质量的集群观测样本。我们分析了四个观测样本的集群椭圆的系统学，发现我们的结果是统计上与观测兼容。特别是，我们发现最近的两个ROSAT样本和LCDM预测，不包括气体冷却之间非常好的协议。我们还测试了我们的分析模型如何预测Sunyaev Zel 'dovich减量图，并发现它是不太成功的，但仍然有用的模型不执行，以及在这种情况下，由于不断变化的三维度的暗物质晕作为径向距离的函数的通量水平的函数。这种效应和暗物质晕的等密度壳层排列的变化都在星系团气体上留下了印记.
2005-09-03 astro-ph
Hierarchical galaxy formation and substructure in the Galaxy's stellar halo
我们开发了一个明确的模型形成的恒星晕潮汐中断，吸积矮卫星的冷暗物质（CDM）的框架，侧重于预测测试与斯隆数字巡天（SDSS）和其他宽领域的调查。次晕吸积和轨道演化的计算使用半解析的方法在Press-Schechter形式主义。受我们先前工作的启发，我们假设低质量的次晕（v < 30 km/s）只有在再电离时期之前吸积了相当大一部分质量，才能形成大量的恒星。在这个假设下，该模型再现了观测到的本星系群中星系卫星的速度函数，解决了“矮卫星问题”，而不修改流行的LCDM宇宙学。被破坏的卫星产生的恒星分布与银河系恒星晕观察到的总质量和径向密度分布一致。最重要的是，该模型预测存在许多大规模的，连贯的子结构的外晕。这些子结构是个别的潮汐分裂的矮卫星星系的残余。子结构是更明显的大银河中心半径，因为较小的数密度的潮汐流和较长的轨道时间。这个模型为SDSS调试数据中发现的恒星外晕中的相干结构提供了一个自然的解释，它预测随着调查覆盖更多的天空，应该会发现更多这样的结构。对这种结构的探测（或不探测）和表征最终可以测试CDM情景的变体，特别是那些旨在通过增强卫星破坏来解决矮卫星问题的变体。
2000-07-19 astro-ph
The CMB Quadrupole depression produced by early fast-roll inflation: MCMC analysis of WMAP and SDSS data
一般来说，暴胀子的经典演化在慢滚状态之前有一个短暂的快滚阶段。快速滚动阶段导致曲率和张量扰动的纯吸引势（该势在慢速滚动中是纯排斥的）。这种吸引势降低了曲率谱和B模谱的CMB四极矩。一个新的宇宙学参数出现了：这个引力势的随动波数k_1特征标度。k_1恰好在从快转到慢转的过渡处退出视界。fastroll阶段通过传递函数D（k）动态地修改初始功率谱。我们通过求解暴胀子演化方程来计算D（k）。当k < k_1时，D（k）抑制了原始幂，并且具有标度性质D（k）= Psi（k/k_1），其中Psi（x）是通用函数。我们对包括快滚阶段的WMAP/SDSS数据进行MCMC分析，发现k_1 = 0.266/Gpc。四极模k_Q = 0.242/Gpc在k_1之前的1/10倍的水平处退出。我们比较fastroll适合适合与原始电源上的一个尖锐的较低的截止。对于TT、TE和EE模，Fastroll的拟合比锐截止的拟合稍好一些，而且，我们的拟合给出了r的非零下界，而对于其他宇宙学参数，我们基本上得到了LCDM模型的下界。在慢滚阶段之前k_Q离开视界的事实意味着暴胀过程中的总折叠数N_{tot}有一个上限。结合辐射主导时期的估计，我们得到N_{tot} ~ 66，边界62 < N_{tot} <82。我们用WMAP-5/ACBAR-2007/SDSS数据重复了分析，证实了整体情况。
2008-06-03 astro-ph gr-qc hep-ph
