On the galaxy luminosity function in the central regions of the Coma cluster
我们获得了后发座星系团中心48~ $\times$ ~25~arcmin $^2$区265个天体的新红移。当用文献数据补充时，我们的红移样本在b $_{26.5}$ =18.0的星等下完成了95%（这些星等取自Godwin等人1983年的光度样本）。利用红移确认的205个星系的成员资格和另外91个星系在色星等图中的位置，我们已经建立了一个完整的星系团成员样本，b $_{26.5}$ =20.0。我们证明了后发座星系团的光度函数不能用单一的Schechter（1976）函数来充分拟合，因为在b $_{26.5}$ $\sim$ 17处星等分布有一个下降。Erlang（或Gauss）和Schechter函数的叠加提供了更好的拟合。我们比较了后发座的光度函数的其他集群，和字段。富星系团的光度函数看起来很相似，最大值在$M_{b} \simeq -19.5 + 5 \times \log h_{50}$，而室女座星系团和场星系团的光度函数表现出几乎单调的行为。这些差异可能是由与环境有关的物理过程产生的，这些物理过程影响了某一类星系团的光度。
1994-11-07 astro-ph
Deep probing of the Coma cluster
作为后发座星系团中暗星系光度函数研究的继续，我们在此报告了在该星系团核心方向上对非常暗星系（R $\le$ 21.5）的首次光谱观测。在这34个星系中，只有一个可能有与后发座一致的红移，其他的都是背景天体。根据Bernstein et al.（1995，B95），后发星系的预测数量是6.7 $\pm$ 6.0。如果我们把Secker（1997）观测到的17个星系加起来，我们最终有5个星系属于后发座，而根据B95，预期的数量是16.0 $\pm$ 11.0。请注意，这两个独立的调查导致相同的结果。虽然观测值和预测值在误差范围内一致，但这样的结果对通常用于推导星团光度函数（例如B95）的背景天体统计减法的有效性提出了质疑。因此，迫切需要对这个星团和其他星团进行更多的光谱观测。作为一个副产品，我们报告发现的物理结构在红移z $\simeq$ 0.5。
1998-02-27 astro-ph
The First Hour of Extra-galactic Data of the Sloan Digital Sky Survey Spectroscopic Commissioning: The Coma Cluster
1999年5月26日，斯隆数字巡天（SDSS）的光纤光谱仪看到了天文学的第一束光。随后在1999年6月的黑暗时期进行了第一次光谱试运行。我们在这里提出的第一个小时的河外光谱在这些早期调试阶段：后发星系团的观察。我们的数据采样了这个星团的南部，半径为1.5度，因此完全覆盖了NGC 4839群。本文概述了SDSS光谱系统的主要特征，并给出了196个后发星系的红移和光谱分类，其中45个是新的红移。对于151个星系的共同文献中，我们发现我们的红移测定和公布的值之间的协议。作为我们分析的一部分，我们已经研究了四种不同的光谱分类算法：谱线强度，主成分分解，小波分析和拟合的光谱合成模型的数据。我们发现，一个显着的分数（25%），我们观察到的后发星系显示最近的恒星形成活动的迹象，这些活跃的星系（发射线和后星爆星系）的速度色散是30%以上的吸收线星系。我们还发现没有活跃的星系内的中央（预计）200 h-1千秒差距的集群。我们的后发座活动星系的空间分布是一致的，发现在更高的红移的hocC 1集群调查。在核心区域之外，明亮的活动星系的比例似乎缓慢上升到维里半径，并且随机分布在星系团内，与NGC 4839集团的潜在合并没有明显的相关性。[删节]
2001-01-22 astro-ph
S-tree Analysis of the Substructure of the Coma Cluster
本文用S树方法估算后发座星系团核心的红移量--$cz = 6953$ km s $^{-1}$和色散量--$σ=949$ km s $^{-1}$。发现了三个星系群的存在，其中一个与cD星系NGC 4874有关，另一个与NGC 4889有关。有人认为，这些小组是“星系协会”，即银河动力实体通过主集群移动。得出了后发座核动力学过程的非平稳性的结论。
1997-10-09 astro-ph
The morphological segregation of galaxies in clusters. II. The properties of galaxies in the Coma cluster
我们一直在寻找沿着哈勃序列的星系属性的差异，并为这些属性对环境的依赖，在后发座星系团的187个星系的绝对星等完整的样本。所有星系的形态类型都是根据我们自己的高分辨率数据确定的。我们还比较了这个样本与其他已发表的完整的样本的星系在英仙座和室女星系团和在本地领域。椭圆星系和椭圆星系在它们所有的内部光度特性上都是高度均匀的。这些星系仅仅通过它们的形态类型和光度就可以很好地描述，而不考虑环境。另一方面，这些星系和它们的子类的一些外部性质明显不同。然后，对于早型星系，环境决定了每种类型的空间密度，但不是类型的内部属性，这在所有环境中都是相同的。螺旋线形成了一个异构的对象类，其光度特性取决于与环境相关的一个额外参数。螺旋作为一个整体类的空间分布是均匀的。因此，对于螺旋星系来说，环境并不决定空间密度，这在所有环境中都是一样的，但强烈影响着星系内部的性质。后发座的星系，在英仙座，主要是相对于超星系团的主方向分离，从而提供了一个新的解释的形态半径和形态密度的关系。
1996-04-12 astro-ph
A 3-D wavelet analysis of substructure in the Coma cluster: statistics and morphology
通过对组合的角红移分布进行多尺度分析，发现后发座星系团内的聚类证据。我们已经编制了一个目录的798星系红移公布的调查从该地区的后发座星系团。我们检查存在的子结构和空隙在不同的尺度范围从$\sim 1 to \sim 16 h^{-1}$ Mpc，使用子样本的目录，范围从$cz=3000$公里/秒到$cz=28000$公里/秒。我们的子结构检测方法是基于小波变换和分割分析。小波变换使我们能够找出不同尺度的结构，分割方法使我们能够对样品进行定量统计和形态学分析。从整个目录中，我们选择了一个子集的320个星系，与cz=5858 km/s和cz=8168 km/s之间的红移，我们确定为属于后发座的中心区域，我们已经进行了更深入的分析，从$180 h^{-1}$ kpc到$1.44 h^{-1}$ Mpc的尺度。我们的结果表示在结构或空隙的数量和它们的球形度为不同的阈值检测和在所有的尺度调查。根据我们的分析，有强有力的证据表明，多层次的子结构，规模从几百kpc到约$4 h^{-1}$ Mpc。这些亚结构的形态是相当球形的。在$720 h^{-1}$ kpc尺度上，我们发现了两个以前也发现过的主要子星系团，但我们的小波分析显示了更多的子结构，其红移位置近似由这些明亮的星系标记：NGC 4934 & 4840，4889，4898 & 4864，4874 & 4839，4927，4875。
1997-06-04 astro-ph
New Results on the Coma cluster: Revealing the Primary Component
最近对后发座星系团中心区域的观测提供了大约250个新的红移--这使得为更亮的星系建立了一个良好的成员标准--以及来自光度数据的同一区域内8000个天体的星等，最高可达V $_{26.5}$ =22.5。一个彻底的星系团星系的星系分布的结构研究，结合X射线小波分析，并与运动学分析的速度分布，使我们能够发现一个主要的机构的集群，速度梯度的证据。
1995-08-31 astro-ph
Morphology of galaxies in the Coma cluster region down to M_B=-14.25. I. A catalog of 473 members
本文给出了后发座星系团方向上的一个样本星系的形态类型、成员和U-V色，该样本星系的完整度低至M_B =-15.00等，延伸至M_B=-14.25等。我们在CFH-12 K相机的B和V图像上检查了GMP 1983星表中的1155个天体，在大多数情况下得到了哈勃型。后发座星系团成员的473个星系是由形态，表观大小，表面亮度，然后，红移。形态学和红移的成员之间的比较，并从这个形态学选择的样品，或通过使用统计成员或光谱成员之间的光度函数，都表明这里提供的形态学成员是可信的。这是第一次，后发星系的形态分类达到了足够微弱的亮度，可以观察到巨大类型，E，S 0和螺旋阶段的整个星等范围。本文所提供的数据使我们的样品成为最丰富的环境，其中的成员资格和完整的样品的形态，直到微弱的星等M_B~-15等，从而扩大了环境研究的基线。
2008-09-15 astro-ph
Quantitative Morphology of Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们提出了一个定量形态分析的后发座星系团的中心0.28平方度的区域中的187个星系。最佳拟合Sersic r^{1/n}凸起加上指数圆盘模型（如适用）的结构参数列表如下。通过检查Edwards et al.（2002）汇编的后发座星系方向的星系红移，我们发现187个星系中有163个是后发座星系团成员，其余的是前景和背景物体。对于后发座星系团的成员，我们研究了早型和晚型星系之间，以及矮星系和巨星系之间的结构和运动学性质的差异。对椭圆星系的分析揭示了类似于先前在室女座和天炉座星系团中发现的结构参数之间的相关性。比较后发座星系团盘星系的结构特性与盘星系在该领域中，我们发现的环境依赖性的证据：后发座星系盘星系的尺度长度小30%。运动学分析表明，在Sersic指数n<2的椭圆星系（矮星）和n>2的椭圆星系（巨星）的速度分布之间存在着微小的差异;矮星系具有更大的（星系团）速度色散。最后，我们对所有421个背景星系的分析揭示了红移的不均匀分布，密度对比度为~3，其特征是空洞从~ 10，000 km s^{-1}延伸到~ 20，000 km s^{-1}，以及两个密集和延伸的结构，中心在~ 20，000 km s ^{-1}和~ 47，000 km s^{-1}。
2003-10-19 astro-ph
The build-up of the Coma cluster by infalling substructures
我们提出了一个新的多波长分析的后发座星系团子集群的基础上最近的X射线数据和近900个红移的汇编。我们使用Serna&Gerbal（1996）的分层方法，利用星系的位置，红移和星等来表征子聚类，并确定了17个组。其中一个星系群对应于主星系团，一个是与下落星系NGC 4839相关的著名星系群，另一个是与NGC 4911/NGC 4926相关的星系群。在这17个星系群中，约有三分之一的星系群的速度分布集中在它们所包含的非常明亮的星系团星系的速度上（星等R<13）。为了寻找额外的子结构，我们利用从整体X射线气体分布中减去最佳拟合β模型后留下的X射线亮度残差的等照度线（Neumann et al. 2003）。我们选择星系内的每一个这些等照度线，并比较它们的速度分布与整个集群。我们以这种方式确认了这两组分别与NGC 4839和X射线可见的西部延伸子结构的南部相关。我们讨论的背景下，昏迷是建立从周围的大尺度结构降落的群体的吸积的情况下，组属性。我们估计了后发座最近的质量吸积率，并将其与星系团演化的分级模型进行了比较。
2005-07-22 astro-ph
Extragalactic source counts in the 20-50 keV energy band from the deep observation of the Coma region by INTEGRAL/IBIS
我们提出了一个深，500千秒，硬X射线观测后发座星系团地区的IBIS仪器板载INTEGRAL的偶然来源的分析。除了后发座星系团，最终的20-50 keV图像包含12个统计显著性> 4 sigma的偶然来源。我们利用这些数据（在修正了预期的错误探测次数之后）将20-50 keV能带的河外源计数扩展到1.0 e-11 erg/s/cm ^2（~ 1 mCrab）的极限通量。与HEAO-1 A4仪器在该能带中获得的先前结果相比，灵敏度提高了10倍以上。导出的源计数符合欧几里德关系，N（>f）~ f**（-3/2）。大部分已确认的偶发源都是低红移的活动星系核，z<0.02，大部分是Seyfert 1型。硬X射线源的面密度在1 e-11 erg/s/cm ^2的通量阈值以上为0.014 +-0.005/平方度。这些源直接占20-50 keV能带中宇宙X射线背景的约3%。考虑到我们的样品的低红移深度，我们预计在较高的红移类似的来源占硬X射线背景的显着比例。我们的视野只覆盖了天空的3%;对其他河外积分观测的系统分析可以产生更大的源样本，因此至关重要。
2005-02-23 astro-ph
Extensive near-infrared (H-band) photometry in Coma
我们提出了广泛的和准确的测光在近红外H波段的一个完整的样本的对象在一个区域约400弧分2对后发座星系团。样本包括大约300个天体，完整的低至H~17等，确切的数值取决于星等的类型（等照度线、孔径、Kron）和研究的特定区域。这比星系的特征星等低了6等，在后发座星系团的距离上，这一星等完全进入了矮星系的范围。对于每个对象（恒星或星系），我们提供了在五个不同的孔径内计算的孔径星等，22等弧秒2等照度线内的星等，克朗星等和半径，星等误差，以及坐标，等照度线面积，和星等指数。在完整性极限下，光度测量误差为0.2 mag。这个样本是用来作为星系演化研究的零红移参考的。
1999-10-14 astro-ph
The Universality of the Fundamental Plane of E and S0 Galaxies. Sample Definition and I Band Photometric Data
作为比较基本平面和Tully-Fisher距离尺度的项目的一部分，我们在这里提出了在8个星系团和星系群的636个早型星系的I波段CCD测光。它们是A262、A1367、后发座（A1656）、A2634、巨蟹座和飞马座星团，以及NGC 383和NGC 507星团。样本选择，集群属性，集群成员分配标准进行了讨论。我们提出的光度参数，用于基本平面关系，有效半径r_e和有效表面亮度μ_e，从r^{1/4}拟合到每个星系的观测径向光度分布。与Coma星系团文献中的类似数据的比较表明，在测量r_e和mu_e时，采用特殊的方法可以引入很大的系统不确定性。然而，进入基本平面关系的这两个参数的特定组合是可以以高精度测量的量。
1998-09-28 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Galaxies in an Off-Center Region of the Coma Cluster
为了研究正常星系的X射线性质和光度函数，我们对后发座星系团的一个偏离中心的区域进行了一次试验性的Chandra巡天。我们目前的结果13钱德拉探测星系的光学光度匹配，包括光谱确认后发座成员星系。在这一范围内，所有7个经光谱学证实的后发座星系都具有与低X射线/光通量比（fX/fR < 10^-3）相一致的探测或极限。我们没有足够数量的X射线探测到的星系来直接测量星系的X射线光度函数（XLF）。然而，由于我们有一个测量良好的光学LF，我们采取这种低X射线光通量比的7个光谱确认的星系翻译的光学LF的XLF。我们发现与Finoguenov等人（2004）的结果非常一致，表明星系团中每个星系单位光通量的X射线发射受到抑制，但将这项工作扩展到后发座星系团中的特定偏心环境。最后，我们报告发现了一个区域的弥漫X射线通量，这可能对应于一个小集团与后发座内集群介质（ICM）的相互作用。
2005-12-22 astro-ph
The Fundamental Plane at z=0.18
本文给出了两个富星系团Abell 665和Abell 2218中星系的基本面（FP）的初步结果。这两个星系团的红移都是0.18。我们已经比较了A665和A2218的FP，以及z=0.39的CL 0024 +16星团的FP，以及后发座星团的FP。对于所有四个聚类，FP周围的散布是相似的。可能有迹象表明，中间红移星系团的FP斜率比后发座星系团的更浅。需要更完整的中红移星系团的样本来详细绘制斜率随红移的函数可能发生的变化。由FP测量的质光比（M/L）随红移而变化。在z=0.18时，M/L比（Gunn r）比后发座星系团小16 ± 9%。与先前报道的CL 0024 +16的结果一起，这意味着M/L比随红移的变化为Δ log M/L_r ~ -0.4 Δ z。这里给出的结果是一致的被动演化的恒星星族，它形成的红移大于1。然而，可能存在更近的恒星形成爆发使数据的解释变得复杂。
1997-02-04 astro-ph
The Mass Profile of the Coma Galaxy Cluster
我们用一个新的红移巡天，在距后发座星系团中心4.25度范围内完成了m_R=15.4的测量，得到了r= 5.5Mpc/h的质量分布。我们将分布图扩展到r=10 Mpc/h，并在10度半径范围内的42%区域内完成进一步的样本，使m_R=15.4，在剩余区域内完成m_{Zw} =15.5。在这个区域内的星系团落在星系团的中等径向轨道上，因此不满足维里平衡。尽管如此，红移空间中焦散线的识别提供了半径r处引力势的估计，从而提供了系统质量的估计，M（<10 Mpc/h）=（1.65+-0.41 10 ^{15} M_ \odot /h（1-sigma误差）。以前从光学和X射线观测得出的质量估计值仅限于r<2.5 Mpc/h。我们的质量分布与这些估计一致，但延伸到四倍大的距离。在整个范围内，质量随着r以Navarro，Frenk & White（1997）密度分布所预期的速率增加。
1999-03-19 astro-ph
Structural Parameters of Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: On the Origin of dS0 Galaxies
本文用$-18 \le M_{B} \le -16$分析了后发座星系团中的矮星系的结构参数，并将其分为两类：表面亮度轮廓符合单一Sersic定律的称为矮椭圆星系（dEs），表面亮度轮廓符合Sersic+指数分布的称为矮椭圆星系（dS0 s）。对后发座星系团和室女星系团中矮星系结构参数的比较表明，它们具有相似性。在光度上，后发座中的dE和dS0星系是等价的，具有相似的颜色和全球尺度。然而，dS0星系最里面部分（凸起）的尺度与晚型螺旋星系的凸起相似。相比之下，dEs的尺度比明亮星系的凸起更大。这可能表明dS 0和dE星系有不同的起源。虽然dE星系可以来自矮不规则星系（dIs）或来自与明亮Es类似的过程，但dS 0星系的起源可能是明亮的晚型螺旋星系。
2005-04-25 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
Galaxy Associations within the Coma Cluster
用S-树方法分析后发座星系团的子结构，得到该星系团核心的平均红移cz = 6953 km s^{-1}，色散σ=949 km s^{-1}。揭示了三个星系群的存在，其中一个与cD星系NGC 4874相关，另一个与NGC 4889相关。有人认为，这些小组是{ \it星系协会}，即银河系动力实体内的主集群移动。因此，我们得出结论，后发座核心的动力学过程的非平稳性是由于合并的小规模的星系协会，而不是两个相同大小的集群。我们提供了协会的星系的列表，其中的观测研究可以特别感兴趣。
2001-02-08 astro-ph
Optical spectroscopy and the UV luminosity function of galaxies in the Abell 1367, Coma and Virgo clusters
本文报道了93个星系的光学光谱，其中60个投射到Abell 1367方向，21个投射到后发座星系团，12个投射到室女座星系团。选择这些目标是因为它们在以前的Hα、UV或r'调查中被检测到。目前的观测使后发座Hα选择星系的红移完全性达到100%，Abell 1367的红移完全性达到75%。除了一个星系外，所有观测到的星系都有Hα发射，属于星系团。这证实了之前对这两个星系团的Hα光度函数的测定，该测定是基于所有Hα探测到的星系都是星系团成员的假设。利用新获得的数据，我们重新确定了Coma的紫外发光度函数，并首次计算了A1367的紫外发光度函数。由于对背景计数的了解不足，其微弱末端斜率仍不确定（-2.00 < α< -1.35）。如果90%的无红移的紫外选择星系位于背景中（正如我们的观测所表明的那样），则紫外光度函数的斜率将为α~-1.35，与场的紫外光度函数（Sullivan et al. 2000）和两个星系团的H $α$光度函数（Iglesias-Paramo et al. 2002）一致。我们在室女星系团中发现了一个与巨星系VCC 873有关的点状Hα源，它可能是一个类似于Gerhard等人（2002）在室女星系团中观测到的河外HII区。
2003-01-16 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
UV (2000 A) luminosity function of Coma cluster galaxies
基于后发座星系团120多个成员，计算了后发座星系团的UV（2000 A）光度函数（以下简称UV LF），并将其作为后发座方向和视场中计数的统计差异。我们的UV LF是对先前在没有必要的背景计数的情况下计算的UV LF的初步约束的更新。UV LF可以很好地用斜率α ~0.46的幂律来描述，或者等价地，可以用Schechter函数来描述，其中M* 比最亮的星团星系亮得多，斜率α_S~-2.0或更大。不管在光学波段发生了什么，低光度星系对整体光度的贡献很大，并由此推断，对总金属生产率的贡献很大。星系蓝在UV-b和/或b-r中占主导地位的后发座星系团UV LF，无论是在数量和光度。在估计的UV LF的主要来源的误差来自后发座方向的背景测定，这仍然是不确定的，即使限制在高和低振幅的红移调查覆盖的研究领域。
1999-09-14 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
The Relative Distance between the Clusters of Galaxies A2634 and Coma
Tully-Fisher和基本平面关系被用来获得两个独立的估计集群A2634和后发座之间的相对距离。先前发表的A2634的研究表明，用TF和Dn-sigma关系获得的距离估计值之间存在很大的差异，质疑使用这些关系获得的红移无关距离的可靠性。由于这个问题的重要性，我们已经获得了A2634的新的距离估计，基于比以前使用的更大的样本，并根据严格的成员标准进行选择。新的I波段CCD测光的175个星系，新的21厘米观测的11个星系，和新的速度色散测量的62个星系一起使用以前公布的数据在建设这些样本。经过适当的修正样本的不完整性已被考虑在内，我们发现TF和FP距离估计是在良好的协议，都表明，A2634有一个可忽略不计的小的特殊速度相对于宇宙微波背景参考系。由于这两个距离估计的高精度，它们的一致性强烈支持TF和FP关系的普适性，因此它们对于红移无关距离估计的可靠性。
1996-10-11 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
Dissecting the luminosity function of the Coma cluster of galaxies by means of CFHT wide field images
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜CFH 12 K和UH 8 K相机拍摄的后发座星系团和控制场的宽视场（42 × 28弧分）CCD图像，我们确定了中心亮度的光度函数双变量。我们发现了一个清晰的进展，从高表面亮度的星系（mu~20$ mag/arcsec 2）的星系非常微弱的中央亮度（mu 24.5 mag/arcsec 2）的FL的陡峭和减弱。致密星系，通常在恒星/星系分类中被拒绝，被发现是后发座中的少数群体。大量的低表面亮度星系红色和暗淡的发现，代表了最大的贡献者LF在微弱的星等。其中，可能有高红移恒星爆发星系的残留物负责屠夫-Oemler效应。
2000-11-08 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
Infrared Mass-to-Light Profile Throughout the Infall Region of the Coma Cluster
使用红移调查的1779个星系和测光从2微米全天巡天（2 MASS）覆盖200平方度，我们计算独立的质量和光分布的后发座星系团的下落区域。红移巡天是对$K_s=12.2$（622个星系）的完整巡天，在后发座的距离上比$M^*_{K_s}$暗1.2等。我们确认了Geller，Diaferio和Kurtz获得的质量分布。在$K_s$带中测量的封闭质光比近似恒定于$10 \Mpc$的半径，其中$M/L_{K_s}= 75\pm 23\mlsun$与类似尺度上的弱透镜结果一致。在$2.5\Mpc$中，X射线估计产生类似的质光比（67 $\pm32h$）。封闭的质光比随半径的变化是恒定的，这表明来自星系团中明亮星系的K波段光在$\lesssim10 \Mpc$尺度上追踪总质量。质量分布的不均匀性意味着$r_{200}$内部的质光比可能比$r_{200}$外部的质光比大2.5倍。这些数据表明，K波段光相对于质量没有正偏置;我们不能排除反偏置。这些结果暗示了$Ω_m = 0.17 \pm 0.05$。$M/L_{K_s}$随半径的可能变化的估计表明密度参数不小于$Ω_m \approx 0.08$。
2001-09-24 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
The X-ray luminosity function of galaxies in the Coma cluster
后发座星系团的XMM-牛顿巡天覆盖了1.86平方度的区域，镶嵌了16个点，总有用积分时间为400千秒。探测到的范围小于10”的X射线源与后发座星系团区域的编目星系相关。在天空的这一区域，红移信息非常丰富，使我们能够将星系团成员从背景和前景星系中分离出来。对于背景源，我们在0.5-2.0 keV波段的1.e-15 - 1.e-13 ergs/s/cm ^2通量范围内恢复了典型的LogN-LogS。团星系的X射线辐射呈现出典型的热辐射的X射线颜色。后发星系的光度在0.5- 2.0keV波段位于1.e39- 1.e41ergs/s区间。后发座星系的光度函数表明，它们的X射线活动被抑制相对于场的5.6倍，表明一个较低水平的X射线发射为一个给定的恒星质量。
2004-03-09 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
The Remarkable 60 x 2 kpc Optical Filament Associated with a Poststarburst Galaxy in Coma Cluster
在斯巴鲁望远镜的Suprime-Cam拍摄的后发座星系团的深窄带图像中，我们发现了一个与星暴后星系（D100）有关的极长而狭窄（约60 kpc x 2 kpc）的H α发射区。后续的光谱显示该区域具有与D100相同的红移。该区域的表面亮度通常为25 mag（AB）arcsec^-2（单位为H α），相当于0.5 ~ 4x 10 ^-17 erg s^-1 cm^-2 arcsec^-2。我们对该区域的起源提出了两种可能的解释：从合并的矮星上剥离的气体，或通过冲压压力从D100剥离的气体。这两种情况都难以充分解释该区域观察到的所有特征。
2007-01-05 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
Ages of S0 and elliptical galaxies in the Coma cluster
用一种新的光谱样品研究了后发座星系团中52个椭圆星系和S 0星系的恒星星族年龄。超过40%的S 0在过去的5个Gyr中在其中心区域经历了最近的恒星形成，而在椭圆星系中没有这种活动。该样本中的星系的绝对星等范围为-20.5 < M_B <-17.5，在光度较暗时，具有新近恒星形成的S 0星系比例较高。观察到的光度范围的S 0星系与最近的恒星形成活动的迹象是一致的，他们是典型的恒星形成的螺旋在中等红移的恒星形成已停止作为一个结果的密集的环境的后代。
2001-08-13 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
