Ultracompact AM CVn Binaries from the Sloan Digital Sky Survey: Three Candidates Plus the First Confirmed Eclipsing System
AM CVn系统是一种罕见的（大约12个以前已知的）激变变星，可以说包含了任何已知双星中最短的轨道周期（大约10分钟）。这两个双星被认为是简并的（或部分简并的），可能是在引力辐射的驱动下，从一个富含氦的供体到一个白矮星的质量转移。虽然很罕见，但AM CVn系统作为可能的SN Ia祖先受到高度关注，并且因为它们被预测为即将进行的实验（如LISA）中的重力波的常见来源。我们已经确定了四个新的AM CVn候选人从斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据库。所有四个都显示出AM CVn类的标志性光谱特征：每个都没有氢的特征，而是显示出以氦为主的光谱。所有四个都显示出双峰发射，表明氦占主导地位的吸积盘。有限的时间序列CCD测光后续数据已经获得了三个新的候选人从ARC 3.5米;最值得注意的是，一个28.3分钟的双星周期与尖锐，深食被发现在一个案例中，SDSS J 0926 +3624。这是第一次确认日食AM CVn，我们的数据允许初步估计这个超紧凑系统的二进制参数。这四个新的SDSS天体还提供了一个大幅度扩展目前的关键小样本的AM CVn系统。
2005-06-29 astro-ph
Photometry of symbiotic stars XI. EG And, Z And, BF Cyg, CH Cyg, CI Cyg, V1329 Cyg, TX CVn, AG Dra, RW Hya, QW Sge, IV Vir and the LMXB V934 Her
本文介绍了EG And、Z And、BF Cyg、CH Cyg、CI Cyg、V1329 Cyg、TX CVn、AG Dra、RW Hya、AR Pav、AG Peg、AX Per、QW Sge、IV Vir和M巨星V934 Her的新测光观测结果。
2004-02-06 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3, a Prototype for a New Class of Variable White Dwarf
我们提出的脉动搜索的结果，在最近发现的六个碳-大气层白矮星（“热DQ”）的明星。根据我们的理论计算，恒星SDSS J142625.71+575218.3是唯一一个预计会脉动的天体。我们观察到这颗恒星是可变的，在417.7秒和208.8秒（第一谐波）的显着功率，使其成为一个强有力的候选人作为一类新的脉动白矮星恒星的第一个成员，DQVs。然而，它的折叠脉冲形状与其他白矮星变星有很大的不同，并且与激变变星AM CVn有相似之处，这提高了这颗恒星可能是AM CVn恒星的碳转移类似物的可能性。无论哪种情况，这些观测都代表着发现了一类新的令人兴奋的天体。
2008-03-18 astro-ph
S 10947 Aql = RX J2009.8+1557: A probable RS CVn star which sometimes stops its eclipses
我们报告发现了一颗新的变星，称为S 10947 Aql，可能是RX J2009.8+1557的光学对应物。光变模式以及探测到的X射线发射表明它是一个色球活动双星RS Canum Venaticorum型。我们发现了一个偶尔消失的日食极小值以及在日食幅度的大变化。我们讨论这种特殊性的可能原因。
2000-08-25 astro-ph
Numerical Color-Magnitude Diagram Analysis of SDSS Data and Application to the New Milky Way satellites
我们已经测试了应用程序的软件包匹配斯隆数字巡天数据，它适合色星等图（CMD）估计恒星星族参数和距离。在一组六个球状星团上的测试表明，这些技术恢复了它们的已知性质。使用CMD拟合软件的新方法使我们能够处理沿着视线的恒星分布，限制人口稀少的物体的整体属性，并在广域调查中检测恒星过密度的存在。然后，我们也适用于匹配的CMD最近发现的12个银河系卫星，以统一的方式获得他们的距离，年龄和金属丰度。虽然它们中的大多数看起来与单一的恒星星族一致，但CVn I，Uma II和Leo T（仅从SDSS数据来看）表现出更复杂的历史，具有多个恒星形成时期。
2008-01-27 astro-ph
SDSS J080531.84+481233.0: An Unresolved L Dwarf/T Dwarf Binary
SDSS J080531.84+481233.0是一颗奇特的L型矮星，呈现出异常的蓝色近红外和中红外颜色，以及发散的光学（L4）和近红外（L9.5）光谱分类。这些特殊的光谱特征被不同地归因于凝结云效应或太阳下金属丰度。在这里，我提出了一个改进的近红外光谱的这个来源，进一步证明了弱甲烷吸收在1.6微米，但没有相应的频带在2.2微米的存在。结果表明，这些功能可以集体再现的组合光谱的二进制与L4.5和T5组件，推导出的光谱模板匹配。因此，SDSS J080531.84+481233.0似乎是一个新的低质量双星，跨越了L矮星/T矮星过渡，这是目前理论模型对褐矮星的演化阶段仍然知之甚少。SDSS J080531.84+481233.0的案例进一步说明了如何在不需要高角分辨率成像或径向速度监测的情况下识别和表征L矮/T矮双星的选定范围，从而潜在地减轻了此类技术固有的一些检测偏差和限制。
2007-06-13 astro-ph
IC 225: a dwarf elliptical galaxy with a peculiar blue core
利用斯隆数字巡天（SDSS）的图像和光谱，我们在椭圆星系IC 225中发现了一个特殊的蓝核。IC 225的u、g、r、i和z波段SDSS图像的表面亮度轮廓的外部与指数函数拟合良好。拟合结果表明，IC 225的星等、标度长度和中心表面亮度之间的关系与矮椭圆星系的一致。它的绝对蓝星等（MB）为-17.14等，表明IC 225是一个典型的矮椭圆星系。g-r颜色曲线显示了一个半径为2角秒的非常蓝色的核心，这在由g-，r-和i-波段SDSS图像组成的RGB图像中也可以清楚地看到。SDSS的光谱显示出强而窄的星云发射线。用标准方法计算的金属丰度分别为12+log（O/H）= 8.98、log（N/O）= -0.77和12+log（S+/H+）= 6.76，明显高于用光度-金属丰度关系式计算的结果。在仔细观察IC 225的中心区域后，我们发现有两个不同的核，相隔1.4角秒，离核的那个甚至比IC 225的核更蓝。高阶巴耳末线的不对称线轮廓表明，发射线相对于吸收线蓝移，这表明线发射来自偏离中心的核心，其性质是富含金属的Hii区域。据我们所知，这是在矮椭圆星系中探测到的第一个高金属丰度Hii区域。
2005-10-16 astro-ph
Mapping the peculiar binary GP Com
我们提出了高分辨率光谱的AM CVn氦二进制GP COM在两个不同的波长范围。光谱显示了与以前的紫外和光学数据中观察到的相同的燃烧行为。我们发现中心尖峰对耀斑光谱的贡献表明它的起源可能是致密天体。我们还发现，中央尖峰移动轨道相位以下的S波图案。S波的径向速度半幅值为10 km/s，这表明它的起源位于系统的质心附近，在这种情况下，它非常接近白矮星。斯塔克效应似乎显着影响的中心尖峰的一些线表明，它形成在一个高电子密度区。这再次支持了中心尖峰起源于白矮星的观点。我们目前的多普勒地图获得的发射线，显示三个明确的发射区。
2000-08-29 astro-ph
An Infrared High Proper Motion Survey Using 2MASS and SDSS: Discovery of M, L and T Dwarfs
对2微米全巡天和斯隆数字巡天的搜索发现了36个以前未知的高自行天体，J<17。它们的红色光学颜色表明27颗是M型矮星，8颗是早型L型矮星，1颗是晚型T型矮星。L型矮星的J-Ks颜色接近已知L型矮星的极值，这表明以前使用颜色作为选择标准的L型矮星调查可能有偏差。对6颗矮星的近红外光谱分析证实它们都是晚型的，光谱类型从M8到T4。光谱学也显示，一些L型矮星的光谱显示出与其他特殊的“蓝色”L型矮星相似的特殊特征，这可能表明这些矮星有相对无凝结物的大气层，或者可能是贫金属的。测光距离估计表明，新发现的M、L和T矮星中有22颗位于太阳100 pc以内，而新发现的T矮星2 MASS J10595185+3042059位于太阳25 pc附近。根据新发现的天体的颜色和自行，有几个似乎是很好的亚矮星候选者。我们还首次测量了观测到的超冷矮星的自行，包括SDSS J085834.42+325627.6（T1）、SDSS J125011.65+392553.9（T4）和2 MASS J15261405+2043414（L7）。
2008-10-17 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy of the helium dwarf nova 'SN 2003aw' in quiescence
对V=20.5的超紧凑型氦矮星新星SN 2003 aw的高时间分辨率光谱观测显示，它的轨道周期为2027.8 +/- 0.5秒或33.80分钟。加上测光的“超级峰”周期为2041.5 +/- 0.5秒，这意味着质量比q为0.036。我们比较了SN 2003 aw和SDSS J124058.03-015919.2的平均光谱和时间分辨光谱。两者都显示了DB白矮星光谱加上光学薄，氦为主的吸积盘。'SN 2003 aw'通过其强钙H & K发射线将其与SDSS源区分开来，这表明重金属的丰度高于SDSS源。在SDSS源中观察到的硅和铁发射线大约是SN 2003 aw的两倍。在SDSS源中看到的奇特的“双亮点”吸积盘特征也存在于“SN 2003 aw”的时间分辨光谱中，尽管要弱得多。
2005-10-27 astro-ph
Discovery of The New WZ Sge Star, SDSS J080434.20+510349.2
我们提出的SDSS J080434.20+510349.2在其低状态和爆发期间的光度观测和光谱在爆发期间的结果。我们发现了这样的特点，作为一个长期的爆发，振幅可能不小于6米，罕见的爆发，11重亮，和一个短（0.059713（7）d）的超级驼峰周期。我们的结论是，这颗星属于WZ Sge型激变变星子类。光谱显示H和He的发射和吸收线叠加在蓝色连续谱上。我们还发现在超级爆发平台期的末期有8 - 9分钟的亮度变化，这可能与双星中白矮星的脉动有关。
2007-12-12 astro-ph
The sigma - L correlation in Nearby Early-Type Galaxies
早期型星系的速度色散和光度相关。在局部样本（< 100 Mpc）中估计的相关性与最近在SDSS中测量的相关性不同。这是真的，即使在SDSS光度和光谱参数的系统学已经占。我们表明，这也是真实的ENERGY样本，如果星系光度估计使用的距离已被纠正的奇特的运动。然后，我们表明，由于“真实”距离的估计是来自与速度色散的相关性，在这种情况下，D_n-西格玛关系，使用它在sigma-L关系导致一个人为的紧密关系与偏斜率。不对特殊速度进行校正，导致与SDSS非常相似的σ-L关系，尽管具有更大的散射。我们还测量sigma-L的相关性在一个模拟ENERGY目录中，其中底层的星系样本具有相同的sigma-L的相关性在SDSS中看到的。模拟星表产生的D_n-sigma关系与实际数据一致，当用D_n-sigma距离估算光度时，模拟星表产生的偏差斜率与实际数据一致，当用红移作为距离指示时，模拟星表产生的偏差斜率与实际输入的sigma-L关系一致。这进一步证明了ENDENTAL星系的σ-L关系与SDSS早期型星系的σ-L关系非常相似。我们的研究结果表明，当地的sigma-L关系的基础上基本平面的距离也应该重新评估。我们的发现对黑洞的人口统计也有重要的影响;对超大质量黑洞质量的最佳直接估计来自于本地星系，因此使用Mbh-sigma相关性比使用Mbh-L更安全地估计黑洞质量函数。
2007-01-03 astro-ph
Constraints on large scale inhomogeneities from WMAP-5 and SDSS: confrontation with recent observations
对超新星Ia哈勃图的测量表明，由于暗能量的影响，宇宙正在加速膨胀，这可能是有偏差的，因为我们位于一个200-300 Mpc的密度不足的“空隙”，它的膨胀速度比平均速度快20-30%。在全球哈勃参数较小的情况下，如果在100 Mpc尺度上的原始扰动谱中存在一些多余的功率，则可以在不需要暗能量的情况下拟合WMAP-5的宇宙微波背景各向异性数据。SDSS数据的星系集群也可以拟合，如果有一个小组件的热暗物质的形式为0.5 eV质量的中微子。然而，我们表明，如果原始的波动是高斯的，哈勃参数和物质密度的预期方差太小，不允许这样一个大的局部空隙。然而，在SDSS LRG调查中，由于暗能量，在寻找后期ISW效应时，已经发现了许多这样的大空洞。所观察到的CMB温度递减意味着它们几乎是空的，因此这些真实的空隙也与和谐LCDM模型严重冲突。最近观测到的高特殊速度流对模型提出了另一个挑战。因此，大的局部空洞是否真的存在，必须通过观察来检验，不能先验地排除。
2009-09-06 astro-ph
Gravitational Potential Reconstruction from Peculiar Velocity and Weak Lensing Measurements
本文提出了一种分析方法，通过测量每个M > M_th的星系团在立体角θ^2和红移范围z_min < z < z_max内的径向特征速度，快速预测引力势重建的精度。这些径向速度可以通过测量动力学和热Sunyaev-Zeldovich效应来确定。对于0.2 < z < 0.4的浅层测量，与SDSS测光测量相一致，每测定~8个星团速度，就可以重建一个重力位模（长度尺度> 60 Mpc）。更深的勘测要求每个S/N > 1模式测量更多的簇。由于我们没有观测到不在星系团中的大部分质量，准确性受到“采样不足噪声”的限制。确定引力势将允许详细研究星系与其周围大尺度密度场之间的关系，并在非常大的尺度上测试引力不稳定性范式。通过大尺度结构观测弱透镜效应提供了补充信息，因为透镜效应对不影响速度的切向模式敏感。
2002-07-18 astro-ph
A Large Sample of BL Lacs from SDSS and FIRST
我们从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5光谱学和20厘米射电天空（FIRST）无线电巡天的微弱图像的组合中提出了501个无线电选择的BL Lac候选者的大样本;这是迄今为止组装的最大的BL Lac样本之一，每个对象都有均匀的数据覆盖。每个候选者在来自FIRST的无线电中被检测到，并且在SDSS光谱学中被确认为具有：（1）没有测量的静止等效宽度大于5埃的发射特征;以及（2）没有测量的Ca II H/K降低大于40%。我们将样本细分为426个置信度较高的候选人和75个置信度较低的候选人。我们认为，来自正式通过我们选择标准的其他类别物体的污染很小，并且我们发现了一些非常罕见的射电活动星系核，它们具有不寻常的光谱，可能与宽吸收线类星体有关。大约五分之一的样本在SDSS之前是已知的BL Lac。对样本的初步分析通常支持标准的波束范例。虽然我们恢复相当数量的低能量和中等能量的截止BL Lacs（LBLs和IBLs，分别），有迹象表明，对恢复高能量的截止BL Lacs（HBLs）从SDSS光谱的潜在偏见。如此大的样本可能最终会提供新的约束BL Lac统一模型和它们潜在的独特的宇宙演化;特别是，我们的样本包含了大量的高红移物体，一个子群的标准范式尚未严格约束。
2008-03-28 astro-ph
SDSS 1507+02: A Halo Cataclysmic Variable?
本文报道了对激变变星SDSS 1507+52的光度和光谱研究。这颗恒星在67分钟的轨道周期上显示出非常深的日食，这些日食很容易分为白矮星和热点成分。这导致了对双星参数的严格约束：M_1=0.83（8）太阳质量，M_2=0.057（8）太阳质量，R_1=0.0097（9）太阳半径，R_2=0.097（4）太阳半径，q=0.069（2），i=83.18（13）度。这些数字表明可能属于WZ Sge星，一种常见的矮新星类型。光谱行为（强而宽的H发射，双峰，并在日食期间显示出典型的旋转扰动）也是典型的。但是这颗恒星的轨道周期令人震惊地低于大约77分钟的“周期最小值”，这是富氢CV的特征;产生这样一个奇怪的双星将需要对灾难性变量演化理论进行一些修补。自行也是非常高的恒星的距离，我们估计从测光和三角视差为230 +- 40 pc。这表明横向速度为164 +- 30 km/s --如果这颗恒星属于银河系盘族的话，这是令人不安的高。如果这颗恒星属于银河晕族，那么理解它的演化和空间速度的困难就可以解决。
2008-03-25 astro-ph
Multicolor Photometry of the Galaxies in Abell 2255 by the BATC and SDSS Surveys
本文介绍了在BATC系统中用13个中间滤光片对邻近星系团Abell 2255进行的光学测光。在以这个富星系团为中心的58'× 58'的视场内，获得了7000多个光源的光谱能量分布（SED），这些光源的光谱能量分布低至V ~ 20。Abell 2255最近被SDSS观测到。探讨了将SDSS五个波段的光度数据与BATC SEDs相结合的方法。测光红移技术的应用表明，高分辨率的组合SED可以得到更精确的测光红移估计。基于214个光谱确认的成员星系，速度分布的双峰性和大的色散表明Abell 2255是一个非弛豫系统。在排除了254个已知红移的河外星系源后，利用测光红移技术和色-星等相关，对2522个星系的合并SED进行了进一步的成员选择。结果，313个光度红移在0.068和0.090之间的星系被选为新的星系团成员。合并的SED和估计的红移以前已知的和新选定的成员星系编目。在扩大成员星系样本的基础上，讨论了团星系的空间分布、定域速度结构、色-星等关系和光度函数。发现两个卫星子团位于中心浓度的相对两侧，这支持了正在进行的合并在阿贝尔2255的反向特有的速度。
2003-06-18 astro-ph
HVS7: a chemically peculiar hyper-velocity star
内容：超高速星被认为起源于双星与银河系中心（GC）的超大质量黑洞的动力学相互作用，使双星中的一个组分加速到超过银河系的逃逸速度。目的：HVS SDSS J113312.12+010824.9（HVS 7）的演化状态和GC起源受到详细的恒星参数和化学成分研究的限制。研究方法：使用最先进的NLTE/LTE建模技术分析了在ESO VLT上用UVES获得的HVS 7的高分辨率光谱，该技术可以通过不透明度采样解释化学特有的组成。结果：与预期的α元素和近太阳铁的轻微富集相反，所有元素的巨大化学特性都很明显。He丰度很低（<1/100太阳），C、N和O低于检测限，即它们丰度不足（<1/100、<1/3和<1/10太阳）。然而，较重的元素却过剩：铁族是原来的10倍，P、Co和Cl是原来的40、80和440倍，稀土元素和Hg甚至是原来的10000倍。另一个发现，也与其他化学性质特殊的恒星有关，是NLTE对Ti II和Fe II丰度的影响很大（~0.6- 0.7 dex）。由此导出的HVS 7的丰度模式是主序上一类化学特殊磁性B星的特征。化学成分和vsini=55+-2km/s的高值使得HVS 7不太可能是一颗低质量的蓝色水平分支星。结论：这样的表面丰度模式是由原子扩散在一个可能的磁稳定，非对流大气。因此，关于恒星诞生地和演化的所有化学信息都被洗掉了。高精度天体测量是验证HVS 7 GC原点的唯一方法…
2008-10-05 astro-ph
The peculiar velocities of satellites of external disk galaxies
我们分析了从斯隆数字巡天（SDSS）中提取的精心挑选的卫星星系样本的角分布和轨道旋转方向。我们还研究了这些统计数据的N-体模拟宇宙结构的形成设置在LCDM范式下的各种假设的磁盘角动量的方向。假设盘的角动量与其宿主暗物质晕内部区域的角动量对齐，我们发现模拟的卫星晕中表现出逆时针运动的比例为0.55-0.60，较大的卫星更有可能被逆时针运动。在我们的观测样本中，大约60%的卫星表现出横向运动，这一结果与模拟样本大致一致。与最近的几项研究相反，我们对卫星星系的观测样本显示，没有证据表明它们的主盘各向异性分布。同样，这一结果与我们模拟的卫星样本大致一致，假设磁盘和晕角动量对齐。然而，我们的观测样本的小尺寸还不允许我们区分关于盘在其晕中的取向的各种假设。最后，我们评估了污染的重要性，由闯入者测量的逆行和逆行统计。
2005-06-22 astro-ph
CLUSTERING AND LARGE SCALE STRUCTURE WITH THE SDSS
斯隆数字巡天（SDSS）将提供对高纬度北部天空的完整成像和光谱巡天。2D巡天将以五种颜色拍摄天空，并将包含近5 x 107个星系，g ~ 23 m。光谱巡天将获得最亮的106个星系、105个类星体和103.5个富星系团的光谱（g分别为18.3- 19.3 m）。我总结了一些科学的机会，将有可能通过这项调查，研究集群和宇宙的大尺度结构。该调查将确定数千个丰富星系团的完整样本，包括2D和3D -迄今为止最大的自动样本。广泛的星系团样本可以用来确定星系团的关键成团性质，如光度函数、速度函数和质量函数（宇宙学模型的关键测试），详细的星系团动力学和W（dyn），星系团关联函数及其对丰富度的依赖，星系团演化，超星系团和空洞到迄今为止观察到的最大尺度，星系团的运动及其大尺度的奇特速度场，星系团的x射线和光学性质之间的详细关系，密度-形态关系，以及星系团-类星体的关联。大红移巡天的深度达600 h-1 Mpc，将精确地绘制迄今观测到的最大尺度，确定不同类型星系在这些大尺度上的功率谱和关联函数，并研究类星体成团到高红移（z 4）的过程。宇宙学模型，暗物质和W的调查的影响进行了讨论。
1995-03-29 astro-ph
Peculiar Broad Absorption Line Quasars found in DPOSS
随着最近发布的大型（即，通过使用DPOSS、2 MASS和SDSS等经过良好校准的光度测量，重要目标的光谱识别不再是一个简单的问题。为了提高光谱测量的回报，候选源往往被优先选择为感兴趣的，如棕矮星或高红移类星体。这种方法虽然对有针对性的项目有用，但有可能遗漏新的或不寻常的物种。因此，我们采取了光谱识别感兴趣的源的替代路径，唯一的标准是它们处于由DPOSS调查定义的g-r和r-i颜色空间的低密度区域。在本文中，我们提出了三个特殊的宽吸收线类星体，发现在这个光谱调查，证明这种方法的有效性。PSS J 0052 +2405是一颗铁LoBAL类星体，红移z = 2.4512，具有广泛的吸收光谱。PSS J 0141 +3334是一个变红的LoBAL类星体，z = 3.005，没有明显的发射线。PSS J1537+1227是一个红移z = 1.212的铁LoBAL，具有强窄的MeV和FeII发射。这三个类星体的后续高分辨率光谱有望提高我们对BAL类星体的理解。特定的参数空间，在这种情况下，一个双色空间，这三个源的红移的敏感性是戏剧性的，提出了对传统的技术定义类星体人口的统计分析的问题。
2003-04-09 astro-ph
Slow relative motion of IRAS galaxies at small separations: implications for galaxy formation models
本文报道了在IRAS PSCz巡天中对星系两点关联函数和成对奇特速度的测量结果。实空间两点相关函数可以拟合到具有$γ=1.69$和$r_0=3.70 \mpc$的幂律$ξ(r) = (r_0/r)^γ$。两两特有速度色散$σ_{12}(r_p)$在$r_p=3\mpc$处接近于$400 \kms$，在$r_p \approx 0.2 \mpc$处减小到大约$150 \kms$。这些值是显着低于从Las Campanas红移巡天获得的，但同意非常好的结果由SDSS小组报告的蓝色星系later on.We已经构建了模拟样本从N体模拟与集群加权的偏见和从理论上构建GIF目录。我们发现，模拟星系的两点关联函数可以与观测结果相一致，但该模型并不能将星系的速度色散降低到PSCz数据所测量的水平。因此，我们得出结论，PSCz星系的奇特的速度色散需要一个偏置模型，大大减少了奇特的速度色散在小尺度上相对于他们的空间集群。结果表明，要么宇宙演化模型需要修正，要么速度偏差是IRAS星系速度色散的重要原因。
2002-01-10 astro-ph
Topology from the Simulated Sloan Digital Sky Survey
我们测量的拓扑结构（属曲线）的星系分布在一个模拟的红移目录，旨在类似于即将到来的斯隆数字巡天（SDSS）。该目录，从一个大的N-体模拟的Lambda-CDM cosmological模型，模仿预期的光谱选择程序的SDSS的一些细节。模拟巡天的星图、红移切片和三维等高线图揭示了丰富而复杂的结构，包括空洞和超星系团的网络，类似于CfA红移巡天和拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）中看到的模式。三维亏格曲线可以从模拟星表中以极高的精度测量;该曲线具有高斯随机相位初始条件下预测的一般形状，但误差条足够小，足以证明非线性引力演化引起的与该形状的细微偏离。这些畸变具有Matsubara（1994）微扰分析所预测的形式，但幅度要小得多。我们还测量了三维亏格曲线的径向特有的速度场测量的距离指示关系（与现实的错误）的模拟目录。该亏格曲线与高斯随机相位预测一致，但由于需要较大的平滑长度来克服测量速度场中的噪声，因此其精度相对较低。最后，我们测量的2-D的红移切片的拓扑结构，类似于早期的切片从SDSS和切片已经观察到的LCRS。这些切片的亏格曲线与观测到的LCRS的亏格曲线一致，为支持Omega_M~0.4的暴胀CDM模型提供了进一步的证据。该目录可在http://www.astronomy.ohio-state.edu/~dhw/sdss.html上公开获得。
2000-04-24 astro-ph
Luminosity dependence of the spatial and velocity distributions of galaxies: Semi-analytic models versus the Sloan Digital Sky Survey
通过比较半解析星系星表与斯隆数字巡天（SDSS）的数据，我们表明，目前的星系形成模型再现定性的依赖星系集群和成对的特有速度对光度，但一些微妙的差异与数据仍然存在。通过构建一个大型的模拟星系红移调查，具有相同的选择功能的SDSS数据发布四（DR 4）的比较。模拟巡天是基于Croton等人和Kang等人提出的两套半解析星表，从模拟星表中，我们测量了不同光度区间星系的红移空间投影两点关联函数、功率谱和傅立叶空间和位形空间的成对速度色散（PVD）。然后，我们将这些理论预测与来自SDSS DR 4的测量结果进行比较。在大尺度上，对于比L* 亮的星系，两组模拟星表都与数据吻合得很好。然而，对于较暗的星系，这两个模型预测更强的集群和更高的成对速度比观察。我们证明，这个问题可以得到解决，如果在大规模的晕的微弱卫星星系的分数减少了~30%的模型预测相比。直接观察模型星系目录显示，有相当一部分（15%）的暗星系（$-18<M_{^{0.1}r}<-17$）居住在具有$M_{vir}>10^{13}\msun$的晕中，并且这些星系主要是红色的。这些微弱的红色星系是低光度星系在小尺度上的高PVD值的原因。
2007-01-18 astro-ph
