Inclination-Dependent Luminosity Function of Spiral Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey: Implication for Dust Extinction
利用SDSS DR2中选取的61506个旋涡星系样本，研究了不同倾角旋涡星系的光度函数。我们发现LF的特征光度$L^*$随倾角的增加而减小，而暗端斜率$α$仅与倾角有微弱的相关性。LF的倾角依赖性与一个简单模型中光学深度与倾角的余弦成正比的预期一致，我们使用似然方法恢复余弦前面的系数，$γ$的值与给定波段的星系光度完全无关，用这种方法得到的5个SDSS波段的$γ$值给出了一条消光曲线，它是波长的幂律（$τ\proptoλ^{-n}$），幂指数为$n=0.96\pm0.04$。利用Kauffmann et al.（2003）得到的星系尘埃消光，我们导出了旋涡星系的“消隐校正”光度函数。尘埃消光使$M^*$在$z$波段变暗约0.5星等，在$u$波段变暗约1.2星等。由于我们的分析是基于一个样本的选择效果得到很好的控制，边缘上的星系相对于面对星系的调光是最好的解释，假设星系盘在光学厚的尘埃粒子。
2006-11-22 astro-ph
Checking the reliability of equivalent width R23 for estimating metallicities of galaxies
我们验证了用当量宽度（EW）R23代替经折射率校正的光通量R23是否可以计算星系的O/H丰度，并提出了一种改进方法，以提高这种经验方法的可靠性，这种方法常用于星系的非光通量定标谱。我们从SDSS-DR2中选择了37，173个恒星形成星系，它提供了广泛的属性来测试EW方法。EW-R23方法带来了显著的偏差：对于大部分SDSS星系，它可能会影响log（O/H）的确定，影响的因素范围从-0.2到0.1 dex，对于某些星系，影响的因素范围从-0.5到0.2 dex。我们用α =（I_[OII]/I_H β）/（EW_[OII]/EW_H β）来描述这种差异（或偏差），它实际上与尘埃消光无关，而与Dn（4000）密切相关，尽管在较低的显著性下，与（g-r）颜色密切相关。EW-R23方法不能用作经折射率校正的通量R23方法的替代。从分析三阶多项式拟合的阿尔法与（g-r）的颜色，我们已经能够纠正EW-R23方法。通过这种额外的和简单的校正，EW-R23方法提供了O/H丰度值类似于那些来自双折射校正的通量R23方法，对于> 92%的SDSS星系，精确度为~0.1 dex。
2007-08-28 astro-ph
The radial extinction profiles of late-type galaxies
利用近红外（IR）和紫外（FOCA）图像研究了六个邻近晚型星系的紫外消光（由远红外/紫外比值推断）的径向变化。我们比较了紫外消光梯度与其他消光指标（巴耳末衰减），并寻找我们的星系之间的消光，金属丰度和气体表面密度之间的关系。我们在我们的小样本中发现了灭绝和金属丰度之间的明确关系。这些观察到的关系用于校准可用于晚期星系紫外、可见光和近红外图像消光校正的经验配方。
2004-07-29 astro-ph
Detection of the 2175Å~ extinction feature and 21-cm absorption in two MgII systems at z~1.3
我们在斯隆数字巡天（SDSS）数据库中发现了两个位于z~1.3处的尘埃MgII干涉吸收系统。这两个类星体的整体光谱都是红色的（u-K>4.5等），并且可以很好地用复合类星体光谱来模拟，复合类星体光谱是由大麦云（LMC 2）超壳层的消光曲线红移到Mg II系统的静止坐标系的结果。特别地，我们清楚地检测到在$λ_{\rm rest}\sim 2175$ ~ λ处存在UV消光凸起。即使在低信噪比和低分辨率的SDSS光谱中，也可以检测到来自这些系统的弱跃迁的吸收线，如SiII $λ$ 1808，CrII $λ$ 2056，CrII+ZnII $λ$ 2062，MnII $λ$ 2594，CaII $λ$ 3934和TiII $λ$ 1910，表明这些物种的高柱密度。从这些吸收线推断出的耗尽模式与LMC冷中性介质中看到的一致。利用LMC A_V与N（HI）的关系，我们导出了两个系统中的N（HI）~ $6\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。金属丰度接近太阳能。用巨型米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）对这两个相对较弱的射电强类星体（f $_ν$ ~ 50 mJy）进行了观测，结果发现这两个类星体都有21 cm的吸收。我们证明了气体的自旋温度为或小于500 K。这些系统提供了一个独特的机会，以寻找分子和扩散星际带在z>1。
2008-09-04 astro-ph
Semi-empirical analysis of SDSS galaxies: I. Spectral synthesis method
在本文中，我们研究的功率谱合成作为一种手段来估计星系的物理性质。光谱合成只不过是将观测到的光谱分解成各种年龄和金属丰度的简单恒星星族的叠加，产生星系的恒星形成和化学历史，它的消光和速度色散。我们使用Bruzual & Charlot（2003）模型和3650 - 8000 nm范围内的观测光谱实现了这种方法。通过三种不同的方法研究了这种方法的可靠性：（1）模拟，（2）与以前基于不同技术的工作进行比较，以及（3）分析从SDSS中获得的星系样本结果的一致性。我们发现，光谱合成提供了可靠的物理参数，只要一个不试图非常详细的描述恒星的形成和化学的历史。我们表明，除了提供良好的适合观测到的星系光谱，这种方法是能够恢复有用的信息，恒星年龄的分布，更重要的是，恒星金属丰度。恒星质量，速度色散和灭绝也被发现是准确地检索现实的信噪比。我们将这种合成方法应用于SDSS DR 2的50362个星系的体积有限的样本，产生一个恒星星族属性的目录。与最近的估计，观察到的和物理性质的这些星系获得其他团体的比较显示出良好的定性和定量的协议。通过几个经验和天体物理学合理的合成结果和独立量之间的相关性，进一步加强了该方法的可信度。
2004-12-17 astro-ph
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy III. Interstellar extinction and colours of the SiO targets
我们已经确定了441晚型恒星的样本在银河系内部，我们以前搜索的SiO脉泽发射，使用2 MASS近红外测光周围的恒星的消光校正。由此，发现近红外消光定律近似于幂律A $_λ\propto λ^{-1.9\pm0.1}$。综述了已知Mira星的近红外和中红外色-色性质。从SiO靶星的去红红外色分布，我们推断出$10^{-7}$和$10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量损失率。
2005-03-08 astro-ph
Spectral Synthesis of SDSS Galaxies
我们调查的功率谱合成作为一种手段来估计星系的物理性质。光谱合成只不过是将观测到的光谱分解为不同年龄和金属丰度的简单恒星星族的叠加（来自Bruzual & Charlot 2003），产生星系的恒星形成和化学历史，它的灭绝和速度色散。我们讨论了这种方法的可靠性，并将其应用到一个体积有限的样本50362星系的SDSS数据发布2，产生一个目录的恒星星族属性。与最近估计的观测和物理性质的这些星系获得其他团体的比较显示出良好的定性和定量的协议，尽管分析方法有很大的差异。通过几个经验和天体物理学合理的合成结果和独立量之间的相关性，进一步加强了该方法的可信度。例如，我们报告恒星和星云的金属岩，恒星和星云的色散，平均恒星年龄和等效宽度的H α和4000毫米的休息，恒星质量和速度色散之间存在很强的相关性。我们还提出了一个星等有限的样本，这清楚地表明，双峰的星系人口的分析的初步结果是在合成中计算的参数。我们的结果也与星系形成和演化的“缩小”方案相一致。最后，我们指出了早期型系统的光谱合成所面临的主要问题之一：这里采用的光谱基础是基于太阳尺度的演化轨道，其丰度模式可能不适合这种类型的星系。
2005-06-17 astro-ph
Looking at quasars through galaxies
观测类星体（QSO）通过或接近星系闪耀提供了一种方法，通过尘埃消光和引力透镜探测前景物质的性质。本文研究了利用类星体的背裂测量尘埃消光特性的可行性。我们测试我们的方法来寻找类星体受干预灭绝，通过匹配的坐标在SDSS类星体DR 3目录与纽约大学增值星系目录。总共发现了164个类星体星系对，它们在星系红移处的星系中心和类星体视线之间的距离小于30千秒差距。用多波段SDSS测光研究类星体的颜色，发现两对星系红移z < 0.08的类星体特别有趣，因为它们在前景旋涡星系中显示出在很大的光学半径上具有重银河型消光的证据，R_v ~ 3.1。根据现有的数据，这两对是否可以被解释为统计颜色异常值，通过宿主灭绝，或者如果它们提供了螺旋星系外围尘埃的证据，仍然没有定论。更深的星系目录和/或更高分辨率的后续类星体光谱将有助于解决这一问题。我们还分析了五个类星体在文献中报道的光谱吸收功能起源于一个干预系统。这些系统的红移比其他两个更高，我们发现在大多数情况下显着较低的最佳拟合值的R_v。R_v发现的首选值的范围很广，虽然受到很大的不确定性，已经表明，在其他星系的尘埃性质可能是不同的银河系。此外，现有的数据表明，随着红移的增加，尘埃的性质可能会发生变化，在高z时，R_v会降低。
2006-01-27 astro-ph
The Rate of Type Ia Supernovae at z~0.2 from SDSS-I Overlapping Fields
在斯隆数字巡天（SDSS-I）的过程中，大部分的被测区域被观测了不止一次，这是由于视场的重叠，通常是在不同的时期。我们利用其中的一些数据进行超新星（SN）调查的平均红移z=0.2。我们的档案搜索，在SDSS-I重叠区域的5%，产生29个SN候选人明确与宿主星系。使用Poznanski等人的贝叶斯光度分类算法，校正分类偏差后，我们发现29个候选者中有17个可能是Ia型SNe。考虑到调查的探测效率和宿主灭绝，这意味着Ia型超新星的速率为R=14.0+（2.5，1.4}-（2.5，1.1}+/-2.5 10^-14 h（70）^2 yr^-1 L_sun^-1，其中误差分别为泊松误差、系统探测效率误差和系统分类误差。体积速率为R=1.89+（0.42，0.18）-（0.34，0.15）+/-0.42 10^-5 yr^-1 h（70）^3 Mpc^-3。我们的测量是一致的，与其他速率测量在低红移。通过分析SDSS-I的完整数据库，SNe的数量可能会增加一个数量级。
2008-08-18 astro-ph
Star-forming galaxies in SDSS: signs of metallicity evolution
星系在宇宙时间中的演化在高红移下已经得到了广泛的研究，但在低红移下的研究还很少。然而，低红移的研究将为星系的演化提供重要的线索，提供本地和高红移宇宙之间所需的联系。在这项工作中，我们专注于在低红移的螺旋星系中的气体的金属丰度，寻找化学演化的迹象。本文分析了在不同红移下光度相近的成星星系的金属丰度含量，利用SDSS-DR 5（Sloan Digital Sky Survey-Data Release 5）数据，采用0.1 ~ 0.4的不同红移间隔，对成星星系的金属丰度进行了研究。我们使用SDSS-DR 5的公开数据，用STARLIGHT光谱合成代码处理，校正尘埃消光的通量，使用R23方法估计金属丰度，并根据[NII]6583/[OII]3727线比分析样品。在最后的207个星系样本中，我们发现12+log（O/H）相对于其余星系的红移区间0.3 < z < 0.4减少了~0.1 dex，这可以解释为低z星系金属丰度演化的证据。
2008-12-14 astro-ph
The Differences of Star Formation History Between Merging Galaxies and Field Galaxies in the EDR of the SDSS
根据Sloan数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR）中的合并星系星表，利用4000 μ s破裂强度、Balmer吸收线指数和比恒星形成率3个光谱指标，统计研究了合并星系与场星系恒星形成历史的差异。研究发现，对于早型并合星系，由于其稳定性和缺乏冷气体，这种相互作用不会引起恒星形成活动的显著增强。另一方面，晚型并合星系在1Gyr以内的不同时间尺度上，一般都比场星系有更活跃的恒星形成活动。晚型并合星系的平均恒星年龄比晚型场星系的年轻。
2007-03-14 astro-ph
The nature of the SDSS galaxies in various classes based on morphology, colour and spectral features -- I. Optical properties
我们提出了一个全面的研究的SDSS星系的性质分为各种类别的基础上，它们的形态，颜色和光谱特征。SDSS星系被分为早期型和晚期型;红色和蓝色;被动，HII，Seyfert和LINER，共返回16个精细的星系类别。我们研究了每一类星系的七个物理参数的光度依赖性。我们发现，超过一半的红色早型星系（REG）有恒星形成或活动星系核的活动，这些活跃的REG具有较小的轴比和蓝色的被动REG相比。蓝色早型星系（BEGs）显示出与REG相似的结构特征，但它们的中心比REG更蓝。发现HII BEG具有比被动BEG更蓝的中心，但是HII REG具有比被动REG更蓝的外部。膨胀主导的晚型星系有红色。被动红色晚类型在几个方面与REG相似。大多数蓝色晚型星系（BLG）都有正在形成的恒星，但有一小部分BLG没有显示出当前恒星形成活动的证据。考察了不同类间其它物理参数的差异，并讨论了它们对星系演化的意义。
2008-07-01 astro-ph
The structure of galactic disks: Studying late-type spiral galaxies using SDSS
利用SDSS巡天的成像数据，我们给出了一个完整的样本~90个正面到中间倾斜的临近晚型（Sb-Sdm）螺旋星系的g'和r'径向恒星光分布。表面亮度分布是可靠的（1 sigma不确定度小于0.2 mag），低至mu=~ 27 magsqarcsec。只有~10%的星系有一个正常/标准的纯指数盘下降到我们的噪音极限。其余星系的表面亮度分布更好地描述为一个破碎的指数。大约60%的星系的指数分布在~1.5-4.5倍的标度长度之间有一个中断，然后是一个向下弯曲的，更陡峭的外部区域。另外约30%也显示出一个明显的断裂，在约4.0-6.0倍的尺度长度之间，但随后是一个向上弯曲的较浅的外部区域。一些星系的表面亮度分布甚至更复杂。轮廓的形状与哈勃类型相关。在后期哈勃类型中，下弯断裂更为频繁，而上弯断裂的比例则向早期类型上升。没有明确的关系被发现之间的环境，其特点是邻居的数量，和形状的轮廓的星系。
2006-05-04 astro-ph
Lensing, reddening and extinction effects of MgII absorbers from z=0.4 to z=2
利用SDSS DR 4数据集中检测到的近7000个强MgII吸收体（0.4 < z < 2.2）样本，我们研究了它们对背景类星体的引力透镜和尘埃消光效应。在仔细量化几个选择偏差后，我们分离出作为红移和吸收体静止等效宽度W_0的函数的红化效应。我们发现尘埃的数量随着宇宙时间的增加为（1+z）^（-1.1 +/-0.4），遵循宇宙恒星密度或综合恒星形成率的演化。我们在E（B-V）中测量了30倍以上的红化效应，发现尘柱密度与W_0^（1.9 +/- 0.2）成正比，这为金属吸收体的理论建模提供了重要的标度。我们还测量了尘埃与金属的比例，发现它与银河系相似。与以前的研究相比，我们没有检测到任何引力放大的MgII系统。我们测量了上限μ<1.10，并讨论了差异的来源。最后，我们估计了由于消光效应而错过的吸收体的分数，并且表明在1<W_0<6埃的范围内，它从1%上升到50%。我们参数化这种影响，并提供了一个恢复的吸收体休息等效宽度的本征分布的校正。
2007-06-07 astro-ph
Higher Order Moments of the Angular Distribution of Galaxies from Early SDSS Data
我们提出了初步的结果计数细胞的角分布的星系在早期数据的斯隆数字巡天（SDSS）的统计。我们分析一个矩形条纹$2.5^\circ$宽，覆盖约160平方米。度，包含超过$10^6$星系在视星等范围$18 < r^\prime < 22$，与地区的视力不佳，污染从明亮的恒星，鬼，和高星系消光掩盖。该调查区域是SDSS早期数据发布的一部分，与最近计算的两点角聚类统计数据相同。细胞计数的第三和第四矩$s_3$（偏度）和$s_4$（峰度）构成了迄今为止在角度尺度$0.015^\circ-0.3^\circ$上对这些量（对于$r^\prime < 21$）的最准确测量。它们显示了非线性结构形成模型预期的近似分层尺度，并且与$Λ$主导的冷暗物质模型的预测合理一致，其中星系偏置抑制了小尺度下的高阶相关性。这些结果与APM、EDSGC和DeeprangeSurvey中以前的测量结果基本一致。这些结果表明，SDSS成像数据在很大程度上没有系统分类，因此能够确定偏度和峰度为1%，小于10%，正如Colombi，Szapudi和Szalay（1998）所预测的那样。
2001-11-02 astro-ph
Precision Measurements of Higher-Order Angular Galaxy Correlations Using 11 Million SDSS Galaxies
我们提出了N点星系面积平均角关联函数wN的估计，其中N = 2，.，7来自斯隆数字巡天（SDSS）的第三次数据发布。该样本是从18 < r < 21的星系中选出的，是有史以来用于研究高阶相关性的最大样本。测量的wN用于计算投影的sN和实空间SN分层幅度。这产生了高精度的测量超过0.2至10 h-1百万秒差距，这是一致的高斯原始密度波动。测量结果表明，高阶星系偏差是不可忽略的，因为定义b1 = 1产生c2 = -0.24 +/- 0.08。我们报告了第一个SDSS测量的轻微显着的三阶偏差，c3 = 0.98 +/- 0.89，这表明偏差项可能是显着的，甚至更高阶。以前对c2的测量结果不一致。如果不同的数据集对不同的星系类型进行采样，特别是如果不同的星系类型表现出不同的高阶偏差，则预期会出现不一致性。我们发现早期类型的星系表现出显着不同的行为比晚型在小尺度和大尺度。在大尺度下（r > 1 h-1 Mpc），晚型星系的SN值比早型星系的低，这意味着它们的高阶偏差存在显著差异。我们发现b1，early = 1.36 +/- 0.04，c2，early = 0.30 +/- 0.10，b1，late = 0.81 +/- 0.03，c2，late = -0.70 +/- 0.08。我们的研究结果是强大的对系统的影响变红和看到。后者在wN中引入了次要结构。
2006-05-31 astro-ph
Superhump periods in the UGSU-type dwarf nova SDSSp J082409.73+493124.4
我们目前的观测和分析的第一次报告的超爆发的矮新星SDSSp J082409.73+493124.4在2007年2月/3月。从观测到的最大星等15.4C开始，它以0.09等/日的速度下降了7天，又在16等附近变平了5天，然后迅速回到19.4等的平静状态。爆发后期光变曲线的平坦化与超级峰的再生长无关。在最初的5天里，我们观测到了周期为0.06954（5）d的普通超级峰，从而确认了它是UGSU型矮新星的分类。随后是一个相变到晚期的超峰，周期为0.06921（6）d。我们在0.0687（6）d处发现了一个小而持久的信号，我们将其解释为轨道周期。
2007-07-12 astro-ph
The oxygen abundance calibrations and N/O abundance ratios of ~40,000 SDSS star-forming galaxies
利用从Sloan数字巡天数据库（SDSS-DR 2）第二次数据发布中选取的38，478个恒星形成星系的大样本，我们从几个对金属敏感的发射线比值：[N II]/H_α，[O III]/[N II]，[N II]/[O II]，[N II]/[S II]，[S II]/H_α和[O III]/H_β导出了氧丰度的分析刻度。这套一致的强线氧丰度校准将是有用的，为未来的丰度研究。其中，[N II]/[O II]定标方法对富金属星系的定标效果最好，因为它不依赖于电离参数，散射小。首先必须适当考虑尘埃灭绝。这些刻度更适合于富金属星系（8.4<12+log（O/H）<9.3）和星系的核区。观测到的关系与Kewley & Dopita（2002）的光电离模型的预期一致。然而，大多数观测数据的电离参数q分布在1*10^7到8*10^7 cm s^{-1}的范围内，对应于logU= -3.5到-2.5，比模型所建议的要窄。我们还估计（N/O）丰度比这个大样本的星系，这些都是一致的组合的“主要”和占主导地位的“次要”成分的氮。
2006-07-05 astro-ph
Anoxia duirng the Late Permian Binary Mass Extinction and Dark Matter
最近的证据相当令人信服地表明，晚二叠世生物危机实际上是一个二元灭绝与一个独特的结束瓜达卢普灭绝脉冲之前的主要终端结束二叠纪鞑靼事件500万年。此外，缺氧似乎是密切相关的每一个这些古生代末二元构造。大多数主流模型都无法解释这场危机的缺氧和二元特征。在本文中，我们表明，最近提出的火山成因的暗物质的情况下成功地做到这一点。
1998-05-26 astro-ph hep-ph physics.ao-ph
Evolution of the Colour--Radius Relation and the Morphology--Radius Relation in the SDSS Galaxy Clusters
我们利用斯隆数字巡天的736个星系团的均匀样本，研究了$0.02\leq z\leq 0.14$、$0.14< z\leq 0.20$和$0.20< z\leq 0.30$三个红移仓的颜色-星系团中心半径关系和形态-星系团中心半径关系的红移演化。这两种关系在所有的红移区间都得到了很好的定义;蓝/晚型星系的比例随着星系团的向外增大而增大;蓝/晚型星系的比例随着红移的减小而减小。这种趋势与Butcher-Oemler效应和形态学Butcher-Oemler效应一致。此外，我们发现，颜色（光谱）的演变几乎完成了$z\sim0.2$，而形态的演变继续到今天。在所有的红移面元中，颜色-半径关系都是平滑的，而形态-半径关系只在最高红移面元中有一个突变。研究还发现，蓝晚型星系的比例主要在最高和中间红移仓之间减少，而红晚型星系的比例在所有红移仓中随着红移的减小而不断减少。这些结果与颜色（光谱）演变的时间尺度比形态演变的时间尺度短的解释一致。这表明处于转变中期的红晚型星系是被动旋涡星系。
2003-12-01 astro-ph
2MASS Reveals a Large Intrinsic Fraction of BALQSOs
宽吸收线类星体（BALQSO）的内禀分数对于约束类星体的几何和演化模型具有重要意义。我们给出了在SDSS DR 3样本中红移范围为1.7 < z < 4.38的2 MASS探测到的类星体中BALQSO的比例。在2 MASS 99%数据库K_s带完整性样本中，BALQSO的比例为40.4^{+3.4}-3.3}%，在较大的2 MASS样本中，BALQSO的比例为38.5^{+1.7}-1.7}%。这些分数显著高于相同母体样品光学带中报告的26%。我们还提出了BALQSO的分数的视星等，绝对星等，和红移的2 MASS和SDSS波段的功能。在每次比较中，2 MASS分量始终高于SDSS分量，BALQSO分量随波长从SDSS u到2 MASS K_s带逐渐增加。此外，BALQSO和非BALQSO的i-K_s颜色分布表明BALQSO比非BALQSO更红，K-S检验概率为2 e-12。这些结果与BALQSO和非BALQSO之间的光谱差异一致，包括BALQSO中的吸收槽和尘埃消光，这导致在光学波段对BALQSO的显着选择偏差。使用一个简单的模拟，将类星体的光度函数和BALQSO的遮蔽量，我们同时适合BALQSO分数的SDSS和2 MASS波段。我们得到了一个真正的BALQSO分数为43 \pm 2%的发光类星体（M_{K_s} \lesssim -30.1等）。
2007-09-18 astro-ph
Non-LTE modeling of the near UV band of late-type stars
我们调查LTE和非LTE模型的能力，以适应近紫外波段的绝对流量分布和个人谱线配置文件的三个标准的恒星，高品质的分光光度计和高分辨率光谱：太阳（G2 V），大角星（K2 III），南河三（F5 IV-V）。我们研究了1）原子线列表的选择对NLTE模型拟合近紫外波段通量水平的能力的影响，2）允许NLTE模型拟合观测所需的假设连续热吸收消光源的量，以及3）用NLTE模型和标准连续近紫外消光拟合观测所需的半经验温度结构。我们发现，所有的模型计算与高质量的原子线列表预测太多的流量在近紫外波段的大角星，但适合较温暖的恒星。在近紫外线的太阳辐照度的独立测量之间的差异是足够大的，我们不能肯定地得出结论，模型预测太多的近紫外线通量，与其他最近的结果。我们推测，目前的大气模型的K巨星在近紫外波段的不足是最好的解决，假设仍然缺少连续的热消光，和失踪的近紫外消光变得更加重要，降低有效温度的光谱类晚于早期G，这表明分子起源。
2008-11-07 astro-ph
The Morphological Butcher-Oemler effect in the SDSS Cut&Enhance Galaxy Cluster Catalog
我们调查的演化的分数晚型星系团的红移的函数，使用最大的，最均匀的集群样本之一。样本由斯隆数字巡天切割和增强星系团目录中的514个星系团组成，范围为0.02<z<0.3。该星表是使用单一自动聚类查找算法对来自单一望远镜的统一数据进行创建的，具有准确的CCD测光，从而最大限度地减少选择偏差。我们使用四种独立的方法来分析晚型星系分数的演化。具体地说，我们选择晚型星系是基于：restframe g-r色，u-r色，星系轮廓拟合和集中指数。第一个标准对应于经典Butcher-Oemler分析中使用的标准。后三个判据对星系的形态类型更为敏感。在所有四种情况下，我们发现增加的比例晚型星系的红移增加，在99.9%的水平显着。结果证实，星系团确实会随着红移而改变颜色（Butcher-Oemler效应），此外，它们会向更高的红移方向改变其形态-这表明Butcher-Oemler效应的形态等价物。我们还发现了一个趋势，更丰富的星系团有较低的分数晚型星系。该趋势与冲压压力汽提模型一致，其中较富的簇由于其较高的温度而具有更有效的冲压压力。
2003-06-11 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
Morphological Dependence of MIR Properties of SDSS Galaxies in the Spitzer SWIRE Survey
利用Sloan数字巡天（SDSS）第四次数据发布（DR 4）的154个光通量受限星系样本，与斯皮策宽域红外河外巡天（Spitzer SWIRE）的ELAIS-N1、ELAIS-N2和Lockman Hole场进行了交叉相关，研究了星系形态类型与中红外（MIR）特性之间的相关性。对SDSS和Spitzer图像进行孔径测光，以获得光学和MIR特性。形态分类给出了基于SDSS g-和r-波段图像的视觉检查和鼓包盘分解。不同形态类型的平均膨胀率与总膨胀率（B/T）是一个平滑函数。8 μ m（尘埃）和24 μ m（尘埃）的光度及其与3.6 μ m（MIR尘埃-恒星比）的相对光度比与哈勃T型和B/T都有明显的相关性。早型星系与晚型星系在和平号星的性质上存在显著差异，特别是在和平号星的尘星比上。研究表明，和平号尘埃与恒星比是区分早型星系和晚型星系的有效方法。根据恒星质量与3.6 μ m光度之间的密切关系，导出了由3.6 μ m光度计算恒星质量的公式。我们还研究了我们样本中的边缘星系和棒星系的MIR性质。由于它们呈现出与其他样本星系相似的MIR特性，因此它们不会影响整个样本的MIR特性。
2007-06-19 astro-ph
Late Ordovician geographic patterns of extinction compared with simulations of astrophysical ionizing radiation damage
根据超新星和伽马射线暴等各种强电离辐射事件的强度和速率，地球很可能在中生代遭受过一次或灭绝级事件。这些变化导致大气化学发生变化，因此，到达地表和近地表水的太阳紫外线B辐射水平可能会在长达十年的时间内增加一倍。从实验中得知，这种UVB水平足以杀死许多种生物，特别是浮游植物。它很容易导致海洋中以光合作用为基础的食物链崩溃。在大气变化的模拟中，损害的纬度分布有明显的规律。我们以前提出，晚奥陶纪灭绝是一个合理的候选人，从电离辐射事件的贡献，根据三叶虫的环境选择性。为了检验基于这一建议的零假设，我们面临的纬度差异灭绝率预测的模拟与数据发表的分析纬度梯度在奥陶纪灭绝。紫外线B的破坏模式总是在某些纬度显示出强烈的最大值，在最大值的北部和南部强度要低得多。我们发现，从我们的模拟预测的损害模式是一致的数据假设爆发大约在南极，并没有进一步北超过-75度。我们预测，任何大陆块（如中国北方的部分地区，劳伦提斯和新几内亚），然后躺在赤道以北应该是一个避难所，从UVB效应，并显示出不同的模式灭绝的第一次罢工的奥陶纪末灭绝，如果由这样的辐射事件。
2009-02-02 astro-ph physics.ao-ph physics.bio-ph
Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?
伽马射线暴（以下简称GRB）产生的辐射通量在整个可观测的宇宙中都是可探测的，其中至少有一些与星系有关。我们银河系内的GRB可能会对地球生物圈造成相当大的破坏;速率估计表明，危险的近GRB平均每十亿年发生两次或更多次。在生命的历史上，地球至少经历了五次大规模的灭绝，消灭了大部分的生物群。许多可能的原因已被记录在案，伽玛射线暴也可能有贡献。大约4.4亿年前的奥陶纪晚期大灭绝可能至少部分是伽马射线暴的结果。伽玛暴在地面效应方面的一个特殊特征是10 s量级的近脉冲能量输入。由于预期臭氧层会严重损耗，强烈的太阳紫外线辐射将来自附近的伽马射线暴，此时的一些灭绝和生存模式可能是由于到达地球的紫外线辐射水平升高。此外，伽玛射线暴还可能引发全球变冷，这种变冷发生在奥陶纪末期，之后是一段相对温暖的气候。当时强烈的快速冷却和冰川作用，以前被认为是这次大规模灭绝的可能原因，可能是伽马射线暴造成的。
2004-04-23 astro-ph physics.ao-ph physics.bio-ph
