The Gas-Phase Metallicity of Central and Satellite Galaxies in the SDSS
本文利用Yang等人的SDSS星系群星表研究了成星星系的气相金属丰度与环境的关系。我们发现卫星星系和中央星系遵循一个定性相似的恒星质量（M_*）-气相金属丰度关系。然而，相对于同样质量的中心星，土星的气相金属丰度更高，并且这种差异随着M_* 的减小而增大。我们还发现，气相金属丰度的卫星增加晕质量在固定的恒星质量。对于质量较小的星系，这种增量更为明显。我们还表明，低质量的卫星星系有更高的气相金属丰度比相同的恒星金属丰度的中心星系。对于金属丰度与太阳相近的大质量星系来说，这种差异可以忽略不计。我们证明，在固定M * 时，所观测到的星系核和卫星星系气相金属丰度的差异，既不是Pasquali等人为了解释类似的差异而提出的恒星质量剥离（stellar mass stripping）的结果，也不是由表面质量密度或气体质量分数所量化的这些星系过去的恒星形成历史的结果。相反，我们认为这些趋势可能源于三种环境影响的组合：（i）绞窄作用，防止卫星星系吸积新的、低金属含量的气体，否则这些气体会稀释它们的ISM，（ii）外部气体盘的冲压压力剥离，从而抑制低金属含量气体的径向流入，以及（iii）由主晕的热气体提供的外部压力，其防止富含金属的流出物逃离星系。[删节]
2012-06-15 astro-ph.CO
Subaru HSC weak lensing of SDSS redMaPPer cluster satellite galaxies: Empirical upper limit on orphan fractions
利用Subaru HSC弱引力透镜数据测量SDSS redMaPPer星系团卫星星系周围的暗物质分布，首次给出完全失去暗晕的孤儿星系比例随团心距离的经验上限。
2024-05-02 astro-ph.CO
Small-Scale Structure in the SDSS and LCDM: Isolated L* Galaxies with Bright Satellites
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）中的一个体积有限的孤立星系光谱样本，研究了~L* 银河系类似物周围的发光（M_r <~ -18.3）卫星（如大麦云（LMC））的频率和径向分布，并将我们的结果与模拟中基于丰度匹配的LCDM预测进行了逐对象的比较。我们发现，12%的银河系类星系在75 kpc（预计）内拥有LMC类卫星，42%在250 kpc（预计）内。这意味着大约10%的L * 星系在大麦哲伦星系的距离内有一颗卫星，大约40%的L* 星系在其暗物质晕的维里化范围内有一颗明亮的卫星。值得注意的是，该模拟非常好地再现了观测到的秒的频率、径向依赖性、速度分布和光度函数，这表明LCDM在~50 kpc尺度上提供了对观测到的宇宙的精确再现，其星系的亮度可达到L~10^9 Lsun。叠加时，观测到的这些卫星的成对速度色散为sigma~160 km/s，与其宿主晕质量的丰度匹配预期一致。最后，L* 原色周围的明亮卫星在光度范围内比典型星系明显更红，这表明环境淬灭在星系大小的暗物质晕中起作用，这些暗物质晕通常只包含一个明亮的卫星。这种红色趋势与银河系的LMC形成鲜明对比，即使对于场星系来说，LMC也是不寻常的蓝色。我们认为，大麦哲伦星系的不一致的颜色可能是进一步的证据，它正在经历一个触发恒星形成事件后，第一次下降。
2011-05-23 astro-ph.CO
Population Gradients in the SDSS Galaxy Catalog. The role of merging
我们调查的颜色和恒星星族梯度的本地样本的3500个中央和1150个卫星SDSS早型星系（ETG）的环境的作用。环境参数化的卫星星系的数量，N_gal在每个组。对于中心星系，我们发现，光学颜色和质量与光（M/L）比梯度是浅的中心星系居住在密集的环境（高N_gal）。这一趋势是由金属丰度梯度驱动的，而年龄梯度似乎对环境的依赖程度较低，分散程度较大。另一方面，卫星在环境方面没有显示出任何差异。如果星系按中心年龄分类，也会发现同样的结果，中心星系和卫星星系如果年龄较大，则梯度较浅，如果年龄较小，则梯度较陡，卫星星系与年龄无关。在中央星系中，我们发现，所观察到的趋势可以解释与干合并，这是更多的密度环境和生产浅的颜色梯度，因为更均匀的金属丰度分布由于混合的恒星星族的发生，而没有最终的线索合并发生可以得到卫星。最后，我们讨论了所有的系统学对恒星星族拟合和它们对最终结果的影响。
2012-01-11 astro-ph.CO
Galaxies in filaments have more satellites: the influence of the cosmic web on the satellite luminosity function in the SDSS
研究了斯隆数字巡天（SDSS）中发现的主星系的卫星光度函数（LF）是否依赖于主星系是否处于暗条中。孤立的主星系在SDSS光谱样本中被确定，而潜在的卫星（比它们的宿主暗4个星等）则在更深的光度样本中被搜索。暗条由星系分布通过“Bisous”过程构造而成。孤立的原始星系被分为两个子样本：处于细丝中的星系和不处于细丝中的星系。我们研究了丝状体和非丝状体样本的叠加平均卫星LF，发现平均而言，丝状体星系的卫星LF明显高于非丝状体星系。与非暗条孤立星系相比，暗条环境可以使最亮卫星（$M_\mathrm{sat.} < M_\mathrm{prim.} + 2.0$）的丰度增加$\sim 2$倍。这个结果是独立的主星系的星等，虽然卫星LF星系在最微弱的星等仓，是太嘈杂，以确定是否存在这样的依赖。由于我们的灯丝是从光谱通量有限的样品中提取的，我们认为卫星LF的差异是由于红移，颜色或环境偏差的可能性，发现这些不足以解释我们的结果。卫星LF对宇宙网的依赖性表明，大气环境可能对星系形成的效率有很强的影响。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite abundances around bright isolated galaxies II: radial distribution and environmental effects
我们使用SDSS/DR 8星系样本来研究孤立主星周围卫星星系的径向分布，并与基于Millennium和Millennium-II模拟的半解析星系形成模型进行比较。SDSS卫星在高质量和低质量的原色周围表现不同：那些带有$M_*>10^{11}M_\odot$的轨道物体大多是红色的，并且不像推断的暗物质晕那样集中在它们的宿主上，这种效果在少数蓝色卫星上非常明显。另一方面，质量较小的主星具有更陡峭的卫星轮廓，与预期的暗物质分布相当吻合，并且由蓝色卫星主导，即使在预期强烈环境影响的内部区域也是如此。事实上，这种效应似乎仅对含有$M_* > 10^{11}M_\odot$的原色才很强。目前的半解析模拟无法再现这种行为，因为卫星剖面总是与暗物质的剖面平行，所有质量的原色卫星群都以红色为主。与SDSS的分歧表明，环境影响在模型中过于有效。修改环境和恒星形成过程的处理方法可以大大增加蓝色卫星的比例，但它们的径向分布仍然比观察到的要浅得多。似乎大多数低质量的原生卫星即使在它们的联合晕内轨道运行5 Gyr或更长时间后，也可以继续形成恒星。
2014-05-16 astro-ph.CO
Understanding the nature of luminous red galaxies (LRGs): Connecting LRGs to central and satellite subhalos
我们开发了一种新的丰度匹配方法来构建一个模拟目录的发光红星系（LRGs）在SDSS，使用目录的晕和subhalos在N体模拟的LCDM模型。由于观测结果表明LRG是被动演化的大质量早期型星系，典型年龄>5Gyr，我们假设z=2（z2-halo）的模拟晕是今天观测到的LRG宿主subhalo的祖先，我们将每个祖先z2-halo中最紧密结合的粒子标记为LRG“恒星”。然后，我们按照z2-晕质量的降序排列，将包含这些恒星的暗晕确定为z=0.3（SDSS红移），直到匹配暗晕的共动数密度变得与SDSS LRG的测量数密度相当，n=10^{-4}（h/Mpc）^[3]。一旦确定了上面的规定，我们唯一的自由参数是在z=2处识别的晕的数密度，并且该参数被固定以匹配在z = 0.3处观察到的数密度。通过跟踪每个祖先z2-晕的后续合并和组装历史，我们可以直接计算，从模拟目录，中央和卫星LRG的分布和它们的内部运动在每个主机晕在z=0.3。虽然SDSS LRGs是从SDSS图像中通过星等和颜色切割选择的星系，并且不一定是恒星质量选择的样本，但我们的模拟目录再现了许多SDSS测量结果：中心和卫星LRGs的晕占据分布，LRGs的投影自关联函数，LRGs与背景星系形状的互相关（LRG星系弱透镜），和非线性红移空间畸变效应，上帝的手指效应，在角平均红移空间功率谱。
2013-06-06 astro-ph.CO
The alignment of satellite systems with cosmic filaments in the SDSS DR12
星系和它们的卫星都是在宇宙网中形成的：宇宙中物质的大规模多尺度分布。已知周围的大尺度结构（LSS）能够影响星系的形成，例如晕或星系的自旋和形状与LSS相关，并且这种相关性取决于晕的质量或星系的形态。在这项工作中，我们使用SDSS DR 12构建的组和细丝目录来研究卫星系统和它们所在的大尺度细丝之间的相关性。我们发现，卫星的分布是显着相关的细丝，即卫星系统的主轴优先与最近的细丝的脊柱对齐。对于系统远离细丝脊柱的情况，发现更强的对准信号，而靠近细丝脊柱的系统显示出明显更弱的对准。我们的研究结果表明，卫星是沿着纤维吸积，这与以前的工作。这种远离暗条脊的情况有助于我们理解暗条的形成以及本宇宙中特殊的卫星分布。
2020-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Kinematics III: Halo Masses of Central Galaxies in SDSS
我们利用卫星星系的运动学，围绕中央星系的暗物质晕的质量和中央星系的性质之间的标度关系推断。利用Sloan数字巡天的星系，研究了中心星系的晕质量-光度关系（MLR）和晕质量-恒星质量关系（MSR）。特别是，我们专注于这些标度关系的中央星系的颜色的依赖。我们发现，红色的中央星系平均占据更多的质量比蓝色的中央星系相同的光度晕。然而，在恒星质量固定的情况下，红色和蓝色中心的平均晕质量没有明显的差异，特别是对于M* $\lsim$ 10^{10.5} h^{-2} Msun。这表明恒星质量是比光度更好的晕质量指标。然而，我们发现，在固定的恒星质量的晕质量的散射是不可忽略的红色和蓝色的中心。它增加作为红色的恒星质量的函数，但显示出一个相当恒定的行为，蓝色的中心。我们比较了本文中获得的标度关系与其他独立的卫星运动学研究的结果，从SDSS星系群目录的结果，从星系星系弱透镜测量，并从subhalo丰度匹配的研究。总的来说，这些不同的技术产生的MLR和MSR相当好的协议彼此（通常在两个因素），这表明我们正在收敛于一个准确和可靠的描述星系-暗物质连接。我们简要地讨论了各种方法之间的一些剩余的差异。
2010-03-16 astro-ph.CO
The luminosities of the brightest cluster galaxies and brightest satellites in SDSS groups
我们发现，在基于SDSS的星系群星表中，BCG星系团的光度分布表明，BCG光度只是星系群光度函数的统计极值。后者恰好可以用全星系光度函数（限制在Mr<-19.9）很好地近似，只要我们使用这个函数的参数化，在亮端是准确的。对Brilliant卫星星系的光度分布的类似分析表明，它们最好被认为是来自相同光度分布的第二亮的选择，其中BCGs是最亮的。即，BSG并不是一些通用的卫星光度函数中最亮的，与Halo模型分析的聚类光度依赖性相反。然而，我们然后使用标记相关性来提供这些顺序统计量的一种新的测试，表明从BCGs和BSG绘制的普遍光度函数（即没有晕质量依赖性）的假设与数据不兼容，尽管BCG和BSG光度分布本身并没有暗示这一点。我们还讨论了为什么，因为极端值统计量是明确的函数的绘制数量，BCG光度与极端值统计的一致性是最清楚地看到，如果一个是小心地执行测试在固定组丰富度N。测试，例如，固定的总群光度Ltot通常会有偏差，并可能导致错误的结论。
2012-03-30 astro-ph.CO
Intrinsic Alignment of Cluster Galaxies: the Redshift Evolution
我们目前的测量两种类型的集群星系排列的基础上的体积有限和高纯度（$\ge$ 90%）的集群样本GMBCG目录来自SDSS DR 7。我们检测到一个明确的BCG对准（BCG的主轴对准的集群卫星星系的分布）。我们发现，BCG排列信号随着红移和BCG绝对星等的减小而变强，随着BCG恒星质量的减小而变弱。BCG排列不依赖于星系团的丰富度，只有当我们使用等照度线拟合位置角（PA）时，我们才能检测到一个统计上显著的（$\ge$ 3 sigma）卫星排列（星系团卫星星系的长轴向BCG排列），并且卫星排列依赖于BCG的视星等而不是绝对星等。这表明基于来自SDSS管道的等照度PA检测到的卫星对准可能是由于来自附近BCG的漫射光的污染。我们警告说，这不应该被简单地解释为不存在的卫星对准，而是我们不能检测到他们与我们目前的光度SDSS数据。我们对SDSS $r$带和$i$带数据进行测量，但没有观察到对准的通带依赖性。
2011-07-12 astro-ph.CO
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital Dependence of Galaxy Properties in Satellite Systems of Galaxies
我们利用SDSS数据研究了卫星星系的性质与宿主星系的距离和轨道运动的关系。从SDSS DR 7中，我们发现了3515个z<0.03的孤立卫星星系系统，其中包含8904个卫星星系。使用这个样本，我们构建了一个目录的635颗卫星与215个宿主星系的自旋方向确定我们的检查的SDSS彩色图像和/或文献中的光谱观测。根据卫星星系相对于宿主星系自旋方向的轨道运动，我们将卫星星系分为逆轨道和逆轨道子样本。我们发现，在反轨道上的星系的数量几乎等于逆行轨道星系的数量：在反轨道上的卫星星系的比例为50+/-2%。发现卫星相对于其宿主的速度分布几乎是对称的：卫星的中值整体旋转为-1+/-8 km/s。研究发现，在逆轨道上，早型卫星的径向分布强烈地集中在宿主星上，而逆行卫星的径向分布则不那么集中。我们还发现，在逆轨道的晚型卫星的轨道速度增加的投影到主机的距离（R）的减少，而那些在逆行轨道的速度减少。当R小于宿主维里半径的0.1倍时，顺向轨道和逆行轨道的轨道速度都减小。无论是早期还是晚期形态类型，顺行卫星平均比逆行卫星更暗。对于逆行和逆行轨道晚型卫星，随着R的减小，u-r颜色变得更红。逆行轨道卫星和逆行轨道卫星之间的差异可能归因于它们的不同起源或它们通过与宿主星系的流体动力学相互作用所经历的物理过程的不同强度。
2010-07-13 astro-ph.CO
Satellites of Radio AGN in SDSS: Insights into AGN Triggering and Feedback
我们研究了射电喷流对附近星系（卫星）的影响，以及卫星在触发射电强活动星系核（AGN）中的作用。该研究比较了z < 0.3的7，220个无线电活动星系核样本的卫星的聚合特性（Best & Heckman 2012从SDSS和NVSS+FIRST巡天中识别）到射电宁静星系控制样本的卫星，它们在红移，颜色，光度和轴比以及环境类型方面匹配：场星系、星系团成员和最亮星系团（BCGs）。值得注意的是，我们发现射电活动星系核在100千秒差距内的卫星数量平均超过50%（17σ显著性），即使星系团成员被控制（例如，无线电BCG比无线电静默BCG具有更多的卫星等）。高激发源只有射电活动星系核的2%，卫星过剩没有得到证实。额外的卫星可能负责通过潮汐效应提高热气活动星系核吸积的可能性，或者可能以其他方式增强无线电发射阶段的强度或持续时间。此外，我们发现，无线电活动星系核之间的潜在主机（大规模椭圆）的发病率是类似的场星系和非BCG集群成员，这表明活动星系核燃料主要取决于在主机晕，而不是父，集群晕的条件。关于反馈，我们发现，无线电活动星系核，无论是高或低的激发，有没有可检测到的影响，在他们的卫星恒星形成，既不诱导恒星形成，也不恒星形成淬火存在于超过1%的无线电活动星系核。
2014-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparative study of satellite galaxies in Milky Way-like galaxies from HSC, DECaLS and SDSS
通过对HSC、DECaLS和SDSS中孤立中心星系（ICG）周围的光度星系以及SDSS/DR 7光谱样本中的配对星系进行计数，对卫星星系的光度函数（LF）进行了全面的统计研究。不同调查的结果显示出很好的一致性。卫星LF可以测量到$M_V\sim-10$，对于小到$8.5<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.2$和$9.2<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.9$的中央主星系，意味着在LMC质量的ICG周围平均有3- 8颗具有$M_V<-10$的卫星。卫星LF的亮端截止和卫星丰度都对主星系和伴星之间的星等差距敏感，表明具有较大星等差距的星系系统平均由质量较小的暗物质晕承载。通过选择与我们MW相似的恒星质量的主星，我们发现：（1）与伴星有不同星等间隔的ICG和不同颜色或颜色组合的星系对的平均卫星LF都比MW卫星LF的斜率更陡;（2）具有$-15<M_V<-10$的卫星平均比我们MW的卫星多; iii）在ICG周围平均有1.5至2.5颗卫星具有$M_V<-16$，与我们的MW一致; iv）即使考虑到数值模拟预测的大散射，MW卫星LF在$M_V>-12$也是不常见的。因此MW和它的卫星系统在统计上是我们的MW质量系统样本的非典型。因此，我们的MW并不能很好地代表其他MW质量的星系。仅基于MW卫星的强烈宇宙学意义等待着在银河系外系统中发现更暗的卫星。有趣的是，…
2020-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
BSG alignment of SDSS galaxy groups
利用Yang等人（2007）构建的SDSS星群表，研究了最亮卫星星系（BSG）分布与其主星系群长轴之间的对准信号。在校正组椭圆度的影响后，检测到统计学显著（~ 5σ）的主轴对准，并且发现对准角为43.0 \pm 0.4度。更大规模和更富有的群体表现出更强的BSG一致性。蓝色BCG周围的BSG排列略强于红色BCG周围的BSG排列。并且红色BSG比蓝色BSG具有更强的主轴对准。与BSG不同的是，其他卫星并没有显示出与群长轴非常显著的对齐。我们进一步探讨了Guo等人（2011）构建的半解析模型（SAM）中的BSG对齐。我们发现一般良好的协议与观测：在SAM的BSGs显示出强大的主轴对齐，这取决于集团的质量和丰富性，以同样的方式作为观测;和其他卫星没有表现出突出的对齐。然而，也存在差异，SAM表现出相反的BSG颜色依赖性，这很可能是由于SAM中的大尺度环境成分的缺失。两种流行场景的组合可以解释检测到的BSG对齐。第一个：卫星优先沿着周围的细丝合并到组中，这与组的主轴强烈对齐。第二个：BSG比其他卫星更近地进入它们的主机组，然后将保留更多关于组装历史的信息，从而保留主轴对准信息。在SAM中，我们发现了第二种情况的积极证据，因为BSG在统计上比其他卫星更近地合并成组。另一方面，虽然在SAM中是相反的，但观察中的BSG颜色依赖性也可能指示第一种情况。
2013-03-12 astro-ph.CO
The Relation Between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture
我们分析了911个明亮（M_B < -19）星系的z ~ 0形态与环境的关系，将经典的RC 3形态与Yang等人基于SDS的星群表进行了匹配。我们研究了在10^11.7-10^14.8 h^-1 Msol范围内，螺旋星系、椭圆星系和椭圆星系的相对比例如何依赖于晕质量。我们特别注意形态如何与中央（最大质量）与卫星星系的地位。椭圆星系的比例是恒星质量的强函数;它也是晕质量的强函数，但仅限于中央星系。我们解释这一点的情况下，椭圆星系的形成，可能是通过合并，作为中央星系在他们的晕;卫星椭圆星系以前的中央星系吸积到更大的晕。S 0星系的总体比例随着晕质量的增加而强烈增加，从~10%增加到~ 70%。我们发现中心星系和卫星星系之间存在着显著的差异：无论晕质量如何，中心M_* > 10^10.5 Msol星系中有20+/-2%是S 0星系，而卫星S 0星系只存在于大质量（> 10^13 h^-1 Msol）晕中，它们占M_* > 10^10.5 Msol卫星星系总数的69+/-4%。这表明S 0的形成有两个通道：一个通道是中心星系，另一个通道是低质量（M_* <~ 10^11 Msol）的吸积螺旋星系转化为大质量晕中的卫星S 0星系。更精细的形态结构（酒吧和环盘星系）的分析显示出一些趋势与恒星质量，但没有晕质量，这是与其他最近的研究表明，酒吧没有强烈的影响星系环境。高质量中央星系的射电源是常见的…
2011-12-16 astro-ph.CO
Alignment between satellite and central galaxies in the SDSS DR7: dependence on large-scale environment
卫星星系和中央星系之间的排列已经在观测和理论工作中得到了详细的研究。普遍接受的事实是，卫星优先居住在其中央星系的主轴上。然而，这种对齐的起源和大规模环境依赖性仍然是未知的。为了找出这些问题，我们使用SDSS DR 7构建的数据来研究这种对齐的大规模环境依赖性，重点是检查对齐对中央星系颜色的依赖性。我们发现一个非常强大的大规模的环境依赖的卫星中心对准组与蓝色的中心。结中蓝心的排列方向优先垂直于心的长轴，排列角度随环境变化而减小，即从结到空洞。对齐角度强烈依赖于中心的${}^{0.1}(g-r)$颜色。我们认为，卫星中心排列是大尺度结构内卫星吸积与宿主晕内星系演化竞争的结果。对于包含红色中心星系的星系团，星心排列主要由演化效应决定，而对于蓝色中心星系团，大尺度结构的作用更为重要，特别是在星系结中。我们的研究结果提供了一个解释如何在不同的大尺度环境中的卫星中心对准的形式。垂直的情况下，在集团和结与蓝色的中心也可能提供深入了解类似的极性安排，如银河系和半人马座A的卫星系统的形成。
2018-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Colors of Central and Satellite Galaxies in zCOSMOS out to z ~ 0.8 and Implications for Quenching
我们研究的红色部分的中央和卫星星系的大zCOSMOS集团目录中的z ~ 0.8校正恒星质量的不完整性和不太完美的纯度的中央和卫星样本。我们表明，在所有的质量和所有的红移，卫星星系的比例已经淬火，即，在斯隆数字巡天（SDSS）中看到的局部情况下，系统性地高于中心星系。卫星猝灭效率，即卫星因为是卫星而不是中心而被猝灭的概率，在局部上与恒星质量无关。此外，平均值约为0.5，这也与SDSS中看到的非常相似。我们还构造了蓝、红中心和卫星的质量函数，并表明这些函数与彭等人对SDSS群的分析预测基本一致。总之，这些结果表明，当宇宙大约是现在年龄的一半时，如今天一样，群体环境在猝灭卫星星系中的作用非常相似。
2013-05-02 astro-ph.CO
Faint Dwarfs in Nearby Groups
矮卫星星系的数量和分布仍然是小尺度上冷暗物质主导结构形成的关键考验。直到最近，关于这些尺度上的星系形成的观测信息主要局限于本星系群。我们已经在附近明亮的星系周围寻找了本星系群矮星的微弱类似物，使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8的光度表的空间聚类分析。最近对SDSS的其他几次搜索已经发现了聚集的卫星群，这些卫星群低至$Δm_r \equiv ({m}_{r,\, {\rm sat}} -\, {m}_{r,\, {\rm main}}) \sim 6$ - $8$，使用光度红移来减少背景污染。然而，SDSS光度红移对于微弱的和邻近的星系来说是相对不精确的。相反，我们使用角大小来选择潜在的附近的矮星，只考虑最近的孤立的明亮星系作为主星系。因此，我们能够检测到多余的集群信号从同伴下降到$Δm_r = 12$，四个幅度比最近的研究。我们检测到一个过密度的对象在分离$< 400$ kpc，对应于约$4.6 \pm 0.5$卫星每个中央星系，与卫星丰度预期从本地集团给定我们的选择功能。虽然卫星的样本是不完整的，因为它排除了最小和最紧凑的矮星，这个检测提供了一个平均卫星光度函数的下限，直到对应于本星系群中最微弱的“经典”矮星的光度。
2013-10-29 astro-ph.CO
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
BASILISK II. Improved Constraints on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
Basilisk II通过四阶运动学建模、卫星丰度约束及杂质建模等改进，利用SDSS卫星运动学更精确地约束星系-晕关联，并首次打破质量-各向异性简并，且不受晕组装偏差影响。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new spin on disks of satellite galaxies
我们调查的角度和运动学分布的卫星星系周围的一个大样本的明亮的孤立的原色在光谱和光度星表的斯隆数字巡天（SDSS）。我们检测到显着的各向异性卫星的空间分布。为了测试这种各向异性是否与Ibata等人最近在SDSS星系样本中发现的卫星旋转盘有关，我们重复并扩展了他们的分析。Ibata等人发现，在它们的主星的相对两侧有过多的卫星，它们的径向速度与太阳的径向速度有关。我们发现，这种过剩是敏感的样本选择标准，可以大大降低其意义的小变化。此外，我们没有发现相应的相关速度的卫星观察到的同一侧的主，这将是预期的卫星旋转盘的证据。我们的结论是，在目前的观测样本中的卫星人口的相干旋转的检测是不稳健的。我们比较我们的数据与$Λ$ CDM千禧年模拟填充星系根据半解析模型的郭等人。我们发现很好的协议与卫星的空间分布在SDSS数据和缺乏一个强大的信号从相干旋转。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A younger Universe implied by satellite pair correlations from SDSS observations of massive galaxy groups
该研究利用SDSS迄今最大样本分析大质量星系群周围卫星星系运动，发现显著的同向速度相关信号，且强于Millennium与Illustris TNG300预测，暗示星系群组装更晚并挑战标准宇宙学模型。
2024-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The effect of stellar mass and halo mass on the assembly histories of satellite galaxies
本文利用MaNGA大样本结合SDSS星系群星表，发现卫星星系外围恒星族比中心星系形成更快，且高暗晕质量环境中的卫星星系更老、金属丰度更低、[Mg/Fe]更高，支持环境淬灭机制。
2023-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the faint red galaxy population using large-scale clustering measurements from SDSS DR7
我们使用的数据从SDSS调查的大尺度星系的偏差作为一个功能的红星系光度的演变。我们仔细考虑关联函数的星系从光度和光谱数据，它们之间的互相关，获得多个测量的大尺度偏差。我们发现，对于我们最强大的分析，一个强大的增加与亮度的最明亮的星系，一个中间的制度，偏差不会演变强烈的范围内的两个星系的光度，并没有证据表明在偏暗的红色星系的好转。先前的工作已经发现了对低光度的偏见的增加，这被广泛解释为是由于红矮星星系强烈倾向于成为最大质量晕中的卫星。如果我们将测量结果推到小尺度，并包括沿视线的星系团测量结果，我们可以恢复这种微弱光度的偏差上升，我们预计非线性效应最强。我们期望得到的最强有力的结果表明，红星系的低光度人口并不占主导地位的卫星星系占据了最大的晕。
2011-01-04 astro-ph.CO
Mass growth and mergers: direct observations of the luminosity function of LRG satellite galaxies out to z=0.7 from SDSS and BOSS images
我们提出了一个统计研究的星系周围的发光红星系（LRGs）的平均红移<z>=0.34和<z>=0.65的光度函数。亮度函数是通过提取40，000多个LRG周围的源测光并使用随机选择的控制字段减去前景和背景污染而得出的。我们表明，在这两个研究的红移的LRG和他们的卫星星系的平均光度函数拟合不佳的Schechter函数由于中心和他们最明亮的卫星之间的光度差距。我们利用Schechter函数加上对数正态分布的双分量拟合来证明LRG通常比它们最明亮的卫星亮约1.3个星等。这种光度差距意味着LRG环境中的相互作用通常仅限于质量比为1：4或更低的微小合并。光度函数进一步暗示，环境中大约35%的质量被锁定在LRG本身，支持环境中不太可能通过主要合并实现质量增长的观点。最后，我们表明，亮度差距可能至少部分地解释了LRG的选择的间隙可以通过稀疏采样的Schechter函数再现。在这种情况下，LRGs可能只是类似质量晕的一小部分中央星系。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Lopsidedness of Satellite Galaxy Systems in $Λ$CDM simulations
在斯隆数字巡天（SDSS）中，发现星系对周围的卫星星系的空间分布明显地向各自的伙伴凸出。卫星星系的高度各向异性的平面分布与宇宙学模拟的预期相冲突。卫星系统在宿主星系对周围的不平衡分布是否构成了对宇宙学标准模型的类似挑战？我们调查是否存在这样的卫星分布周围堆叠对主机提取的$Λ$ CDM模拟千禧年-I，千禧年-II，ELVIS，和Illustris-1。通过利用这组模拟涵盖不同的体积，分辨率和物理，我们隐式测试是否存在不平衡的信号为不同范围的卫星星系质量，以及是否包含流体动力学效应产生显着不同的结果。所有的模拟显示类似于观察到的情况的不平衡性。该信号是非常重要的模拟包含足够数量的主机和解决卫星星系（高达$5\,σ$的千禧-II）。我们发现一个投影信号，这是高达两倍的SDSS系统报告的某些开放的角度（$\sim16\%$更多的卫星在对之间的方向比预期的均匀分布）。考虑到SDSS信号是一个下限，由于可能的背面和前景的污染，$Λ$ CDM模拟似乎是符合这一特定的经验性质的星系对。
2017-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
Chemical element ratios of SDSS early-type galaxies
本文用元素丰度比[C/Fe]、[N/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]作为示踪物，讨论了~4000个SDSS早型星系的化学富集。我们利用Thomas，Maraston & Johansson（2011）基于MILES恒星库的吸收线指数的恒星星族模型。我们证实了以前的结果，增加年龄，[Z/H]和[O/Fe]比（在文献中最常见的表示为[α/Fe]）与速度分散。我们进一步推导出[O/Fe]、[Mg/Fe]和[C/Fe]丰度比与速度色散的相同关系，这意味着C/Mg和C/O接近太阳值。这将早期星系的形成时间尺度和恒星爆发分量的下限设定为~0.4 Gyr，这是3 Msun恒星的寿命，因为必须达到完全的C富集度。[N/Fe]与速度弥散相关，但与其他元素比值相比，偏移到较低值并具有较陡的斜率。我们没有发现任何环境的C和N的丰度的依赖关系，在文献中以前的报告相反。[Fe[Fe/H]-σ关系在整个参数范围内与速度频散无关，但在固定年龄时，[Fe/H]-σ关系有一个陡峭的趋势。这一趋势弱于总金属丰度的类似趋势（在固定年龄也显示出更陡峭的趋势），这是因为对于更大质量的早型星系，Ia超新星的Fe贡献较低。我们发现[Ca/Fe]比接近太阳能的价值在整个速度色散范围内覆盖。试验性地，由于大的分散，[Ti/Fe]的结果表明Ti遵循Ca的趋势。这意味着Ia超新星对重α元素的富集有重…
2011-12-07 astro-ph.CO
Stellar velocity dispersions and emission line properties of SDSS-III/BOSS galaxies
我们对斯隆数字巡天III/重子振荡光谱巡天（BOSS）合作的前两年观测的492，450个星系光谱进行了光谱分析。该数据集已在第九次SDSS数据发布中发布，这是BOSS光谱的首次公开数据发布。我们表明，典型的信噪比的BOSS光谱是足够的测量恒星速度色散和发射线通量为个别对象。BOSS星系的典型速度色散为240公里/秒，93%的BOSS星系的精度高于30%。在红移0.15和0.7之间，速度色散的分布与红移无关，这反映了调查设计的目标是在这个红移区间内具有近似均匀质量分布的大质量星系。大多数BOSS星系缺乏可检测的发射线。我们分析了发射线的特性，并提出了诊断图使用发射线[OII]，Hbeta，[OIII]，Halpha和[NII]（检测到约4%的星系）。我们发现，发射线的性质是强烈的红移依赖，并且有一个明确的相关性之间观察到的帧颜色和发射线的属性。在0.15<z<0.3的低z样本中，一半的发射线星系具有LINER样的发射线比率，其次是Seyfert-AGN主导的光谱，只有百分之几的一小部分是纯粹的恒星形成星系。相反，AGN和LINER类天体在0.4<z<0.7的高z样本中不太普遍，其中超过一半的发射线天体是恒星形成的。这是一种纯粹的选择效应，是由于在BOSS光谱中没有检测到弱的H β发射线而引起的。最后，我们表明，恒星形成，活动星系核和发射线自由星系很好地分离在g-r与r-i的目标选择图…
2013-01-18 astro-ph.CO
The impact of galactic properties and environment on the quenching of central and satellite galaxies: A comparison between SDSS, Illustris and L-Galaxies
我们量化的影响，各种银河系和环境的属性淬火的恒星形成。我们整理了斯隆数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的$\sim$ 40万个中央星系和$\sim$ 10万个卫星星系的样本。具体地说，我们考虑了中心速度色散（$σ_{c}$），恒星，晕，球和盘质量，局部密度，球对总的比率，集团中心距离和星系晕质量比。我们开发和应用一种新的统计技术来量化的淬火分数（$f_{\rm Quench}$）的变化的一个参数的影响，而保持其余的参数固定。对于中心，我们发现，$f_{\rm Quench} - σ_{c}$的关系是紧密和陡峭的比任何其他变量考虑。我们比较的Illustris流体动力学模拟和慕尼黑半解析模型（L-Galerkin），发现我们的结果中心是定性一致的淬火通过无线电模式活动星系核反馈的预测，暗示在这个过程中的可行性，解释我们的观测趋势。然而，我们也发现的证据表明，淬火在L-半乳糖苷是太有效，淬火在插图不够有效，相比观察。对于卫星，我们发现强有力的证据表明，环境影响其淬火分数在固定的中心速度分散，特别是在较低的质量。在更高的质量，卫星的行为完全相同的中心，在他们的淬火。在考虑的环境参数中，在固定的中心速度色散下，局部密度对卫星猝灭分数的影响最大。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of environment and AGN feedback in quenching local galaxies: Comparing cosmological hydrodynamical simulations to the SDSS
本研究利用随机森林分类比较EAGLE、Illustris、IllustrisTNG与SDSS，揭示中央和大质量卫星星系熄灭主要由黑洞质量驱动，小质量卫星星系则由环境驱动。
2024-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass and Environment as Drivers of Galaxy Evolution II: The quenching of satellite galaxies as the origin of environmental effects
我们将Peng等人（2010）对演化星系群的唯象研究扩展到Yang等人的SDSS群中的中心/卫星二分法。我们发现，卫星星系是负责所有的环境影响，在我们的早期工作。红色的中心部分并不取决于它们的环境，而只取决于它们的恒星质量，而卫星部分则取决于两者。我们定义了一个相对的卫星淬火效率，这是蓝色的中心，淬火后成为另一个星系的卫星的分数。这被证明是独立的恒星质量，但强烈依赖于当地的超密度。卫星的红色部分与局部过密度（一种测量群内位置的方法）的相关性要比与群的丰富度（即暗物质晕质量）的相关性好得多。这一点，以及卫星猝灭取决于局部密度而不是星系的恒星质量或晕质量的事实，为卫星猝灭过程的性质提供了线索。我们还表明，卫星星系的质量猝灭的行动也是独立的母晕DM质量。然后，我们应用Peng等人（2010）的方法来预测中心星系和卫星星系的质量函数，分裂为被动星系和主动星系，并表明这些与SDSS观测到的质量函数非常匹配，进一步加强了这种唯象方法的有效性。我们强调了这样一个事实，即恒星形成中心和卫星的观测M* 是相同的，恒星形成卫星的观测M* 与10^12 M \odot以上的晕质量无关，这强调了我们在Peng等人（2010）中确定的质量猝灭过程的普遍性。猝灭后的合并改变了中心星系的质量函数，但只能使典型中心星系的质量增加约25%。
2012-07-16 astro-ph.CO
The impact of environment on the dynamical structure of satellite systems
基于Millennium-II仿真，研究了环境对卫星系统动力学结构的影响。卫星晕定义为在宿主晕维里半径内的亚晕。卫星样品仅限于吸积时最大圆速度超过30公里/秒的次晕。主晕质量范围为10^11至10^14 Msol/h。我们计算卫星的平均吸积红移，z_acc，速度色散，西格玛，和速度各向异性参数，β，利用堆叠的卫星样品相同的质量主机在类似的背景密度。主要结果如下：（1）在高密度环境中，宿主内的卫星平均比低密度环境中的对应物更早地吸积（Δ z~ 0.1$）。当宿主质量大于5 × 10^13 Msol/h时，这种趋势减弱，当宿主质量更大时，这种趋势可能会逆转;（2）低密度环境中卫星的速度色散遵循宿主的速度色散，也就是说，在低密度环境中，没有观察到与宿主质量无关的宿主晕的速度偏差。然而，对于高密度环境中的低质量宿主，卫星的速度色散可以比宿主晕的速度色散大~30%，即卫星动态地比它们的宿主晕热。(3)各向异性参数取决于宿主质量和环境。大质量寄主的卫星速度分布更偏向于径向。此外，在低密度环境中，卫星与高密度环境中的对应物相比具有更多的径向偏置速度（Δ β> 0.1）。我们相信，我们的方法可以预测观测到的卫星星系系统的类似行为。
2010-06-11 astro-ph.CO
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A quantitative explanation of the observed population of Milky Way satellite galaxies
根据SDSS成像数据中发现的十几颗新的低光度卫星和我们最近对SDSS卫星探测效率的校准，我们重新审视了观测到的银河系（MW）矮卫星同伴数量与预测的冷暗物质（CDM）子晕数量之间众所周知的差异，这意味着总人口远远大于这十几个发现。我们结合了一个动力学模型的CDM子晕人口与简单的，物理动机的处方分配恒星的内容，每个子晕，然后应用观测选择效应，并比较目前的观测普查。正如预期的那样，恒星质量是其成为卫星时的晕下质量M_sat的常数分数F（Omega_b/Omega_m）的模型，对于任何F的选择都是失败的。然而，以前提倡的模型，调用抑制气体吸积后，再电离晕与圆速度v_c <~ 35 km/s可以重现观测到的卫星计数为-15 < M_V < 0，与F ~ 10^{-3}。成功的模型还需要在v_c <~ 10 km/s的晕中再电离前对恒星形成进行强抑制;没有再电离前抑制的模型预测了太多-5 < M_V < 0的卫星。我们的模型还重现了观测到的SDSS矮星的恒星速度色散~ 5-10 km/s，给出了它们的恒星分布的观测尺寸，模型卫星的观测值为M（<300 pc）~ 10^7 M_sun，尽管它们现在的总晕质量跨越了两个数量级以上。我们的建模表明，自然的物理机制内的CDM框架内的行为可以定量地解释MW卫星人口的属性，因为它是目前已知的，从而提供了一个令人信服的解决方案，“失踪的卫星”的问题。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter tested with satellites
最近，从SDSS卫星的统计研究中得出了红色孤立星系周围400kpc的速度色散分布（Klypin & Prada 2009）。这有助于将暗物质模型限制在中等尺度。我们比较了不同的DM分布，LCDM与NFW或核心配置文件的预测，并修改重力模型，与观测。它示出了如何在各种参数的自由度（卫星的径向分布，速度各向异性，外部场效应），防止解开的模型，这一切都可以给很好的适合的数据。在所有的情况下，速度各向异性的现实径向变化被用于卫星，和一个恒定的恒星质量与宿主星系的光比。
2009-12-02 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey. IV. Baryonic Mass-Velocity-Size Relations of Massive Galaxies
作为正在进行的GALEX Arecibo SDSS巡天的一部分，我们展示了一个均匀的、有代表性的约500个大质量星系样本的动力学标度关系，这些星系仅根据恒星质量（>10^10 Msun）和红移（0.025<z<0.05）进行选择。我们比较重子Tully-Fisher（BTF）和Faber-Jackson（BFJ）的关系为这个样本，并研究星系如何分散周围的最佳拟合修剪的磁盘为主和膨胀为主的系统的子集。当BFJ关系应用于它们的最大样本时，BFJ关系比BTF分散得更少，并且不受困扰BTF的倾斜问题的影响。以星系为主导的富含气体的星系系统地偏离了由球状体定义的BFJ关系。我们表明，通过应用一个简单的校正恒星的速度色散，仅取决于星系的浓度指数，我们能够使磁盘和球状体到相同的动力学关系-换句话说，我们得到一个广义的BFJ关系，适用于我们的样本中的所有星系，无论形态，倾斜或气体含量，并具有小于0.1德克斯的散射。我们发现，磁盘和球状体的恒星色散的大小关系的偏移，而偏移被删除时，校正色散代替。广义的BFJ关系代表了全球暗物质和星系重子含量之间的基本相关性，这是服从所有（大质量）系统，无论形态。[删节]
2011-10-19 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: modeling of the luminosity and colour dependence in the Data Release 10
我们在斯隆数字巡天-III重子振荡光谱巡天第十次数据发布中研究了CMASS星系团的亮度和颜色依赖性。采用晕占据分布框架来模拟小尺度和中尺度（从$0.02$到$60\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$）的投影两点关联函数测量，并解释观测趋势和推断星系与暗物质晕的联系。我们发现，明亮的红色星系居住在质量$M{\sim}10^{13}$ -$10^{14}\,h^{-1}{\rm M_\odot}$的大质量晕和更明亮的星系更集群和更大质量的晕托管。强烈的小规模集群需要这些星系中的一小部分是大质量晕中的卫星，比例在5%-8%的水平上，并随着光度的增加而减少。平均有一个卫星星系的晕的特征质量高于光度阈值，大约是一个中心星系的特征质量的$8.7$倍。在固定的光度下，逐渐变红的星系在小尺度上更强烈地聚集在一起，这可以解释为这些星系中有更大部分以卫星的形式存在于大质量晕中。我们的聚类测量尺度低于$0.4\,h^{-1}{\rm {Mpc}}$，使我们能够研究小规模的空间分布的卫星晕内。虽然亮度阈值样本的聚集可以通过Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓很好地描述，但最红的星系更喜欢更陡或更集中的轮廓。最后，我们还利用不同红移下的常数密度星系样本研究了亮星系的演化，发现在$0.5 \lesssim z \lesssim 0.6$的红移范围内，星系成团与被动演化是一致的。
2014-05-07 astro-ph.CO
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling mass distribution in elliptical galaxies: mass profiles and their correlation with velocity dispersion profiles
我们收集了一组统计的全球质量模型约2,000个近球形SDSS星系的平均红移为0.12的基础上，他们的孔径速度色散和新导出的光度配置文件，结合已发表的速度色散配置文件和经验性质和星系和晕参数的关系。当两个组件（即恒星加暗）的质量模型拟合SDSS孔径速度色散，预测的速度色散分布（VP）的斜率内的有效半径R_eff匹配以及在观察到的椭圆星系的分布。相比之下，单组分模型不能再现VP斜率分布。从大量的输入变量来看，模型在径向范围为0.1 R_eff < r < R_eff时表现出紧密的相关性<gamma_e>=（1.865+/-0.008）+（-4.93+/-0.15）<eta>，其中<gamma_e>是总质量密度的平均斜率绝对值，<eta>是速度色散曲线的平均斜率，这导致<gamma_e><eta>在观测到的椭圆星系中，对于=-0.058+/-0.008，超等温= 2.15+/-0.04。此外，成功的两个组件的模型似乎意味着一个典型的斜率曲率模式，在总质量的配置文件，因为观察到的陡峭的光度（恒星质量）的配置文件和弱透镜推断晕配置文件在大半径的总质量配置文件与单调变化的斜率将需要太高的DM密度在光学区域引起太大的孔径速度色散和太浅的VP。
2013-11-08 astro-ph.CO
GalWeight Application: A publicly-available catalog of dynamical parameters of 1,800 galaxy clusters from SDSS-DR13, ($\mathtt{GalWCat19}$)
利用SDSS-DR 13光谱数据集，我们创建了一个新的公开可用的1，800个星系团的目录（GalWeight星团目录，$\mathtt{GalWCat19}$）和相应的34，471个已识别成员星系的目录。在红移相空间的超密度确定的集群。然后应用Abdullah，Wilson和Klypin（AWK 18）中引入的GalWeight技术来识别集群成员。的完整性的集群目录（$\mathtt{GalWCat19}$）和程序，以确定集群质量上的Bolshoi N-体模拟进行了测试。1，800个$\mathtt{GalWCat19}$星团的红移范围在$0.01 - 0.2$之间，质量范围在$(0.4 - 14) \times 10^{14}h^{-1}M_{\odot}$之间。星团表提供了大量的星团参数，包括天空位置、红移、成员、速度色散和高密度下的质量$Δ= 500, 200, 100, 5.5$。34，471个成员星系被确定在密度为宇宙临界密度200倍的半径范围内。星系表提供了每个星系的坐标和星系所属星系团的ID。团速度离散度与质量成比例，即$\log(σ_{200})=\log(946\pm52~ \mbox{km} ~ \mbox{s}^{-1}) +(0.349\pm0.142)\log\left[h(z) ~ M_{200}/10^{15}M_\odot\right]$与$δ_{\…
2019-10-31 astro-ph.CO
Intrinsic alignments of SDSS-III BOSS LOWZ sample galaxies
星系的内禀排列（IA），即星系形状彼此之间或与密度场的相关性，是弱透镜巡天的主要天体物理污染源。本文介绍了在0.16<z<0.36的红移范围内，利用SDSS-III BOSS LOWZ样品对星系进行0.1- 200 Mpc/h尺度的IA测量的结果。我们扩展了现有的IA测量光谱LRGs较低的光度，并表明，大规模IA的光度依赖性可以很好地描述了一个幂律。在有限的红移和颜色范围内，我们观察到没有显着的红移或颜色依赖的IA。我们使用星系-星系透镜测量了LOWZ星系的晕质量，并表明大尺度IA的质量依赖性也很好地描述了幂律。我们检测IA与质量和光度的尺度依赖性的变化，这强调了需要使用灵活的模板，以消除IA信号。我们还研究了IA的环境依赖性分裂成场星系和群星系，这是进一步分裂成卫星星系和中央星系的样本。我们发现，集团中央星系对准他们的晕在小尺度上，也对准了大尺度的潮汐场。我们还检测到的径向排列的卫星星系内的群体，这导致在一个零检测大规模的内在对准的卫星。这些结果可以用来构建更好的本征对准模型，以去除这种污染物的弱透镜信号。
2015-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Environmental dependence of gas metallicity gradients in local star-forming galaxies
在ΛCDM宇宙中的等级星系形成的标准模型中，星系的环境被认为在驱动星系形成和演化中起着关键作用。本文研究了气体金属丰度和恒星形成面密度是否以及如何依赖于星系环境。为此，我们分析了1162个本地的恒星形成星系的样本，从星系巡天映射附近的Galerkin在APO（MANGA）。一般来说，这两个参数对环境没有明显的依赖性。然而，与以前的研究一致，我们发现低质量卫星星系是这一规则的例外。这些天体的气体金属丰度随环境密度的增加而增加，而它们的CO2 SFR略有下降。目前的分析MANGA数据使我们能够扩展到空间分辨的属性。我们的研究表明，低质量卫星的气体金属丰度梯度变平，其CO2 SFR梯度随着环境密度的增加而变陡。通过广泛探索的化学演化模型，我们确定了两种情况下，能够解释这种模式：富含金属的气体吸积或原始气体流入不同的吸积时间尺度。后一种情况更好地匹配了观察到的CSSFR梯度，因此是我们的首选解决方案。在这个模型中，在较大的半径较短的气体吸积时标是必需的。这表明，“由外向内的淬火”控制着致密环境中低质量卫星星系的恒星形成过程。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Occupation Distribution of Infrared Selected Quasars
我们执行晕占领分布（HOD）的投影两点关联函数（2 PCF）的类星体，观察在宽视场红外巡天探测器（WISE）望远镜与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布（DR）-8类星体目录中的对应部分在中位红移为$z\sim 1.04 (\pm 0.58)$。利用一个四参数HOD模型，我们导出了WISE选择类星体的主质量尺度。结果表明，中心类星体和卫星类星体的晕质量中值分别位于$M_{\mathrm{cen}} = (5 \pm 1.0) \times 10^{12} M_{\odot}$和$M_{\mathrm{sat}} = 8 (^{+7.8} _{-4.8}) \times 10^{13} M_{\odot}$范围内。导出的卫星分数为$f_{\mathrm{sat}}= 5.5 (^{+35} _{-5.0})\times 10^{-3}$。Richardson et al.利用SDSS DR 7类星体成团数据，得到了$z\sim 1.4$类星体晕的质量分布。我们对中心类星体的HOD的研究结果与Richardson等人的结果非常一致。但WISE样品的卫星类星体的宿主质量尺度比Richardson等人的小。导致WISE样本的卫星分数高一个数量级。我们注意到，与SDSS的完整类星体样本相比，我们的类星体样本在WISE频带中系统地更亮。我们讨论了这一结果的背景下，目前的星系演化理论的影响。
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Modeling the Spectral Line Spread Function to Sub-Percent Accuracy
SDSS-IV MANGA计划从2014年到2020年一直在运行，现在已经用积分场光谱法观测了低红移宇宙（z ~ 0.05）中的9，269个星系样本。仪器谱线-扩展函数（LSF）在静止光学（λλ0.36 - 1.0 μ m）光谱分辨率R ~ 2000时，其1 σ宽度约为70 km/s，这对研究盘星系中电离气体的速度色散（20-30 km/s）提出了挑战。在这篇文章中，我们对MaNGA数据管道架构进行了重大修订，特别关注影响有效LSF的各种因素（例如，欠采样、频谱校正和数据立方体构造）。通过与由分辨率高得多的R ~ 10，000仪器提供的MaNGA数据的外部评估进行比较，我们证明了修订后的MPL-10管道足够准确地测量仪器线扩展函数（<= 0.6%系统性，2%随机围绕H α的波长），它能够可靠地测量天体物理速度分散σ_H α ~ 20 km/s的spaxels与发射线检测SNR > 50。由[O II]、H β、[O III]、[N II]和[S II]导出的速度频散与由H α导出的速度频散在sigma_H α> 30 km/s时在约2%以内一致。虽然这些变化对估计的LSF的影响在速度色散大于约100 km/s时将是最小的，但应重新评估以前数据发布的基于远低于仪器分辨率的色散的科学结果。
2020-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A scenario for ultra-diffuse satellite galaxies with low velocity dispersions: the case of [KKS 2000]04
给出了星系[KKS 2000]04（又名NGC 1052-DF 2）和类似星系实现低速色散的一种方案。与质量为$\sim 5\times 10^{10}\; \textrm{M}_\odot$的$z=0$晕相对应的祖先晕和低浓度参数（但与宇宙学模拟一致）在早期落入银河系大小的宿主。超新星反馈和冲压压力从内部区域{大量移除冷气体}，再加上外部区域暗物质的潮汐剥离，导致一个有效半径内恒星速度色散的大幅减少。在这个框架中，观测到的恒星含量[KKS 2000]04与一个接近于从全球恒星-晕质量比推断的祖先质量有关。就运动学的意义而言，即使在$\sim 20 $ Mpc的距离上，也有人认为[KKS 2000]04并不比许多看起来总暗物质含量很少的早期类型星系更奇特。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The new Milky Way satellites: alignment with the VPOS and predictions for proper motions and velocity dispersions
银河系（MW）周围的恒星系统分布在一个巨大的极地结构（VPOS）的证据可能是观测偏北的调查中发现的卫星。因此，最近在南半球发现的十几个新系统构成了对VPOS现象的关键考验。我们报告说，新的对象位于接近原来的VPOS，与一半的样本偏移量小于20千秒差距。新的卫星星系候选者的位置是如此的一致，以至于修正后的最佳拟合VPOS结构的方向保持在9度以内，VPOS的扁平几乎没有变化（31 kpc高度）。有趣的是，VPOS平面到MW中心的最短距离现在只有2.5 kpc，这表明新的发现平衡了银河系中心的VPOS。因此，绝大多数MW卫星与麦哲伦云共享类似的轨道平面，证实了Kunkel & Demers和Lynden-Bell在近40年前提出的假设。我们预测的绝对自行的新对象假设它们的轨道内的VPOS。独立的VPOS的结果，我们还预测了速度色散的新系统下三个不同的假设：他们（一）是无暗物质的星团服从牛顿动力学，（二）矮卫星躺在经验的星系在暗物质晕的标度关系，和（三）服从MOND。
2015-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observing dynamical friction in galaxy clusters
我们提出了一种新的方法来检测观测到的星系团的动力学摩擦的影响。随着星系团的吸积，大质量的卫星星系会回溅到比质量较小的卫星星系更小的半径，这种效应可以通过堆积星系团周围星系的数量密度分布来检测。我们表明，这种效果可以理解使用一个简单的玩具模型，再现模拟中观察到的晕属性的趋势。我们使用SDSS redMapPer星系团的丰度为10<lambda<20来寻找这种效应，发现在99%的置信度下，亮（M_i<-21.5）的卫星比暗（M_i>-20）的卫星具有更小的回溅半径。
2016-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
