Global analysis of luminosity- and colour-dependent galaxy clustering in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个晕占领分布（HOD）分析的光度和颜色依赖的星系集群在斯隆数字巡天。我们的技术的一个新颖之处在于，它使用了在亮度箱中的聚类测量的组合来执行全局似然分析，同时约束HOD参数的亮度阈值的范围。我们提出了简单，光滑的拟合函数，准确地描述了最佳拟合HOD参数的光度依赖性。为了最大限度地减少系统光环建模效应，我们使用直接测量并从一套$N$体模拟中制表的理论光环2点关联函数，该模拟涵盖光环质量和空间分离的足够大的动态范围。因此，我们的建模正确地占非线性和规模依赖的晕偏差，以及任何偏离晕配置文件的普遍性，我们还占晕排斥使用硬球近似。使用颜色相关的聚类信息，我们约束的卫星星系红色分数在一个模型独立的方式，不依赖于任何组查找算法。我们发现，由此产生的卫星红部分的光度依赖性显着浅于相应的测量星系群目录，我们提供了一个简单的拟合函数来描述这种依赖性。我们的拟合功能是很容易使用的低红移模拟星系目录中产生，我们讨论了一些潜在的有趣的应用，以及我们的技术可能的扩展。
2019-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric redshifts and K-corrections for Sloan Digital Sky Survey Seven Data Release
我们提出了一个星系光度红移和k-校正斯隆数字巡天七数据发布（SDSS-DR 7），可在万维网上的目录。用人工神经网络方法，利用五个ugriz带，g带和r带的浓度指数和Petrosian半径，估算了光度红移。我们用不同的训练集探索了我们的红移估计，得出的结论是，提高红移精度的最佳选择包括主星系样本（MGS），发光红星系和覆盖红移范围0<z<0.3的活动星系核星系。对于MGS，测光红移估计同意与光谱值的均方根=0.0227。在0<zphot<0.6的范围内，测光红移的分布与模型预测吻合得很好。通过用参考系（z=0.1）（g-r）颜色校准MGS的k-correct-v4.2代码结果来导出k-校正。我们采用的线性依赖关系的红移和（g-r）的颜色，提供合适的星系的亮度和颜色的分布红移zphot=0.6可比的文献中的结果。因此，我们的k-校正估计程序是一个功能强大，计算时间低的算法，能够再现合适的结果，可用于测试星系的性质在中间红移使用大型SDSS数据库。
2010-12-16 astro-ph.CO
Photometric Properties of Void Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey DR7 Data Release
使用Pan：2011中提供的样本，我们分析了88，794个空星系的光度特性，并将它们与具有相同绝对星等分布的高密度环境中的星系进行了比较。在Pan等人（2011）的研究中，我们在SDSS中发现了总共1054个半径大于10 h ^-1 Mpc的动态明显空洞。空隙是欠致密的，在它们的中心具有Δ rho/rho < -0.9。在这里，我们研究这些空星系的光度特性。我们把u-r颜色看作是恒星形成活动的指示，把逆浓度指数看作是星系类型的指示。我们发现，空星系是统计蓝比星系中发现的密度较高的环境中具有相同的星等分布。我们检查星系的颜色作为一个函数的大小，我们适合每个颜色分布的红色和蓝色的子种群的双高斯模型。当我们从亮星系移动到矮星系时，红色星系的数量稳步减少，蓝色星系的比例在空洞和壁中都增加，但空洞中的蓝色星系比例总是比壁中更高更蓝。我们还根据星系类型将空星系和壁星系分成样本。我们发现，晚型空星系比晚型壁星系蓝，早期星系也是如此。我们还发现早期类型的矮空星系是蓝色的。我们还研究了空星系的属性作为其距离的函数的中心的空隙。我们发现空洞星系的性质，如大小，颜色和类型，作为它们在空洞中的位置的函数，变化很小。唯一的例外是矮空星系可能生活在更靠近中心的地方。空洞的中心有非常相似的密度对比度，因此所有的空洞星系都生活在非常相似的密度环境中。
2012-05-08 astro-ph.CO
A common colour-magnitude relation from giant elliptical galaxies to globular clusters?
本文讨论了贫金属球状星团和早型星系（巨椭圆星系、正常椭圆星系和椭圆星系、矮椭圆星系和椭圆星系、矮椭球星系）之间存在一个共同的色-星等关系（CMR）。这样的巨磁共振将覆盖~ 14等的范围，从最亮的星系延伸到较暗一侧的球状星团。
2009-07-19 astro-ph.CO
The Sloan Bright Arcs Survey: Four Strongly Lensed Galaxies with Redshift >2
我们报告了通过系统搜索斯隆数字巡天数据发布5和6中的弧发现的四个非常明亮的强透镜星系。这些都是后续的光谱学和成像数据从天体物理研究协会3.5米望远镜在阿帕奇点天文台和发现有红移$z>2.0$。这些星系的等光度星等为$r = 19.2 - 20.4$，而$3\arcsec$ -直径星等为$r = 20.0 - 20.6$，它们是在这个红移范围内已知的最亮和表面亮度最高的透镜星系。除了星等和红移，我们提出的爱因斯坦半径的估计，其范围从$5.0 \arcsec$到$12.7 \arcsec$，并使用这些推导出封闭的透镜星系的质量。
2009-10-23 astro-ph.CO
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - II: The Effect of Environment on Interactions
我们使用从斯隆数字巡天数据发布4（SDSS DR 4）中选择的近距离星系对样本来研究星系合并发生在什么环境中，以及这些合并的结果如何取决于局部星系密度的差异。星系的形态量化使用二维膨胀加磁盘分解，并与控制样本匹配的恒星质量，红移和本地投影密度。密度较低的环境中有更多的星系对具有较小的投影间距（r_p）和相对速度（Delta v），但即使是高密度环境也包含大量的对，其参数应该有利于相互作用。不对称性和颜色的变化被用来识别合并活动和引发的恒星形成。恒星形成的位置是通过区分球和盘的颜色和计算球分数从SDSS图像推断的。在密度最低的环境中，星系的恒星形成率、不对称性和膨胀总分数的变化最大，并且伴随着更蓝的膨胀颜色。在最高的局部密度，唯一的星系属性，以显示增强在最近的对是不对称的。我们解释这些结果作为证据，而相互作用（导致潮汐扭曲）发生在所有密度，触发恒星形成只看到在低到中等密度的环境。我们认为，这可能是由于在低密度环境中的星系通常较高的气体分数。最后，通过交叉关联我们的样本的星系对与集群目录，我们调查的相互作用的依赖性集群中心的距离。结果发现，对于密偶星系，非对称星系的比例在星系团中心最高。
2010-05-17 astro-ph.CO
Star-forming galaxies with hot dust emission in the Sloan Digital Sky Survey discovered by the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)
我们提出了一个搜索斯隆数字巡天（SDSS）发射线星系的结果，非常红的3.4mum - 4.6mum（W1-W2）的颜色在宽视场红外巡天探测器（WISE）初步释放源目录（PRSC），旨在寻找对象与热尘埃排放。为了这个目的，我们考虑了一个样本的~16000星系的强发射线选择出的总~900000 SDSS光谱，并确定他们与PRSC源。我们发现，约5000个来源的~16000 SDSS星系中存在的PRSC，包括~1000星系足够强的[OIII]4363发射线，允许可靠的测定氧丰度。另一方面，有明显的证据表明，在具有更高的Hbeta光度和更高的Hbeta等效宽度的星系中，W1-W2指数更红，这意味着来自年轻恒星爆发的强紫外辐射有效地将星际尘埃加热到高温。然而，像SBS 0335- 052 E这样的极端恒星形成星系，W1-W2>2等的红色星系非常罕见。除了三个以前已知的来源，这是不存在于我们的样本，我们只发现了四个这样的星系。
2011-11-23 astro-ph.CO
The statistical nature of the brightest group galaxies
我们研究最亮的星系群（BGG）的统计特性，使用一个完整的光谱样本组/星系团从斯隆数字巡天的数据发布7。我们测试是否BGG和其他明亮的成员群体是一致的群体星系的总人口之间的有序人口。我们发现BGG的光度分布并不遵循顺序统计量（OS）的预测。BGG的平均光度系统地比OS预测的更亮。另一方面，通过适当考虑BGG的增亮效应，第二亮星系的光度分布与OS的预期非常一致。BGG相对于OS预期的增亮与BGG平均相对于其他成员星系过度增长约20%质量的情况一致。增长（$ΔM$）不是随机的，而是与最亮和第二亮星系之间的星等差距（$G_{1,2}$）相关。对于具有更突出的BGG（更大的$G_{1,2}$）的星系群，增长（$ΔM$）更大，平均贡献了星系群最终$G_{1,2}$的30%。
2014-01-03 astro-ph.CO
Gravitational Redshift of Galaxies in Clusters from the Sloan Digital Sky Survey and the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
引力红移效应允许人们直接探测星系团中的引力势。在Wojtak等人[Nature（London）477，567（2011）]的基础上，我们提出了一种新的测量方法。我们利用斯隆数字巡天和重子振荡光谱巡天第十次数据发布的新数据。我们比较光谱红移的最亮的星系团（BCGs）的星系在星系团的外围，使用的样本与平均质量为$10^{14} M_{\odot}$。我们发现，这些星系的平均相对红移为-11 km/s，与BCGs相比，标准偏差为+7和-5 km/s。我们的测量结果与Wojtak等人的测量结果一致。然而，由于我们考虑了数据集大小之外的各种系统效应，因此我们得出的标准差更大。这一结果与广义相对论的预言是一致的。
2015-02-20 astro-ph.CO
Luminosity Functions of Type Ia Supernovae and their Host Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey
本文利用SDSS-Ⅱ超新星巡天南赤道300平方度带内137颗0.05 < z < 0.3的低红移Ia型超新星的样本，导出了Ia型超新星及其宿主星系在GRI通带内的光度函数。我们发现，Ia型超新星的宿主星系的光度函数与一般领域的星系相匹配，这表明Ia型超新星的发生并不有利于特定类型的星系，但主要是成比例的星系的光度。唯一能证明超新星爆发率和恒星形成活动之间可能存在关联的证据是，晚型星系的超新星爆发率比早型星系高出31+/-35%。样本中包含8颗Ia型超新星，其宿主星系尚未确定，但表明它们的出现与巡天以外的低亮度星系中的超新星一致。Ia型超新星的光度函数近似为高斯型，半高宽是光度的1.4倍。如果消光与红化的比值R_V小于银河系的特征值，并对光度进行光变曲线形状校正，则高斯分布变得更紧密。颜色过剩约为0.07等，明显小于场星系的红化预期。这种颜色过剩不随超新星距离宿主星系中心的距离变化到15 kpc。这表明，颜色过剩的主要部分似乎是内在的或在超新星的直接环境中出现的红化，而不是宿主星系中的星际红化。
2009-05-26 astro-ph.CO
Quantifying the Colour-Dependent Stochasticity of Large-Scale Structure
我们使用斯隆数字巡天III数据发布12号的CMASS星系样本，解决了大质量红色和蓝色星系在z~0.6处是否具有相同的大尺度结构的问题。在使用简单的颜色切割将目录分成红色和蓝色星系的子样本后，我们测量两个子样本的聚类，并使用两个统计量构建相关系数r。相关系数量化了两个子样本之间的随机性，我们在中间尺度（20 < R < 100 Mpc/h）上进行了检查。我们发现，在这些中间尺度上，相关系数与1一致;特别是，我们发现r > 0.95，考虑两种统计量，r > 0.974，使用有利的统计量。
2015-10-06 astro-ph.CO
The evolution of Brightest Cluster Galaxies in a hierarchical universe
研究了布里渊星系团星系（BCGs）从红移z~1.6到z~0的演化.我们使用Croton等人（2006）的半解析模型，并基于Maraston（2005）的恒星星族和一个新的尘埃消光公式建立了一个新的分光光度模型。我们将K波段光度演化和J-K，V-I和I-K颜色演化的模型预测与一系列数据集进行了比较，包括Collins等人（Nature，2009），他们认为基于Millennium模拟的半解析模型不能再现z>1时BCGs的红色和高光度。相反，我们表明，该模型是在所观察到的光度范围内，并正确地再现了在整个红移范围内的BCGs的颜色演化z~1.6。我们认为，半解析模型的成功在很大程度上是由于一个更复杂的分光光度模型的实施。对模型BCGs的分析表明，自z~1以来，质量增加了~2倍，恒星形成活动下降到低红移。虽然关于BCGs的共识是，他们是被动的演变，我们认为，这一结论是受恒星形成历史和恒星星族模型SED拟合中使用的退化，和无效的玩具模型的被动演化捕捉真实星系的复杂性，特别是那些丰富的合并历史，如BCGs。根据这一论点，我们还表明，在半解析模型的BCG显示了一个现实的混合恒星星族，这些恒星星族大多是老的。此外，模型BCGs的年龄-红移关系遵循宇宙的关系，这意味着考虑到它们的合并历史和恒星形成历史，BCGs的年龄总是由它们的恒星星族的年龄决定。在LambdaCDM宇宙中，我们将这种进化定义为“层…
2012-09-10 astro-ph.CO
Satellite Galaxy Number Density Profiles in the Sloan Digital Sky Survey
利用Sloan数字巡天（SDSS）的分光光度星系星表，研究了孤立主星周围卫星星系的空间分布。我们从光谱样本中选择孤立的原色，并在更深的光度样本中寻找潜在的卫星。对于特定的光度原色，我们通过堆叠多达50000个星系系统获得了可靠的统计结果。我们没有发现卫星星系分布相对于主星主轴有任何各向异性的证据。我们得到准确的预测数密度分布的卫星下降到4级比他们的初选微弱。我们发现归一化卫星剖面一般具有普遍的形式，可以很好地拟合投影NFW剖面。NFW浓度参数随卫星光度的降低而增加，而与主星的光度无关，除了非常明亮的主星。最微弱的卫星的配置文件显示从NFW形式的偏差与过量的小银河系投影距离。此外，我们量化了卫星的径向分布如何取决于卫星的颜色及其原色的颜色和浓度。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of Luminous Red Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey 7th data release
我们在斯隆数字巡天的最新和最终光谱数据发布中对发光红星系（LRGs）的演变进行了全面的研究。我们通过观察LRGs的数量和光度密度的演变以及它们的聚类来测试LRGs在0.15<z<0.5中被动演变的情况。引入了一个新的加权方案，使我们能够保持大量的星系在我们的样本，并把严格的限制的增长和合并所允许的数据作为星系光度的函数。为我们的聚类分析引入额外的亮度相关权重，使我们能够额外地约束合并的性质。我们发现，在所探测的红移范围内，LRGs的总体光度会增加1.5- 6%的Gyr^-1，这取决于它们的光度。这种增长主要发生在本研究探测的最低质量晕中的物体中，并且不能通过卫星吸积到大质量LRG中来解释，也不能通过LRG-LRG合并来解释。我们发现最亮天体的演化（K+ e校正后的Mr，0.1 < -22.8）与被动演化的结果是一致的。
2010-03-05 astro-ph.CO
Active Galactic Nucleus Pairs from the Sloan Digital Sky Survey. I. The Frequency on ~ 5-100 kpc Scales
星系-星系合并和紧密相互作用一直被认为是一种可行的机制，引导气体流向星系中心的超大质量黑洞（SMBH），这些黑洞被触发为活动星系核（AGN）。活动星系核对，其中星系合并的中央SMBH都很活跃，预计在此类事件中很常见。本文对Sloan数字巡天（SDSS）第七次数据发布中的1286个z ~ 0.1的活动星系核（AGN）对进行了系统的研究，这些活动星系核的视向速度偏差dv < 600 km/s，投影间距rp < 100 kpc。这对活动星系核样本是从138，070个活动星系核中提取的，这些活动星系核是根据诊断发射线比率和/或线宽进行光学识别的。经SDSS光谱不完全性校正后，在0.02 < z < 0.16的活动星系核中，5 kpc <rp < 100 kpc的活动星系核对所占比例为3.6%，其中约30%的活动星系核对在SDSS图像上显示出潮汐的形态特征，最亮的活动星系核对所占比例大于80%。我们的样本增加了这些尺度上已知活动星系核对的数量，增加了一个数量级以上。我们提出了他们的活动星系核和宿主星系恒星形成的属性在一个配套文件。
2011-07-14 astro-ph.CO
Alignment of Brightest Cluster Galaxies with their Host Clusters
我们研究了Brilliant Cluster Galerkin（BCGs）和它们的宿主星系团之间的对齐，其中7031个星系团的样本使用匹配滤波器算法发现，0.08<z<0.44，5744个星系团的独立样本使用maxBCG算法选择，0.1<z<0.3，两者都是从Sloan Digital Sky Survey Data Release 6成像数据中提取的。我们确认，BCGs优先与集群的主轴对齐;具有主导BCGs的集群（>0.65等，比第二和第三排名的星系的平均值更亮）显示出更强的对齐比集群少占主导地位的BCGs在4.4西格玛水平。在2.3 sigma水平上，丰富的集群比贫穷的集群显示出更强的对齐。低红移星系团（z<0.26）比高红移星系团（z>0.26）显示出更多的排列，在3.0 sigma水平上有显著差异。我们的研究结果不依赖于用于选择聚类样本的算法，这表明它们不受任何算法的系统学的影响。BCG优势和集群对齐之间的相关性可能是形成集群的分层合并过程的结果。观测到的红移演化可能来自于在晚红移的二次坍缩。
2010-03-01 astro-ph.CO
The architecture of Abell 1386 and its relationship to the Sloan Great Wall
本文利用英澳望远镜AAOmega观测了富星系团Abell 1386区域内307个星系（b_J < 19.5）的新视向速度。与其他对构成超结构子单元的星系团的研究一致，我们发现A1386的速度分布非常宽（21，000 ~ 42，000 km ^-1，或z=0.08--0.14）且复杂。阿贝尔命名为1386的星系团的平均红移约为0.104。然而，我们发现，它由各种叠加的视线组件。我们调查的现实，每个组件的子结构测试和搜索巨型椭圆星系在每个和显示，A1386是由至少四个重要的集群或集团沿视线的全球参数，我们详细。每一组最亮星系的奇特速度计算，发现是不同于以前的作品，主要是由于天空区域的复杂性和在本工作中进行的分析的深度。我们还分析了A1386在其母超星系团的背景下：狮子座A，特别是斯隆长城。虽然新的星系团可能正在向斯隆长城或更远的地方聚集，但许多星系团很可能还没有物理上与之结合。
2010-08-20 astro-ph.CO
The conditional colour-magnitude distribution: III. A study of galaxy colour- and luminosity-dependent counts-in-cells statistics
University of Utah（犹他大学）
本研究通过单元计数统计测试条件色-星等分布（CCMD）模型，发现其对多数子样本的单元计数测量结果拟合良好，明确了星系单元计数变化的成因及对探究星系组装偏差的意义。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy morphology, luminosity and, environment in the SDSS DR7
通过对不同形态类型和颜色的星系在不同环境密度水平下的光度函数（LF）的研究，探讨了环境对星系演化的影响。我们分别为不同形态（螺旋和椭圆）和不同颜色（红色和蓝色）的星系构建LF使用斯隆数字巡天（SDSS）的数据，校正固有吸收的光度。我们使用全球光度密度场来定义不同的环境，并分析星系形态和颜色的环境依赖性。利用平滑Bootstrap方法计算了亮度函数的置信区域。我们发现一个强烈的环境依赖性的LF椭圆星系。旋涡星系的LF几乎与环境无关，表明旋涡星系形成机制在不同环境下是相似的。内禀尘埃的吸收影响旋涡星系LF的亮端。经过衰减校正后，最亮的螺旋星系仍然比最亮的椭圆星系少0.5等，除了在密度最小的环境中，螺旋星系在每个光度下都占主导地位。尽管SDSS调查的范围，单一的丰富的超星系团的影响是目前在银河系LF的dennial环境。
2011-03-11 astro-ph.CO
A catalog of 132,684 clusters of galaxies identified from Sloan Digital Sky Survey III
利用Sloan Digital Sky Survey III（SDSS-III）的星系光度红移，我们识别出了132，684个红移范围为0.05<z <0.8. Monte Carlo simulations show that the false detection rate is less than 6% for the whole sample. The completeness is more than 95% for clusters with a mass of M_{200} >1.0*10^{14}的星系团，其中M_{\odot}的红移范围为0.05<z<0.42，而z>0.42的星系团由于成员星系的不完整性，其完整度和丰富度都比真实星系团小。我们将我们的样本与其他聚类样本进行比较，发现超过90%的先前已知的0.05<z<0.42的丰富聚类与我们样本中的聚类相匹配。更富的星系团往往有更明亮的最亮星系团（BCGs）。结合X射线和Planck数据，我们发现星系团的丰度与X射线光度、温度和Sunyaev-Zel'dovich测量密切相关。与SDSS亮红星系（LRG）样本的比较表明，25%的LRG是我们星系团的BCG，36%的LRG是星系团成员星系。在我们的聚类样本中，63%的r_{petro} <19.5的BCG满足SDSS LRG…
2012-04-28 astro-ph.CO
Magnitude Gap Statistics and the Conditional Luminosity Function
在最近的预印本中，Hearin et al.（2012，H12）提出，星系团的晕质量丰富度校准可以通过使用最亮和第二亮星系的星等差异（星等差距）作为额外的可观测性来改进。他们声称他们的结果与Paranjape & Sheth（2012，PS12）的结果不一致，后者表明最亮和第二亮星系的星等分布可以根据从总星系光度函数中随机抽样的光度顺序统计来解释。我们发现，一个条件光度函数（CLF）的星系的晕质量的变化，在与现有的观测结果相一致的方式，自然会导致一个大小差距分布的变化作为一个函数的晕质量在固定的丰富度，在定性协议与H12。我们表明，在一般情况下，最亮和第二亮的星系的光度分布取决于是否从CLF或全球光度函数绘制的星系的光度。然而，我们也表明，这两种情况之间的差异是小到足以逃避检测的小样本调查PS12。这表明，鉴于样本量较小，光度分布不是区分这两种情况的适当统计量。我们认为，CLF（因此H12）的基础上，它与其他独立的观测，如卫星星系的运动学，星系的丰度和集群，以及来自斯隆数字巡天星系-星系透镜信号的一致性。
2012-07-26 astro-ph.CO
Optical Line Emission in Brightest Cluster Galaxies at 0 < z < 0.6: Evidence for a Lack of Strong Cool Cores 3.5 Gyr Ago?
近年来，已知的z > 0.2以上的星系团的数量急剧增加，多个目录的发布包含超过30，000个光学探测到的星系团，范围为0 < z < 0.6。将这些星表与斯隆数字巡天中最亮星系团的光谱学结合起来，可以量化星系团核心中光学发射线星云的演化。首次测定了最亮星系团在0 < z < 0.6范围内的光学谱线辐射的连续演化。在z \sim 0.3处发现具有光学线发射的BCGs的分数中的最小值，这表明在诸如英仙座A的系统中的复杂的非线性发射是最近的现象。有证据表明，在z > 0.3之后，强发射系统的数量有所增加，这暗示了强冷却的早期。我们比较了发射线星云的演化与文献中在相同红移范围内的X射线导出的冷核（CC）部分，发现总体一致，除了在z > 0.3时没有观察到强CC部分的上升。冷核的演化与低红移的光学谱线发射之间的总体一致性表明，对星系团的发射谱线调查可能提供一种间接探测冷核演化的有效方法，从而为宇宙早期加热和冷却过程的平衡提供了见解。
2011-10-26 astro-ph.CO
Spectral-based k-corrections and implications for the colour-magnitude relation of E/S0s and its evolution
我们从斯隆数字巡天中选取了70378个0<z<0.36的E/S 0（早期型）星系样本，不包括盘状星系和恒星形成星系。我们直接从SDSS DR 6光谱中估计观测者和静止帧中的g和r幅度;这提供了对k校正的逐对象估计。我们使用从光谱的k-校正研究的演变的静止帧的颜色-星等关系（CMR）和颜色-西格玛（速度色散）关系（CsigmaR）。演化对k校正非常敏感。CMR和CsigmaR都随着红移的增加而向蓝方向发展，大约与被动演化模型一致。12 Gyr。CMR的斜率和零点取决于颜色是在固定的物理孔径还是角度孔径中定义的，这是因为这些物体的中心往往更红：固定角度孔径的关系更陡峭。另一方面，CsigmaR斜率没有显示出对定义颜色的孔径的这种依赖性，这表明颜色梯度与来自sigma-M_r关系的残差相关。由于这些残差是年龄指标，我们的研究结果表明颜色梯度与恒星星族的年龄相关。
2009-06-10 astro-ph.CO
Colour gradients within SDSS DR7 galaxies: hints of recent evolution
星系的演化路径塑造了它的内部结构，特别是它的内部颜色变化。本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS DR 7）第七次数据发布的星系内部颜色变化的研究。我们统计研究的内部颜色变化和全球星系的属性之间的联系，寻找最近的星系演化的线索。考虑到只有良好的光度和光谱测量的星系，我们定义了四个亮度阈值样本的红移范围内0.01<z<0.17，每个包含超过48000个星系。这些星系的颜色梯度是根据SDSS DR 7提供的表面亮度测量结果计算出来的。在其测定可能的系统性影响进行了分析。我们发现，平均而言，星系的核心比它们的外部更红。我们还发现，在晚型星系中更有可能发现陡峭的颜色梯度。这一结果适用于一系列基于形态和光谱特征的分类。事实上，我们的研究结果平均而言与陡峭的颜色梯度有关，因为星系中存在更多的年轻恒星。我们的研究结果还表明，核活动是在大质量星系中产生陡峭颜色梯度的边缘驱动因素。我们选择了相互作用的星系对，在投影半径上间隔为5角秒，红移差为100 km/s，发现它们呈现出比平均种群更陡峭的梯度，偏向更蓝的核心。我们的分析表明，颜色梯度可以用于选择最近遭受恒星形成（小）爆发的星系。
2010-12-10 astro-ph.CO
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
The stellar evolution of Luminous Red Galaxies, and its dependence on colour, redshift, luminosity and modelling
我们提出了一系列的颜色演化模型的发光红星系（LRGs）在斯隆数字巡天（SDSS）的第7次光谱数据发布，使用全光谱拟合代码VESPA高信噪比叠加光谱计算。的颜色演化模型计算作为一个函数的颜色，光度和红移，我们不先验假设LRGs构成一个均匀的人口星系的恒星演化。通过从化石记录中计算恒星形成历史，测量的星系恒星演化与巡天的选择函数脱钩，后者也随红移而演化。我们提出了这些进化模型计算使用三套不同的恒星星族合成（SPS）代码。我们表明，传统的基准模型的纯被动恒星演化的LRGs是广泛正确的，但它不足以解释完整的光谱签名。我们还发现，高阶修正这个模型是依赖于SPS使用，特别是在计算最近的恒星形成的数量。年轻恒星的数量在某些情况下是不可忽略的，并且对于解释选择框中LRG的数量密度作为红移的函数具有重要意义。尘埃消光，然而，是更强大的SPS建模：消光增加光度降低，增加红移，增加的r-i颜色。我们正在http://www.icg.port.ac.uk/~tojeiror/lrg_evolution/上公开提供颜色演变轨迹。
2010-11-10 astro-ph.CO
The Sloan Lens ACS Survey. XI. Beyond Hubble resolution: size, luminosity and stellar mass of compact lensed galaxies at intermediate redshift
我们利用强大的透镜效应，探索性质的内在暗淡和紧凑的星系在中等红移，在尽可能高的分辨率在光学波长。我们的样本由斯隆透镜ACS（SLACS）巡天发现的46个强透镜发射线星系组成。星系已经在高分辨率成像与HST在三个波段（V_HST，I_814和H_160），使我们能够推断它们的大小，光度和恒星质量使用恒星星族合成模型。镜头建模是使用一个新的快速和强大的代码，klens，我们广泛测试真实和合成的非透镜星系，也模拟星系多次成像SLACS类星系尺度透镜。我们的测试表明，我们的测量星系的大小，流量和Sersic指数是强大的和准确的，即使是对象本质上小于HST点扩散函数。中位放大率为8.8，有一条长尾巴延伸到40倍以上。SLACS源的建模揭示了一群星系的颜色和Sersic指数（中位数n ~ 1）与GEMS调查中HST现场检测到的物体一致，但（通常）约2个星等较暗，表观尺寸约小5倍。最接近的类似物是由HST棱镜巡天发现的超紧凑发射线星系。在我们的样本中，质量最低的星系与恒星质量（10^7太阳质量）最亮的银河系卫星相当，并且具有确定的半光半径0。“05（~0.3千秒差距）。
2011-04-15 astro-ph.CO
A Novel Approach to Constrain the Mass Ratio of Minor Mergers in Elliptical Galaxies: Application to NGC 4889, the Brightest Cluster Galaxy in Coma
小合并被认为是大质量椭圆星系的形成和结构演化的重要因素。在这项工作中，我们报告发现了一个系统的四个壳功能的后发座星系团的最明亮的成员之一，NGC 4889，使用哈勃太空望远镜和斯隆数字巡天的光学图像。这些壳层与主星系的主轴对齐，很可能是由一个小卫星星系的吸积形成的。我们对NGC 4889及其附近许多重叠的邻近星系进行了详细的二维光度分解。这个全面的模型不仅使我们能够牢固地检测到低表面亮度的外壳，而且至关重要的是，还可以准确地测量它们的亮度和颜色。壳层比主星系中相同半径的底层恒星更蓝。我们利用壳层的颜色和后发座星系团的颜色-星等关系来推断其前身星系的光度（或质量）。NGC 4889中的壳层似乎是由一个中等光度（M_I~-18.7等）盘状星系（S0或螺旋星系）的微小合并产生的，其光度（质量）比为90：1。在这项工作中提出的新方法可以用来解码化石记录印在光度子结构的其他附近的早期型星系。
2013-05-22 astro-ph.CO
The nature of extremely red galaxies in the local universe
我们调查的性质，极红星系（ERG），对象的颜色是红比那些发现在红色序列中存在的星系的颜色星等图。我们从Sloan数字巡天数据Release 7中选择了一个体积有限的样本，这些星系的红移范围为0.010 < z < 0.030，亮度大于M_r = -17.8（去红星等，对银河系消光进行了校正），并且（g-r）色大于红色序列中的星系。该样本包含416个ERG，这些ERG被视觉分类。我们的分类与文献中的其他分类进行了交叉检查。我们从我们的视觉分类中发现，我们样本中的大多数物体都是边缘螺旋（73%）。其他螺旋星系占13%，而椭圆星系只占11%。在比较了ERG和红色序列中天体的形态混合、Hα/Hβ和轴比的分布后，我们认为尘埃是这些极端红色星系中红色的驱动因素，而不是恒星星族效应。
2013-06-27 astro-ph.CO
Galaxy triplets in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7: II. A connection with compact groups?
我们分析了来自O 'Mill et al.（2012）工作的71个发光星系的三胞胎样本。我们比较的性质的三胞胎和他们的成员与控制样本的紧凑的群体，10个最明亮的成员丰富的集群，和星系对。三重态被限制为具有光谱红移在0.01<z<0.14和Mr<-20.5范围内的成员。我们分析了恒星质量（SM）含量，恒星形成率，Dn（4000）参数和颜色指数，并分析了这些系统的不同的整体性质，总恒星形成活动和整体颜色。我们计算了三重星系的性质是强相关的概率。我们将三重态紧密度定义为成员星系的光占系统总面积的百分比。我们的分析表明，三重星系成员的行为类似于紧凑的集团成员和星系丰富的集群。我们还发现，由3个蓝色的、形成恒星的、年轻的恒星星族星系（蓝色三胞胎）组成的系统很可能是真实的系统，而不是偶然的星系配置。这同样适用于由3个红色，非恒星形成星系组成的三胞胎，显示了这些系统中星系属性的相关性。从作为一个整体的三胞胎的分析，我们得出结论，在一个给定的总SM含量，三胞胎显示出总的恒星形成活动和全球的颜色类似于紧凑的群体。然而，蓝色三胞胎显示出高的总恒星形成活动与较低的SM含量。从系统的紧凑性参数的分析，我们发现，光更集中在三重态比在紧凑的群体。我们认为由3个发光星系组成的三胞胎不应该被认为是具有额外成员的星系对的类似物，而是紧凑群体的自然延伸。
2013-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimation of absorption line indices of early-type galaxies using colours
上下文吸收线指数被广泛用于确定星系的年龄和金属丰度等恒星星族参数，但对于一些有颜色的遥远星系，要获得吸收线指数并不容易。目标。本文研究了吸收线指数与颜色的相关性。方法.主要采用了几种统计拟合方法，分别利用Sloan数字巡天的观测数据和广泛应用的理论恒星星族模型。结果从早型星系的观测数据和一个简单的恒星星族理论模型中，发现了广泛使用的吸收线指数和ugriz色之间的某些相关性。特别是，良好的颜色之间的相关性和广泛使用的吸收线指数，如Dn（4000），HgammaA，HgammaF，HdeltaA，Mg 1，Mg 2，和Mgb，本文显示。结论.利用吸收线指数与颜色之间的相关性，可以从早型星系的颜色中估算出一些重要的吸收线指数。例如，对年龄敏感的吸收线指数可以从（u-r）或（g-r）颜色估计，而对金属度敏感的吸收线指数可以从（u-z）或（g-z）估计。这对于研究遥远星系的恒星星族是有用的，特别是对于统计调查。
2010-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred project: galaxy cluster mergers and their impact on the stellar component of brightest cluster galaxies
利用"三百计划"的324个星系团晕流体动力学模拟数据集，研究了星系团合并及其对最亮星系团（BCG）颜色和光度变化的影响。我们跟踪每个晕在z = 0的主要祖先，并根据其质量吸积历史搜索合并情况，定义合并为晕质量的快速增加。基于集群的动力学状态的演变，我们定义了一个合并前和合并后的阶段。我们创建了一个所有这些事件的列表，并统计研究它们的质量比和时间尺度，前者验证了所有实例实际上都是重大合并。通过与没有合并的控制样本进行比较，我们研究了合并对BCG的恒星成分的影响。通过对BCG恒星粒子的质量、年龄和金属丰度的分析，我们发现BCGs的恒星含量在合并过程中显著增长，尽管主要的增长机制是老恒星的吸积，但合并过程中甚至会出现恒星形成的爆发。在我们的模拟中，合并中的BCGs形成的恒星比正常生长的恒星多70%左右，尽管这取决于定义BCGs时考虑的半径。关于可观测的性质，我们看到在合并过程中SDSS-u光度增加了20%，与对照样本相比，星系g-r颜色的增加稍慢。
2022-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating Emission Line Galaxy Surveys with the Sloan Digital Sky Survey Telescope
星系功率谱中的重子声学振荡（BAO）特征为研究宇宙的加速膨胀提供了一个标准标尺。目前的观测覆盖了足以揭示BAO标度的共动体积，但仅限于红移$z \lesssim 0.7$。在本文中，我们研究了几个星系的选择方案，旨在建立一个发射线星系（ELG）样本的红移范围$0.6<z<1.7$，这将是适合未来的BAO研究使用的重子振荡光谱巡天（BOSS）光谱仪的斯隆数字巡天（SDSS）望远镜。我们探索两种不同的颜色选择使用SDSS和加拿大法国夏威夷望远镜遗产调查（CFHT-LS）测光在u，g，r和i波段，并评估其性能选择发光ELG。从大约2,000个ELG中，我们确定了一个具有75%红移测量效率的选择方案。这一结果证实了使用SDSS望远镜上的BOSS摄谱仪进行大规模ELG调查的可行性，特别是拟议的eBOSS实验，该实验计划使用SDSS望远镜将BAO标尺与使用红移$0.6<z<2.2$中的发射线星系和类星体的红移空间扭曲结合起来。
2012-10-03 astro-ph.CO
The Sloan Great Wall. Rich clusters
本文给出了斯隆长城三个不同超星系团中十个富星系团的亚结构和星系含量的研究结果。我们确定的子结构在集群中使用的'M'包从'R'的统计环境和分析其星系的内容。分析了星系团中星系的特有速度分布，计算了第一星系团的特有速度。我们发现，在我们的样本中的集群有一个以上的组件，在一些集群不同的组件也有不同的星系内容。我们发现，在某些具有亚结构的星系团中，一级星系的奇异速度很大。我们样本中的所有星系团都是明亮的红色星系。它们既存在于星系团的中心区域，也存在于星系团的外围区域，其中有些星系团具有较大的奇特速度。星系团中大约1/3的红色星系是螺旋星系。在大多数星团中，红色椭圆星系的颜色散射比红色螺旋星系的颜色散射大。在丰富的集群，可能的合并和陷落的迹象，以及大的奇特的速度排名第一的星系的子结构的存在表明，在我们的样本中的集群还没有维里化。我们提出了合并树的暗物质晕在N体模拟，以证明当今的暗物质晕的形成，通过在其演变过程中的多次合并。在模拟的暗物质晕中，我们发现了一个类似于观察到的星系团的子结构。
2010-07-27 astro-ph.CO
Exploring the SDSS Photometric Galaxies with Clustering Redshifts
我们应用基于聚类的红移推断所有扩展源从斯隆数字巡天光度计目录，下降到星等r = 22。我们绘制了颜色和红移之间的关系，没有假设源的光谱能量分布（SED）。我们确定和定位恒星形成，静止星系，活动星系核，以及颜色变化，由于光谱特征，如4000年的突破，通过特定的过滤器红移。我们的映射是在全球范围内与SED模板计算的颜色红移轨道的良好协议，但揭示了信息的差异，如需要在某些模板中的M型恒星的较低的分数。我们比较我们的集群红移估计光度红移，并发现这两个独立的估计是在每个考虑的限制幅度很好的协议。最后，我们提出了全球集群红移分布的所有斯隆扩展源，显示对象到z~0.8。虽然整体形状与从光度红移推断的一致，但聚类红移技术导致更平滑的分布，没有光度红移估计所建议的红移空间结构的指示（可能是光谱训练集留下的伪影）。我们还推断出高红移天体的比例更高。观测到的四种颜色和红移之间的映射可以用来估计单个星系的红移概率分布函数。这项工作是产生红移和光度空间中所有可用观测值之间的一般映射的第一步，包括亮度，大小，浓度和椭圆率。
2016-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation histories and evolution of 35 brightest E+A galaxies from SDSS DR5
我们从Goto的E+A星系目录中挑选出35个最亮的星系，这些星系是从Sloan Digital Sky Survey Data Release 5中选出的。E+As的光谱特征是具有强的Balmer吸收线，而很少有[Oii]或H_α发射线。在这项工作中，我们研究了恒星星族的样本星系的光谱拟合ULySS，这是一个强大的全谱拟合方法。我们分别用单星族（一个恒星星族-一个SSP）和三星族（3个SSP）模型拟合每个样本。通过1-人口拟合，我们得到的SSP等效年龄和金属丰度对应的“亮度加权”的平均值。通过3-总体拟合，将组分按年龄分为3组（老恒星星族-OSP、中龄恒星星族-ISP和年轻恒星星族-YSP），得到了OSP、ISP和YSP的最佳年龄、金属丰度和质量分数和质量分数。在拟合过程中，Pegase.HR/Elodie 3.1和Vazdekis/Miles均用作两个独立的总体模型。两个模型的结果基本一致：对于所有样本星系，YSP（< 1Gyr）对光的贡献都很大。然而，质量的主要贡献者是OSP。我们还重建平滑的恒星形成历史（SFHS），给出恒星形成率（SFR）与演化年龄。此外，我们还对E+A样本和随机选取的34个椭圆星系进行了2-population（2 SSP）模型拟合。我们得到的E+A样本和椭圆星系的老组件的等效年龄。相比之下，E+As的老成分在统计上比椭圆星系的老成分年轻得多。从恒星星族年…
2010-07-26 astro-ph.CO
Star formation activities in early-type brightest cluster galaxies
我们从斯隆数字巡天（SDSS）的两个最近的大星系团星表中，共识别出120个0.1<z<0.4的早型布里渊星系团（BCGs）。它们的光谱中有很强的发射线，包括Hα和[O II]λ3727发射线，这表明它们正在形成恒星。它们构成了约0.5%的最大的，光学选择的，低红移的BCG样本，和分数是集群丰富度的强函数。它们的恒星形成历史可以很好地描述为一个最近的小而短的星暴叠加在一个老恒星组成部分上，最近的恒星形成事件平均只贡献了不到1%的恒星总质量。我们发现，在更丰富的星系团中，质量更大的恒星形成BCGs往往有更高的恒星形成率（SFR）和特定的SFR（每单位星系恒星质量的SFR）。我们还比较了它们的统计特性与控制样本选择的X射线发光的集群，并表明，恒星形成的BCGs在X射线发光的集群的分数几乎是一个数量级大于在光学选择的集群。在冷却流团中有恒星形成的BCGs通常具有非常平坦的光谱，并且显示出最活跃的恒星形成，这可能与冷却流有关。
2012-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Further Definition of the Mass-Metallicity Relation in Globular Cluster Systems Around Brightest Cluster Galaxies
我们结合了15个布里渊星系团的球状星团数据，并利用这些数据追踪了它们的球状星团系统（GCS）中的质量-金属丰度关系（MMR）。这项工作扩展了以前的研究，这些研究将MMR的属性与宿主星系的属性相关联。我们的综合数据集显示了贫金属（MP）亚群的平均趋势，这对应于重元素丰度与星系团质量Z ~ M^（0.30+/-0.05）的比例。未观察到富金属（MR）亚群的趋势，其比例关系与零一致。我们还发现，标度指数是独立的GCS特定的频率和宿主星系的光度，除了矮星系。本文介绍了用Gemini/GMOS对南方巨型椭圆星系NGC 5193和IC 4329周围的球状星团群体进行的（g '，i'）测光。这两个星系都有丰富的星系团，在颜色-星等图中显示为正常的双峰序列。我们测试了观察到的MMR，并认为它们在统计上是真实的，而不是我们使用的方法造成的伪影。我们还反对不对称污染导致所观察到的MMR，因为我们的平均结果与其他无污染研究没有什么不同。最后，我们比较了我们的方法与标准的双峰拟合方法（KMM或RMIX），发现我们的结果是一致的。这些结果的解释是一致的球状星团形成的MMR是由GC自富集在其短暂的形成期间，最近的模型。
2009-06-10 astro-ph.CO
The dust content of damped Lyman-alpha systems in the Sloan Digital Sky Survey
阻尼莱曼α星系（DLAs）的尘埃含量是了解其起源和星系中性气体库的重要观测量。虽然已知DLAs的平均色过量E（B-V）<15毫量级（mmag），但已经报道了具有~2 mmag精度的检测和未检测。在这里，我们发现3.2-sigma统计证据DLA尘埃红化的774斯隆数字巡天（SDSS）类星体通过比较其拟合光谱斜率的~7000控制类星体。相应的E（B-V）为3.0 +/- 1.0 mmag，假设小麦哲伦云（SMC）尘埃消光定律，它与金属含量密切相关（3.5-sigma），其特征在于SiII 1526吸收线等效宽度，提供了额外的信心，即检测是由于DLAs中的尘埃。E（B-V）在红移范围2.1 < z < 4.0的演化被限制在每单位红移<2.5 mmag（1-sigma），与已知的温和DLA金属丰度演化一致。与中性氢柱密度N（HI）也没有明显的关系，尽管数据与平均E（B-V）/N（HI）=（3.5 +/- 1.0）x 10^{-24} mag cm ^2相一致，近似于从SMC按比例缩放到低金属丰度的典型DLA所预期的比率。我们在一个便携式代码中实现SDSS选择算法，以评估其幅度和颜色选择标准所产生的系统性红移依赖性偏差的潜力。在整个感兴趣的红移范围内，对平均E（B-V）的影响可以忽略不计（<5%）。考虑到这种实现的广泛潜在用途，我们将其公开。
2015-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XMM Cluster Survey: The Stellar Mass Assembly of Fossil Galaxies
本文介绍了XMM星团巡天和Sloan数字巡天中寻找化石星系的结果，以及对化石星系的恒星质量集合和恒星星族的研究结果。总共有17个星系群和星系团在z < 0.25时被确认，第一和第四亮的星系之间有很大的星等差距。提供了将这些系统分类为化石所需的所有信息。对于星系群和星系团来说，最亮星系的总光度和部分光度与星等差距呈正相关。FSs中最亮的星系（称为化石星系）具有与正常最亮星系团（BCGs）相似的恒星星族和恒星形成历史。然而，在固定的星系群/星系团质量下，化石星系的恒星质量比正常的BCGs大，这一事实适用于广泛的星系群/星系团质量。此外，化石星系被发现包含一个显着的分数的总光学光度的组/集群内0.5R200，高达85%，相比之下，非化石，可以有10%。我们的研究结果表明，FS形成的早期，在宇宙中密度最高的地区，化石星系代表星系合并的最终产品组和集群。在线FS目录可以在http://www.astro.ljmu.ac.uk/~xcs/Harrison2012/XCSFSCat.html上找到。
2012-07-26 astro-ph.CO
Spectral variability of quasars from multi-epoch photometric data in the Sloan Digital Sky Survey Stripe 82
我们提出了一种新的方法来分析类星体的变化对静止帧波长的依赖。我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的光谱档案，在条纹82中创建了9000多个类星体的样本。类星体目录与SDSS Stripe 82的光运动曲线目录相匹配，并计算了单个一阶结构函数。结构函数被用来创建一个可变性指标，这是相关的所有类星体相同的内在时标（1至2年的休息帧）。我们研究了相邻的SDSS滤波器波段的变化率作为红移的函数。虽然变化几乎总是更强的蓝色通带相比，红色，变化率取决于是否强发射线有助于一个频带或其他。光变率与红移的关系类似于相应的色指数与红移的关系。通过与可变类星体光谱的蒙特卡罗模拟的比较，我们发现观测到的变率-红移关系是很好的拟合，假定（a）变率与红移的关系满足如下条件：类星体连续谱的波动遵循指数为-2的对本征波长的幂律依赖性（即，当更亮时更蓝）和（b）发射线通量的可变性仅为下面的连续谱的可变性的约10%。这些基于8000多个类星体测光的结果，证实了Wilhite等人（2005）之前对315个类星体重复SDSS光谱的发现。最后，我们发现，具有异常光谱和弱发射线的类星体往往比常规类星体具有更小的变化。这一趋势与线发射导致的变率稀释效应的预期相反，可能表明这些非常规类星体中存在高爱丁顿比。
2010-10-26 astro-ph.CO
Effectiveness of WISE colour-based selection techniques to uncover obscured AGN
我们提出了一个高度可靠和高效的中红外颜色为基础的选择技术，发光的活动星系核（AGN）使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的调查。我们的技术旨在识别具有红色中红外幂律光谱能量分布的物体。我们研究了我们的中红外选择的活动星系核的内在光度和我们的技术的有效性，以发现模糊的活动星系核错过了X射线调查的依赖性。为此，我们使用了两个样品的发光活动星系核独立选择在硬X射线和光学调查。我们使用了斯隆数字巡天（SDSS）文献中最大的887个[OIII]5007选择的z<0.83的2型类星体（QSO 2）目录，以及来自明亮超硬XMM-牛顿巡天（BUXS）的258个硬（>4.5 keV）X射线选择的活动星系核。我们的中红外选择技术的有效性与活动星系核的亮度增加。在高光度和至少达到z~1的情况下，我们的技术在识别康普顿薄和康普顿厚活动星系核方面都是非常有效的。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating Milky Way dust extinction using cosmological sources
我们限制了银河系尘埃的消光特性。我们研究了从红外数据推断的尘埃柱密度与在宇宙学距离上观测到的天体颜色之间的相关性，这些天体具有低水平的色散。利用类星体、最亮的中心星系和亮红星系的颜色得到的结果基本一致，表明红化E（B-V）=A_B-A_V和尘埃柱密度D^T（以兆焦耳/sr为单位）之间的比例常数p=E（B-V）/D^T=0.02，红化参数R_V=A_V/E（B-V）=3，分数不确定度约为10%。这些数据没有提供任何证据表明尘埃性质的空间变化，除了在最长的光学波长下尘埃消光性质的散射的可能暗示。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Brightest Halo Galaxies Central Galaxies?
一般认为，暗物质晕中的中央星系，即具有最低比势能的星系，也是最亮的晕星系（BHG），并且它静止地位于暗物质势阱的中心。中央星系范式（CGP）是天文学研究各个领域的一个基本假设。在本文中，我们测试的有效性CGP使用一个大的星系群星表构建从斯隆数字巡天。对于每一个组，我们计算两个统计，${\cal R}$和${\cal S}$，量化偏移的视线速度和投影位置的最亮的星系团相对于其他组成员。通过比较$|{\cal R}|$和$|{\cal S}|$的累积分布与从详细的模拟群目录中获得的累积分布，我们排除了CGP是正确的零假设。相反，数据表明，在所有质量为$M$的晕中，非零比例的$f_{\rm BNC}(M)$中，BHG不是中心星系，而是卫星星系。特别地，我们发现$f_{\rm BNC}$从低质量晕中$\sim 0.25$（$10^{12} h^{-1} {\rm M_{\odot}} \leq M \lsim 2 \times 10^{13} h^{-1}{\rm M_{\odot}}$）增加到大质量晕中的PDMATHAMV（$M \gsim 5 \times 10^{13} h^{-1} {\rm M_{\odot}}$）。我们发现，这些值的$f_{\rm BNC}$是令人不安的高相比，从晕占领统计和半分析模型的星系形成的预测。最后，我们讨论了非零的$f_{\rm BNC}(M)$的各种…
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular Momenta, Dynamical Masses, and Mergers of Brightest Cluster Galaxies
利用甚大望远镜（VLT）上的VIMOS积分场单元（IFU）摄谱仪，我们对位于红移$z=0.1$内的10个附近的布里渊星系团星系（BCGs）和4个BCG伴星系的运动学性质进行了空间测绘。在分级形成模型中，这些大质量星系$(10^{10.5} M_{\odot} < M_{dyn} < 10^{11.9} M_{\odot})$预计将比低质量星系经历更多的合并，模拟表明，干次要合并可以消除角动量。利用SAURON和ATLAS \textsuperscript{3D}团队提出的$λ_{Re}$参数检验了BCGs是否具有低角动量，并结合Sloan数字巡天（SDSS）测光分析了BCGs的合并状态。我们发现30%（3/10）的BCGs和100%（4/4）的伴星系是ATLAS \textsuperscript{3D}标准定义的快转星系。我们最快的旋转BCG有一个$λ_{Re}=0.35\pm0.05$。我们增加的BCGs分析的数量从1在合并的SAURON和ATLAS \textsuperscript{3D}调查到11 BCGs的总数，并发现，以上$M_{dyn}\sim11.5 M_{\odot}$，几乎所有的星系，无论环境是缓慢的旋转。为了寻找最近合并的迹象，我们分析了每个系统的光度学，并使用$G-M_{20}$选择标准来识别合并。我们发现，我们的BCG中有$40\pm20$ %目前正在进行或…
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster luminosities and colours, and their dependence on cluster mass and merger state
我们研究了一个样本的19个星系团的红移范围$0.15<z<0.30$与高度完整的光谱成员目录（到$K < K^{\ast}(\rm z)+1.5$）从亚利桑那州集群红移调查（ACReS）;个人弱透镜质量和近红外数据从本地集群子结构调查（LoCuSS）;和光学测光从斯隆数字巡天（SDSS）。我们适合在每个六个带通（${\it grizJK}$）和集群质量的总集群亮度之间的比例关系，发现集群亮度是一个有前途的质量代理低的内在散射$σ_{\ln L|M}$的只有$\sim 10-20$ %的所有关系。在固定的过密度半径下，截距随波长增加，与老的恒星星族一致。散射和斜率在所有波长上都是一致的，这表明星系团的颜色不是质量的函数。比较颜色与指标的干扰水平在集群中，我们发现一个狭窄的品种在集群颜色的“干扰”集群比“不受干扰”的集群。这一趋势在对集群合并的初始阶段敏感的指标中更为明显，例如Dressler Schectman统计。我们解释这可能是证据表明，总的集群恒星形成率是“标准化”的合并，也许通过一个过程，如系统范围内的冲击在集群介质。
2017-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The host galaxies of radio-loud AGN: colour structure
我们从斯隆数字巡天（SDSS）和20厘米射电天空的微弱图像（FIRST）中构建了一个包含3,516个射电强宿主星系的活动星系核（AGN）样本。它们的亮度在10 E23 -1025 WHz^{-1}范围内，1.4 GHz，跨度红移0.02<z<0.18，比r*_{petro}<17.77 mag更亮，并且在颜色空间中被限制为“早期型”形态（u*-r*>2.22 mag）。光发射线比（在>3西格玛）被用来删除1型活动星系核和恒星形成星系的射电样品使用BPT诊断。为了进行比较，我们选择了一个35,160个射电宁静星系的样本，这些星系具有与射电样本相同的r* 波段星等红移分布。我们还创建了比较无线电和控制样本，通过添加NRAO VLA巡天（NVSS）来量化完整性对我们结果的影响。我们调查的有效半径的表面亮度分布在SDSS的r和u波段，以量化任何多余的蓝色在射电星系的内部区域。我们定义了一个比值R= r_{e}（r）/ r_{e}（u），并使用极大似然分析来比较两个样本之间R的平均值及其固有离差。与对照样本相比，射电强活动星系核样本的R更大，我们得出结论，这两个样本不是从相同的群体中抽取的，其显著性大于99%。鉴于恒星形成的时间比射电活动要长，这一差异表明，一部分星系有成为射电大声的倾向。我们讨论了宿主星系的功能，导致存在的无线电大声AGN增加星系的尺度大小在红色相对于蓝光，包括过量的中央蓝…
2011-06-27 astro-ph.CO
A Serendipitous XMM Survey of the SDSS: the evolution of the colour-magnitude diagram of X-ray AGN from z=0.8 to z=0.1
本文介绍了在斯隆数字巡天（XMM/SDSS）地区进行的一次新的偶然性XMM巡天（XMM/SDSS），它包括合并重叠场以提高对微弱源的灵敏度，使用新的XMM点扩散函数参数化进行源探测和测光，精确估计巡天灵敏度等特点。在122度2的总面积上探测到大约40，000个X射线点源。选取了209个在2- 8 keV谱带内探测到的SDSS光谱红移范围为0.03<z<0.2，光学星等r<17.77mag，logLx（2- 10 keV）>41.5（erg/s）的源作为子样本，探讨了它们在色星等图上的分布。这与z~0.8的AEGIS场中X射线活动星系核的色星等图进行了比较。我们没有发现X射线活动星系核宿主从z=0.8到z=0.1的静止坐标系颜色演化的证据。这表明，活动星系核人口的主要吸积模式，这是预计其宿主星系的属性印记，并没有改变，因为z=0.8。这与将宇宙吸积能力随时间的快速下降（z=0.8时为1dex）归因于活动星系核燃料/触发模式变化的假设相矛盾。
2011-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Stellar mass-to-light ratio gradients in galaxies: correlations with mass
我们分析了从斯隆数字巡天，跨越广泛的恒星质量和形态类型的本地星系的大样本中的恒星质光比（M/L）梯度。众所周知的M/L比和颜色之间的关系所建议的，我们表明，M/L梯度强烈相关的颜色梯度，我们跟踪年龄变化的影响。恒星的M/L梯度一般遵循以前发现的颜色和金属梯度的恒星质量和星系类型的变化模式。在晚型星系中，M/L梯度是负的，随着质量的增加而变陡。在早型星系中，M/L梯度较浅，但呈现双重趋势：它们随着质量的增加而减小，直到特征质量\M* \sim 10^10.3 M_sun，并在更大的质量上增加。我们比较我们的研究结果与其他分析，并讨论了一些影响星系形成和暗物质的估计。
2011-07-14 astro-ph.CO
The dependence of galaxy clustering on tidal environment in the Sloan Digital Sky Survey
宇宙网对星系形成和演化的影响具有重要的观测和理论意义。我们调查宇宙网络是否留下了斯隆数字巡天（SDSS）中的星系空间聚类的印记，使用杨等人的星群表和来自Wang等人的质量潮汐速度数据集的$\textit{tidal anisotropy}$ Mpc尺度的潮汐场估计。利用$α$分离的样品，观测星系群的潮汐环境，测量星系群位置的红移空间2点关联函数（2 pcf）以及星系群的光度和颜色相关成团。我们发现，所有的2 pcf测量强烈依赖于$α$，与$\sim20$的大规模2 pcf的对象在最大和最小的各向同性环境之间的因素。为了测试这些强烈的趋势是否意味着星系演化的“超越晕质量”的影响，我们比较了我们的结果与相应的2 pcf测量模拟目录构建使用晕占领分布，只使用晕质量作为输入。我们发现该处方定性地重现了$\textit{all}$观察到的趋势，并且定量地匹配了许多观察到的结果。虽然有一些统计上的显着差异，我们的“晕质量只有”模拟和数据-在最和最不各向同性的环境-这值得进一步调查，我们的研究结果表明，如果潮汐环境引起的其他影响星系属性以外的继承从他们的主机晕，那么这些必须是弱的。
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using Neural Networks to Automate the Identification of Brightest Cluster Galaxies in Large Surveys
提出一种基于多波段测光图像的神经网络方法，用于自动化识别大型巡天中的最亮团星系，在模拟和真实数据上均取得高精度，有效加速了BCG的识别过程。
2025-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stacked Thermal SZ Signal of Locally Brightest Galaxies in Planck Full Mission Data: Evidence for Galaxy Feedback?
我们使用普朗克完整的任务温度图来检查堆叠的热Sunyaev Zel 'dovich（tSZ）信号的188042“本地最亮的星系”（LBG）从斯隆数字巡天数据发布7。我们的LBG样本与Planck Collaboration XI（2013，PCXI）的样本非常匹配，但我们的分析在几个方面有所不同。我们直接根据物理上可观察到的量进行工作，对气体压力分布的假设最少。我们明确地模拟每个LBG的尘埃排放，同时测量堆叠的tSZ和尘埃信号作为恒星质量$M_*$的函数。在堆叠的tSZ测量中有一个小的残余偏差;我们测量这个偏差并从我们的结果中减去它，发现在LBG样品中的最低质量处，这种影响是不可忽略的。最后，我们将我们的测量结果与两个压力曲线模型进行比较，发现Battaglia等人（2012 b）的曲线比Arnaud等人（2010）的"通用压力曲线"更适合结果。“然而，在不确定性中，我们发现数据与质量的自相似缩放一致-需要更精确的测量来检测这些模型预测的自相似性的相对较小的偏差。与PCXI相一致，我们测量了从恒星质量低至$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) \sim 11.1-11.3$的LBG的堆叠tSZ信号。然而，对于较低的恒星质量，我们没有看到堆叠的tSZ信号的证据。我们注意到，堆积的尘埃排放与$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) \lesssim 11.3$的堆…
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
