A cross-correlation-based estimate of the galaxy luminosity function
我们扩展了现有的方法，使用互相关来获得光度星系的红移分布，而不使用光度红移。本文提出的模型同时产生高精度和无偏的红移分布，并首次，红移依赖的光度函数，仅使用聚类信息和星系的视星等作为输入。与许多现有的恢复无偏红移分布的技术相比，我们的方法的输出不随星系偏差b（z）退化，这是通过模拟光度偏差的形状来实现的。我们成功地将我们的方法应用到模拟星系调查，并讨论了改进，然后再将我们的模型应用到实际数据。
2018-03-06 astro-ph.CO
Introducing the Photometric Maximum Likelihood Method: Galaxy Luminosity Functions at z<1.2 in MUSYC-ECDFS
本文提出了一种新的极大似然方法，用于在没有光谱数据的情况下从多波段光度测量中计算星系光度函数。该方法通过直接比较多维光度空间中通量的预测分布与观测结果来评估试验光度函数的可能性，因此不需要计算光度红移的中间步骤。我们将该算法应用于MUSYC-ECDFS场中约27，000个m_R<=25的星系，重点恢复z<1.2的场星系的光度函数。我们的最深LF达到M_r=-14，表明场星系LF偏离了Schechter函数，在中等量级处表现出陡峭的上升，这是由于晚光谱类型的星系。
2009-09-10 astro-ph.CO
The relation between bar formation, galaxy luminosity, and environment
我们得出的酒吧分数在三个不同的环境，从外地室女座和后发座星系团，涵盖了前所未有的大范围的星系光度（或，相当于，恒星质量）。我们证实，棒星系的分数强烈依赖于星系光度。我们还表明，酒吧的分数分布之间的差异，作为一个函数的星系光度（和质量）的字段和后发座集群的统计显着，与室女座是一个中间的情况。我们解释这一结果作为一个变化的环境对酒吧的形成取决于星系光度的影响。我们推测，较亮的盘星系是足够稳定的相互作用，以保持其冷结构，因此，相互作用能够触发酒吧的形成。对于较暗的星系，相互作用变得足够强，加热了盘，抑制了棒的形成，甚至破坏了盘。最后，我们指出，关于酒吧分数是否取决于环境的争议可以解决考虑到不同的光度范围的星系样本研究到目前为止。
2013-01-08 astro-ph.CO
Radial Density Statistics of the Galaxy Distribution and the Luminosity Function
本文讨论了宇宙源的相对论性计数与观测星系光度函数（LF）之间的关系。观测微分数密度的定义，并获得从已公布的LF数据使用这种连接。我们观察到的观测量，增加更高的红移值相比，理论预测的失真。使用不同的宇宙学距离测量在这种扭曲中起着作用
2012-07-11 astro-ph.CO
Probing cosmic velocity-density correlations with galaxy luminosity modulations
我们研究了利用观测到的星系光度分布的空间调制和基本密度场之间的相关性作为宇宙学探测的可能性。考虑到红移范围，由于引力透镜的放大效应可以忽略不计，我们认为，偶极部分这样的光度密度相关的痕迹相应的速度密度信号，从而可以从一个给定的星系红移目录测量。假设在基准红移z = 0.1时，具有平均密度$\overline{n}$ = 0.01（$h^{-1}$ Mpc）$^{-3}$和有效体积$V_{\rm eff}$ = 0.2（$h^{-1}$ Gpc）$^{3}$的类SDS调查，我们估计速度-密度相关函数可以在10 - 100 Mpc尺度上用高信噪比$\gtrsim$ 10来约束。类似的结论也适用于对星系光度的环境依赖性敏感并与星系形成模型相关的星系角动量。
2018-07-18 astro-ph.CO
Revisiting the low-luminosity galaxy population of the NGC 5846 group with SDSS
低光度星系的数量超过了贫穷星系群和星系团中明亮星系的数量。然而，对本星系群以外的低光度星系群的研究仍然很少，对不同星系群环境的依赖性仍然知之甚少。先前的研究揭示了早期型矮星的光度标度关系以及形态与环境的强烈依赖性。本研究的目的是分析在附近的低光度星系人口的光度和光谱特性，演化良好，早期型为主的NGC 5846星系群。它是本宇宙中第三大质量的早期星系团，仅次于室女座和天炉座星系团。本文研究了发射线星系的光度标度关系、形态类型的分布和特征。本文分析了Sloan数字巡天在NGC 5846周围2 deg=0.91 Mpc半径范围内cz<3000 km/s的光谱低光度群成员。用Sersic模型r^（1/n）拟合了早型星系的表面亮度轮廓。恒星形成率，氧丰度和发射特性的发射线星系确定。[删节]
2009-11-26 astro-ph.CO
Understanding the Observed Evolution of the Galaxy Luminosity Function from z=6-10 in the Context of Hierarchical Structure Formation
最近对Lyman-break星系（LBG）在z~6-10的光度函数（LF）的观测表明，随着红移的增加，LBG的丰度急剧下降。然而，LF是暗物质晕（HMF）的质量函数（在这个红移范围内也急剧下降）和星系形成物理学（将晕质量映射到星系光度）的卷积。我们认为，在这种情况下，从z~6-10的LF观察到的强烈的演变，并确定它是否可以单独解释的HMF的行为。从z~6-8，我们发现星系形成的物理学中的一个残余变化对应于一个固定质量的晕的平均光度增加~0.5 dex。另一方面，我们最近的LF测量z~10的分析表明，检测到的星系的缺乏是一致的，几乎没有变化的平均光度在固定的晕质量从z~8。LF斜率也限制了这个平均值的变化，使得由相同质量的晕所承载的星系的光度都在彼此的一个数量级内。我们表明，这些结果是很好地描述了一个简单的模型，其中冷流吸积平衡恒星形成和动量驱动的外流的星系形成。如果星系形成是在质量低至10^8兆太阳的晕中进行的，那么这样的模型预测，只要聚集因子与电离逃逸分数之比C/f_esc < 10，z~10的LBG就应该能够保持电离的星系际介质。
2012-03-15 astro-ph.CO
Order statistics of the early-type galaxy luminosity function
我们应用顺序统计量（OS）的亮端（$M_r < -22$）的光度分布的早期型星系的光谱确定的SDSS DR 7目录。我们计算这种分布的典型OS数量的数值，测量的期望值和方差的$k^{th}$最明亮的星系在一个样本的基数$N$在一个大的合奏这样的样本。从这些统计量，我们解释了为什么和在什么限制$k^{th}$最明亮的星系可以作为标准蜡烛宇宙学研究。由于我们的样本包含所有明亮的星系，包括最亮的星系团（BCG），基于OS，我们认为，BCGs可以被认为是一个完善的Schechter光度分布的统计极值时，星系的红移，而不是集群集群。我们推测这背后的原因可能是星系团中明亮的红色椭圆星系是\em，而不是整体光度分布的随机\em样本，而是由于它们位于包含BCG的星系团中而产生偏差。我们表明，一个简单的统计玩具模型可以重现著名的BCG和第二亮星系团之间的星等差距。
2011-02-23 astro-ph.CO
The Galaxy Halo Connection in Modified Gravity Cosmologies: Environment Dependence of Galaxy Luminosity function
利用在$z=0$上对$f(R)$和nDGP模型的$N-$体模拟，研究了修正引力模型中星系晕连接和星系密度场的依赖性.由于这些模型所采用的筛选机制，变色龙和Vainshtein，晕聚集在不同的非线性制度的结构形成。我们量化了它们在不同环境下的星系密度场与标准$Λ$ CDM模型的偏差。我们通过（子）Halo Abnormal Matching在Halo中填充星系。我们的主要结果是：2）$f(R)$重力模型预测在低密度的$\sim10\%$环境中星系数量过多，而在高密度的$|f_{R0}| = 10^{-4}$和$10^{-6}$环境中星系数量不足，而$|f_{R0}| = 10^{-5}$预测更多的高密度结构; 3）不同的引力模型预测的星系光度函数（GLF）与环境的依赖性不同，特别是在类空区，我们发现$f(R)$模型在$\sim10\%$附近存在差异，而nDPG模型在低光度星系中更接近于$Λ$ CDM，但在所有环境中高光度星系中$\sim11\%$都存在亏损。我们的结论是，GLF与环境的依赖性可能提供一个测试，以区分重力模型和筛选机制从$Λ$ CDM。我们提供了HOD参数的重力模型在本文中分析。
2019-06-25 astro-ph.CO
The galaxy alignment effect in Abell 1689: evolution, radial and luminosity dependence
我们从现有的哈勃空间望远镜镶嵌图中测量了Abell 1689（$z=0.18$）中星系在1 Mpc $h^{-1}_{71}$尺度上的排列。我们在500 $h^{-1}_{71}$ kpc的内部发现了星系排列的证据。朝向中心的排列似乎更强，并且主要存在于较暗的星系中，而明亮的星系则没有排列。这是一致的模型，其中路线源于潮汐锁定。
2010-07-21 astro-ph.CO
A redshift survey of the nearby galaxy cluster Abell 2199 : No upturn of the faint-end slope of galaxy luminosity function
Seoul National University（首尔大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）
研究通过补充数据确定阿贝尔2199星系团内星系的光度函数，发现微弱端斜率与邻近星系团及模拟结果一致，驳斥了此前关于星系团微弱端斜率上升的结论。
2026-03-24 astro-ph.CO
Large-scale peculiar velocities through the galaxy luminosity function at z ~ 0.1
奇特的运动在观测到的星系光度分布中引入了系统的变化。这使得人们能够从大星系红移巡天中约束宇宙特有的速度场。使用大约50万个星系的SDSS数据版本7在z ~ 0.1，我们证明了这种方法的适用性，大型数据集，并获得了特殊的速度矩和$σ_{8}$，线性物质功率谱的振幅的界限。我们的结果与$Λ$ CDM模型一致，与以前报道的~ 1%的零点倾斜的SDSS光度学一致。最后，我们讨论了通过在红移空间中从观测到的星系团中重建完整的线速度场来约束密度扰动增长率的前景。
2014-10-02 astro-ph.CO
Evidence for Morphology and Luminosity Transformation of Galaxies at High Redshifts
利用大天文台起源深空巡天（GOODS）中的星系光谱样本，研究了星系的形态-光度-环境关系及其红移演化。在$0.4\leq z\leq1.0$的红移范围内，我们探测到相邻星系之间形态的一致性。一致性的领域被限制在与每个星系和暗物质晕系统相关的维里化区域内。当一个星系位于最近邻星系的维里半径内时，它的形态强烈地依赖于邻近星系的距离和形态：当一个星系接近早型星系时，它成为早型星系的概率（$f_E$）会大大增加，但当它接近晚型星系时，它会趋于减少。我们发现，$f_E$在高密度区域比在低密度区域演化得快得多，并且在$z\approx 1$处形态-密度关系变得明显较弱。这可能是因为在高密度区域，星系与星系之间的相互作用速率更高，并且在星系生命过程中的一系列相互作用和合并最终将晚期类型转变为早期类型。我们发现越孤立的星系越明亮，这支持了通过合并在这些红移光度转换。我们的结果与来自邻近星系的结果一致，并表明星系-星系相互作用在很长一段时间内强烈影响着星系的演化。
2009-05-15 astro-ph.CO
Galaxy Clustering in the Completed SDSS Redshift Survey: The Dependence on Color and Luminosity
我们测量了SDSS DR 7主星系样本中星系团的光度和颜色依赖性，重点是体积有限样本的投影关联函数w_p（r_p）。我们解释我们的测量使用晕占据分布（HOD）建模假设一个λ CDM宇宙学。当L < L * 时，w_p（r_p）的振幅随光度缓慢增长，当光度增大时，振幅急剧增大，偏差因子b（>L）=1.06+0.23（L/L *）^{1.12}。在固定的光度下，较红的星系有一个更强和更陡的w_p（r_p），这是一个从最蓝的星系到最红的星系稳定运行的趋势。红色和蓝色星系群的个体光度趋势是惊人的不同。蓝星系的w_p（r_p）在所有尺度上都随光度缓慢而稳定地增加。大尺度的红星系成团对光度的依赖性很小，直到L > 4L * 时才急剧增加，但在rp < 2 Mpc/h的尺度上，最低光度的红星系（0.04- 0.25L *）成团非常强烈。大多数观察到的趋势可以在LCDM+HOD框架内自然理解。w_p（r_p）随光度的增长反映了晕质量尺度的整体变化，特别是最小主晕质量Mmin的增加。在大多数光度范围内，平均有一个比L亮的卫星星系的晕的质量为M_1 ~ 17 Mmin（L）。红星系w_p（r_p）的增长和变陡反映了在高质量晕中卫星星系的比例越来越大，而在低质量晕中中心星系的比例越来越大，这一趋势在低光度时尤为明显。我们以表格形式提供的广泛测量将允许对星系形成的理论模型进行详细的测试，为星系群的半经验模…
2011-04-18 astro-ph.CO
Supermassive Black Hole Mass Regulated by Host Galaxy Morphology
研究了塞弗特星系和Palomar-Green类星体中的超大质量黑洞质量与宿主星暴亮度之间的关系，重点研究了宿主星系的形态。宿主星暴光度是从11.3微米的多环芳烃光度导出的。我们发现椭圆主导的宿主星系的SMBH质量在统计上比盘主导的宿主星系的质量大。我们还发现，SMBH质量的磁盘为主的宿主星系似乎被抑制，即使在增加星暴亮度。这些发现意味着最终SMBH的质量受到宿主星系形态的强烈调控。这可以通过考虑辐射拖曳模型作为SMBH生长机制来理解，并考虑到宿主星系的辐射效率。
2009-07-01 astro-ph.CO
Galaxy evolution as a function of environment and luminosity
利用Blanton等2005年发表的纽约大学增值星系表（NYU-VAGC）中的SDSS DR 4低红移星表（LRC），分析了28000个星系的恒星形成和核活动，其中0.005<z<0.037，~ 90%完整到M_r=-18.0。我们发现，在高密度区域中，约70%的星系是独立于光度的被动演化。然而，在稀薄场中，被动演化星系的比例是光度的强函数，从Mr <-21的50%下降到Mr ~-18的零。此外，在场区的一些被动演化的矮星系似乎是明亮（>~ L*）星系的卫星星系。此外，具有活动星系核（AGN）光学特征的星系比例从Mr~-21时的~ 50%稳步下降到Mr~-18时的~ 0%，这密切反映了低密度环境中被动星系比例的光度依赖性（见图1实线）。这一结果反映了活动星系核反馈与星系质量对它们演化的重要性日益增加，因此大质量星系的恒星形成历史主要取决于它们过去的合并历史。
2010-06-25 astro-ph.CO
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
The faint end of the galaxy luminosity function in Abell 1689: a steep red faint end upturn at $z=0.18$
我们提出了一个深和广泛的$I$光度函数的星系在Abell 1689（$z=0.183$）从镶嵌的HST WFPC 2图像覆盖$10'$的一面。这项工作的主要成果是探测到矮星系LF的急剧上升，与$α\sim -2$。矮星系与巨星系的比例似乎向外增加，但这是因为在星系团外围缺少巨星系，这表明光度分离。红色序列LF具有与总LF相同的参数（误差范围内），表明暗端向上翻转由红色静止星系组成。我们推测，向上转连接到“填充”的红色序列在$z < 0.4$，并可能代表最新的分期付款的“缩小”的最小质量的星系正在淬火在本时代。
2010-08-05 astro-ph.CO
The dynamical state of galaxy groups and their luminosity content
本文分析了星系团的光度函数对星系团动力学状态的依赖性。我们使用高斯的星系成员的速度分布作为测量的SDSS数据发布7中确定的组的动力学平衡的Zandivarez和马丁内斯。我们应用Anderson-Darling拟合优度检验来区分组，根据它们是否具有高斯或非高斯速度分布，即，无论他们是否放松。对于这两个子样本，我们计算的$^{0.1}r-$带LF组维里质量和组总光度的函数。对于大质量的群体，${\mathcal M}>5 \times 10^{13} \ M_{\odot} \ h^{-1}$，我们发现统计上显着差异的LF的两个子样本：LF的群体具有高斯速度分布有一个更明亮的特征绝对星等（$\sim0.3$等）和陡峭的微弱的结束斜率（$\sim0.25$）。当比较明亮（$M^{group}_{^{0.1}r}-5\log(h)<-23.5$）高斯和非高斯组的LF时，我们检测到类似的效果。我们的结果表明，对于大质量/发光星系团，系统的动力学状态与其星系成员的光度直接相关。
2011-10-06 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): ugriz galaxy luminosity functions
星系和质量组合（GAMA）是一个研究星系形成和演化的项目，将紫外线到无线电的成像数据与英澳望远镜上AAOmega摄谱仪的光谱数据相结合。使用GAMA第1阶段的数据，在三个观测季节，并纠正各种次要来源的不完整性，我们计算星系光度函数（LF）和它们的演变在ugriz通带。在低红移z < 0.1时，我们发现蓝星系，根据一个依赖于星等但不演化的色切定义，在所有波段上都可以很好地用简单的Schechter函数拟合超过10个星等的范围。红星系和蓝加红的组合样本，需要双幂律Schechter函数来拟合它们在变陡的暗端之前特征星等M* 的LF暗度的下降。这种上升至少部分是由于尘埃变红的盘状星系。我们使用参数拟合和测量红移切片中的分组LF来测量星系LF在红移范围0.002 < z < 0.5内的演化。发现特征光度L* 在所有波段都随着红移而增加，红色星系比蓝色星系表现出更强的光度演化。蓝星系的同动数密度随红移的增加而增加，而红星系的同动数密度则随红移的增加而减少，这与蓝云向红序列的运动是一致的。除了在更高的红移处数量更多之外，蓝色星系也在红移z = 0.2以上的整体光度密度中占主导地位。在较低的红移，亮度密度在riz波段由红色星系主导，在u和g波段由蓝色星系主导。
2011-11-28 astro-ph.CO
The Satellite Luminosity Functions of Galaxies in SDSS
利用斯隆数字巡天（SDSS）的光谱和光度星系样本，研究了孤立主星周围卫星星系的光度函数。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。对于类似于银河系和M31光度的原色，我们能够堆叠多达$\sim\negthinspace 20,000$星系系统，以获得可靠的统计结果。我们推导出卫星的光度函数，比主星系暗近8个星等。我们还确定了卫星的光度函数如何随光度，颜色和浓度的主要变化。我们发现，平均而言，与银河系和M31的光度相当的孤立的原色包含比$M_V=-14$亮的卫星比银河系和M31的平均值少两倍。
2011-06-02 astro-ph.CO
The Galaxy Luminosity Function during the Reionization Epoch
新的宽视场相机3/红外观测哈勃超深场开始研究星系在再电离时期的性质。为了解释这些观测结果，我们提出了一种新的方法的启发条件光度函数方法。我们校准我们的模型在z=6的观测，并假设一个非进化的星系光度与晕质量的关系。我们首先将模型预测与在z=5和z=4时测量的光度函数进行比较。然后，我们预测的光度函数在z>=7的唯一假设下，在底层的暗物质晕质量函数的演变。我们的模型与HUDF巡天中观测到的z>6.5的星系数计数一致，并表明光度函数的暗端斜率可能变陡：与z=6时的alpha=-1.74相比，alpha（z>8）< -1.9。虽然我们目前只能看到最亮的星系，但隐藏的低光度天体（L/ L_{*} > 10^{-4}）可能提供总再电离通量的75%以上。假设逃逸分数f_{esc} ~0.2，聚集因子C~5，顶重IMF和低金属丰度，低于检测限的星系在z>8时产生完全再电离。对于太阳金属丰度和正常恒星IMF，再电离在z>6时结束，但要获得与WMAP测量一致的光学厚度，需要较小的C/ f_{esc}。我们的模型强调了亚L * 星系中的恒星形成速率与暗物质晕质量之间存在准线性关系，这表明在z>6时，辐射和机械反馈的有效性不如现在。
2010-04-02 astro-ph.CO
Low X-ray Luminosity Galaxy Clusters. III: Weak Lensing Mass Determination at 0.18 $<$ z $<$ 0.70
这是低X射线光度星系团系列论文的第三篇。在这项工作中，我们提出了八个集群的弱透镜分析，根据观测与双子座多目标摄谱仪在$g'$，$r'$和$i'$通带。为此目的，我们已经开发了一个管道的地基图像的透镜分析，我们已经进行了测试，适用于模拟数据。我们已经确定了七个星系团的质量，其中六个是首次测量。对于四个星系团可用的光谱数据，我们发现通过弱透镜假设一个奇异的等温球轮廓，和那些从成员星系的红移分布得到的速度色散之间的一般协议。我们的弱透镜质量测定和X射线光度之间的相关性可以用$M-L_{X}$关系和模型的其他观测值来适当地拟合。
2015-04-15 astro-ph.CO
Chandra Measurements of a Complete Sample of X-ray Luminous Galaxy Clusters: The Luminosity-Mass Relation
我们提出的工作结果，涉及一个统计上完整的样本34个星系团，在红移范围0.15 $\le$ z $\le$ 0.3观察与$Chandra$。我们调查的亮度质量（$LM$）的集群样本的关系，通过一个完整的流体静力学质量分析获得的质量。我们利用一种方法来充分考虑选择偏差时，建模的$LM$关系，并发现，$LM$关系是显着不同的关系建模时，不考虑选择的影响。我们发现，我们的集群的光度是2.2 $\pm$ 0.4倍高（当考虑到选择效应）比平均为一个给定的质量，它的质量是30%低于人口平均为一个给定的光度。同样地，使用从该样品测量的$LM$关系，而不校正选择偏差，将导致在给定光度的情况下低估星系团的平均质量的40%。比较流体静力学质量的质量估计确定的$Y_{X}$参数，我们发现，他们是完全一致的，无论集群的动力学状态。
2016-10-14 astro-ph.CO
2MASS/SDSS Close Major-Merger Galaxy Pairs: Luminosity Functions and Merger Mass Dependence
我们选择了一个密切的“主要合并候选人”的星系对样本，以计算的K_{s}光度函数（LF）和对分数的合并/相互作用的组成部分，在本地宇宙中的星系演化。对样本（投影间隔5 h $^{-1}$ kpc $\leq$ r $\leq$ 20 h $^{-1}$ kpc，$K_{s}$ -带星等差$Δ$ $K_{s}$ $\leq$ 1等）是通过结合2微米全天巡天（2 MASS）和斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5（DR 5）选择的。由此产生的数据集包含340个星系，覆盖5800平方米。度一个恒星质量函数也是从LF转换而来的。微分对分数显示了星系对的比例几乎是恒定的，作为星系质量的函数，从10 $^{9}$到10 $^{11.5}$ M $_{\sun}$。由于测量的限制，差分对分数比标准的总对分数更少受到绝对幅度偏差的影响。这些结果表明，在0 $<$ z $<$ 0.1宇宙中的主要合并候选对是从$\sim$ 1.6%的星系人口发展而来的，而不依赖于星系质量的对组件低于10 $^{11}$ M $_{\sun}$。合并模型的时间尺度结合LF推导出当地合并率每单位体积的质量大于10 $^{11}$ M $_{\sun}$减少。
2009-01-28 astro-ph.CO
Environmental effects on the bright end of the galaxy luminosity function in galaxy clusters
团星系的光度函数对母星系团演化状态的依赖性仍然是一个悬而未决的问题，特别是关于最亮的团星系的形成/演化。我们计划研究一个非常不松弛的集群（“DARC”集群显示的证据，主要的，最近的合并）的样本的LF的明亮部分，并将它们与一个参考样本的松弛集群跨越可比的质量和红移范围。我们的分析是基于10个大质量X射线发光星团（0.2<z<0.3）的SDSS DR 7光度数据，始终考虑物理半径（R_200或其分数）。我们考虑r'波段的低频，并使用颜色-星等图（r'-i '，r'）来清洁我们的样本，以及考虑单独的红色和蓝色星系。我们发现，DARC和放松集群给出类似的LF参数和蓝色分数。这两个样本的亮星系BG含量不同，M_r<-22.5，因为松弛星系团的BG较少，特别是当考虑到外星系团区域0.5R_200<R<R_200时（因子2）。然而，BG中的累积光对于松弛和DARC样品是相似的。我们的结论是BG增长的亮度和减少的数量作为母星系团增长的层次结构与BG形成与其他发光星系合并。
2012-01-18 astro-ph.CO
Luminosity function of galaxies in groups in the SDSS DR7: the dependence on mass, environment and galaxy type
我们执行的SDSS DR7中的星系群的光度分析。我们分析的光度函数（LF）作为不同的光度带，星系种群，星系内的群体位置，和周围的大尺度密度的群体质量的函数。我们发现，M * 变亮，α变得陡峭的质量在所有SDSS光度带的函数，与以前的结果一致。从不同的星系种群的分析，我们观察到，不同的方法来分裂星系种群的基础上，浓度指数或颜色星等图，产生相当不同的行为的光度趋势，主要是α。这些差异和上述质量的趋势进行解释时，同时根据其浓度和颜色分类的星系的LF分析。我们发现，只有红色的球体有一个LF强烈依赖于集团质量。晚型星系，无论是蓝星系还是红星系，其光度函数都不依赖于星系群的质量。在LF的球体和不同类型的不同数量的贡献的内在变化解释了所有观察到的趋势与集团质量。另一方面，将星系成员划分在星系群的内部和外部区域并不会导致谢克特参数趋势的显著差异，除了在高星系群维里质量范围（M> 1x10^13 M_sun/h）的特征绝对星等，这是大质量星系群中光度分离的一个标志。最后，我们还分析了大尺度周围环境对低频的可能影响。我们发现，星系居住在低密度区域的群体的Schechter参数作为一个函数的群体质量的变化更明显，而星系在高密度区域的群体中表现出几乎恒定的行为。
2011-09-28 astro-ph.CO
Maximum Likelihood Random Galaxy Catalogues and Luminosity Function Estimation
我们提出了一个新的算法来产生一个随机的（非集群）版本的星等有限的观测星系红移目录。它既考虑了星系演化，又考虑了大尺度结构的扰动效应。该算法的关键是一个极大似然（ML）的方法，联合估计的光度函数（LF）和密度作为红移的函数。然后，随机目录算法通过克隆原始目录中的每个星系来工作，克隆的数量由ML解决方案确定。然后，这些克隆星系中的每一个都被分配了一个随机的红移，均匀分布在可访问的调查体积上，考虑到调查的星等限制，以及可选的光度和数密度演化。由此产生的随机星表，这可以在传统的估计星系集群，充分利用原始星表中提供的信息，因此优于简单地拟合函数形式观测到的红移分布。它们特别适合于研究星系聚类对星系属性的依赖性，因为随机目录中的每个星系都具有与真实目录中星系测量的属性相同的属性列表。联合超密度和LF估计的推导揭示了ML估计减少到标准1/Vmax LF估计的限制，即当人们事先假设径向超密度没有波动时。新的ML估计可以被看作是1/Vmax估计的推广，其中Vmax被密度校正的Vdc，max代替。
2011-06-03 astro-ph.CO
The luminosity function of diverse satellite galaxy systems
麦克马斯特无偏星系巡天（MUGS）的高分辨率SPH星系被用来检查16个模型宿主星系的卫星系统。每个星系都有不同的质量，角动量和合并历史，产生了丰富的卫星光度函数。通过对遥远卫星系统的新观测，我们可以将这些光度函数与本星系群以外的卫星系统进行比较。我们发现，我们的模拟的光度函数比较好的观测时，光度函数根据主机质量缩放。我们使用最近发现的矮卫星和遥远卫星系统中的宿主质量之间的关系（Trentham & Tully 2009）来规范化银河系的理论完整光度函数（Koposov et al. 2008）。卫星的光度函数表示为宿主质量的函数，由dN/dM_V= 3.5 x M_host^（0.91）x 10^（0.1 x M_V-10.2）给出，其中宿主质量以M_sun为单位。宿主星系的质量可以用来预测矮卫星星系的数量，甚至当分别考虑螺旋星系和椭圆星系时，这种关系也成立。
2012-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy luminosity function and its cosmological evolution: Testing a new feedback model depending on galaxy-scale dust opacity
我们提出了一个新版本的宇宙学星系形成的半解析模型，纳入了恒星形成的法律与反馈依赖于星系尺度的平均尘埃不透明度和金属丰度，最近在附近星系的恒星形成的观测和理论考虑的动机。这个新的模型被用来研究这种反馈对塑造星系光度函数及其演化的影响。恒星形成活动显着抑制矮星系的新的反馈效应，和本地光度函数的暗端斜率可以再现与一个合理的强度的超新星反馈，这是在以前的模型，需要一个相当极端的强度的超新星反馈。我们的模型也可以再现早期出现的大质量星系表现在高红移K波段光度函数的亮端。虽然之前的一些模型也成功地重现了这一点，但它们假设恒星形成定律取决于星系尺度的动力学时间，这并不被观测所支持。我们认为，依赖于尘埃不透明度（或金属柱密度）的反馈是必不可少的，而不是简单地依赖于气柱密度，得到这些结果。
2014-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
RedMaPPer: Evolution and Mass Dependence of the Conditional Luminosity Functions of Red Galaxies in Galaxy Clusters
我们使用SDSS数据Release 8 RedMapPer星团样本描述了星系团中红色星系的光度分布、晕质量依赖性和红移演化。我们提出了一个简单的处方的中央和卫星星系的光度和它们的主机晕的质量之间的关系，并表明，这个模型是很好的拟合的数据。使用一个更大的星系团样本比以前在文献中使用，我们发现，中央星系的光度规模为$\langle \log L \rangle \propto A_L \log (M_{200b})$，与$A_L=0.39\pm0.04$，并在固定的$M_{200b}$（$σ_{\log L|M}$）的中央星系光度的散射是$0.23 ^{+0.05}_{-0.04}$ dex，与误差酒吧，包括系统由于偏心的集群发现，测光，测光红移估计。我们的数据更倾向于在一个固定的晕质量的中央星系的光度和观察到的丰富的集群之间的正相关，与有效的相关系数$d_{\rm{eff}}=0.36^{+0.17}_{-0.16}$。考虑被动演化后，卫星的特征光度从$z=0.3$到$z=0.1$由$\sim 20\%$逐渐变暗。我们估计最亮的星系不是中心的星系团的比例是$P_{\rm{BNC}} \sim 20\%$。我们讨论的背景下，星系演化和星系晕连接这些发现的影响。
2020-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The galaxy luminosity function within the cosmic web
我们调查的星系光度函数的几何环境中的星系和质量大会（GAMA）的调查。潮汐张量处方，基于海森的伪引力势，是用来分类的宇宙网络和定义的几何环境：对于一个给定的平滑尺度，我们分类的每一个位置的调查区域，$0.04<{z}<0.26$，无论是空的，一个片，一个丝或一个结。我们考虑如何选择适当的阈值的Hessian的本征值，以分区的星系之间的环境近似均匀。我们发现一个显着的变化，在不同的几何环境之间的星系的光度函数的归一化，其特征在于$ϕ^{*}$在Schechter函数拟合，增加了一个数量级从空洞到结。由$M^*$表征的转换幅度，从空洞到结，大约增亮$0.5$等。然而，我们发现，所观察到的调制可以完全归因于间接的局部密度依赖性。因此，我们没有发现宇宙网对星系光度函数有直接影响的证据。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing inflationary features with galaxy ultraviolet luminosity function observables
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
利用z=4-8的星系紫外光度函数测量约束标准暴胀功率谱的修正，通过物质功率谱对暴胀初始条件的敏感性，在波数0.5≲k≲50 Mpc⁻¹范围内对凸起特征给出上限，并与再电离光学深度约束互补。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Benchmarks of Infrared Galaxy Evolution : the SWIRE-SDSS Database, Far-Infrared Local Luminosity Functions & Virtual Observatory Tools
我们描述的SWIRE-SDSS数据库的建设和属性，在24/70/160微米的远红外局部光度函数的初步推导基于这样一个数据库和方法，VO工具将允许完善和扩展这样的工作。
2009-02-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
The conditional colour-magnitude distribution: II. A comparison of galaxy colour and luminosity distribution in galaxy groups
本研究通过对比星系群中星系的颜色与光度分布，验证了CCMD模型对依赖于晕质量的星系颜色和光度分布的描述能力，发现模拟与SDSS数据总体吻合，并公开了相关星表。
2024-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: The Faint End of the Galaxy Luminosity Function
利用“计算机上的宇宙再电离”（CROC）项目下完成的数值宇宙学模拟，我探索理论预测的星系紫外光度函数在$z\geq 6$暗端。一个常用的Schechter函数近似的幅度削减在$M_{\rm CUT}\sim-13$提供了一个合理的拟合模拟星系的实际光度函数。当Schechter函数的形式是强制的亮度函数的模拟，发现幅度削减$M_{\rm CUT}$之间变化的$-12$和$-14$与一个温和的红移的依赖。Robertson等人（2015）使用的Madau，Haardt & Rees（1997）的再电离分析模型提供了对模拟结果的良好描述，但只有在考虑有效逃逸分数的红移依赖性（由Madau，Haardt & Rees模型未捕获的物理过程引起）时。
2016-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The galaxy luminosity function and the Local Hole
Whitbourn & Shanks（2014）报告了我们在南银河帽（SGC）位置周围150- 300 h-1 Mpc的局部空洞密度不足约15%的证据。假设一个局部光度函数，他们模拟了6dFGS/2 MASS和SDSS红移巡天中的K和r限制的计数和红移分布，并导出了相对于标准均匀宇宙学模型的归一化n（z）比。在这里，我们进一步测试这些结果使用极大似然技术，解决了星系密度分布和星系光度函数的同时。我们确认的结果，从以前的分析中的数量密度分布，表明我们的检测的“本地洞”的SGC是强大的假设，无论是我们以前的，或新估计的，光度函数。然而，有与以前公布的K和r波段光度函数的差异。特别是，r波段光度函数比Blanton等人（2003）的r0.1结果具有更陡的暗端斜率，但与Montero-Dorta & Prada（2009）; Loveday等人（2012）的r0.1结果一致。
2016-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mid-Infrared Galaxy Luminosity Functions from the AGN and Galaxy Evolution Survey
我们目前的星系光度函数在3.6，4.5，5.8，和8.0微米的测量相结合的测光从IRAC浅调查从AGN和星系演化调查的NOAO深宽视场调查Bootes领域的红移。定义明确的IRAC样本包含3800-5800个星系，光谱红移为3.6-8.0微米，z < 0.6。在z < 0.2的局域红移区间内，我们得到了相对完整的四个IRAC通道的光度函数，它们都能很好地用Schechter函数拟合。我们发现所有四个IRAC通道的光度函数都有显著的演化，可以拟合为M* 随红移的演化，ΔM* = Qz。我们在3.6和4.5微米波段测量到的Q=1.2 \pm 0.4和1.1 \pm 0.4与被动演化星族的预测一致，而在8.0微米波段测量到的Q=1.8 \pm 1.1与其他演化恒星形成率估计一致。我们将我们的LF与半分析星系形成的预测进行了比较，发现在3.6和4.5微米处最吻合，在8.0微米处粗略吻合，在5.8微米处有很大的不匹配。这些模型还预测了与我们在8.0微米处的光度函数相当的Q值，但预测了在3.6和4.5微米处的较小值。我们还分别测量了早型和晚型星系的光度函数。虽然晚型星系的光度函数类似于总人口的光度函数，但早型星系在3.6和4.5微米波段的光度函数表明偏离了被动演化模型，特别是偏离了测量的平坦光度密度演化。结合我们的估计与文献中的其他测量，我们发现（53 \pm 18）%的早期型星系的恒星质量已…
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Luminosity Functions in ASTRID: Predictions for LSST
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of California Riverside（加州大学河滨分校）
基于ASTRID模拟，研究了银河光度函数和光度预测，构建了LSST-ready的模拟数据集，预测了不同波段的光度函数和星系数量计数。
2026-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the relationship between black hole mass and host galaxy bulge luminosity
随着光度的增加，黑洞质量与球核光度的关系中的散射有很大的减少，对于最明亮的星系，散射很小。它表明，这是一个自然的结果，大量的初始分散的比例黑洞质量，总恒星质量和随后的星系增长，通过分级合并。通过黑洞增长和膨胀增长之间的反馈进行“微调”既不必要也不可取。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
LOFAR discovery of rare large FR-I jets in low-luminosity radio galaxy NGC 5322
利用144 MHz的LOFAR图像，在近椭圆星系NGC 5322中发现了微弱的FR~I射电喷流。射流具有$\sim40$ arcmin的角范围或$\sim350$ kpc的投影物理范围。微弱的喷流保持良好的准直，并消失在星系际介质中，没有任何可见的热点或射电瓣。在较高频率下探测到的喷流达到$\sim20$ kpc的范围，在星系的光学范围内相对较亮，但在外部突然变暗，只有在LOFAR图像中才能探测到。该星系在144 MHz的总射电光度估计为$3.7(\pm0.4)\times10^{22}$ W Hz $^{-1}$。光学范围外的暗喷流的144 MHz射电光度估计为$7.1(\pm2.0)\times10^{21}$ W Hz $^{-1}$。与一般的射电星系相比，其射电光度的喷流范围异常大。这使得NGC 5322成为一个罕见的射电星系群体的成员，以前没有在其他射电调查中发现。从以前在其他波段的研究中推断，恒星核心耗尽和喷流周围的低密度环境的综合效应，导致周围物质对喷流的微弱夹带，可能是其大尺寸的原因，尽管无线电光度低。
2022-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Correlations of the feedback energy and BCG radio luminosity in galaxy clusters
利用Chandra X射线和NRAO VLA巡天（NVSS）/巨米波射电望远镜（GMRT）射电观测，研究了38个星系团的团内介质（ICM）中的过剩熵和相应的非引力反馈能量（$E_{feedback}$）.我们发现适度的反馈能量和最亮的星系团（BCG）的射电光度（$L_R$）与各种集群的热性能的相关性。我们的结论是，活动星系核（AGN）是更有效地将反馈能量传输到ICM在较小的质量集群。我们发现，在$0.3r_{500}$内，反馈能量与团簇温度相关为$E_{feedback}\propto T_{obs}^{0.98\pm0.37}$。此外，对于射电探测的BCG样品，我们发现BCG在1.4 GHz的射电光度标度与气体质量为$L_R\propto m_{g,obs}^{ 1.76\pm0.71}$和X射线光度为$L_R\propto L_{X,obs}^{0.94\pm0.35}$。最后，我们讨论了我们的研究结果与反馈集群的影响。
2018-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the luminosity and virial black hole mass dependence of quasar-galaxy clustering at z ~ 0.8
通过测量SDSS中z $\sim$ 0.8类星体的WISE光度选择星系的角超密度，研究了类星体成团与类星体光度和黑洞质量的关系.通过测量类星体-星系交叉关联函数和使用光度选择的星系，我们实现了更高密度的示踪物体和更灵敏的检测聚类比类星体的自相关函数的测量。我们通过测量团簇振幅对光度的依赖性来检验类星体形成和演化的模型。我们发现，在预计的同动分离中，z $\sim$ 0.8类星体在0.2 - 6.4 h $^{-1}$ Mpc处的WISE星系密度显着过高。我们发现，在过去的十年中，类星体的光度并没有明显的增加集群振幅，光度和集群振幅之间的幂律拟合给出了$-$ 0.01 $\pm$ 0.06（1 $σ$误差棒）的指数。我们也没有找到一个显着的聚类幅度和黑洞质量之间的关系，虽然我们的动态范围的真实质量被抑制，由于维里黑洞质量估计的大的不确定性。我们的结果表明，一个小范围的主机暗物质晕质量映射到一个大范围的类星体光度。
2015-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Further evidence that galaxy age drives observed type Ia supernova luminosity differences
Ia型超新星（SNe Ia）是白矮星的爆炸，有助于精确测量宇宙膨胀历史，但精确度和精度的提高受到观测偏差的阻碍。特别令人关注的是，在不同的宿主星系环境中，Ia超新星的校正亮度有明显的差异。Ia超新星在质量更大、更被动、更古老的环境中，在被它们的光变曲线特性标准化后显得更亮。光度差通常采取阶跃函数的形式。最近的研究表明，在SNe附近追踪恒星星族年龄的环境特征显示出最大的台阶。在这里，我们使用模拟的超新星Ia种群测试的影响，使用不同的示踪剂和调查有前途的新模型的步骤。我们测试模型与总的选择性尘埃消光比$R_V$，年轻和年老的超新星Ia宿主星系之间的变化，以及SNe从年轻和年老的祖先之间的内在光度差异。数据被很好地复制由星系年龄变化的$R_V$和没有内在的SN光度差异驱动的模型，我们发现，特定的恒星形成率测量本地的SN是一个相对纯粹的示踪剂，这个星系的年龄差异。我们不能排除一个内在的差异导致部分观察到的步骤，并表明，如果光度差异是由多个驱动程序，那么没有一个单一的环境测量是能够准确地跟踪他们。我们鼓励在光度校正中使用多个示踪剂来否定这个问题。
2023-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A joint measurement of galaxy luminosity functions and large-scale field densities during the Epoch of Reionization
当代望远镜最令人兴奋的进步之一是在再电离时期探测星系，使用深场将这些仪器推向极限。我们必须优化对这些领域的分析，以便从中提取尽可能多的信息。特别是，测量星系光度函数的标准方法丢弃了关于大尺度暗物质密度波动的信息，尽管这种大尺度结构在宇宙黎明期间驱动了星系形成和再电离。测量这些密度将提供一个可观测的基础，将星系调查与再电离过程和结构形成的理论模型联系起来。在这里，我们使用现有的哈勃深场数据，同时适合的通用光度函数和测量大尺度密度为每个哈勃深场在$z =$ 6- 8直接将先验的大尺度密度场和星系的偏见。我们的通用光度函数的拟合与以前的方法是一致的，但在细节上有所不同。这是第一次，我们测量的调查领域，包括最高/最低密度的哈勃领域的基本密度。我们表明，密度的分布是一致的，目前的宇宙方差的预测。对17个场的分析是詹姆斯韦伯太空望远镜可能实现的一个小样本，它将在可比（或更好）的深度和更高的红移下测量数百个场。
2022-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Primordial Power Spectrum from Galaxy Luminosity Functions
我们得到的原始功率谱的限制，第一次，从星系紫外光度函数（LF）在高红移。由于星系LF反映了一个潜在的晕质量函数，这取决于原始波动，可以限制原始功率谱，特别是在小尺度上。我们进行马尔可夫链蒙特卡罗分析，通过改变原始功率谱的参数，以及那些描述天体物理。我们采用$z = 6 -10$的哈勃前沿场数据导出的紫外低频，这使我们能够探测$k \sim 10 - 10^3~{\rm Mpc}^{-1}$尺度上的原始波动。我们的分析还阐明了宇宙学假设如原初功率谱对天体物理参数测定的影响。
2020-09-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A Universal Luminosity Function for Radio Supernova Remnants
我们编译的无线电超新星遗迹（SNR）样本从文献中的19个附近的星系，从SMC到Arp 220，并使用这些数据来约束SNR光度函数（LF）在20厘米。我们发现，无线电信噪比人口是惊人的星系之间的相似。LF可以被描述为一个幂律，具有常数指数和与星系的恒星形成率（SFR）成比例的比例。不像以前的作者，我们没有发现任何依赖于SNR光度星系的全球ISM密度。观测到的星系最亮SNR的光度和星系SFR之间的相关性可以完全用统计效应来解释，其中SFR较高的星系更彻底地采样SNR LF的高光度端。LF是很好的拟合SNR同步辐射，其中包括扩散冲击加速和磁场放大的模型，如果我们假设所有的残余物正在经历绝热膨胀，恒星形成区的密度是类似的星系，和CR生产的效率是恒定的。
2009-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
The VIMOS Ultra Deep Survey. Luminosity and stellar mass dependence of galaxy clustering at z~3
我们提出的依赖于星系团的光度和恒星质量的红移范围2 $<$ z $<$ 3.5使用3236星系的VIMOS超深巡天（VUDS）强大的光谱红移的研究。我们测量两点实空间相关函数$w_p(r_p)$为四个体积有限的恒星质量和四个光度，M $_{UV}$绝对星等选择，子样本。我们发现，尺度相关的聚类幅度$r_0$显着增加光度和恒星质量表明一个强大的星系聚类依赖于这些属性。这对应于$Δ$ b/b $^*$ =0.43的这两个子样本之间的强相对偏倚。拟合一个5参数的HOD模型，我们发现最明亮和质量最大的星系占据最大质量的暗物质晕，$\langle$ M $_h$ $\rangle$ = 10 $^{12.30}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$ .类似于在较低的红移观察到的趋势，最小晕质量M $_{min}$取决于光度和星系的恒星质量，并从M $_{min}$ =10 $^{9.73}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$到M $_{min}$ =10 $^{11.58}$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$，分别从我们的星系样本中最暗到最亮。我们发现这些晕质量之间的差异要明显得多，比观察到的本地星系类似的属性。此外，在z~3，我们观察到，在晕主机，平均而言，一个卫星和一个中心星系的质量是M $_1$ $\approx$ 4 M $_{min}$在所有光度范…
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred project: Radio luminosity evolution from merger-induced shock fronts in simulated galaxy clusters
本研究基于The Three Hundred项目模拟星系团并合，发现射电遗迹光度光变曲线呈偏态高斯分布，峰值射电光度与星系团质量显著正相关，证明星系团质量是射电中位光度的主要驱动因素。
2024-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
How tidal erosion has shaped the relation between globular cluster specific frequency and galaxy luminosity
我们量化到什么程度的潮汐侵蚀的球状星团（GC）所观察到的GC比频率S_N和宿主星系光度M_V之间的U形关系作出了贡献。我们使用我们的MUESLI代码计算GC生存率的典型早期类型的星系潜力，涵盖了广泛的观测到的星系属性。我们这样做的各向同性和径向各向异性GC速度分布。我们发现，在星系的半光半径范围内，GC存活分数fs与三维质量密度rho_3D的对数成线性关系，fs与（rho_3D）^（-0.17）成正比。对于一个给定的星系，生存率较低的径向各向异性配置比各向同性GC的情况下。我们将这些关系应用于Harris et al.（2013）的219个早型星系的文献样本，M_V=[-24.5：-15.5] ma。预期GC存活分数范围从最大半径的最大质量星系的~50%到最紧凑星系的~10%。我们发现中等光度星系M_V=[-20.5：-17.5]等具有最强的GC侵蚀。在所考虑的文献样本中，预测的GC存活分数因此与M_V定义了u形关系，类似于比频率S_N和M_V之间的关系。因此，当针对GC侵蚀的影响校正S_N值时，S_N与M_V的u形几乎完全被消除。我们的结论是，潮汐侵蚀是一个重要的贡献者GC比频率和宿主星系光度之间的U形关系。当从对附近宇宙GC系统的观测中推断原始恒星团簇形成效率时，必须考虑到这一点。
2014-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultimate age-dating method for galaxy groups; clues from the Millennium Simulations
有许多研究致力于鉴定化石星系群，可以说是形成时代相对较老的星系群。大多数这样的研究确定化石群，主要是基于一个大的光度差距，这是两个最明亮的星系之间的星等差距。在千禧年宇宙学模拟中对这些类型星系群的研究表明，虽然它们已经积累了相当大一部分质量，相对来说比光度差距小的星系群要早，但这个参数本身并不能有效地完全区分“老”和“年轻”星系群，这是一个基于晕质量积累历史的标签。我们研究了Guo et al.（2011）基于Millennium Simulation的半解析模型中的星系。我们建立了一组四个观测可测量的参数，可以结合使用，以确定一个子集的星系群是老的，具有很高的概率。因此，我们认为，基于光度差距选择的化石群样本将导致旧星系群样本的污染。通过对最亮星系的光度及其与星系群光度质心的偏移量进行限制，我们可以大大改善年龄测定。
2014-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 2.4 $μ$m Galaxy Luminosity Function as Measured Using WISE. I. Measurement Techniques
天文学界有一个大型的公开光谱星系红移巡天目录，可以用来测量光度函数。利用后目录与新的光度调查，以最大限度地提高效率，需要建模的颜色选择偏见施加在选择目标星系的通量限制在多个波长。原则上，本文导出的似然性可以通过在所有光谱的空间上使用光度函数$Φ(L)$的泛化来解决所有可能的颜色选择偏差：光谱光度泛函$Ψ[L_ν]$。因此，它是第一个能够以一致的方式同时分析多个红移测量的估计器。我们还提出了一种新的方式参数化的经典Shechter函数参数，$L_\star$和$ϕ_\star$，提高了物理现实主义和统计性能的模型的演变。在这项工作中得到的技术将被用于在即将到来的文件中使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的$2.4\operatorname{μm}$的静止帧波长测量星系的光度函数。
2018-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
