质量和环境作为SDSS和zCOSMOS星系演化的驱动力以及Schechter函数的起源

用VLT和Subaru近红外光谱研究zCOSMOS星系在z>2时的质量-金属丰度和基本金属丰度关系

The mass-metallicity and fundamental metallicity relations at z>2 using VLT and Subaru near-infrared spectroscopy of zCOSMOS galaxies

在局域宇宙中，有很好的证据表明，在一个给定的恒星质量M，气相金属丰度Z是反相关的恒星形成率（SFR）的星系。也有人声称，由此产生的Z（M，SFR）关系是不变的红移-所谓的基本金属丰度关系（FMR）。由于在确定金属丰度时存在许多困难，特别是在较高的红移时，Z（M，SFR）关系的形式以及它是否真的与红移无关仍然存在很大的争议。为了探索z>2时的这个问题，我们使用VLT-SINFONI和Subaru-MOIRCS对20个zCOSMOS深星系在2.1<z<2.5时的近红外光谱进行了测量，以测量多达五条发射线的强度：[OII]，Hbeta，[OIII]，Halpha和[NII]。这种近红外光谱使我们能够获得O/H金属丰度，也从消光校正的Halpha测量SFR。我们发现，这些恒星形成星系在z~2.3处的质量-金属丰度关系（MZR）比本地SDSS MZR低3到5倍，比Erb等人（2006）使用[NII]/Halpha堆叠光谱的金属丰度发现的变化更大。我们讨论了如何不同的选择的样品和金属丰度校准可能是负责这种差异。星系显示直接的证据表明，SFR仍然是在这些红移的质量金属丰度关系的第二个参数。然而，确定Z（M，SFR）关系是否随历元不变取决于从局部样本使用的外推法的选择，因为给定质量的z>2星系比局部SDSS星系具有更高的SFR。我们发现，如果我们使用Lilly等人（2003）的Z（M，SFR）关系…

zCOSMOS-Bright巡天：z~1以来早期和晚期星系形态类型的成簇

The zCOSMOS-Bright survey: the clustering of early and late galaxy morphological types since z~1

我们测量星系的空间聚类作为其形态类型的函数在z~0.8，第一次在深红移调查与完整的形态信息。这是通过结合高分辨率的HST成像和VLT光谱学获得的，大约8,500个星系的I_AB=22.5，精确的光谱红移来自zCOSMOS-Bright红移巡天。在这个时代，早型星系已经显示出显着更强的集群比晚型星系在所有探测尺度。在z~0.1的SDSS的比较表明，早期和晚期形态类之间的相对聚类强度往往随着宇宙时间的增加，在小的分离，而在大尺度上，它没有表现出显着的演变，因为z~0.8。这表明大多数早期类型的星系在这个时期已经在中等和密集的环境中形成。我们的结果与星系在z~1和z~0之间不同形态类型的相对成簇反映了环境在星系形态转变中的演化作用以及星系整体质量驱动的演化相一致。

GALEX Arecibo SDSS巡天VII：大质量星系的二元中性氢-恒星质量函数

The GALEX Arecibo SDSS Survey VII: The Bivariate Neutral Hydrogen-Stellar Mass Function for Massive Galaxies

本文给出了作为GALEX Arecibo SDSS巡天（GASS）的一部分，在Arecibo的中性氢（HI）观测的480个本星系（0.025 < z < 0.050）的样本中得到的大质量（log M_*/M_sun > 10）星系的二元中性氢-恒星质量函数（HISMF）（phi（M_HI，M_*））。我们适合六种不同的模型的HISMF，并发现，Schechter函数，向下延伸到1% HI气体馏分，与一个额外的分数低于该限制的贡献，是最好的参数化的HISMF。我们计算了Omega_{HI, M_* >10^10}，发现大质量星系贡献了本宇宙HI密度的41%。除了合并的HISMF，我们还得到了一个连续的双变量拟合，这表明Schechter参数仅随恒星质量变化很弱：M_HI^* 是HI的特征质量，标度为M_*^0.39; α是中等HI质量时HISMF的斜率，标度为M_*^0.07; f是HI气体含量大于1%的星系比例。标度为M_*^-0.24。f随恒星质量的变化应是数值模拟的一个强约束。为了理解产生HISMF形状的物理机制，我们重新定义了Schechter函数的参数，作为恒星质量和恒星形成速率的显式函数，以产生三变量拟合。这一分析揭示了SFR的强烈趋势。虽然M_HI^* 随恒星质量和SFR的变化很弱，但α是恒星质量和特别是恒星形成速率的更强函数。HISMF是一个重要的工具，可用于约束宇宙…

SDSS DR7星系群的光度函数：质量、环境和星系类型的依赖关系

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。

大规模增长和合并：从SDSS和BOSS图象直接观测z=0.7的LRG卫星星系的光度函数

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。

来自组合MGC、SDSS和UKIDSS LAS数据集的ugrizYJHK光度分布和密度

The ugrizYJHK luminosity distributions and densities from the combined MGC, SDSS and UKIDSS LAS datasets

我们将MGC、SDSS和UKIDSS LAS巡天的数据结合起来，在一个普通的低红移体积（z<0.1，L* 系统约为71，000 h_1^-3 Mpc^3）内生成了光谱完整性为100%的ugrizYJHK光度函数和密度。在光学拟合Schechter函数的形状与以前报道的值相当，但具有更高的归一化（通常u，g，r，i，z的phi* 值分别比SDSS团队报道的高0，30，20，15，5%）。我们将这些归因于探测的红移范围的差异，不完整性，并采用了归一化方法。在近红外光谱中，我们发现显着不同的Schechter函数参数（主要是在M* 值），以前的报告和属性，这是改善成像数据的质量比以前的研究。这是第一次对河外光度密度进行均匀测量，它对光学和近红外区域进行了全面采样。与以前的汇编，已注意到光学和近红外制度之间的不连续性，我们的同质数据集显示了一个平滑的宇宙光谱能量分布（CSED）。修正后的尘埃衰减，我们比较我们的CSED的预期值的基础上最近的限制宇宙恒星形成的历史和初始质量函数。

zCOSMOS -10 k亮度光谱样品。星系-恒星质量函数的双峰性：用红移探讨其演化

zCOSMOS - 10k-bright spectroscopic sample. The bimodality in the Galaxy Stellar Mass Function: exploring its evolution with redshift

我们从zCOSMOS明亮的10 k光谱样本中给出了z~1范围内的星系恒星质量函数（MF）。我们调查的总MF和ETGs和LTGs的贡献，定义不同的标准（SED，形态或恒星形成）。我们揭示了一个星系双峰的全球MF，更好地表示由ETGs和LTGs，分别占主导地位的2 Schechter函数。对于全球人口，我们确认，低质量星系数密度增加晚，快于大质量星系。我们发现，在中低M星（logM<10.6）的MF演化主要是由平稳减少的恒星形成活动驱动的恒星质量增长来解释的。低残留演化与每个星系每个Gyr约0.16合并一致（其中小于0.1是主要的）。我们发现，ETGs的数量密度增加宇宙时间更快地减少Mstar，与中位数“建筑红移”增加质量，与层次模型。对于LTG，我们发现蓝星系或旋涡星系的数密度从z~1开始几乎保持不变。相反，最极端的活跃恒星形成星系的数量密度正在迅速下降。我们认为，从蓝色的中间质量的主动螺旋转化为蓝色的静态和连续（1-2 Gyr后）到红色被动型。完整的形态转变成红色球体，需要更长的时间尺度或遵循后1-2 Gyr。蓝色星系的不断替换预计是由低质量的活跃螺旋在恒星质量的增长。我们估计，当logM<11时，平均每Gyr约有25%的蓝色星系转化为红色星系。我们的结论是，星系和ETG的建立遵循相同的缩小趋势与质量形成的恒星，目前SAM预测的趋势相反。我们预计全球星系重子MF的演变可以忽略不计。

从SDSS DR7中的星系光度追踪z ~ 0.1处的宇宙速度场

Tracing the cosmic velocity field at z ~ 0.1 from galaxy luminosities in the SDSS DR7

从SDSS数据Release 7中观测到的~ 5 $\times$ 10 $^5$星系的光度分布（用红移计算）的空间调制，探测宇宙特有的速度场到z ~ 0.1。考虑到光度演化，通过基于样条的估计器确定的r波段光度函数可以用Schechter形式很好地表示，其中M $^{\star}$（z）- 5log $_{10}$ h = -20.52 - 1.6（z - 0.1）$\pm$ 0.05和$α^{\star}$ = -1.1 $\pm$ 0.03。在两个红移区间（0.02 < z < 0.07和0.07 < z < 0.22）中的整体流动和更高的速度矩与$Λ$ CDM模型的预测一致，这些预测是从模拟星系目录中获得的，这些目录是为了与观测结果相匹配而设计的。假设一个$Λ$ CDM模型，我们估计$σ_{8}$ $\approx$ 1.1 $\pm$ 0.4的线性物质功率谱的振幅，其中的低精度是由于有限的星系数量。虽然低z仓对相干光度不确定性具有鲁棒性，但第二个仓的结果偏差与SDSS合作报告的约1%的星等倾斜一致。系统学预计在未来的数据集中具有更大的天空覆盖范围和更好的光度校准，其影响将显着降低。

用左截断贝塔分布模拟Galerkin的光度函数

The Luminosity Function of Galaxies as modeled by a left truncated beta distribution

从一个左截断的β概率密度函数出发，可以建立第一个新的星系光度函数，它由四个参数表征。在天体物理转换中，由于星系整体密度的增加，参数的数量增加了一个。第二个新的星系光度函数是建立从一个左截断的β概率的星系质量一旦一个简单的非线性关系的质量和光度的假设;在这种情况下，参数的数量是6个，因为星系的整体密度和一个参数，调节质量和光度增加。两个新的星系光度函数有限的边界进行了测试斯隆数字巡天（SDSS）在五个不同的波段，结果产生了一个“更好的拟合”比谢克特光度函数在两个考虑的五个波段。本文还分析了一个修正的四参数Schechter光度函数。

u带光度函数从红移1.2到0的演化

Evolution of the u-band luminosity function from redshift 1.2 to 0

我们使用斯隆数字巡天（SDSS）u波段星系巡天（uGS）和深进化探索探测器2（DEEP 2）的数据，产生和分析了红色和蓝色星系群的u波段光度函数。从41575 SDSS uGS星系和24561深星系的光谱样本，我们产生的颜色星等图，并利用星系的颜色双峰分离红色和蓝色的人口。用1/Vmax方法测定了0.01 < z < 1.2范围内8个红移片的光度函数，并用Schechter函数进行拟合，表明M星存在着显著的演化，总星族的亮度增加了1.4 mag。Schechter函数的积分产生了u带亮度密度到z ~ 1的演化。通过将演化参数化为与（1+z）^beta成比例的密度，我们发现组合种群的beta = 1.36 +- 0.2，蓝色种群的beta = 2.09 +- 0.2。通过去除旧的恒星星族对u波段光度密度的贡献，并校正尘埃衰减，我们估计宇宙恒星形成率的演化为beta（SFR）= 2.5 +- 0.3。我们的结果和更高的演化率之间的差异，使用红外线和远紫外线测量可以调和考虑的可能性，如低估的尘埃校正在高红移或恒星初始质量函数的演变。

用广义伽玛分布模拟Galerkin的光度函数

The Luminosity Function of Galaxies as modelled by the Generalized Gamma Distribution

从三参数和四参数广义伽玛分布出发，可以建立两个新的星系光度函数。在天体物理转换中，由于星系整体密度的增加，参数的数量增加了一个。第三个新的星系光度函数的建立从一个简单的非线性关系的质量和光度的星系质量的三参数广义伽玛分布开始，在这种情况下，参数的数量是五个，因为星系的整体密度和一个参数，调节质量和光度被添加。这三个新的星系光度函数在斯隆数字巡天（SDSS）的五个不同波段进行了测试;结果总是比谢克特函数“更好地拟合”。已经开发的形式主义，允许分析的Schechter函数与变换的位置。理论和观测到的星系数量之间的函数红移进行了测试的数据提取的2度场星系红移调查。

用光度红移研究星系光度函数的演化

Evolution of Galaxy Luminosity Function Using Photometric Redshifts

我们研究的影响，使用光度红移研究全球星系光度函数（LF）和不同类型的星系的演化。为此，我们比较使用测光红移从CFHT遗产调查（CFHTLS）D1字段与光谱调查VIMOS VLT深调查（VVDS）包括~4800星系的LF。我们发现，对于z<2，在这次调查所考虑的星等区间内，用光度红移和光谱红移得到的LF显示出显著的一致性。这种良好的协议，使我们能够使用所有四个深场CFHTLS包括~386000星系计算LF的组合字段和直接估计的误差的参数的基础上字段到字段的变化。我们发现，在相同的红移区间内，Schechter的特征绝对星等M* 从z~1.8到z~0.3衰减了~0.7mag，而特征密度φ * 增加了~4倍。我们使用的模板拟合程序提供的星系分类用于计算光度红移和分裂成星系类型的样本。我们发现，这些Schechter参数演变不同的星系类型，这表明它们的演变是几种效应的组合：星系合并，恒星形成淬火和质量组装。所有这些结果都与VVDS，DEEP 2和zCosmos等不同光谱调查所获得的结果相一致，这加强了光度红移可以用于研究星系演化的事实，至少对于迄今为止采用的红移箱。这是非常感兴趣的，因为未来非常大的成像调查包含数亿个星系将允许获得重要的精确测量，以约束LF的演变，并探索这种演变的依赖形态和/或颜色帮助约束星系演化的机制。

在SDSS光度巡天中卫星星系的特性：光度、颜色和投影数密度廓线

Properties of satellite galaxies in the SDSS photometric survey: luminosities, colours and projected number density profiles

我们分析了SDSS-DR 7的光度数据，推断了与孤立亮星系（M_r<-20.5）相关的暗卫星在红移0.03<z<0.1范围内的统计特性。平均投影径向轮廓显示在原色周围的光度样品中有过量的同伴，近似具有延伸至~ 700 kpc的幂律形状。给出这个过密度信号，采用适当的背景扣除法，在投影径向距离范围100 < r_p/kpc < 3 R_{vir}内，研究了低至M_r=-14.5的束缚卫星群的统计特性。我们还考虑了与观测到的附近星系的光谱卫星的颜色一致的颜色切割，使遥远的红移星系不占主导地位的统计。我们已经使用一个模拟目录测试了这个过程的实现。我们发现，该方法是有效的，在再现真实的投影径向卫星数密度分布和光度分布，提供信心的结果来自SDSS数据。卫星的空间范围对于明亮的红色原色来说更大。此外，我们发现蓝色卫星的空间分布更大。对于不同的分析样本，我们导出了平均卫星数和它们的光度分布，最低可达M_r=-14.5。卫星的平均数量非常强烈地依赖于宿主的光度。明亮的初级叶（M_r<-21.5）平均每寄主约有6颗卫星，M_r<-14.5;而-21.5<M_r<-20.5的初级叶平均每寄主少于1颗卫星。我们提供了Schechter函数拟合的光度分布的卫星星系与暗端斜率-1.3+/-0.2。这表明明亮的原色卫星缺乏过量的微弱物体，与银河系和附近星系的结果一致。

利用SDSS DR7中的星系团和星系-星系透镜将恒星内容映射到暗物质晕

Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7

观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。

穿过中等X射线光度星系团的红色序列模态颜色梯度

Red sequence modal colour gradients across intermediate X-ray luminosity galaxy clusters

[摘要]我们利用SDSS数据收集了45个低红移的中等X射线光度星系团样本，对红序模态星系颜色随环境的光度变化进行了全面的研究。这些星系团跨越了一系列Bautz-Morgan类型和演化阶段，代表了全球潜在的中间L_X星系团样本。我们使用SDSS光谱数据定义集群成员资格，并通过推导新的衰退速度，速度色散和其他参数来表征集群。我们为每个集群构建颜色-幅度图，并使用具有洛伦兹优值函数的鲁棒线性拟合算法获得红色序列的位置。在这样做的时候，我们描述了人口的不协调点的颜色星等平面上的光度混合，灰尘和其他原因的结果。通过用Schechter函数拟合星系团，得到每个SDSS通带中的M * 值，我们将星系团的红色序列组合在一起，形成一个复合样本。我们详细介绍了如何模态的红色序列的颜色值的变化与半径从该复合集群的中心和本地星系密度的所有SDSS颜色。与以前的研究一致，这些颜色显示出系统地向蓝移动，增加距离星系团中心，或相当于较低的局部星系密度，而红色序列的宽度增加。这支持了这样一种观点，即这些星系团外围的星系比核心的星系具有更年轻的光度加权年龄，表明它们的恒星形成比核心更近。将我们在（g-r）中导出的梯度与早期的工作进行比较，初步表明这些梯度随红移而变化，这反映了红色序列随时间的分层积累。

Quenching and Galaxy Demographics

The open-data revolution in astronomy is forcing the community to develop sophisticated analysis methods that heavily rely on realistic simulations. The phenomenology of the evolution of galaxy demographics can be described by a set of continuity equations invoking two quenching mechanisms: mass quenching and satellite quenching. The combination of these two mechanisms produces a double Schechter function for the quiescent population, as is observed in the low-redshift universe. In this paper we consider these quenching mechanisms, explicitly including satellite galaxies, and add the exact tim…

过去10 Gyrs恒星形成星系中氧和氮丰度的宇宙演化

The cosmic evolution of oxygen and nitrogen abundances in star-forming galaxies over the past 10 Gyrs

尽管对恒星形成星系的光谱观测提供了越来越多的不同红移的数据，但星系在宇宙学时间尺度上的化学演化仍然是一个有争议的问题。涉及金属丰度的基本关系，如质量-金属丰度关系（MZR）或基本-金属丰度关系，给出了关于在给定恒星质量下星系化学成分演化现实的有争议的结果。在这项工作中，我们揭示了一些光在这个问题上使用zCOSMOS调查的20 K明亮的样品达到的完整性，并首次使用氮氧比（N/O）作为示踪剂的气相化学演化的星系，是独立的恒星形成率。利用SDSS和20 k zCOSMOS亮巡天中的发射线星系，研究了红移1.32以下的$MZR星系从局域宇宙的演化，以及红移0.42以下的N2 S2参数与恒星质量和氮氧比（MNOR）的关系。在全红移范围内，用自洽的方法计算了由恒星连续谱和气体发射线导出的所有物理性质，包括恒星质量、恒星形成率、金属丰度和N/O。我们证实了在一个年轻的宇宙中，在给定恒星质量的星系中发现较低金属丰度的趋势。甚至在考虑到可能的选择效应时也观察到了这种趋势，这是由于在高红移星系中观察到的更大的恒星形成率中值。我们还发现一个显着的演变MNOR高达z = 0.4。考虑到二次氮生产制度的O/H与N/O关系的斜率，所观察到的MNOR的演变与MZR及其等效关系的趋势一致，使用新的表达式来减少其对SFR的依赖。

早型星系光度函数的顺序统计量

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。

星系和质量集合：直到z<0.35的H α光度函数和恒星形成率密度的演化

Galaxy And Mass Assembly: Evolution of the Halpha luminosity function and star formation rate density up to z<0.35

低z Halpha光度函数的测量在源的局部数密度中具有大的分散性，并且相应地在SFR密度中。这些差异的可能原因包括有限的体积采样，调查样本选择产生的偏差，不同的方法来校正尘埃遮蔽和活动星系核污染。GAMA巡天和SDSS巡天在广阔的天空区域提供了深度光谱观测，能够探测到大样本的恒星形成星系，这些星系的范围为0.001<SFR（Halalpha）<100，从而有力地测量了低z宇宙中SFR密度的演变。在我们的样本中存在大量的高SFR星系允许一个改进的光度函数的亮端的测量，表明在明亮的光度源的数量密度的减少是最好的描述由桑德斯函数的形式，而不是传统的Schechter函数。这一结果与其他已发表的远红外和射电光度函数一致。对于GAMA和SDSS，我们发现的r-波段的视星等限制，结合随后的要求Halpha检测导致不完整性，由于缺少明亮的Halpha源与微弱的r-波段的幅度。

The Sensitivity of the Redshift Distribution to Galaxy Demographics

Photometric redshifts are commonly used to measure the distribution of galaxies in large surveys. However, the demands of ongoing and future large-scale cosmology surveys place very stringent limits on the redshift performance that are difficult to meet. A new approach to meet this precision need is forward modelling, which is underpinned by realistic simulations. In the work presented here, we use simulations to study the sensitivity of redshift distributions to the underlying galaxy population demographics. We do this by varying the redshift evolving parameters of the Schechter function for …

虚空中的银河系人口：所有的虚空都是一样的吗？

The Galaxy Population In Voids: Are All Voids The Same?

通过分析来自我们的SDSS DR 10空洞星表中z ~0.055的~200个星系的光度特性，研究了欠致密环境对星系形成和演化的影响。我们根据空洞星系的光度密度对比将空洞星系分为两个子样本：“稀疏空洞"δ_s = δ < -0.95和”密集空洞“δ_p = δ >-0.87。我们发现，稀疏空洞中的星系质量小于人口稠密的空洞中的星系。在人口稠密的空洞星系的光度分布遵循相同的分布观察整个SDSS调查在相同的红移范围。稀疏空洞中的星系也更蓝，表明它们可能正在经历一个相对缓慢而连续的恒星形成过程。此外，我们发现，在人口稠密的空隙中的星系的光度函数表示与Schechter函数，而同样不适用于稀疏的空隙。我们的分析表明，主机空洞的属性在空洞星系的形成和演化中起着重要的作用，并确定空洞的大尺度演化是了解什么过程调节星系演化的重要一步。

星系和质量组件（GAMA）：FUV、NUV、ugrizYJHK Petrosian、Kron和Sèrsic测光

Galaxy and Mass Assembly (GAMA): FUV, NUV, ugrizYJHK Petrosian, Kron and Sèrsic photometry

为了生成可靠的0.1-2 μm SED，GAMA项目需要将来自许多仪器的许多兆字节的成像数据重新处理成标准格式。在本文中，我们讨论了我们使用的软件基础设施，并创建自洽ugrizYJHK测光的所有来源内的GAMA样品。使用UKIDSS和SDSS存档数据，我们概述了将所有图像转换为公共零点所需的预处理，纠正数据集上的偏差所采取的步骤，以及在每个过滤器中创建三个4x 12 deg GAMA区域的千兆像素级马赛克。从这些马赛克，我们提取源目录GAMA地区使用椭圆Kron和Petrosian匹配的光圈。我们还使用SIGMA（GALFIT 3的星系组件建模包装器）计算GAMA样本中所有星系的Sérsic星等。我们直接比较所得的光度，并计算所有光度数据集的r波段星系LF突出的光度方法引入的不确定性。我们发现：（1）改变目标探测阈值对总体最佳拟合Schechter参数的影响很小（M* +/-0.055 mag，α +/- 0.014，Φ* +/- 0.0005 h^3 Mpc^{-3}）。(2)使用Kron或Petrosian光度测量的数据集之间的偏移，与过滤器无关。(3)使用圆形或椭圆形孔径的决定导致0.20 mag的M* 偏移。(4)来自总星等测光系统（如SDSS modelmag或Sérsic星等）的最佳拟合Schechter参数比依赖于Kron或Petrosian星等的测光具有更陡的暗端斜…

在COSMOS场中理解z~1处星系两点关联函数的形状

Understanding the shape of the galaxy two-point correlation function at z~1 in the COSMOS field

我们调查的星系两点关联函数的形状，在zCOSMOS调查中测量取决于当地的环境，量化的尺度上的密度对比度为5百万秒差距/小时。我们表明，以前观察到的z=0.6和z=1之间的红移的平面形状可以解释为这个体积是简单的10%，在高密度环境中，相对于一个通用的密度概率分布函数。当对应于分布的顶部10%尾部的星系被排除时，测量的w_p（r_p）变陡，并且在所有尺度上与LCDM预测变得不可区分。这与Abbas和Sheth在z~0的SDSS数据中所认识到的效果相同，并被解释为层次情景中晕圈-环境相关性的自然结果。生活在高密度区域的星系追踪暗物质晕，通常质量更高，相关性更强。如果样本的密度概率分布函数由于其有限大小引入的方差而在高密度区域中特别丰富，则这产生失真的两点关联函数。我们认为，这是占主导地位的影响，负责观察到的“奇特”的集群在宇宙领域。

本地宇宙中富含气体星系的恒星质量函数及潜在的\(M_{\rm HI}-M_{\rm star}\)标度关系

The Stellar Mass Function of Gas-Rich Galaxies and the Underlying $M_{\rm HI}-M_{\rm star}$ Scaling Relation in the Local Universe

该研究利用多种目录及样本，通过非参数方法估计富含气体星系的GSMF，校正选择效应后分析红、蓝群体情况，还得到无选择偏差的\(M_{\rm HI}-M_{\rm star}\)关系，明确了富含气体星系在本地宇宙中恒星质量密度和星系数量的占比。

Sloan数字巡天中Galerkin的最大亮度分布

Distribution of Maximal Luminosity of Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey

应用极值统计方法对斯隆数字巡天（SDSS）中的星系光度分布进行了研究。我们分析了DR 8主星系样本（MGS）以及发光红星系（LRG）。最大光度是从由细长笔形光束组成的批次中沿视线径向取样的。对于MGS，结果表明一个小的和积极的尾部指数$ξ$，有效地排除了有一个有限的最大截止光度的可能性，并意味着光度分布函数可能在高光度端的幂律衰减。然而，假设$ξ=0$，最大光度与Fisher-Tippett-Gumbel分布（由Schechter拟合分布的变量的极限分布）的非参数比较表明，如果考虑到有限批量和批量分布引起的不确定性，则一致性良好。对于一个体积有限的样本LRGs，结果表明，他们可以被描述为一个光度分布的极端指数衰减的尾巴，提供的不确定性与批量分布的照顾。

[ OII ]光度函数亮端的0.1<z<1.65演化

The 0.1<z<1.65 evolution of the bright end of the [OII] luminosity function

我们提出了在红移范围0.1<z<1.65内测量的[OII]光度函数，具有前所未有的深度和精度。我们的测量是基于中等分辨率通量校准光谱的发射线星系与FORS 2仪器在VLT和SDSS-III/BOSS摄谱仪。FORS 2光谱和相应的包含红移和线通量的目录与本文一起发布。在这项工作中，我们使用了一种新的方法，将上述调查与GAMA，zCOSMOS和VVDS相结合，它们具有不同的目标选择，产生一致的加权方案来导出[OII]光度函数。所测得的光度函数与以前的独立估计吻合得很好。与两个国家的最先进的半分析模型的比较是好的，这是令人鼓舞的生产模拟目录的[OII]通量有限的调查。我们观测到了8.5Gyr以上的亮端演化：我们测量到了logL * 从红移1.44时的42.4erg/s下降到红移0.165时的41.2，我们发现暗端斜率随着红移的减小而减小。这一测量结果证实了未来重子声振荡调查的目标选择的可行性，旨在观察[OII]通量有限的样品。

The Galaxy Stellar Mass Function and Low Surface Brightness Galaxies from Core-Collapse Supernovae

We introduce a method for producing a galaxy sample unbiased by surface brightness and stellar mass, by selecting star-forming galaxies via the positions of core-collapse supernovae (CCSNe). Whilst matching $\sim$2400 supernovae from the SDSS-II Supernova Survey to their host galaxies using IAC Stripe 82 legacy coadded imaging, we find $\sim$150 previously unidentified low surface brightness galaxies (LSBGs). Using a sub-sample of $\sim$900 CCSNe, we infer CCSN-rate and star-formation rate densities as a function of galaxy stellar mass, and the star-forming galaxy stellar mass function. Result…

汉堡/欧洲南方天文台巡天中的低红移AGN：II。活动黑洞质量函数和爱丁顿比分布函数

Low redshift AGN in the Hamburg/ESO Survey: II. The active black hole mass function and the distribution function of Eddington ratios

我们估计黑洞的质量和爱丁顿比的一个定义良好的本地（z <0.3）宽线AGN从汉堡/ESO调查（HES）的样本，基于H β线和标准配方假设维里平衡的宽线区域。该样本代表了从塞弗特1星系到发光类星体的广泛光度范围内的低红移活动星系核人口。从黑洞质量的分布出发，利用HES具有一个定义良好的选择函数的事实，导出了局域宇宙中的活动黑洞质量函数（BHMF）和爱丁顿比分布函数（ERDF）.虽然直接测定的ERDF在L/L_Edd~0.1附近翻转，与先前分析中所见相似，但我们认为这是样本选择的人为因素。我们采用极大似然方法，在充分考虑样本选择函数的情况下，无偏地同时估计了黑洞质量和爱丁顿比的内禀分布函数.由此产生的ERDF很好地描述了一个Schechter函数，有证据表明，一个稳定的增加，向低爱丁顿比，定性相似，已发现的2型活动星系核从SDSS。比较我们的最佳拟合的活动BHMF与不活动的黑洞的质量函数，我们得到的活动黑洞的分数的估计，即活动星系核占空比的估计。随着黑洞质量的增加，活动部分强烈减少。与BHMF在更高红移处的比较也表明，在高质量端，黑洞现在处于比早期宇宙时代更不活跃的阶段。我们的结果支持了黑洞反分层生长的概念，并且与宇宙早期质量最大的黑洞生长的图像一致，而目前主要是质量较小的黑洞以显着的速度增生。

Arecibo Legacy快速ALFA巡天中的HI质量函数和速度宽度函数

The HI Mass Function and Velocity Width Function of Void Galaxies in the Arecibo Legacy Fast ALFA Survey

我们测量的HI质量函数（HIMF）和速度宽度函数（WF）的质量$7.2<\log(M_{HI}/M_{\odot})<10.8$的范围内的环境，和轮廓宽度$1.3\log(km/s)<\log(W)<2.9\log(km/s)$，使用的目录约7,300 HI选定的星系从ALCAFA调查，位于天空的ALCAFA和SDSS（数据发布7）北重叠的区域。我们将星系样本分为居住在大规模空洞中的（空洞星系）和居住在致密区域中的（壁星系）。我们发现，空HIMF是很好的拟合与规范化$Φ^*=(1.37\pm0.1)\times10^{-2} h^3Mpc^{-3}$，特征质量$\log(M^*/M_{\odot})+2\log h_{70}=9.86\pm0.02$，和低质量端斜率$α=-1.29\pm0.02$的Schechter函数。同样，对于壁星系，我们找到最佳拟合参数$Φ^*=(1.82\pm0.03)\times10^{-2} h^3Mpc^{-3}$，$\log(M^*/M_{\odot})+2\log h_{70}=10.00\pm0.01$和$α=-1.35\pm0.01$。我们的结论是，空星系通常有略低的HI质量比他们的非空同行，这是在协议的暗物质晕质量函数转移的空隙假设DM质量和HI质量之间的简单关系。我们还发现，空HIMF的低质量的斜率是类似的壁HIMF表明，要么是没有多余的…

ASTRID中银河光度函数：LSST的预测

The Galaxy Luminosity Functions in ASTRID: Predictions for LSST

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。

The luminosity of cluster galaxies in the Cluster-EAGLE simulations

We computed the luminosity of simulated galaxies of the C-EAGLE project, a suite of 30 high-resolution zoom-in simulations of galaxy clusters based on the EAGLE simulation. The AB magnitudes are derived for different spectral bands, from ultraviolet to infrared, using the simple stellar population modeling based on the E-MILES stellar spectra library. We take into account obscuration due to dust in star forming regions and diffuse interstellar medium. The $g-r$ colour-stellar mass diagram, at z=0.1, presents a defined red sequence, reaching $g-r \simeq 0.8$, 0.05 dex redder than EAGLE at high …

原初黑洞质量函数作为宇宙起源的探针

Primordial black hole mass functions as a probe of cosmic origin

本文提出利用原初黑洞质量函数作为探测宇宙起源的新窗口，通过Press-Schechter方法结合高红移SMBH观测数据，有效约束了暴胀与反弹宇宙学模型中的PBH密度分数及特征质量。

单参数星系分类：通过星系特性多维空间的主曲线

Single parameter galaxy classification: The Principal Curve through the multi-dimensional space of galaxy properties

我们建议只用一个仿射参数来描述SDSS中星系的多样性。为此，我们建立了主曲线（P-曲线）通过脊柱的数据点云，考虑来自主成分分析的形态，物理和光度星系属性的特征空间。因此，星系可以通过曲线的单个弧长值进行标记、排名和分类，该弧长值是在P曲线上数据点的唯一最近投影处测量的。我们发现，P-曲线有一个“W”字母形状的3个转折点，定义4个分支，代表不同的星系人口。这种行为主要由两个属性控制，即u-r和SFR。我们进一步提出了几个星系的性质作为弧长的函数的变化。亮度函数从低弧长时的陡峭Schechter拟合变化到高弧长时的双幂律和对数正态拟合。星系聚类显示在大尺度上随着弧长的增加，自相关能力也在增加。主成分分析可以发现位于主数据点云之外的特殊星系群，例如由盘主导的小型红色星系，具有相对较高的恒星质光比和表面质量密度。P曲线不仅可以降维，而且还为河外天文学中的相关物理模型和场景提供了支持证据：1）在一组选定的红色大质量星系形成中的分层合并场景的证据。这些星系提出了一个对数正态的r-波段光度函数，这可能是由于在这种情况下涉及的乘法过程。2)活动星系核活动的开始和恒星形成猝灭之间的联系，这出现在绿色星系从蓝色过渡到红色的人口。(Full摘要（下载版）