The luminosity function of field galaxies
本文推广了Schmidt构造星系光度函数的方法，考虑了近宇宙中星系密度对距离的依赖性。构造了场星系视形态类型而定的几何光度函数。结果表明，在绝对星等的狭窄区域内，所有星系的LLF都可用Schechter函数表示，椭圆星系和透镜星系的LLF也可用Schechter函数表示。在绝对星等足够宽的区域内，用Schechter函数给出了旋涡星系的LLF：。螺旋星系的参数略有不同。在从早期螺旋到晚期螺旋的过渡处，Schechter函数中的参数减小。在亮端，从椭圆星系到透镜星系，到早期旋涡星系，再到晚期旋涡星系的过渡过程中，观测到星系平均光度的降低。估计了不同形态类型星系样本的完整性和平均密度。在这个范围内，所有星系的平均数密度等于0.127 Mpc-3。
2011-03-21 astro-ph.CO
Nearby Galaxies in the 2micron All Sky Survey I. K-band Luminosity Functions
差分K波段光度函数（LF）的完整样本的1613个附近的明亮星系分离的可见形态。晚型螺旋的LF遵循幂律，在低光度时上升，而椭圆形、椭圆形和膨胀主导的螺旋的LF在高光度和低光度时都达到峰值并下降。每种形态类型（E，S 0，S 0/a-Sab，Sb-Sbc，Sc-Scd）对局部宇宙中星系的整体K波段光度密度的贡献大致相等。类型平均的凸起/磁盘的比率被用来减去磁盘组件导致的预测，K-波段LF的凸起是双峰与椭圆形为主的高光度峰值，包括60%的凸起光度密度在本地宇宙与其余40%的贡献由望远镜和螺旋的凸起。总的来说，在局部宇宙中，膨胀贡献了K处星系光度密度的30%，螺旋盘构成了其余部分。如果隆起光度指示中心黑洞质量，那么我们的结果预测，黑洞质量函数也是双峰的。
2009-05-23 astro-ph.CO
Lenticular Galaxies and Their Environments
人们普遍认为，透镜状星系（S 0）最初是螺旋星系，其中的气体已经通过与热星系团气体的相互作用而被去除，或者通过冲压压力从在丰富星系团内轨道运行的螺旋星系中剥离冷气体。然而，这个解释的问题是：（1）有些望远镜，如NGC 3115，是孤立的场星系，而不是星系团成员。(2)星系团中、星系群中和场中的S_0星系的扁率分布在统计上是不可区分的。这是令人惊讶的，因为人们可能会认为大多数场S 0星系的祖先都是扁平的晚型星系，而星系团中的望远镜被认为大多来自于膨胀主导的早型星系。(3)对于冲压压力来说，剥离具有深势阱的大质量发光星系应该是最困难的。然而，在星系团、星系群和视场中，早型Shapley-Ames星系的光度分布之间没有统计上的显著差异。(4)最后，冲压压力汽提和热团簇内气体的蒸发在富团簇中是最有效的。然而，Shapley-Ames样本中的少量可用数据似乎显示，在星团、星系群和野外，贫尘S0_1和富尘S0_3星系的相对频率之间没有统计学上的显著差异。初步得出结论，冲压压力剥离，并通过星系团内气体加热，可能不是唯一的演化通道，导致透镜星系的形成。据推测，气体饥饿，或气体喷射的活动核，可能发挥了重要作用，在所有的S 0星系的形成的一个重要部分。
2009-07-21 astro-ph.CO
The Galaxy Population of Abell 1367: The Stellar Mass-Metallicity Relation
使用宽基线宽带测光，我们分析了恒星星族的一个样本的72个星系，跨越了广泛的恒星质量和形态类型，在附近的螺旋丰富和动态年轻的星系团阿贝尔1367的属性。样本星系分布在从星系团中心到大约一半的星系团阿贝尔半径。的光学/近红外颜色进行了比较与简单的恒星星族合成模型，从光度加权的恒星星族年龄和金属丰度的确定。椭圆星系的颜色轨迹在一个狭窄的光度加权恒星年龄范围内跟踪一系列不同的金属丰度。然而，在红色序列中的透镜状星系表现出光度加权的恒星金属丰度和年龄的巨大差异。对于红序透镜星系和蓝云星系，低质量星系平均倾向于由较年轻的亮度加权年龄的恒星星族占主导地位。样本星系表现出很强的综合恒星质量和光度加权恒星金属丰度之间的相关性。星系的形态紊乱和正在进行的恒星形成活动的迹象，往往是相对于被动星系在红色序列可比恒星质量不足。我们认为，这可能是由于潮汐驱动的气体流向恒星形成区，携带较少的富集气体和稀释预先存在的气体，以产生较低的金属丰度比之前的相互作用更年轻的恒星星族。最后，我们没有发现统计上显着的证据，无论是红色序列或蓝云星系的光度加权年龄和金属丰度的变化，在固定的恒星质量，在集群内的位置。
2011-01-11 astro-ph.CO
Multi-Wavelength Properties of Barred Galaxies in the Local Universe. I: Virgo Cluster
我们详细研究了如何酒吧星系分数的光度，HI气体质量，形态和颜色的函数在室女星系团的变化，以提供一个定义良好，统计稳健的测量酒吧分数在本地宇宙跨越范围广泛的光度（因子~100）和HI气体质量。我们结合了多个公共数据集（UKIDSS近红外成像，ALKIDFA HI气体质量，GOLDMine光度）。排除高度倾斜的系统后，我们定义了三个样本，其中星系的B-波段光度，H-波段光度和HI气体质量选择。我们使用UKIDSS的高分辨率H波段成像直观地分配酒吧。当包括所有形态时，禁止分数为~17-24%，而对于形态选择的圆盘，我们发现室女座的禁止分数为~29-34%：它并不强烈依赖于样品的定义，也不显示亮度或HI气体质量的变化。禁止分数最强烈地依赖于样品的形态组成：当盘种群被分为螺旋形（S 0-S 0/a），早期型螺旋（Sa-Sb），和晚期型螺旋（Sbc-Sm），我们发现，早期型螺旋有一个较高的禁止分数（~45-50%）相比，螺旋形和晚期型螺旋（~22-36%）。这种差异可能是由于早期型盘的重子分数较高，使它们更容易受到棒不稳定性的影响。我们没有发现任何证据表明棒星系优先蓝色。
2010-02-16 astro-ph.CO
The Morphological Type Dependence of K-band Luminosity Functions
差分2.2 μ m（K波段）光度函数给出了1570个附近Vgsr < 3000 km/s的完整样本，其中Vgsr是相对于银河系静止标准测量的速度，明亮（K < 10等），由可见形态分离的星系。晚型螺旋的K-波段光度函数遵循幂律，在低光度时上升，而椭圆星系、椭圆星系和膨胀主导的螺旋的K-波段光度函数在高光度和低光度时都达到峰值并下降。然而，每一种形态类型（E、S 0、S 0/a-Sab、Sb-Sbc、Sc-Scd）对局部宇宙中K波段光度密度的贡献大致相等，由此推断，对恒星质量密度的贡献也大致相等。
2009-02-04 astro-ph.CO
The SAURON Project - XIX. Optical and near-infrared scaling relations of nearby elliptical, lenticular and Sa galaxies
本文介绍了SAURON巡天72个代表星系的MDM V波段和Spitzer/IRAC 3.6 μ m波段的地面测光观测结果。结合在有效半径（se）内测量的SAURON恒星速度色散，这使我们能够探索我们的星系在主要标度关系中的位置。我们调查的依赖这些关系，我们最近的运动学分类的早型星系（即慢/快旋转）和恒星星族。慢旋转和快旋转E/S 0星系在标度关系中并不占据不同的位置，尽管慢旋转星系显示出较小的内在散射。令人惊讶的是，在我们的样本中，非常年轻的物体并没有显示出最蓝的（V-[3.6]）颜色，这在光学颜色中通常是这样的。这可以在TP-AGB恒星对红外线的巨大贡献的背景下理解，即使对于年轻的恒星群体，也会导致非常紧密的（V-[3.6]）- se关系，这反过来又使我们能够定义金属丰度和速度色散之间的强相关性。许多Sa星系似乎遵循E/S 0星系定义的基本平面。星系团出现偏离的关系，主要对应的对象与非常年轻的人口，与正在进行的，扩展的恒星形成的迹象。我们在基本平面中校正了这种效应，通过使用恒星质光比的估计用恒星质量代替光度，使所有星系都是紧密的单一关系的一部分。新的估计系数是一致的，在两个光度带，并建议在恒星星族的差异占约一半的观察到的倾斜相对于维里预测。经过这些校正后，慢旋转器系列在最佳拟合的基本平面周围几乎没有固有的散射。
2011-07-04 astro-ph.CO
The influence of host galaxy morphology on the properties of Type Ia supernovae from the JLA compilation
以遥远的Ia型超新星（SNe）为标准烛光的观测宇宙学声称宇宙处于加速膨胀中，这是由大部分暗能量引起的。在本文中，我们调查的SN Ia环境，研究其宿主星系的性质对哈勃图拟合的影响。分析中使用的超新星（192 SNe）是从联合光曲线分析（JLA）汇编的高红移和附近的超新星，这是迄今为止最好的。分析是基于超新星Ia的光度取决于其光变曲线形状和颜色的经验事实。我们证实了Ia型超新星的拉伸参数与宿主星系的类型有关。低拉伸超新星主要位于椭圆星系和透镜星系中。没有显着的相关性超新星Ia的颜色和主机morphology. We还研究了如何SNe Ia的亮度变化取决于主机星系的形态后，拉伸和颜色校正。我们的研究结果表明，在古老的恒星星族和低尘埃环境中，超新星稍微暗淡。椭圆星系和透镜星系中的Ia型超新星具有比螺旋星系更高的$α$（光度-拉伸斜率）和$β$（光度-颜色斜率）参数。然而，观察到的偏移处于1- $σ$不确定性水平，因此，不能认为具有显著性。我们确认，超新星的属性取决于他们的环境，并纳入一个主机星系项到哈勃图拟合预计将是至关重要的未来宇宙学分析。
2016-08-12 astro-ph.CO
Low X-Ray Luminosity Galaxy Clusters. II. Optical properties and morphological content at 0.18 < z < 0.70
这是关于低X射线光度星系团的系列论文的第二篇，在这篇论文中，我们介绍了在0.18到0.70的红移范围内，在双子座南北望远镜上用GMOS-IMAGE获得的七个系统的$r^\prime$、$g^\prime$和$i^\prime$测光。文中还给出了星等、颜色和形态参数，即集中指数、椭圆率和视觉形态分类。在较低的红移，存在一个定义明确的红色星团序列，延伸超过4个星等，表明这些中等质量的星团已经达到了松弛阶段。在$\sim$ 0.75 Mpc的中心区域观测到的一小部分蓝色星系成员证实了这一点。相比之下，在高红移的星系团有一个不太重要的红团序列。我们还发现，在这些集群的星系径向密度分布很好地拟合一个单一的幂律。在0.18 $<$ z $<$ 0.70时，我们观察到蓝色星系的比例增加，而星系的比例减少，早型星系的比例几乎保持不变。总的来说，这些中等质量的集群的结果是一致的，高质量的集群。
2013-11-04 astro-ph.CO
A New Perspective on the Large-Scale Tidal Effect on the Galaxy Luminosity and Morphology
我们研究了由$r$带绝对星等决定的星系环境的平均潮汐相干性随内禀光度的变化。银河系环境的潮汐相干性被估计为两个次要特征向量之间的角度的余弦的潮汐场平滑在$2$和$30\,h^{-1}$ Mpc的尺度上集中在每个本地星系从斯隆数字天空数据发布10。创建四个亮度选定的样本的斯隆星系，我们控制它们具有相同的密度分布，以抵消本地密度的主导作用。结果发现，包含更多的发光壁星系和场星系的样本产生较低的平均值的潮汐相干性，这一趋势是强大的对平滑尺度的变化。在固定形态下，晚型螺旋星系和透镜状星系在场和壁环境中也有相同的趋势。早型螺旋场星系对潮汐相干性没有明显的依赖性，而最亮和最亮的椭圆壁星系都位于潮汐相干性最高的区域。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Globular Cluster Populations of Giant Galaxies: Mosaic Imaging of Five Moderate-Luminosity Early-Type Galaxies
本文介绍了五个中等光度（M_V ~-21 ~-22）早型星系的球状星团（GC）系统的宽视场成像结果。其目的是通过测量大半径来精确量化GC系统的全局特性。利用KPNO 4 m望远镜和MOSAIC成像仪获得了4个透镜星系（NGC 5866，NGC 4762，NGC 4754，NGC 3384）和1个椭圆星系（NGC 5813）的BVR成像，并追踪了GC星群到投影的星系核半径范围为20 kpc ~ 120 kpc。我们将我们的成像与哈勃太空望远镜的数据相结合，以测量靠近星系中心的GC表面密度。我们从积分径向剖面计算了GC的总数（N_GC），发现NGC 5866的N_GC = 340 +/- 80，NGC 5813的N_GC = 2900 +/- 400，NGC 4762的N_GC = 270 +/- 30，NGC 4754的N_GC = 115 +/- 15$，NGC 3384的N_GC = 120 +/- 30。测得的GC比频率S_N在0.6 ~ 3.6之间，T在0.9 ~ 4.2之间。这些值与我们的调查和其他已发表的数据发现的星系形态类型的平均比频率一致。三个星系（NGC 5866，NGC 5813，NGC 4762）有足够数量的GC候选者来研究GC系统中的颜色双峰和颜色梯度。NGC 5813显示了双峰性和B-R颜色梯度的强有力证据（>3 sigma），这是由更集中的红色（富含金属）…
2012-10-14 astro-ph.CO
The Effect of Superpositions on the Planetary Nebula Luminosity Function
本文研究了行星状星云（PN）叠加导致高激发点源通量超出 PNLF 亮端截断的现象，提出了处理天体混合时推导 PNLF 距离的修正程序，并指出不对称误差棒会使距离估值偏小。
2023-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature and nurture of bars and disks
相互作用对星系盘产生的影响以及它们如何改变随后形成的酒吧需要区分，以充分了解酒吧和环境之间的关系。为了这个目的，我们得出的酒吧分数在三个不同的环境，从外地室女座和后发座星系团，涵盖了前所未有的大范围的星系光度（或，相当于，恒星质量）。我们证实，棒星系的比例在很大程度上取决于星系的亮度。我们还表明，酒吧的分数分布之间的差异，作为一个函数的星系光度（和质量）的字段和后发座集群的统计显着，与室女座是一个中间的情况。棒旋星系的比例在星系团中的$M_r\,\simeq\,-20.5$处显示出约50%的最大值，而在场中峰值移到了$M_r\,\simeq\,-19$。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探测的星系样本研究到目前为止。
2012-11-05 astro-ph.CO
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
Star-Formation Bimodality in Early-Type Galaxies
利用光谱能量分布（SED）模拟软件CIGALEMC计算了221个局域早型星系的光谱性质。集中在恒星形成活动和尘埃含量，我们得到的参数，如比恒星形成率，尘埃光度，尘埃质量和温度。我们的样本中有52%是由椭圆（E）星系和48%的透镜状（S0）星系组成的。我们发现一个较大比例的S0星系之间的星系具有较大的比恒星形成率（sSFR）和大比尘埃排放。S0星系的较强活动被较大的尘埃质量所证实。利用SDSS光谱数据和近红外选择技术研究了S0样品中活动星系核（AGN）和恒星形成（SF）星系的相对比例，发现S0样品中活动星系核占主导的星系比例大于E样品中活动星系核占主导的星系比例。这可能证实了一种情况，即蓝色星系通过经过S0活动星系核活跃期而演变成红色椭圆星系，同时淬灭其恒星形成。最后，将我们的估计值与颜色指标进行比较，我们发现结果非常一致。
2014-05-01 astro-ph.CO
Galaxies in LCDM with Halo Abundance Matching: luminosity-velocity relation, baryonic mass-velocity relation, velocity function and clustering
长期以来，宇宙学模型很难同时解释星系的光度、质量和速度分布。我们重新审视这个问题，使用现代汇编的观测数据，以及最好的可用的大尺度宇宙学模拟的暗物质。我们发现，标准的宇宙学模型，结合使用晕丰度匹配（HAM）和简单的动力学校正，适合所有的基本统计的星系的圆速度Vcirc > 80公里/秒。我们的观测约束是光度速度关系，它允许所有类型的星系被包括在内。我们已经收集了从矮不规则星系到巨型椭圆星系的各种星系的数据。这些数据呈现出从50 km/s到500 km/s的清晰单调的光度-速度关系，弯曲度低于80 km/s，晚型和早型星系之间存在系统性偏移。为了与理论进行比较，我们采用了我们的LCDM“Bolshoi”模拟暗物质，它具有前所未有的质量和力的分辨率。我们使用晕丰度匹配来分配秩序星系光度的暗物质晕。由此产生的光度-速度关系的预测是在良好的协议与现有的数据都早型和晚型星系的光度范围从Mr = -14-22。我们还比较了我们对“冷”重子质量的预测（即，恒星和冷气体）的星系作为圆速度的函数与现有的观测，再次发现一个非常好的协议。在80-400 km/s范围内，预测的圆速度函数与星系速度函数一致。然而，我们发现Vcirc < 80 km/s的暗物质晕比具有相同Vcirc的观测星系要丰富得多。我们发现我们模型中星系的两点关联函数与SDSS的结果非常吻合。
2011-09-23 astro-ph.CO
On the lack of stellar bars in Coma dwarf galaxies
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对SDSS-DR 6中的190个星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够在9等（-23 < M_r < -14）的光度范围内探索通过视觉分类检测到的条的存在，从而使我们能够研究矮星系的已知区域。我们发现，酒吧是由星系在一个狭窄的范围内的光度（-22 < M_r < -17）和质量（10^9 < M*/Msun < 10^11）。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的郊区，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化中起着第二阶的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。
2010-09-17 astro-ph.CO
Barred S0 Galaxies in the Coma Cluster
本研究使用斯隆数字巡天（SDSS DR 8）第八次数据发布的r波段图像，研究最近的富星系团环境之一后发座星系团中透镜状（S 0）星系中的条形。我们开发的技术，酒吧检测，并评估其成功时，适用于SDSS图像数据。为了检测和消除酒吧，我们执行2D鼓包+磁盘+酒吧光分解的星系图像与GALFIT。使用人工星系图像的样本，我们确定最微弱的幅度，在该酒吧可以成功地测量在SDSS的深度和分辨率。我们进行详细的分解83个S 0星系后发座，64个来自中央样本，19个来自集群郊区样本。对于中心样本，S 0 bar分数为72^{+5}_{-6}%。该值明显高于用椭圆拟合法检测条形图的48^{+6}_{-6}%。在一个固定的光度，禁止S 0的（G-R）颜色比unbarred S 0的0.02马格。酒吧的频率和强度增加对微弱的光度。无论是中央金属丰度，也没有恒星年龄分布有显着差异之间的酒吧和unbarred S 0。有一个增加的酒吧分数向集群核心，但这是在一个低的显着性水平。酒吧最多有一个弱的相关性与集群中心半径。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric H alpha and [O II] Luminosity Function of SDF and SXDF Galaxies: Implications for Future Baryon Oscillation Surveys
在宽视场巡天中利用光度信息有效地选择z > 1的发射线星系是未来利用重子声学振荡（BAO）特征进行光谱巡天以限制暗能量的关键之一。在这里，我们估计的H α和[O II]线光度函数的星系在z = 0.5-1.7使用一种新的方法，多波长成像数据被用来共同估计光度红移和恒星形成率。这些高红移线光度的测光估算使用了斯巴鲁深场和斯巴鲁XMM-牛顿深场的大型数据集（覆盖\sim 1 deg^2），并使用当地斯隆数字巡天星系的光谱数据进行了校准。导出的光度函数（特别是H α）与过去基于光谱或窄带滤波器调查的估计值合理一致。这个数据集是有用的检查测光选择的目标星系的BAO调查，因为大的宇宙学体积覆盖和大量的星系详细的光度信息。我们使用的样品来获得的光度和物理性质的发射线星系，以协助规划未来的光谱BAO调查。我们还展示了一些光度选择程序，可以有效地选择这些发射线星系的例子。
2009-02-12 astro-ph.CO
The Scaling Relation between Galaxy Luminosity and WHIM Density from EAGLE Simulations with application to SDSS data
利用高分辨率EAGLE模拟，给出了星系$r$波段光学光度密度（LD）与宇宙暗条中温热星系际介质（WHIM）密度之间的标度关系。我们发现WHIM密度和星系光度密度之间有很强的相关性，从而导致两个量之间的比例关系，允许预测的WHIM密度的细丝与散射小于$\frac{1}{2}$ dex在一个广泛的平滑的灯丝光度密度。为了评估基于模拟的LD-WHIM密度关系校准的性能，我们将其应用于Legacy Survey SDSS~ DR 12数据中使用\emph{Bisous}方法检测到的低红移细丝样本。在SDSS数据所覆盖的体积中，我们的关系式预测WHIM密度为宇宙重子密度的$31\pm7\pm12$ %（统计误差其次是系统误差）。这同意，虽然在很大的不确定性，与目前的宇宙学失踪重子分数的估计，这意味着我们的LD-WHIM密度关系可能是一个有用的工具，在寻找失踪的重子。这种分析方法提供了一个新的有前途的途径来研究失踪的重子的物理性质，使用可用于大体积的天空，补充和独立于WHIM搜索与吸收线系统在FUV或X射线的观察。
2022-03-29 astro-ph.CO
Which galaxies host bars and disks? A study of the Coma cluster
利用哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）对Sloan数字巡天数据第6版（SDSS-DR 6）中的$\sim 190$星系进行了观测，研究了后发座星系团中的棒分数。HST-ACS图像的前所未有的分辨率使我们能够探索存在的酒吧，检测视觉分类，在整个9个星等（$-23 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -14$）的光度范围，使我们能够研究矮星系的贫困已知区域。我们发现，酒吧主办的星系在一个紧密的范围内的光度（$-22 \lesssim$ M $_{r} \lesssim -17$）和质量（$10^{9} \lesssim {\cal M_{*}}/{\cal M}_{\sun} \lesssim 10^{11}$）。当与明亮/大质量场星系的样本比较时，这一结果成立。此外，我们发现，酒吧分数并没有显着变化时，从中心到集群的外围，这意味着集群环境中酒吧的形成/演化起着第二顺序的作用。棒分数分布的形状相对于光度和质量是很好的匹配的光度分布的盘星系后发座，表明酒吧是很好的示踪剂的冷恒星盘。我们讨论了我们的结果的酒吧和磁盘的形成和演化方案的影响。
2010-02-02 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
The SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: The Quasar Luminosity Function from Data Release Nine
利用斯隆数字巡天III：重子振荡光谱巡天（SDSS-III：BOSS）的数据，我们提出了一种新的光学类星体光度函数（QLF）的测量方法。从SDSS-III数据发布9（DR 9）中，我们在2236平方米的区域内选择了22，301 i<=21.8类星体的均匀样本。2.2<z<3.5之间的光谱红移，填补了光学类星体研究的亮度红移平面的关键部分。我们通过模拟类星体光度测量得出调查的完整性，并使用BOSS足迹内的光度变化选择的类星体样本来检查这种完整性估计。我们调查的水平与我们的类星体样本使用模拟系统学，在这个过程中产生的颜色红移的关系和一个新的类星体k-校正。我们探测到QLF的暗端到M_i（z=2.2）= -24.5，并且在所有红移到z=3.5处都看到了QLF的明显断裂。我们发现，在2.2<z<3.5的范围内，光度和密度演化（LEDE）模型的对数线性关系（log[Phi*] - M*）充分描述了我们的数据;在这个区间内，突变光度增加了~2.3倍，而Phi* 下降了~6倍。在z<2.2时，我们的数据与纯光度演化（PLE）模型相当吻合。我们只看到一个微弱的签名“活动星系核缩小”，符合最近的研究硬X射线光度函数。我们比较我们测量的QLF的一些理论模型，发现模型作出各种假设类星体触发和晕占领可以适合我们的数据在很宽的范围内的红移和光度。
2012-10-23 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Luminosity and Color Dependence and Redshift Evolution
我们测量了斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天第九次数据发布中星系团的光度和颜色依赖性以及红移演化。我们专注于投影的两点关联函数（2 PCF）的子集的CMASS样本，其中包括约260,000星系超过3,300平方米。在红移范围0.43为了最大限度地减少选择对星系聚类的影响，我们通过仔细考虑CMASS星系选择切割来构建定义良好的光度和颜色子样本。整个CMASS样本的2 PCF，如果用幂律近似，则具有相关长度r_0=7.93 \pm 0.06Mpc/h和指数γ=1.85 \pm 0.01。在所有的红移箱中，发现投影的2 PCF对星系的光度和颜色有明显的依赖性，更明亮和更红的星系通常表现出更强的聚类和更陡峭的2 PCF。在红色序列中的星系中也可以清楚地看到颜色依赖性，这与SDSS-II主要样本星系在较低红移下的行为一致。在一个给定的光度（k+e校正），没有显着的演化与红移的红序列星系的投影2 PCF检测。我们还构建了星系样本的固定数密度在不同的红移，使用红移依赖的幅度阈值。这些星系在CMASS红移范围内的成团现象与被动演化理论预测的结果一致。我们对星系团的光度和颜色依赖性以及红移演化的测量将允许详细模拟星系和暗物质晕之间的关系以及对星系形成和演化的新约束。
2013-04-05 astro-ph.CO
Statistics of the structure components in S0s: implications for bar induced secular evolution
在近红外S0星系巡天（NIRS0S）中，研究了棒、环和透镜的分数和维数。我们发现的证据表明，在一些禁止S0的多个镜头相关的酒吧共振以类似的方式作为内部和外部环，其中外部/内部长度比2。非棒星系的内透镜相对于星系直径的标准化明显小于棒星系。有趣的是，这些非棒星系中的小透镜与棒透镜（嵌入棒中的透镜状结构）具有相似的尺寸，因此实际上可能是前棒星系中的棒透镜，其中外部更细长的棒组件已经被破坏。我们还发现，完全发育的内透镜平均比棒大1.3倍，而内环的大小与棒相似。内透镜的分数被发现是恒定的，在所有的家庭类（A，AB，B）。核棒最常出现在弱棒（AB）星系中，这与Maciebranski & Athanassoula（2008）的理论模型一致。在7个"非禁止"的S0中检测到与核棒类似大小的棒。星系光度并不唯一地定义棒或与棒有关的结构的大小，也没有任何上限的星系光度的酒吧形成。虽然所有的星系族类别都涵盖了相同的星系光度范围，但非棒星系（A）比强棒星系（B）平均亮0.6等。总体而言，我们的结果是一致的想法，酒吧发挥了重要作用，在星系的结构组成部分的形成。多个透镜在S0中很常见，并且至少内部透镜可能有非常古老的恒星星族，这意味着最后一次破坏性的合并，或者说主要的气体吸积事件，一定发生在相当高的红移。
2013-02-13 astro-ph.CO
The Jet Power and Emission Line Correlations of Radio Loud Optically Selected Quasars
本文研究了具有$0.4<z<0.8$的SDSS DR 7类星体的扩展射电辐射的性质。这个低红移的样本是有用的，因为任何相应的FIRST射电观测都足够敏感，即使在最弱的FR II射电源中也能检测到扩展通量。在样本中，2.7%的源具有大于银河系尺度（$>$ 20 - 30 kpc）的可检测扩展发射。具有FR Ⅱ级扩展射电辐射的类星体的频率为$\approx 2.3%$，具有FR Ⅰ级扩展射电辐射的类星体的频率为$>0.4%$。下限简单地反映了调查的通量密度极限。这些类星体的长期时间平均喷流功率的分布，$\bar{Q}$，有一个宽峰$\sim 3\times 10^{44}$尔格/秒，翻转低于低于$10^{44}$尔格/秒和以上的源$10^{45}$尔格/秒是非常罕见的。发现吸积流的热光度、$L_{bol}$和$\bar{Q}$之间的相关性不强。$\bar{Q}$与窄线光度的相关性强于与宽线光度和连续光度的相关性。因此，得出的结论是，以前的解释$\bar{Q}$与射电星系中的窄线强度的喷流功率和吸积功率的直接相关性被夸大了。这解释了为什么这种解释错误地忽略了Ogle等人（2006）发现的具有弱吸积光度和强大喷流的相当大一部分源。
2011-05-08 astro-ph.CO
Finding and characterising WHIM structures using the luminosity density method
我们发展了一种新的方法来处理重子失踪问题。我们假设，失踪的重子居住在一种形式的温暖热星系际介质，即WHIM。我们的方法包括：（a）探测星系空间分布中的相干大尺度结构，它跟踪宇宙网，在流体动力学模拟中与WHIM相关联，（b）将其光度映射到星系光度密度场，（c）使用数值模拟将光度密度与WHIM的密度联系起来，（d）将此关系应用于实际数据，以史隆数位巡天及2dF红移巡天观测到的星系光度追踪WHIM。在我们的应用程序中，我们发现的WHIM沿视线的雕塑家墙的证据，在红移与最近报道的X射线吸收线检测一致。我们的间接WHIM检测技术补充了基于特征X射线吸收线检测的标准方法，表明星系光度密度是WHIM的可靠路标。出于这个原因，我们的方法可以应用于当前的星系调查，以优化观测策略，检测和研究WHIM及其属性。我们估计的WHIM氢柱密度在雕塑同意通过X射线分析得到的。由于额外的柱密度估计，我们的方法有可能改善的约束的物理参数的WHIM与X射线吸收推导，从而提高了对失踪的重子问题的理解。
2014-10-06 astro-ph.CO
The Atacama Cosmology Telescope: Probing the Baryon Content of SDSS DR15 Galaxies with the Thermal and Kinematic Sunyaev-Zel'dovich Effects
我们提出了高信噪比测量（高达12 $σ$）的平均热Sunyaev Zel'dovich（tSZ）的效果，从光学选择的星系群和星系团，并估计其重子含量在2.1 $^\prime$半径孔径。斯隆数字巡天（SDSS）重子振荡光谱巡天（BOSS）DR 15目录的源与3，700平方英尺重叠。°的阿塔卡马宇宙望远镜（ACT）从2008年到2018年在150和98 GHz（ACT DR 5）观测到的天空，以及2，089平方英尺。°的组合ACT和$\it{Planck}$数据的内部线性组合成分分离图（ACT DR 4）。相应的光学深度，$\barτ$，这取决于重子含量的晕，估计使用的结果从宇宙流体动力学模拟假设活动星系核反馈辐射冷却模型。我们估计的平均质量的晕在多个光度箱，并比较基于tSZ的$\barτ$估计的重子含量的Navarro-Frenk-White配置文件的理论预测。我们做同样的$\barτ$估计提取适合成对重子动量测量的运动学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZ）的同一数据集中获得的配套文件。我们发现，$\barτ$估计的tSZ测量在这项工作中，在配套文件中的kSZ测量同意在$1σ$内的三个不相交的光度箱研究，而他们在最高光度箱相差2-3 $σ$。的光学深度估计占三分之一的理论预测的重子含量的晕跨光度箱。潜在的系统不确定性进行了讨论。tSZ和kSZ的测量提供了一个步骤的经验…
2021-08-24 astro-ph.CO
The Atlas3D project - VII. A new look at the morphology of nearby galaxies: the kinematic morphology-density relation
我们看看快和慢转子早型星系的形态。边缘朝上的快速旋转星系是透镜状星系。它们看起来像是去除了气体和尘埃的螺旋星系，在某些情况下是带有圆盘状等照度线的扁平椭圆星系。快速旋转星系通常是棒旋星系，并且与旋涡星系一样，其核球部分的范围也是完全相同的。慢旋转星系更圆，通常与真正的类球体椭圆星系相一致。我们提出了一个修订的音叉图哈勃，因为它给出了一个误导性的描述ETG。我们首次研究了运动学形态-密度T-Sigma关系，用快旋子和慢旋子来代替椭圆星系和椭圆星系。我们发现，我们的关系是干净的，比使用经典形态学。在密度最低的环境中[f（SR）<2%]，慢转星系几乎不存在，通常只占我们调查所探索环境中星系总数的一小部分[f（SR）~4%]，除了室女星系团的致密核心[f（SR）~20%]。我们发现一个干净的对数线性关系的分数f（Sp）的旋涡星系和本地星系的表面密度。一个光滑的运动学T-Sigma关系的存在，在该领域排除相关的集群环境的主要贡献者的明显转换的螺旋到快速旋转在低密度环境中的过程。这表明，在小群体规模的隔离是由当地的影响。只有在室女座核心的最大密度下，f（Sp）关系才会破裂并急剧变陡，而慢转子的比例开始显着增加。这表明那里有一种不同的机制在起作用。（节录）
2011-04-18 astro-ph.CO
Physical properties and environments of nearby galaxies
我们回顾附近的物理特性，相对明亮的星系，使用新获得的大量数据集的结果，以及更详细的观测。首先，我们提出的全球分布的属性，包括光学和紫外光度，恒星质量，和原子气体质量的功能。其次，我们描述了转移的星系人口从“晚”的星系类型在欠密区域的“早期”的星系类型在过密区域。我们强调，每个星系类型的标度关系随环境的变化很小，除了一些轻微的，但可检测的影响。即使在小群体的密度下，人口的变化也是明显的，因此不能完全归因于在丰富的集群中运行的物理过程。第三，我们把星系分成四种粗略的类型--螺旋星系、透镜星系、椭圆星系和合并星系--并描述它们的一些更详细的性质。我们试图把这些详细的属性到大型调查提供的全球范围内。
2009-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing baryons traced by the galaxy luminosity density in the large-scale WHIM filaments
我们提出了一个新的方法来解决失踪重子问题。基于普遍的假设，即失踪的重子是在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，我们进一步假设在这里，星系光度密度可以作为一个示踪剂的WHIM。后一种假设得到了我们在Cui等人（2012）的流体动力学模拟中发现的WHIM密度和星系光度密度之间的显着相关性的支持。我们进一步发现，在WHIM阶段的气体质量的分数是实质上（由$\sim$ 1.6的一个因素）更高的大尺度银河丝，即$\sim$ 70\%，相比之下，在整个模拟体积的平均值$\sim$ 0.1\，Gpc $^3$。WHIM超密度与星系暗条内星系光度超密度之间的关系符合线性关系：$δ_{\rm whim}\,=\,0.7\,\pm\,0.1\,\times\,δ_\mathrm{LD}^{0.9 \pm 0.2}$。我们将我们的程序应用于blazar H2356-309的视线，并在雕塑家墙的对应中找到了WHIM的证据（z $\sim$ 0.03且$\log{N_H}$ = $19.9^{+0.1}_{-0.3}$）和双鱼座-鲸鱼座超星系团（z $\sim$ 0.06且$\log{N_H}$ = $19.7^{+0.2}_{-0.3}$），与Fang等人（2010）和Zappacosta等人（2010）确定和研究的X射线吸收体的红移和柱密度一致。这一协议表明，星系光度密度和银河丝是可靠的路标WHIM和…
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray nuclear activity in S4G barred galaxies: No link between bar strength and co-occurrent supermassive black hole fueling
恒星棒可以导致气体流入星系中心，并刺激核恒星的形成。然而，没有令人信服的证据表明它们是否也为中心的超大质量黑洞提供了食物：通过测量棒状活跃和不活跃星系的比例，以前的研究得出了相互矛盾的结果。在本文中，我们的目的是了解缺乏观测证据的酒吧驱动的活动星系核（AGN）的活动，通过研究41个附近的样本（d < 35 Mpc）棒星系的斯皮策巡天恒星结构在Galerkin。我们利用Chandra观测数据测量了2- 10 keV的X射线核光度，估算了爱丁顿比，并结合Spitzer 3.6 μ m成像，从两个独立的方面定量了星棒的强度：（1）从它的结构，由它的椭圆度和盒状度追踪;（2）从它的引力矩Q_b，取切向力与平均背景径向力的最大比值。这样，我们就可以解释棒强度和活动星系核活动程度的连续性，而不是将恒星棒和核活动的存在离散化。我们在41个星系中发现了31个核X射线源，其X射线亮度中值为LX = 4.3 × 10 ^{38} erg/s，爱丁顿比Lbol/LEdd = 6.9 × 10 ^{-6}，与活动星系核的低亮度活动相一致。包括上限为这些星系没有核探测，我们发现没有显着的相关性之间的任何酒吧的强度指标和核活动的程度，无论星系光度，恒星质量，哈勃类型，或隆起的大小。强条不支持更亮或更有效的核活动，这意味着至少在低光度区域，超大质量黑洞的燃料供应与大尺度特征没有密切联系。
2013-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hot gas distribution, X-ray luminosity and baryon budget in the L-Galaxies semi-analytic model of galaxy formation
热电离气体在星系的重子循环中很重要，并贡献了大部分“失踪的重子”。迄今为止，大多数星系形成的半解析模型很少关注热气体晕及其X射线辐射。本文采用Sharma等人的一维模型代替等温球来描述L-Galerkin半解析模型中热气体的径向分布。根据局部热不稳定性时间尺度与自由落体时间尺度的比值，热气晕可分为两部分：一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}=10$组成的冷核，另一部分是由$t_{\rm TI}/t_{\rm ff}>10$组成的稳定外晕。根据新的热气体分布，我们更新了冷却、反馈和剥离的公式，并再现了几个X射线观测结果，如热气体密度的径向分布，以及X射线光度和温度的标度关系。我们发现：（1）与观测结果一致，晕中心较平坦的密度剖面产生的X射线发射比等温球低;（2）容易发生降水的冷核区域的气体温度比维里温度高，小晕中较大的$T_{\rm X}/T_{\rm 200}$比导致$L_{\rm X}-T_{\rm X}$关系的斜率较陡;（3）无限储层中的电离气体和低质量晕中的低温星系际气体可能是晕“失踪重子”的主要成分。我们的模型输出可以预测附近宇宙中热气的观测结果，并产生未来X射线望远镜探测重子的模拟调查。
2022-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The dependency of Type Ia Supernova parameters on host galaxy morphology for the Pantheon cosmological sample
Ia型超新星（SNe Ia）被广泛用于测量宇宙中的距离。尽管最近在Ia超新星标准化方面取得了进展，哈勃图仍然显示出一些剩余的固有色散。超新星光度的剩余散射可能是由于环境影响，目前的标准化方法还没有考虑到这一点。在这项工作中，我们比较本地和全球的颜色$(U-V)$，本地恒星形成率，和主机恒星质量的主机星系形态。观察到的趋势表明，宿主星系的形态是一个很好的参数来表征超新星Ia环境。因此，我们研究了主星系的形态对超新星的光变曲线参数的影响。我们确定的哈勃形态类型的宿主星系的子样本330超新星Ia。我们确认，SALT 2拉伸参数$x_1$取决于主机形态与$p$ -值$\sim10^{-14}$。拉伸值较低的超新星主要由椭圆星系和透镜星系承载。SALT 2的颜色参数$c$没有相关性。我们还研究了“早型”和“晚型”形态星系群中超新星的哈勃图残差。分析表明，早型星系的平均距离模残差小于晚型星系的平均距离模残差，这意味着早型星系中存在较亮的超新星。然而，我们没有观察到这两个形态组的残留分散度有任何差异。得到的结果与其他分析表明SN Ia光变曲线参数和光度的环境依赖性。我们确认的重要性，包括一个主机星系参数到SNe Ia的标准化程序，为进一步的宇宙学研究。
2020-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Some Like It Hot: Linking Diffuse X-ray Luminosity, Baryonic Mass, and Star Formation Rate in Compact Groups of Galaxies
本文分析了用Chandra观测到的19个致密星系群的弥散X射线辐射。在$L_X-T$和$L_X-σ$中，最热、最亮的X射线CG与星系团的X射线标度关系吻合得很好，即使在热气体只与最亮星系有关的CG中也是如此。使用斯皮策测光，我们计算恒星质量和分类HCGs 19，22，40和42和RSCGs 32，44和86作为化石组使用化石系统的新定义，包括更广泛的质量范围。我们发现，与总恒星和HI质量$\gtrsim10^{11.3}$ M $_\odot$的CG往往是X射线发光，而较低质量的CG只有有时表现出微弱的，局部的X射线发射。此外，我们比较了漫射X射线光度对总紫外线和24 $μ$ m恒星形成率的每个CG和光学颜色的最大质量的星系在每个CG。最明亮的X射线CG有最低的恒星形成率，可能是因为没有冷气体可用于恒星形成，要么是因为这些CG中的大多数重子都在恒星或X射线晕中，要么是由于气体从具有热晕的CG中的星系剥离。最后，光学颜色，跟踪最近的恒星形成历史的最大的星系群不相关的X射线光度的CG，这表明，也许目前的状态的X射线晕是独立的最近的历史中的恒星质量组装在最大的星系。
2014-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
