The spectral variability of quasar SDSS J030639.57+000343.1
我们从斯隆数字巡天（SDSS）中收集了60个具有至少6个历元光谱的类星体样本，以研究光谱形状、连续谱和发射线光度的变化。在本文中，我们提出了SDSS J030639.57+000343.1的结果。我们发现在$5100 Å$的连续光度和光谱指数之间有很强的反相关性，这意味着更亮时更蓝的趋势。宽$\rm H_α$线的亮度与$5100 Å$处的连续亮度成比例。相应地，我们没有发现宽$\rm Hα$的等效宽度和连续发光度之间的强相关性，即在该源中没有宽$\rm Hα$的鲍德温效应。
2013-06-03 astro-ph.CO
Multimodality of rich clusters from the SDSS DR8 within the supercluster-void network (talk at MG13 meeting)
我们研究了SDSS DR 8中的星系团的多峰性与它们所处环境的关系。我们发现，多模态集群居住在更高的密度环境比单峰集群。我们确定超星系团的形态类型，并表明蜘蛛形态的超星系团中的星系团比细丝形态的超星系团中的星系团具有更高的概率具有其主星系的子结构和更大的特有速度。我们的研究表明，超星系团作为高密度环境的作用的重要性，影响星系系统的性质在其中。
2012-10-05 astro-ph.CO
Color Magnitude Relation and Morphology of Low-Redshift ULIRGs in SDSS
我们提出了54个低红移ULIRGs的颜色星等和形态分析，IRAS 1 Jy样本的一个子集（Kim & Sanders，1998），在SDSS。在相同的红移范围内，ULIRG在M0.1r中比SDSS星系平均亮1等。大多数ULIRG（~87%）具有典型的蓝色云的颜色，只有4个源（~7%）位于红色序列中。虽然ULIRGs通常被认为是类星体相的前兆，但我们发现在“绿谷”中只有少数（约6%），大多数X射线和IR选择的活动星系核都被发现，并且没有一个活动星系核。对于14个光谱学上已确认的活动星系核（约28%），我们进行了PSF扣除，发现中心点源对总光度的贡献平均不到三分之一，它们的高光学光度和整体蓝色显然是宿主星系恒星形成活动的结果。SDSS图像的视觉检查揭示了广泛的扰动形态。利用Gini和M20系数对ULIRG的形态学分析表明，在G波段，ULIRG的分布不均匀性与盘-盘合并的数值模拟结果基本一致，只有不到一半（约42%）的ULIRG位于局部合并最多的区域.我们的研究还表明，所测量的形态参数的SNR系统的影响，因此合并星系可以出现在G-M20空间的各个区域。总的来说，我们的研究结果加强了这样一种观点，即ULIRGs包含年轻的恒星星族，并且正在进行合并。我们的研究为研究高红移的超红外星系提供了一个统一的比较样本，如斯皮策中红外选择的z=1~2的超红外星系和亚毫米星系。
2010-01-29 astro-ph.CO
The nature of the SDSS galaxies in various classes based on morphology, colour and spectral features - II. Multi-wavelength properties
我们提出了一个多波长的SDSS星系的性质的研究分为精细类的基础上，他们的形态，颜色和光谱特征。SDSS星系被分为早期型和晚期型;红色和蓝色;被动，HII，Seyfert和LINER，共返回16个精细的星系类别。利用2 MASS、IRAS、FIRST、NVSS、GALEX和ROSAT等资料，从射电到X射线，对每一个细类星系的性质进行了研究。蓝色早型星系（BEGs）的紫外-光学-近红外颜色似乎是古老的恒星星族和新近的恒星形成（SF）共同作用的结果。非被动红色早型星系（REG）比被动REG具有更大的金属丰度和更年轻的年龄，这意味着非被动REG遭受了最近的SF增加年轻和富含金属的恒星。REG的射电探测率强烈依赖于它们的光学绝对星等，而大多数晚型星系的射电探测率则不依赖于光学绝对星等，这意味着它们的射电源：AGN和SF的差异。无源RLG的紫外光颜色和无线电探测分数表明，它们具有与REG而不是非无源RLG相似的性质。尘埃消光可能不是RLG变红的主要因素，因为RLG在中红外和远红外波段的探测效率低于蓝色晚型星系（BLG）。被动BLG具有非常蓝色的UV -光学- NIR颜色，这意味着最近的SF淬灭或当前的SF在其外围。包括恒星形成率，其他多波长的性质，在每一个细类进行了研究，并讨论了它们的含义上的身份，每一个细类（删节）。
2009-09-22 astro-ph.CO
On the Radio and Optical Luminosity Evolution of Quasars II - The SDSS Sample
我们确定的无线电和光学光度的演变和无线电响度参数R的真实分布，定义为无线电光学光度的比率，为一组超过5000个类星体结合SDSS光学和第一无线电数据。我们应用Efron和Petrosian的方法来获取内在分布参数，同时考虑到数据中固有的截断和相关性。我们发现，人口表现出强烈的正向演化与红移在两个波段，具有更大的无线电演化比光学。在考虑了光度演化的基础上，我们确定了密度演化、局域射电光度函数和光学光度函数。的固有分布的无线电响度参数R被发现是很大的不同，比观察到的，是平滑的，没有证据的双模态的无线电响度。我们发现的结果与Singal等人2011年使用POSS-I光学和FIRST无线电数据进行的先前分析基本一致。
2013-01-14 astro-ph.CO
Spatial and luminosity distributions of galactic satellites
我们研究了不同光度的孤立主星周围星系卫星的光度函数和投影数密度分布。我们测量这些数量的模型卫星放置到千年和千年II暗物质模拟的GALFORM半解析星系形成模型的不同箱的主要星系的大小，我们调查他们对卫星光度的依赖。我们将我们的模型预测与Guo等人的数据进行了比较。斯隆数字巡天数据发布8（SDSS DR8）。首先，我们使用一个模拟光锥星表来验证我们在SDSS DR 8中用于计数卫星的方法是无偏的。我们发现，模型卫星的径向分布类似于周围可比的主要星系在SDSS DR8，只有轻微的差异，在低光度和小的投影半径。然而，当按颜色划分卫星时，模型和SDSS卫星系统不再彼此相似，许多红色模型卫星，与SDSS中类似光度的主要蓝色部分形成对比。与SDSS对应物相比，少数蓝色卫星模型也明显不集中在其堆叠的主要晕圈中。这一结果的GALFORM模型的影响进行了讨论。
2013-01-14 astro-ph.CO
Multimodality of rich clusters from the SDSS DR8 within the supercluster-void network
我们研究了SDSS DR 8中的星系团的多峰性与它们所处环境的关系。作为集群环境，我们考虑的全球光度密度场，超星系团成员，超星系团形态。我们使用3D正常的混合模型，Dressler-Shectman测试，和集群的主星系的特有的速度作为集群的多模态的签名。我们通过计算光度密度场来研究星系团周围的环境密度，寻找星系团所在的超星系团。我们用Minkowski泛函确定了超团簇的形态，并比较了不同形态超团簇中团簇的性质。本文应用主成分分析法研究了团簇的多峰参数与环境的关系。我们发现，多模态集群居住在更高的密度环境比单峰集群。超团簇中的团簇比孤立的团簇有更高的概率具有子结构。超星系团可以分为两种主要的形态类型，蜘蛛和细丝。蜘蛛状超星系团中的星系团比丝状超星系团中的星系团具有更高的主星系亚结构和更大的特有速度的概率。最明亮的星系团位于高密度的富超星系团核心。七个最明亮的星团中有五个和七个最多峰的星团中有五个位于蜘蛛型超星团中;七个最单峰的星团中有四个位于顺从型超星团中。我们的研究表明，超星系团作为高密度环境的作用的重要性，影响星系系统的性质在其中。
2012-04-04 astro-ph.CO
The Relation Between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture
我们分析了911个明亮（M_B < -19）星系的z ~ 0形态与环境的关系，将经典的RC 3形态与Yang等人基于SDS的星群表进行了匹配。我们研究了在10^11.7-10^14.8 h^-1 Msol范围内，螺旋星系、椭圆星系和椭圆星系的相对比例如何依赖于晕质量。我们特别注意形态如何与中央（最大质量）与卫星星系的地位。椭圆星系的比例是恒星质量的强函数;它也是晕质量的强函数，但仅限于中央星系。我们解释这一点的情况下，椭圆星系的形成，可能是通过合并，作为中央星系在他们的晕;卫星椭圆星系以前的中央星系吸积到更大的晕。S 0星系的总体比例随着晕质量的增加而强烈增加，从~10%增加到~ 70%。我们发现中心星系和卫星星系之间存在着显著的差异：无论晕质量如何，中心M_* > 10^10.5 Msol星系中有20+/-2%是S 0星系，而卫星S 0星系只存在于大质量（> 10^13 h^-1 Msol）晕中，它们占M_* > 10^10.5 Msol卫星星系总数的69+/-4%。这表明S 0的形成有两个通道：一个通道是中心星系，另一个通道是低质量（M_* <~ 10^11 Msol）的吸积螺旋星系转化为大质量晕中的卫星S 0星系。更精细的形态结构（酒吧和环盘星系）的分析显示出一些趋势与恒星质量，但没有晕质量，这是与其他最近的研究表明，酒吧没有强烈的影响星系环境。高质量中央星系的射电源是常见的…
2011-12-16 astro-ph.CO
The 2dF-SDSS LRG and QSO Survey: the QSO luminosity function at 0.4<z<2.6
我们提出的类星体光度函数的完成2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）的调查，根据类星体的光度选择从斯隆数字巡天成像数据，然后观察光谱使用2dF仪器的英澳望远镜。我们分析了10637个类星体，红移范围为0.4<z<2.6，g带通量极限为21.85（消光校正），绝对连续震级为Mg（z=2）<-21.5。这个样品的面积为191.9平方度。分箱后的类星体光度函数与较亮的SDSS主类星体样本一致，但延伸了约2.5 mags，清楚地显示出光度函数向微弱绝对星等方向的平坦化。与2dF类星体红移巡天相比，2SLAQ在g>20.0时发现了过量的类星体，正如Richards等人（2005）之前发现的那样。光度函数与之前在2SLAQ深度上产生的其他小得多的样本一致。通过结合2SLAQ和SDSS类星体样本，我们产生了一个类星体光度函数，具有前所未有的精度和动态范围的组合。有了这个，我们就能够准确地约束QSO LF的亮端和暗端。虽然类星体低频演化的总体趋势似乎与纯粹的光度演化相似，但数据显示与这种模型有很大的偏离。最值得注意的是，我们看到了明显的证据，即暗类星体的数密度峰值在红移比亮类星体低的地方：Mg>-23的类星体的空间密度峰值在z<1，而Mg 2的类星体<-26 peak at z>。通过拟合简单的光度函数模型在窄镁间隔，我们发现，这种缩小是显着的99.98%的水平（删节）。
2009-07-16 astro-ph.CO
The Great Wall of SDSS galaxies
在SDSS测光表DR 12上，z=0.383的位置可以看到星系数量随着红移的增加而增加。这个星系的密度过大被命名为长城。这种随红移变化的星系数量可以用星系光度函数的框架来解释。在LCDM宇宙学的框架下计算了光度距离相对于红移的微分。
2018-09-10 astro-ph.CO
The Luminosity function of Narrow-Line Seyfert galaxies based on SDSS DR7 data
本文利用SDSS DR7的数据测量了活动星系核的禁戒线[OIII] 5007 π的第1类光度函数。特别注意NLSy1。提出了一种计算光度函数的新方法。我们还解释了宇宙密度的大尺度结构变化。所得结果与文献中的结果进行了比较。根据我们的结果对X射线光度函数的预测与观测结果一致。我们的初步结论之一是，NLSy1似乎占据了一个更窄的范围内的核光度比BLSy1，但平均值在误差范围内。
2013-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 z=5 Quasar Luminosity Function from SDSS Stripe 82
我们提出了一个测量的I型类星体的光度函数在z=5使用光谱确认的类星体的光学成像数据选择的大样本。我们用斯隆数字巡天（SDSS）覆盖~6000 deg^2的数据测量了亮端（M_1450<-26），然后用新发现的微弱z~5类星体扩展到较低的光度（M_1450<-24），这些类星体是从SDSS条纹82区域（南银河系帽的天赤道）235 deg^2的深度叠加成像中选出的。微弱的样本包括14个类星体，其光谱在SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）中作为辅助科学目标获得，以及在MMT和麦哲伦望远镜中观察到的59个类星体。我们构建了一个定义明确的4.7<z<5.1类星体样本，该样本是高度完整的，在92个候选者中有73个光谱识别。我们的颜色选择方法也非常有效：在获得的73个光谱中，有71个是高红移类星体。这些观测达到了光度函数的转折点（M_1450 ~*-27）以下。亮端斜率很陡（β <~ -4），95%置信度时β < -3.1。在高红移时，突变光度似乎演化得很强，这为先前报道的亮端斜率变平提供了一个解释。我们发现从z=5到z=6的发光类星体（M_1450<-26）的数密度比从z=4到z=5的减少大2倍，这表明在高红移时类星体活动的下降比以前的调查发现的要快。我们的类星体光度函数模型预测，类星体产生约30%的电离光子，使宇宙在z=5时保持电离状态。
2013-04-22 astro-ph.CO
Can a conditioning on stellar mass explain the mutual information between morphology and environment?
最近的研究与SDSS表明，一个统计上显着的非零的形态和环境之间的互信息持续到几十Mpc，这有待解释。不同环境中的星系通过吸积和合并获得恒星质量，已知星系的恒星质量函数同时取决于环境和形态。自然，恒星质量可以是形态和环境之间的重要联系，这可以解释两者之间的非零互信息。通过调节恒星质量来测量形态和环境之间的相互信息将使我们能够测试这种可能性。我们在这里采用的体积和恒星质量有限的样本从$16^{th}$数据发布（DR 16）的SDSS和发现一个非零的条件互信息在整个长度尺度探测。我们比较的结果与三个不同的半解析模型实现的千年模拟，发现他们的预测是在较小的长度尺度（$\lesssim 30 h^{-1}$ Mpc）与SDSS相当不错的协议，观察到一个明显的差异，在较大的长度尺度（$\gtrsim 30 h^{-1}$ Mpc）的模型预测显着较低的条件互信息比SDSS。因此，我们的分析表明，只有环境和形态的恒星质量的依赖性是不够的，在解释观测到的形态和环境之间的互信息，改变形态的物理过程可能不一定有影响的星系的恒星质量，反之亦然。
2020-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Future virialized structures: An analysis of superstructures in SDSS-DR7
我们构建目录目前的上层建筑，根据LCDM的情况下，将演变成孤立的，维里化的结构在未来。我们使用来自SDSS-DR 7数据中星系的平滑光度密度图，并分离高光度密度峰。光度密度图是从光谱星系表中的星系样本中获得的，在SDSS-DR 7足迹区域内，红移范围为0.04 < z < 0.12。另外两个样品被构造用于校准和测试目的，直到z = 0.10和z = 0.15。每个星系的光度分布使用8 Mpc/h半径的Epanechnikov核，地图是在1 Mpc/h的立方体网格上构建的。未来的维里化结构（FVS）被确定为密度超过给定阈值的区域，使用LCDM数值模拟和Dünner等人提出的标准进行校准。我们假设一个恒定的质光比，并施加最小光度为10^{12}Lsol的进一步条件。根据我们的数值模拟校准，这些标准导致了较小过密（非FVS）超结构的污染可以忽略不计。我们给出了SDSS-DR 7区红移0.04 < z <0.12的超结构，并通过研究不同的子样本和一个模拟星表来检验我们方法的可靠性，计算了超结构的光度和体积分布大约10%的亮度（质量）将最终在未来的维里化结构中。在这些超结构中，团和X射线团的比例对于质量更高的团/团来说更高，这表明未来的团合并将涉及最大质量的系统。我们还分析了目前宇宙中的已知结构，并与我们的FVS目录进行了比较。
2011-04-15 astro-ph.CO
IR-derived covering factors for a large sample of quasars from WISE-UKIDSS-SDSS
我们结合WISE、UKIDSS和SDSS调查的数据，研究了发光1型类星体中观察到的覆盖因子范围（由IR与UV/光学亮度之比确定）。吸积盘（UV/光学）和模糊灰尘（IR）的光度测量通过使用一个简单的三个组件SED模型。我们使用这些估计调查的覆盖因子的分布和它的吸积光度和红外SED形状的关系。覆盖因子（f_C）的分布呈对数正态分布，偏差校正平均值为<log10 f_C>=-0.41，标准差为0.2。在近红外（1- 5微米）发射的红外光度的分数被发现是高的（~ 40%），并强烈依赖于覆盖因子。
2012-11-19 astro-ph.CO
The luminosities of the brightest cluster galaxies and brightest satellites in SDSS groups
我们发现，在基于SDSS的星系群星表中，BCG星系团的光度分布表明，BCG光度只是星系群光度函数的统计极值。后者恰好可以用全星系光度函数（限制在Mr<-19.9）很好地近似，只要我们使用这个函数的参数化，在亮端是准确的。对Brilliant卫星星系的光度分布的类似分析表明，它们最好被认为是来自相同光度分布的第二亮的选择，其中BCGs是最亮的。即，BSG并不是一些通用的卫星光度函数中最亮的，与Halo模型分析的聚类光度依赖性相反。然而，我们然后使用标记相关性来提供这些顺序统计量的一种新的测试，表明从BCGs和BSG绘制的普遍光度函数（即没有晕质量依赖性）的假设与数据不兼容，尽管BCG和BSG光度分布本身并没有暗示这一点。我们还讨论了为什么，因为极端值统计量是明确的函数的绘制数量，BCG光度与极端值统计的一致性是最清楚地看到，如果一个是小心地执行测试在固定组丰富度N。测试，例如，固定的总群光度Ltot通常会有偏差，并可能导致错误的结论。
2012-03-30 astro-ph.CO
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
The Luminosity function of Narrow-Line Seyfert galaxies based on SDSS data
本文利用SDSS DR 7的数据测量了活动星系核的禁戒线[OIII] 5007 π的第1类光度函数。特别注意的是塞弗特星系的一个子类-窄线塞弗特星系。这些星系有相对较窄的宽的允许发射线，其半高宽为$\leq 2000$ km/s。本文提出了一种计算光度函数的新方法。我们还解释了宇宙密度的大尺度结构变化。所得结果与文献中的结果进行了比较。根据我们的结果预测的X射线光度函数与观测结果一致。我们的初步结论之一是，NLSy 1的核光度范围似乎比BLSy 1窄，但平均值在误差范围内。
2013-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 2XMMi/SDSS Galaxy Cluster Survey I. The first cluster sample and X-ray luminosity-temperature relation
作为2XMMi/SDSS星系团巡天的第一个版本，我们提出了一个X射线选择星系团和星系团的目录。这次巡天是为了寻找斯隆数字巡天（SDSS）中XMM-牛顿观测中偶然发现的星系团。巡天的主要目的是确定新的X射线星系团，研究它们的X射线标度关系，确定遥远的候选星系团，并研究X射线和光学性质的相关性。在本文中，我们描述的基本策略，以确定和表征X射线集群的候选人，目前包括1180个对象，从第二个XMM牛顿偶然来源目录（2XMMi-DR 3）。交叉相关的初始目录与最近出版的光学选择SDSS星系团目录产生光度红移的275个对象。其中，182个星团至少有一个成员的光谱红移来自现有的公开数据（SDSS-DR 8）。本文介绍了第一个星团样品的X射线性质，该样品包括175个星团，其中139个天体是新发现的X射线，其余的是以前已知的X射线源。巡天的第一个星团样本涵盖了从0.09到0.61的广泛红移范围，测热光度L_500 = 1.9 x 10^42 - 1.2 x 10^45 erg/s，质量M_500 = 2.3 x 10^13 - 4.9 x 10^14 Msun。我们将X射线辐射热光度L_500和X射线温度之间的关系向显著较低的T和L延伸，并且仍然发现线性L-T关系的斜率与高光度的公布值一致。
2011-09-08 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
NIR spectroscopy of SDSS J0303-0019: a low luminosity, high Eddington ratio quasar at z~6
我们提出了灵敏的近红外VLT ISAAC光谱观测z=6.08类星体SDSS J030331.40-001912.9。这个类星体比其他z~6的类星体要暗一个星等以上，因此可以推测它更能代表宇宙再电离末期的类星体。结合静止坐标系紫外连续光度和Mg II和C IV谱线的宽度测量，我们得出一个黑洞的质量为2（+1.0/-0.5）× 10^8太阳质量，这是迄今为止观测到的z~6类星体的最低质量，并得出一个爱丁顿比为1.6（+0.4/-0.6），这是任何红移下类星体的最高值。斯皮策24微米未探测到的这颗类星体在其光学/近红外SED中没有留下足够的空间给重要的热尘埃成分，这与z=6的另一颗微弱类星体相同，但与20多颗z=6的类星体和所有已知的具有足够深的多波长测光的低红移类星体形成对比。我们的结论是，我们已经找到了至少一个z~6类星体的内在性质与低红移群体相比存在差异的证据。
2009-07-02 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
The Morphology of Galaxies in the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
我们研究了重子振荡光谱巡天（BOSS）中0.3<z<0.7的发光和大质量星系的形态，使用公开的哈勃空间望远镜从COSMOS获得的图像。我们的样本（240个物体）提供了一个独特的机会来检查这些星系的视觉形态，这些星系仅基于恒星星族建模。我们发现大多数（74+/-6%）具有早期型形态（椭圆形或S 0），而其余的具有晚期型形态。这与BOSS目标选择的目标一致，该目标旨在主要选择缓慢演化的星系，用作宇宙学探测器，同时仍然获得相当一部分活跃的恒星形成星系用于星系演化研究。我们发现，（g-i）>2.35的色切选择了一个具有90%早期形态的BOSS星系的子样本-与SDSS-I/II的早期亮红星系（LRG）样本更具可比性。其余10%的星系在这个切割线以上有一个晚型的形态，可能类似于在较低的红移发现的“被动螺旋”。在SDSS图像中，我们发现23+/-4%的早型星系是未分辨的多重星系。我们估计，其中至少有50%是真正的协会（而不是投影效果），并可能代表一个显着的“干合并”的分数。我们研究了BOSS星系的SDSS管道尺寸，我们发现系统比从HST图像测量的大（40%），并提供了一个统计校正的差异。BOSS星系的这些细节将帮助数据用户根据其科学应用微调其选择标准。例如，BOSS的主要目标是测量宇宙的距离尺度和宇宙的膨胀率，达到100万级的精度-这一点，由于目标选择的细节而产生的系统效应可能变得重要。
2011-08-04 astro-ph.CO
Galaxy-Galaxy Weak Lensing Measurements from SDSS: I. Image Processing and Lensing signals
作为斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）的星系-星系透镜研究系列中的第一篇论文，我们提出了我们的图像处理流水线，该流水线校正了主要由点扩散函数（PSF）引入的系统学。利用该流水线对SDSS DR 7成像数据进行了$r$波段的处理，生成了包含各星系形状信息的背景星系表。基于我们自己的形状测量的星系图像从SDSS DR 7，我们提取的星系星系（GG）透镜信号周围的前景分光星系在不同的光度和恒星质量。总体信号与SDSS DR 4中\citet{Mandelbaum2005, Mandelbaum2006}获得的信号一致。本文的结果具有较高的信噪比，这是由于比SDSS DR 4更大的调查区域，证实了更多的发光/质量星系具有更强的GG透镜信号。我们还将前景星系分为红/蓝和恒星形成/淬火子样本，并分别测量了它们的GG透镜信号。我们发现，在一个特定的恒星质量/光度，红色/淬火星系有相对较强的GG透镜信号比他们的同行，特别是在大半径。这些GG透镜信号可以用来探测星系晕质量关系及其在晕占据或条件光度函数框架中的环境依赖性。
2016-07-19 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
A study on the statistical significance of mutual information between morphology of a galaxy and its large-scale environment
一个非零的互信息之间的星系的形态和它的大尺度环境是已知的存在SDSS高达几十Mpc。重要的是要测试这些互信息的统计显著性。我们提出了三种不同的方法来测试这些非零互信息的统计显著性，并将它们应用于SDSS和Millennium Run模拟。我们随机化的SDSS星系的形态信息，而不影响其空间分布和比较原始和随机化数据集的互信息。我们还将星系分布划分为更小的子立方体，并将它们随机洗牌多次，以保持星系的形态信息完整。我们比较了原始SDSS数据中的互信息和不同洗牌长度的洗牌实现。使用t检验，我们发现，一个小的，但统计学上显着的（在99.9%的置信水平）形态和环境之间的相互信息存在高达整个长度尺度探测。我们还进行了另一个实验，使用模拟数据集从半解析星系目录，我们分配形态的星系在控制的方式的基础上，在其位置的密度。实验表明，互信息可以有效地捕捉形态与环境之间的物理相关性。我们的分析表明，形态和环境之间的物理关联可能会扩展到更大的长度尺度比目前认为的信息理论框架，这里，可以作为一个敏感的和有用的探测器的装配偏差和大规模的环境依赖的星系属性。
2020-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on black hole duty cycles and the black hole-halo relation from SDSS quasar clustering
我们使用Shen et al.的（2009年）测量的亮度依赖集群在SDSS数据发布5类星体目录，在红移0.4 < z < 2.5，以约束类星体光度和主机晕质量之间的关系，并推断占空比f_opt，黑洞的比例，闪耀的光学发光类星体在给定的时间。我们假设类星体的光度和宿主晕质量之间存在一个单调的平均关系，对数正态散射系数为0。对于特定的f_opt和f_max，匹配观测到的类星体空间密度决定了亮度-晕质量关系的归一化，由此我们预测了聚类偏差。数据显示，类星体样本的暗半和亮半之间的偏差没有变化，但最亮的10%的偏差略有增加。在样品的平均红移z=1.45处，数据可以通过具有小的本征散射（λ =0.1 dex）和占空比f_opt=6*10^（-4）的模型或具有更大占空比和更大散射值的模型来很好地描述。黑洞质量群的“连续性方程”模型意味着在这个质量和红移范围内f_opt > 2*10^（-3），而这个约束与聚类测量的结合意味着散射系数> 0.4 dex。这些发现与从z~4处的高光度类星体的更强集群推断的结果形成对比，后者要求光度和晕质量之间的散射最小，占空比接近1。
2010-04-07 astro-ph.CO
Understanding the faint red galaxy population using large-scale clustering measurements from SDSS DR7
我们使用的数据从SDSS调查的大尺度星系的偏差作为一个功能的红星系光度的演变。我们仔细考虑关联函数的星系从光度和光谱数据，它们之间的互相关，获得多个测量的大尺度偏差。我们发现，对于我们最强大的分析，一个强大的增加与亮度的最明亮的星系，一个中间的制度，偏差不会演变强烈的范围内的两个星系的光度，并没有证据表明在偏暗的红色星系的好转。先前的工作已经发现了对低光度的偏见的增加，这被广泛解释为是由于红矮星星系强烈倾向于成为最大质量晕中的卫星。如果我们将测量结果推到小尺度，并包括沿视线的星系团测量结果，我们可以恢复这种微弱光度的偏差上升，我们预计非线性效应最强。我们期望得到的最强有力的结果表明，红星系的低光度人口并不占主导地位的卫星星系占据了最大的晕。
2011-01-04 astro-ph.CO
Luminosity Function from dedicated SDSS-III and MMT data of quasars in 0.7<z<4.0 selected with a new approach
我们提出了一个测量的类星体光度函数的范围内0.68<z<4到消光校正的星等g_dered=22.5，使用一个简单的和很好理解的目标选择技术的基础上的类星体的时间变化。我们的样本的完整性直接来自于类星体的对照样本，而不需要复杂的类星体光变曲线或颜色模拟。斯隆望远镜（作为SDSS-III/BOSS巡天的一部分）和多镜望远镜的专用程序总共获得了1877个类星体光谱。它们使我们能够推导出类星体的光度函数。在红移0.68<z<2.6范围内，它与先前发表的结果吻合得很好。我们更深入的数据使我们能够将测量扩展到z=4。我们测量的类星体密度为g_dered<22.5，在z<1时每度^2有30个类星体，在1<z<2.15时每度^2有99个类星体，在z>2.15时每度^2有47个类星体。使用纯光度演化模型，我们拟合我们的LF测量，并预测类星体数量计数作为红移和观测到的星等的函数。这些预测对于未来的宇宙学调查是有用的输入，例如那些依赖于类星体的观测来测量重子声学振荡的宇宙学调查。
2013-01-04 astro-ph.CO
The Quasar Outflow Contribution to AGN Feedback: VLT Measurements of SDSS J0318-0600
本文介绍了BAL类星体SDSS J 0318 -0600的高光谱分辨率VLT观测。这个高质量的数据集使我们能够提取精确的离子柱密度，并确定主要流出吸收组分的电子数密度为n_e=10^3.3 +/- 0.2 cm^-3。SDSS J 0318 -0600的严重红化光谱需要纯粹的硅酸盐尘埃，其红化曲线主要是大颗粒，我们从中估计了热光度。我们进行光电离模型，以确定总柱密度，电离参数和距离的气体，发现光电离模型建议的丰度大于太阳。由于尘埃消光位置的不确定性，我们得出了两个可行的距离，从中央源，6和18千秒差距，我们认为6千秒差距的位置，有点更物理plausable的主要外流成分。假设外流的正则全球覆盖率为20%，距离为6 kpc，我们的分析得到的质量通量为120 M_sun/年^-1，动力学光度约为天体热光度的0.1%。如果尘埃是外流的一部分，那么这些值会大4倍。大的质量流量和动力学光度使这种外流的活动星系核反馈过程的一个重要贡献者。
2009-11-19 astro-ph.CO
On the Rates of Type Ia Supernovae in Dwarf and Giant Hosts with ROTSE-IIIb
我们提出了一个样本的23光谱证实的Ia型超新星被发现的背景下的星系团的目标ROTSE-IIIb和使用多达18个这些来确定本地（z = 0.05）的体积率。由于我们的调查是通量有限的，因此对较暗的物体有偏见，在给定的体积中SNeIa的伪绝对星等分布（pAMD）是一个重要的关注点，特别是高亮度到低亮度SNeIa的相对频率。我们发现，由Lick天文台超新星搜索（LOSS）的有限体积样本得到的pAMD与SDSS-Ⅱ的有限体积（z<0.12）子样本中的SNeIa分布不一致。LOSS样本需要比SDSS-II所能容纳的更多的低光度SNeIa。尽管LOSS和SDSS-II对不同的SNeIa种群进行了采样，但它们的体积速率惊人地相似。使用相同的模型pAMD通过在SDSS-II SNeIa速率计算，并排除两个高光度SNeIa从我们的样品，我们得出的速率是略高于以前的低红移测定。使用我们的完整样本和LOSS pAMD，我们的比率是规范值的两倍多。我们还发现，我们的18个SNeIa中有5个是由非常低光度（M_B > -16）的星系，而79个附近的SDSS-II SNeIa中只有1个有这样微弱的主机。以前的工作可能低估了低光度SNeIa、低光度宿主中的SNeIa或特殊的SNeIa（有时是明确的），并且总的SNeIa率可能高于规范值。
2012-10-12 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
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
Luminosity dependent star-formation history of S0 galaxies: evidence from GALEX-SDSS-2MASS-WISE colours
我们结合UV/光学/近红外/中红外数据的样本~240 S 0星系，研究各种恒星形成相关的过程中。我们根据K带光度将样本分为明亮和暗淡的S 0星系。将FUV-NUV与NUV-K的色图与简单恒星星族（SSP）模型进行比较，发现椭圆星系和明亮的S 0星系主要由年龄大于10^9年的恒星星族组成，而暗淡的S 0星系可能包含年龄为10^8年的恒星，这为相对较新的恒星形成活动提供了证据。在较亮的S 0星系中，4000 A的强度也系统性地较高，再次表明存在古老的恒星星族。它们的中红外颜色表明，明亮的S 0颜色像椭圆，而暗淡的S 0颜色更像螺旋。所有这些观测结果都与低光度S 0星系可能是由晚型螺旋星系盘中的气体剥离形成的情景相一致，这反过来又通过长期演化过程形成了它们的伪凸起，可能涉及多个恒星形成事件。另一方面，更明亮的S 0星系可能在早期形成其大部分恒星，类似于椭圆星系中的恒星形成，并且具有古老的同时代恒星星族和经典的球
2013-03-17 astro-ph.CO
Cross identification between X-ray and Optical Clusters of Galaxies in the SDSS DR7 Field
我们使用ROSAT全天空巡天X射线星系团目录和光学SDSS DR 7星系和星系团目录来交叉识别X射线星系团及其光学对应物，从而获得了201个样本SDSS DR 7天空覆盖范围内的X射线星系团。我们研究了这些X射线团簇的光学和X射线性质之间的各种相关性，并发现下列光学性质与X射线光度相关：中心星系光度，中心星系质量，特征星系群光度（$\propto \Lx^{0.43}$），恒星群质量（$\propto \Lx^{0.46}$），具有$\log \Lx$中$\sim 0.67$的典型1- $σ$分散@ MATHABMQ。利用观测到的X射线星系团的数目分布，我们得到了X射线光度、中心星系质量和特征卫星质量之间的无偏标度关系${\log L_X} = -0.26 + 2.90 [\log (M_{\ast, c} + 0.26 M_{\rm sat}) -12.0]$（用光度表示为${\log L_X} = -0.15 + 2.38 [\log (L_{c} + 0.72 L_{\rm sat}) -12.0]$）.我们发现，不同的晕质量估计之间的系统差异，例如，利用特征群恒星质量的排序或利用X射线光度标度关系可以用来约束宇宙学。比较质量（或光度）和红移相近的X射线亮或欠亮星系群的性质，发现X射线亮星系群的暗卫星星系数量较多，卫星星系中的红色分量较高。交叉识别的X射线簇及其光学特性见附录…
2012-01-09 astro-ph.CO
The massive end of the luminosity and stellar mass functions and clustering from CMASS to SDSS: Evidence for and against passive evolution
我们描述的光度函数，基于Sersic适合的光剖面，CMASS星系在z ~ 0.55。与以前的估计相比，我们基于Sersic的减少意味着更明亮，大质量的星系，与Sersic的影响一致，而不是Petrosian或de Vaucouleur基于测光的斯隆数字巡天（SDSS）在z ~ 0.1的主要星系样本。这意味着一个显着的修订，恒星和晕质量之间的相关性的高质量端。关于光度和恒星质量函数演化的推论强烈依赖于假设的、不确定的k+e修正。反过来，这又取决于假定的人口年龄。通过将Maraston et al.（2009）的模型拟合到SDSS和CMASS星系的颜色中，应用k+e修正，光度和恒星质量函数的演化看起来非常被动，前提是拟合需要返回旧的年龄。然而，当在同动数或光度密度上匹配时，SDSS星系与CMASS中的星系相比不那么强烈地聚集在一起。这排除了被动演化的情况，事实上，任何较小的合并情况下，保持排名排序的恒星质量的人口。CMASS样本中潜在的不完整性将进一步加剧这种不匹配。我们的分析突出了聚类测量与数量计数相结合的优点。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Survey of z~6 Quasars in the SDSS Deep Stripe. II. Discovery of Six Quasars at z_{AB}>21
本文报道了在斯隆数字巡天（SDSS）南半球巡天中发现的6个新的z~6类星体。这6个类星体比SDSS主巡天发现的明亮z~6类星体暗2等，比论文I（Jiang et al. 2008）报道的类星体暗1等。其中四个样品在21<z_AB<21.8，有效面积为195 deg^2的条件下构成了完整的限流样品。另外两个类星体比z_AB=22更暗，并且不是完整样本的一部分。在z~6处的类星体光度函数在光度范围为-28< M_{1450} <-25时可以很好地描述为一个单一的幂律Φ（L_{1450}）\propto L_{1450} ^β。最佳拟合斜率β在-2.6到-3.1之间变化，这取决于所使用的类星体样本，统计误差为0.3-0.4。在SDSS南巡中发现的类星体中，约有40%的类星体具有非常窄的Lya发射线，这可能表明早期类星体的黑洞质量小，爱丁顿光度比高，因此这些类星体的黑洞生长时间短。
2009-05-26 astro-ph.CO
Study of star-forming galaxies in SDSS up to redshift 0.4 II. Evolution from the fundamental parameters: mass, metallicity & SFR
为了理解星系的形成和演化，重要的是要充分理解金属丰度，恒星形成率（SFR），形态和颜色所起的作用。这些参数在不同红移下的相互作用将对星系的演化产生重要影响，从而为星系演化模型提供重要的线索和约束。在这项工作中，我们专注于SFR的演化，气体的金属丰度，以及在低红移星系的形态，以寻找演化的迹象。我们使用的S2 N2诊断图作为一种工具来分类恒星形成，复合，和AGN星系。我们分析了三个主要BPT图的演化，估算了我们样本星系的SFR和比SFR，研究了光度和质量-金属丰度关系，并通过g-r色、浓度指数和比SFR分析了我们样本星系的形态。我们发现，S2 N2是一个可靠的图分类恒星形成，复合和AGN星系。我们表明，三个主要的BPT图显示了向更高的值的[OIII]5007/Hb由于金属量递减的演变。我们发现，在红移范围0.3 < z < 0.4时，质量-金属丰度关系的演化约为0.2 dex。通过分析SFR和SSFR随恒星质量和金属丰度的演化，我们发现了一组在所有红移样本上都具有较高SFR和SSFR的星系，其形态与晚型星系一致。最后，我们的本地（0.04<z<0.1）与我们的高红移样本（0.3<z<0.4）的比较表明，在红移范围0.3<z<0.4内，金属丰度、SFR和形态都朝着较低的金属丰度值、较高的SFR和晚型形态演化
2010-03-29 astro-ph.CO
Revisiting the Hubble sequence in the SDSS DR7 spectroscopic sample: a publicly available bayesian automated classification
我们提出了一个自动形态分类的4种类型（E，S 0，Sab，Scd）的~700.000星系SDSS DR 7光谱样本的基础上支持向量机。分类的主要新属性是，我们将每个星系关联到四个形态类中的概率，而不是分配一个单一的类。因此，分类更好地适应自然，我们期望不同形态类型之间的连续过渡。该算法使用视觉分类进行训练，然后与几个独立的视觉分类进行比较，包括Galaxy Zoo首次发布的目录。我们发现自动分类和经典的视觉之间有很好的相关性。编译的目录旨在用于不同的应用程序，可以在http://gepicom04.obspm.fr/sdss_morphology/Morphology_2010.html下载，很快就可以从CasJobs数据库下载。
2010-10-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
Low Luminosity AGN candidates in SDSS
在从SDSS DR 5数据获得的476931个NELG样本中，我们发现在22%的星系中，发射线[OIII] $λ$ 5007，H $β$或两者都缺失。这些星系活动的性质是通过比较[NII] $λ$ 6584的等效宽度与[NII] $λ$ 6584/H $α$的比值来确定的。这些星系中的大多数都是活动星系核。H $α$发射谱线的平均半高宽为400 km s $^{-1}$，平均光度为5.6 $\times$ 10 $^{39}$ erg s $^{-1}$，这证明它们属于LLAGN。使用星光对它们的恒星形成历史进行的研究表明，在最后一个Gyr周期内没有恒星形成的痕迹。LLAGN的宿主是早期类型的T $\le 2$，其凸起的质量比发光活动星系核的质量大。
2010-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic brightness of SDSS objects is similar at all redshifts in de Sitter space
本文比较了Sloan数字巡天（SDSS）中定义明确的星系和类星体的红移-光度分布在哈勃红移和德西特红移两种红移-距离关系下的差异。假设哈勃红移，SDSS数据可以解释为大爆炸后的光度演化。相比之下，给定一个德西特红移，物体在所有红移下的固有亮度大致相同。在德西特宇宙中，95%的SDSS星系和类星体的星等范围仅为2.8等，99.7%的星等范围在5.4等以内。可比较的哈勃光度范围要大得多：95%在6.9等以内，99.7%在11.5等以内。
2010-12-21 astro-ph.CO gr-qc
Empirical Links between XRB and AGN accretion using the complete z<0.4 spectroscopic CSC/SDSS Catalog
银河系X射线双星（XRB）系统和活动星系核（AGN）的吸积特征之间有着惊人的相似之处。XRB光谱状态显示X射线光谱硬度和爱丁顿比之间的V形相关性，因为它们的变化，和一些活动星系核样品揭示了类似的趋势，这意味着类似的过程中大大更大的质量和时间尺度。为了进一步研究类比，我们将钱德拉源目录中的617个源与SDSS光谱进行了匹配，并在广泛的AGN和星系类型中均匀地测量了X射线和光学光谱特征。我们提供了有用的表格的X射线光谱斜率宽和窄线活动星系核，恒星形成和被动星系和复合系统，还更新光学（Ha和[OIII]）线发射和X射线光度之间的关系。我们进一步拟合宽带光谱能量分布与各种模板来估计热光度。我们的研究结果证实了一个显着的趋势，活动星系核之间的X射线光谱硬度和爱丁顿比表示在X射线光度，虽然有显着的分散。当用全测辐射热或模板估算的活动星系核光度表示时，这种趋势并不显著。我们还确认了X射线/光谱斜率aox和爱丁顿比之间的关系，但它可能不会遵循预测的趋势与XRB吸积状态类比。
2013-06-03 astro-ph.CO
The Mid-Infrared Luminosity Evolution and Luminosity Function of Quasars with SDSS and WISE
我们确定了22 $μ$ m的光度演化和光度函数的类星体从一个数据集的超过20,000个对象，通过结合通量限制斯隆数字巡天光学和宽视场红外巡天探测器中红外数据。我们应用在以前的作品中开发的方法来访问的内在人口分布的非参数化，考虑到截断和数据中固有的相关性。我们发现，类星体的人口表现出积极的光度演化与红移在中红外波段，但有相当少的中红外演化比在光学或无线电波段。在考虑光度演化的基础上，确定了密度演化和局域中红外光度函数。后者在低于$\sim 10^{31}$ erg sec $^{-1}$ Hz $^{-1}$的局部光度下显示出急剧的平坦化，这在以前的报告中已经在15 $μ$ m被分类为1型和2型活动星系核。我们计算了类星体在22 $μ$ m处的积分总发射，发现它是宇宙红外背景光和在此波长处所有源的积分发射的一小部分。
2016-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Three-Point Correlation Functions of SDSS Galaxies: Luminosity and Color Dependence in Redshift and Projected Space
三点关联函数（3 PCF）提供了一个重要的视角，这是它的低阶表亲，两点关联函数（2 PCF）所不具备的。高阶统计量，如3 PCF，是必要的，以探测非高斯结构和形状信息，预计在这些分布。我们测量了斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本中的光谱星系的聚类，专注于在红移和投影空间中的减少3 PCF的形状或配置的依赖性。这项工作构成了有史以来用于研究简化3 PCF的最大数量的星系，在三个体积有限的样本中使用了超过220，000个星系。我们发现，在3-27 Mpc/h的减少3 PCF的显着的配置依赖性，与LCDM预测和不同意的层次分析。低于6 Mpc/h时，红移空间约化的3 PCF显示出较小的振幅和较弱的组态依赖性，与投影测量相比，这表明红移失真，而不是星系的偏见，可以使约化的3 PCF出现与层次的一致性。简化的3 PCF显示出比2 PCF更弱的对光度的依赖性，对9 Mpc/h以上的尺度没有显著的依赖性。在小于9 Mpc/h的尺度上，3 PCF的减少似乎更受星系颜色的影响，而不是光度。我们证明了极端的敏感性的3 PCF系统的影响，如天空的完整性和分箱方案，以及解决的困难的错误。一些可比较的分析所作的假设并不能始终如一地解释这些影响。
2010-12-15 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
Cross-Correlation of SDSS DR7 Quasars and DR10 BOSS Galaxies: The Weak Luminosity Dependence of Quasar Clustering at z~0.5
本文测量了8，198个Sloan数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）类星体和349，608个来自重子振荡光谱巡天（BOSS）DR 10 CMASS星系在红移<z>~0.5（0.3<z<0.9）的两点交叉关联函数（CCF）。交叉关联函数可以用幂律模型xi_QG（r）=（r/r_0）^（-gamma）在预测尺度r_p=2-25 Mpc/h（r_0=6.61+-0.25 Mpc/h和gamma=1.69+-0.07）上合理地拟合。根据CCF的测量结果，我们估计了类星体的线性偏差b_Q=1.38+-0.10 at <z>=0.53。这种线性偏差对应的主晕特征质量约为4x10^12 M_sun/h，而CMASS星系的主晕特征质量约为10^13 M_sun/h。我们对类星体样本进行了光度划分，当类星体光度为-23.5>M_i（z=2）>-25.5时，类星体偏置对光度的依赖性被限定为db_Q/dlogL=0.20 ± 0.34或0.11 ± 0.32（取决于不同的光度划分），这意味着类星体群体的亮端在~0.5时，类星体成团对光度的依赖性较弱<z>。我们比较我们的测量与理论预测，晕占据分布（HOD）模型和模拟目录。这些比较表明，类星体居住在一个广泛的主机晕，和主机晕质量分布显着重叠彼此在不同的光度的类星体，这意味着晕质量和瞬时类星体光度之间的相关性较差。我们还发现，类…
2012-12-18 astro-ph.CO
The linear velocity field of SDSS DR7 galaxies: constraints on flow amplitudes and the growth rate
大尺度的奇特运动调制了观测到的星系光度分布。利用大约50万个SDSS星系，可以利用这一点来获得特殊速度矩的界限、线性物质功率谱$σ_{8}$的振幅以及z ~ 0.1处密度扰动的增长率。从这种方法得到的结果与$Λ$ CDM模型的预测吻合得很好，并且与SDSS光度测量中报道的~ 1%零点倾斜一致。
2015-02-02 astro-ph.CO
Photometric properties and luminosity function of nearby massive early-type galaxies
我们进行光度分析的一个明亮的早型星系（ETG）样本与2949星系（$M_{\rm r}<-22.5$等）的红移范围为0.05至0.15，从SDSS DR 7与星系动物园1的形态分类。我们测量了彼得罗斯和等照度线的星等，以及每个星系相应的半光半径。我们发现，对于最亮的星系（$M_{\rm r}<-23$等），我们给出的25 ${\rm mag/arcsec^2}$和1%天空亮度的彼得罗相星等和等光度值分别比SDSS的彼得罗相星等平均亮0.16等、0.20等和0.26等。在第一种情况下，低估是由SDSS PHOTO算法在天空背景中的高估引起的，而后两种情况也是由于更深的测光。类似地，由SDSS算法测量的典型半光半径（$r_{50}$）小于我们的测量。结果发现，$r$波段光度函数的亮端比以前的工作下降得更慢。我们测量的亮端光度密度比Blanton等人（2003）的高出一个数量级以上，而$M_{\ast}\sim 5\times10^{11} M_{\odot}$和$M_{\ast}\sim 10^{12} M_{\odot}$的恒星质量密度比Bernardi等人（2010）的高出十分之几和几倍。这些结果可能会显着缓解之间的紧张局势的观察和预测的分级结构形成模型的大质量星系的组装。
2013-06-07 astro-ph.CO
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。
2010-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass growth and mergers: direct observations of the luminosity function of LRG satellite galaxies out to z=0.7 from SDSS and BOSS images
我们提出了一个统计研究的星系周围的发光红星系（LRGs）的平均红移<z>=0.34和<z>=0.65的光度函数。亮度函数是通过提取40，000多个LRG周围的源测光并使用随机选择的控制字段减去前景和背景污染而得出的。我们表明，在这两个研究的红移的LRG和他们的卫星星系的平均光度函数拟合不佳的Schechter函数由于中心和他们最明亮的卫星之间的光度差距。我们利用Schechter函数加上对数正态分布的双分量拟合来证明LRG通常比它们最明亮的卫星亮约1.3个星等。这种光度差距意味着LRG环境中的相互作用通常仅限于质量比为1：4或更低的微小合并。光度函数进一步暗示，环境中大约35%的质量被锁定在LRG本身，支持环境中不太可能通过主要合并实现质量增长的观点。最后，我们表明，亮度差距可能至少部分地解释了LRG的选择的间隙可以通过稀疏采样的Schechter函数再现。在这种情况下，LRGs可能只是类似质量晕的一小部分中央星系。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in filaments have more satellites: the influence of the cosmic web on the satellite luminosity function in the SDSS
研究了斯隆数字巡天（SDSS）中发现的主星系的卫星光度函数（LF）是否依赖于主星系是否处于暗条中。孤立的主星系在SDSS光谱样本中被确定，而潜在的卫星（比它们的宿主暗4个星等）则在更深的光度样本中被搜索。暗条由星系分布通过“Bisous”过程构造而成。孤立的原始星系被分为两个子样本：处于细丝中的星系和不处于细丝中的星系。我们研究了丝状体和非丝状体样本的叠加平均卫星LF，发现平均而言，丝状体星系的卫星LF明显高于非丝状体星系。与非暗条孤立星系相比，暗条环境可以使最亮卫星（$M_\mathrm{sat.} < M_\mathrm{prim.} + 2.0$）的丰度增加$\sim 2$倍。这个结果是独立的主星系的星等，虽然卫星LF星系在最微弱的星等仓，是太嘈杂，以确定是否存在这样的依赖。由于我们的灯丝是从光谱通量有限的样品中提取的，我们认为卫星LF的差异是由于红移，颜色或环境偏差的可能性，发现这些不足以解释我们的结果。卫星LF对宇宙网的依赖性表明，大气环境可能对星系形成的效率有很强的影响。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
