The Gas-Phase Metallicity of Central and Satellite Galaxies in the SDSS
本文利用Yang等人的SDSS星系群星表研究了成星星系的气相金属丰度与环境的关系。我们发现卫星星系和中央星系遵循一个定性相似的恒星质量（M_*）-气相金属丰度关系。然而，相对于同样质量的中心星，土星的气相金属丰度更高，并且这种差异随着M_* 的减小而增大。我们还发现，气相金属丰度的卫星增加晕质量在固定的恒星质量。对于质量较小的星系，这种增量更为明显。我们还表明，低质量的卫星星系有更高的气相金属丰度比相同的恒星金属丰度的中心星系。对于金属丰度与太阳相近的大质量星系来说，这种差异可以忽略不计。我们证明，在固定M * 时，所观测到的星系核和卫星星系气相金属丰度的差异，既不是Pasquali等人为了解释类似的差异而提出的恒星质量剥离（stellar mass stripping）的结果，也不是由表面质量密度或气体质量分数所量化的这些星系过去的恒星形成历史的结果。相反，我们认为这些趋势可能源于三种环境影响的组合：（i）绞窄作用，防止卫星星系吸积新的、低金属含量的气体，否则这些气体会稀释它们的ISM，（ii）外部气体盘的冲压压力剥离，从而抑制低金属含量气体的径向流入，以及（iii）由主晕的热气体提供的外部压力，其防止富含金属的流出物逃离星系。[删节]
2012-06-15 astro-ph.CO
Subaru HSC weak lensing of SDSS redMaPPer cluster satellite galaxies: Empirical upper limit on orphan fractions
利用Subaru HSC弱引力透镜数据测量SDSS redMaPPer星系团卫星星系周围的暗物质分布，首次给出完全失去暗晕的孤儿星系比例随团心距离的经验上限。
2024-05-02 astro-ph.CO
Small-Scale Structure in the SDSS and LCDM: Isolated L* Galaxies with Bright Satellites
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）中的一个体积有限的孤立星系光谱样本，研究了~L* 银河系类似物周围的发光（M_r <~ -18.3）卫星（如大麦云（LMC））的频率和径向分布，并将我们的结果与模拟中基于丰度匹配的LCDM预测进行了逐对象的比较。我们发现，12%的银河系类星系在75 kpc（预计）内拥有LMC类卫星，42%在250 kpc（预计）内。这意味着大约10%的L * 星系在大麦哲伦星系的距离内有一颗卫星，大约40%的L* 星系在其暗物质晕的维里化范围内有一颗明亮的卫星。值得注意的是，该模拟非常好地再现了观测到的秒的频率、径向依赖性、速度分布和光度函数，这表明LCDM在~50 kpc尺度上提供了对观测到的宇宙的精确再现，其星系的亮度可达到L~10^9 Lsun。叠加时，观测到的这些卫星的成对速度色散为sigma~160 km/s，与其宿主晕质量的丰度匹配预期一致。最后，L* 原色周围的明亮卫星在光度范围内比典型星系明显更红，这表明环境淬灭在星系大小的暗物质晕中起作用，这些暗物质晕通常只包含一个明亮的卫星。这种红色趋势与银河系的LMC形成鲜明对比，即使对于场星系来说，LMC也是不寻常的蓝色。我们认为，大麦哲伦星系的不一致的颜色可能是进一步的证据，它正在经历一个触发恒星形成事件后，第一次下降。
2011-05-23 astro-ph.CO
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
Population Gradients in the SDSS Galaxy Catalog. The role of merging
我们调查的颜色和恒星星族梯度的本地样本的3500个中央和1150个卫星SDSS早型星系（ETG）的环境的作用。环境参数化的卫星星系的数量，N_gal在每个组。对于中心星系，我们发现，光学颜色和质量与光（M/L）比梯度是浅的中心星系居住在密集的环境（高N_gal）。这一趋势是由金属丰度梯度驱动的，而年龄梯度似乎对环境的依赖程度较低，分散程度较大。另一方面，卫星在环境方面没有显示出任何差异。如果星系按中心年龄分类，也会发现同样的结果，中心星系和卫星星系如果年龄较大，则梯度较浅，如果年龄较小，则梯度较陡，卫星星系与年龄无关。在中央星系中，我们发现，所观察到的趋势可以解释与干合并，这是更多的密度环境和生产浅的颜色梯度，因为更均匀的金属丰度分布由于混合的恒星星族的发生，而没有最终的线索合并发生可以得到卫星。最后，我们讨论了所有的系统学对恒星星族拟合和它们对最终结果的影响。
2012-01-11 astro-ph.CO
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
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
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
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite abundances around bright isolated galaxies II: radial distribution and environmental effects
我们使用SDSS/DR 8星系样本来研究孤立主星周围卫星星系的径向分布，并与基于Millennium和Millennium-II模拟的半解析星系形成模型进行比较。SDSS卫星在高质量和低质量的原色周围表现不同：那些带有$M_*>10^{11}M_\odot$的轨道物体大多是红色的，并且不像推断的暗物质晕那样集中在它们的宿主上，这种效果在少数蓝色卫星上非常明显。另一方面，质量较小的主星具有更陡峭的卫星轮廓，与预期的暗物质分布相当吻合，并且由蓝色卫星主导，即使在预期强烈环境影响的内部区域也是如此。事实上，这种效应似乎仅对含有$M_* > 10^{11}M_\odot$的原色才很强。目前的半解析模拟无法再现这种行为，因为卫星剖面总是与暗物质的剖面平行，所有质量的原色卫星群都以红色为主。与SDSS的分歧表明，环境影响在模型中过于有效。修改环境和恒星形成过程的处理方法可以大大增加蓝色卫星的比例，但它们的径向分布仍然比观察到的要浅得多。似乎大多数低质量的原生卫星即使在它们的联合晕内轨道运行5 Gyr或更长时间后，也可以继续形成恒星。
2014-05-16 astro-ph.CO
Understanding the nature of luminous red galaxies (LRGs): Connecting LRGs to central and satellite subhalos
我们开发了一种新的丰度匹配方法来构建一个模拟目录的发光红星系（LRGs）在SDSS，使用目录的晕和subhalos在N体模拟的LCDM模型。由于观测结果表明LRG是被动演化的大质量早期型星系，典型年龄>5Gyr，我们假设z=2（z2-halo）的模拟晕是今天观测到的LRG宿主subhalo的祖先，我们将每个祖先z2-halo中最紧密结合的粒子标记为LRG“恒星”。然后，我们按照z2-晕质量的降序排列，将包含这些恒星的暗晕确定为z=0.3（SDSS红移），直到匹配暗晕的共动数密度变得与SDSS LRG的测量数密度相当，n=10^{-4}（h/Mpc）^[3]。一旦确定了上面的规定，我们唯一的自由参数是在z=2处识别的晕的数密度，并且该参数被固定以匹配在z = 0.3处观察到的数密度。通过跟踪每个祖先z2-晕的后续合并和组装历史，我们可以直接计算，从模拟目录，中央和卫星LRG的分布和它们的内部运动在每个主机晕在z=0.3。虽然SDSS LRGs是从SDSS图像中通过星等和颜色切割选择的星系，并且不一定是恒星质量选择的样本，但我们的模拟目录再现了许多SDSS测量结果：中心和卫星LRGs的晕占据分布，LRGs的投影自关联函数，LRGs与背景星系形状的互相关（LRG星系弱透镜），和非线性红移空间畸变效应，上帝的手指效应，在角平均红移空间功率谱。
2013-06-06 astro-ph.CO
The alignment of satellite systems with cosmic filaments in the SDSS DR12
星系和它们的卫星都是在宇宙网中形成的：宇宙中物质的大规模多尺度分布。已知周围的大尺度结构（LSS）能够影响星系的形成，例如晕或星系的自旋和形状与LSS相关，并且这种相关性取决于晕的质量或星系的形态。在这项工作中，我们使用SDSS DR 12构建的组和细丝目录来研究卫星系统和它们所在的大尺度细丝之间的相关性。我们发现，卫星的分布是显着相关的细丝，即卫星系统的主轴优先与最近的细丝的脊柱对齐。对于系统远离细丝脊柱的情况，发现更强的对准信号，而靠近细丝脊柱的系统显示出明显更弱的对准。我们的研究结果表明，卫星是沿着纤维吸积，这与以前的工作。这种远离暗条脊的情况有助于我们理解暗条的形成以及本宇宙中特殊的卫星分布。
2020-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Kinematics III: Halo Masses of Central Galaxies in SDSS
我们利用卫星星系的运动学，围绕中央星系的暗物质晕的质量和中央星系的性质之间的标度关系推断。利用Sloan数字巡天的星系，研究了中心星系的晕质量-光度关系（MLR）和晕质量-恒星质量关系（MSR）。特别是，我们专注于这些标度关系的中央星系的颜色的依赖。我们发现，红色的中央星系平均占据更多的质量比蓝色的中央星系相同的光度晕。然而，在恒星质量固定的情况下，红色和蓝色中心的平均晕质量没有明显的差异，特别是对于M* $\lsim$ 10^{10.5} h^{-2} Msun。这表明恒星质量是比光度更好的晕质量指标。然而，我们发现，在固定的恒星质量的晕质量的散射是不可忽略的红色和蓝色的中心。它增加作为红色的恒星质量的函数，但显示出一个相当恒定的行为，蓝色的中心。我们比较了本文中获得的标度关系与其他独立的卫星运动学研究的结果，从SDSS星系群目录的结果，从星系星系弱透镜测量，并从subhalo丰度匹配的研究。总的来说，这些不同的技术产生的MLR和MSR相当好的协议彼此（通常在两个因素），这表明我们正在收敛于一个准确和可靠的描述星系-暗物质连接。我们简要地讨论了各种方法之间的一些剩余的差异。
2010-03-16 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
Intrinsic Alignment of Cluster Galaxies: the Redshift Evolution
我们目前的测量两种类型的集群星系排列的基础上的体积有限和高纯度（$\ge$ 90%）的集群样本GMBCG目录来自SDSS DR 7。我们检测到一个明确的BCG对准（BCG的主轴对准的集群卫星星系的分布）。我们发现，BCG排列信号随着红移和BCG绝对星等的减小而变强，随着BCG恒星质量的减小而变弱。BCG排列不依赖于星系团的丰富度，只有当我们使用等照度线拟合位置角（PA）时，我们才能检测到一个统计上显著的（$\ge$ 3 sigma）卫星排列（星系团卫星星系的长轴向BCG排列），并且卫星排列依赖于BCG的视星等而不是绝对星等。这表明基于来自SDSS管道的等照度PA检测到的卫星对准可能是由于来自附近BCG的漫射光的污染。我们警告说，这不应该被简单地解释为不存在的卫星对准，而是我们不能检测到他们与我们目前的光度SDSS数据。我们对SDSS $r$带和$i$带数据进行测量，但没有观察到对准的通带依赖性。
2011-07-12 astro-ph.CO
Satellite abundances around bright isolated galaxies
我们研究卫星星系丰度SDSS计数光度星系周围孤立的明亮的原色。我们目前的结果作为一个功能的光度，恒星质量和颜色的卫星，恒星质量和颜色的原色。对于大质量的主星系，卫星星系的光度和恒星质量函数在形状上与场星系相似，但对于较低质量的主星系，它们明显更陡。恒星质量函数的陡化特别明显。卫星丰度随主恒星质量的增加而增加，与预期的暗晕质量近似成比例。在相同的恒星质量下，巨大的红色主星比蓝色主星多出2倍的卫星。卫星星系系统地比相同恒星质量的场星系更红。土星在更大的主恒星周围也系统地变红。在固定的原色质量下，它们在红色原色周围更红。我们选择类似的孤立星系模拟目录的基础上，郭等。（2011），并与SDSS数据并行分析。模拟再现了所有上述趋势定性，除了陡峭的卫星光度和恒星质量函数。然而，模型卫星系统地比SDSS中的更红，特别是在低质量和低质量初级星周围。给定质量的模拟晕具有独立于中央星系颜色的卫星丰度，但红色中心往往具有较低的恒星质量，反映了反馈导致的恒星形成的早期淬火。这解释了卫星丰度和模拟中原色之间的相关性。卫星颜色和原色之间的相关性之所以出现，是因为红色中心体生活在更大、更古老、更富含气体的晕中，因此卫星猝灭更有效。
2012-07-31 astro-ph.CO
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Orbital Dependence of Galaxy Properties in Satellite Systems of Galaxies
我们利用SDSS数据研究了卫星星系的性质与宿主星系的距离和轨道运动的关系。从SDSS DR 7中，我们发现了3515个z<0.03的孤立卫星星系系统，其中包含8904个卫星星系。使用这个样本，我们构建了一个目录的635颗卫星与215个宿主星系的自旋方向确定我们的检查的SDSS彩色图像和/或文献中的光谱观测。根据卫星星系相对于宿主星系自旋方向的轨道运动，我们将卫星星系分为逆轨道和逆轨道子样本。我们发现，在反轨道上的星系的数量几乎等于逆行轨道星系的数量：在反轨道上的卫星星系的比例为50+/-2%。发现卫星相对于其宿主的速度分布几乎是对称的：卫星的中值整体旋转为-1+/-8 km/s。研究发现，在逆轨道上，早型卫星的径向分布强烈地集中在宿主星上，而逆行卫星的径向分布则不那么集中。我们还发现，在逆轨道的晚型卫星的轨道速度增加的投影到主机的距离（R）的减少，而那些在逆行轨道的速度减少。当R小于宿主维里半径的0.1倍时，顺向轨道和逆行轨道的轨道速度都减小。无论是早期还是晚期形态类型，顺行卫星平均比逆行卫星更暗。对于逆行和逆行轨道晚型卫星，随着R的减小，u-r颜色变得更红。逆行轨道卫星和逆行轨道卫星之间的差异可能归因于它们的不同起源或它们通过与宿主星系的流体动力学相互作用所经历的物理过程的不同强度。
2010-07-13 astro-ph.CO
Satellites of Radio AGN in SDSS: Insights into AGN Triggering and Feedback
我们研究了射电喷流对附近星系（卫星）的影响，以及卫星在触发射电强活动星系核（AGN）中的作用。该研究比较了z < 0.3的7，220个无线电活动星系核样本的卫星的聚合特性（Best & Heckman 2012从SDSS和NVSS+FIRST巡天中识别）到射电宁静星系控制样本的卫星，它们在红移，颜色，光度和轴比以及环境类型方面匹配：场星系、星系团成员和最亮星系团（BCGs）。值得注意的是，我们发现射电活动星系核在100千秒差距内的卫星数量平均超过50%（17σ显著性），即使星系团成员被控制（例如，无线电BCG比无线电静默BCG具有更多的卫星等）。高激发源只有射电活动星系核的2%，卫星过剩没有得到证实。额外的卫星可能负责通过潮汐效应提高热气活动星系核吸积的可能性，或者可能以其他方式增强无线电发射阶段的强度或持续时间。此外，我们发现，无线电活动星系核之间的潜在主机（大规模椭圆）的发病率是类似的场星系和非BCG集群成员，这表明活动星系核燃料主要取决于在主机晕，而不是父，集群晕的条件。关于反馈，我们发现，无线电活动星系核，无论是高或低的激发，有没有可检测到的影响，在他们的卫星恒星形成，既不诱导恒星形成，也不恒星形成淬火存在于超过1%的无线电活动星系核。
2014-02-28 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
A comparative study of satellite galaxies in Milky Way-like galaxies from HSC, DECaLS and SDSS
通过对HSC、DECaLS和SDSS中孤立中心星系（ICG）周围的光度星系以及SDSS/DR 7光谱样本中的配对星系进行计数，对卫星星系的光度函数（LF）进行了全面的统计研究。不同调查的结果显示出很好的一致性。卫星LF可以测量到$M_V\sim-10$，对于小到$8.5<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.2$和$9.2<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.9$的中央主星系，意味着在LMC质量的ICG周围平均有3- 8颗具有$M_V<-10$的卫星。卫星LF的亮端截止和卫星丰度都对主星系和伴星之间的星等差距敏感，表明具有较大星等差距的星系系统平均由质量较小的暗物质晕承载。通过选择与我们MW相似的恒星质量的主星，我们发现：（1）与伴星有不同星等间隔的ICG和不同颜色或颜色组合的星系对的平均卫星LF都比MW卫星LF的斜率更陡;（2）具有$-15<M_V<-10$的卫星平均比我们MW的卫星多; iii）在ICG周围平均有1.5至2.5颗卫星具有$M_V<-16$，与我们的MW一致; iv）即使考虑到数值模拟预测的大散射，MW卫星LF在$M_V>-12$也是不常见的。因此MW和它的卫星系统在统计上是我们的MW质量系统样本的非典型。因此，我们的MW并不能很好地代表其他MW质量的星系。仅基于MW卫星的强烈宇宙学意义等待着在银河系外系统中发现更暗的卫星。有趣的是，…
2020-11-06 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
BSG alignment of SDSS galaxy groups
利用Yang等人（2007）构建的SDSS星群表，研究了最亮卫星星系（BSG）分布与其主星系群长轴之间的对准信号。在校正组椭圆度的影响后，检测到统计学显著（~ 5σ）的主轴对准，并且发现对准角为43.0 \pm 0.4度。更大规模和更富有的群体表现出更强的BSG一致性。蓝色BCG周围的BSG排列略强于红色BCG周围的BSG排列。并且红色BSG比蓝色BSG具有更强的主轴对准。与BSG不同的是，其他卫星并没有显示出与群长轴非常显著的对齐。我们进一步探讨了Guo等人（2011）构建的半解析模型（SAM）中的BSG对齐。我们发现一般良好的协议与观测：在SAM的BSGs显示出强大的主轴对齐，这取决于集团的质量和丰富性，以同样的方式作为观测;和其他卫星没有表现出突出的对齐。然而，也存在差异，SAM表现出相反的BSG颜色依赖性，这很可能是由于SAM中的大尺度环境成分的缺失。两种流行场景的组合可以解释检测到的BSG对齐。第一个：卫星优先沿着周围的细丝合并到组中，这与组的主轴强烈对齐。第二个：BSG比其他卫星更近地进入它们的主机组，然后将保留更多关于组装历史的信息，从而保留主轴对准信息。在SAM中，我们发现了第二种情况的积极证据，因为BSG在统计上比其他卫星更近地合并成组。另一方面，虽然在SAM中是相反的，但观察中的BSG颜色依赖性也可能指示第一种情况。
2013-03-12 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
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
Alignment between satellite and central galaxies in the SDSS DR7: dependence on large-scale environment
卫星星系和中央星系之间的排列已经在观测和理论工作中得到了详细的研究。普遍接受的事实是，卫星优先居住在其中央星系的主轴上。然而，这种对齐的起源和大规模环境依赖性仍然是未知的。为了找出这些问题，我们使用SDSS DR 7构建的数据来研究这种对齐的大规模环境依赖性，重点是检查对齐对中央星系颜色的依赖性。我们发现一个非常强大的大规模的环境依赖的卫星中心对准组与蓝色的中心。结中蓝心的排列方向优先垂直于心的长轴，排列角度随环境变化而减小，即从结到空洞。对齐角度强烈依赖于中心的${}^{0.1}(g-r)$颜色。我们认为，卫星中心排列是大尺度结构内卫星吸积与宿主晕内星系演化竞争的结果。对于包含红色中心星系的星系团，星心排列主要由演化效应决定，而对于蓝色中心星系团，大尺度结构的作用更为重要，特别是在星系结中。我们的研究结果提供了一个解释如何在不同的大尺度环境中的卫星中心对准的形式。垂直的情况下，在集团和结与蓝色的中心也可能提供深入了解类似的极性安排，如银河系和半人马座A的卫星系统的形成。
2018-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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 Colors of Central and Satellite Galaxies in zCOSMOS out to z ~ 0.8 and Implications for Quenching
我们研究的红色部分的中央和卫星星系的大zCOSMOS集团目录中的z ~ 0.8校正恒星质量的不完整性和不太完美的纯度的中央和卫星样本。我们表明，在所有的质量和所有的红移，卫星星系的比例已经淬火，即，在斯隆数字巡天（SDSS）中看到的局部情况下，系统性地高于中心星系。卫星猝灭效率，即卫星因为是卫星而不是中心而被猝灭的概率，在局部上与恒星质量无关。此外，平均值约为0.5，这也与SDSS中看到的非常相似。我们还构造了蓝、红中心和卫星的质量函数，并表明这些函数与彭等人对SDSS群的分析预测基本一致。总之，这些结果表明，当宇宙大约是现在年龄的一半时，如今天一样，群体环境在猝灭卫星星系中的作用非常相似。
2013-05-02 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 distribution of faint satellites around central galaxies in the CFHT Legacy Survey
利用CFHT遗留巡天计划研究了低红移宇宙中心星系周围暗卫星的径向数密度分布和丰度分布。我们考虑了从Yang等人的Sloan数字巡天（SDSS）星表中选取的三个中心星系，它们的星等分别为M_r=-21，-22和-23。这些中央星系周围的卫星分布是通过将这些星系与CFHT Legacy Survey的测光表互相关得到的。卫星的投影径向数密度服从幂律形式，最佳拟合对数斜率为-1.05，与中心星系光度和卫星光度都无关。中心星系与卫星星系的投影交叉关联函数随卫星光度的变化呈现非单调的趋势。当卫星星系比中心星系暗2等以上时，星系团振幅随卫星星系光度的减小趋势发生逆转。与银河系和M31的卫星光度函数的比较表明，银河系/M31系统的卫星数量大约是类似光度的典型中央星系的两倍。理论模型的影响进行了简要讨论。
2012-09-26 astro-ph.CO
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
Faint Dwarfs in Nearby Groups
矮卫星星系的数量和分布仍然是小尺度上冷暗物质主导结构形成的关键考验。直到最近，关于这些尺度上的星系形成的观测信息主要局限于本星系群。我们已经在附近明亮的星系周围寻找了本星系群矮星的微弱类似物，使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8的光度表的空间聚类分析。最近对SDSS的其他几次搜索已经发现了聚集的卫星群，这些卫星群低至$Δm_r \equiv ({m}_{r,\, {\rm sat}} -\, {m}_{r,\, {\rm main}}) \sim 6$ - $8$，使用光度红移来减少背景污染。然而，SDSS光度红移对于微弱的和邻近的星系来说是相对不精确的。相反，我们使用角大小来选择潜在的附近的矮星，只考虑最近的孤立的明亮星系作为主星系。因此，我们能够检测到多余的集群信号从同伴下降到$Δm_r = 12$，四个幅度比最近的研究。我们检测到一个过密度的对象在分离$< 400$ kpc，对应于约$4.6 \pm 0.5$卫星每个中央星系，与卫星丰度预期从本地集团给定我们的选择功能。虽然卫星的样本是不完整的，因为它排除了最小和最紧凑的矮星，这个检测提供了一个平均卫星光度函数的下限，直到对应于本星系群中最微弱的“经典”矮星的光度。
2013-10-29 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
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
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
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
BASILISK II. Improved Constraints on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
Basilisk II通过四阶运动学建模、卫星丰度约束及杂质建模等改进，利用SDSS卫星运动学更精确地约束星系-晕关联，并首次打破质量-各向异性简并，且不受晕组装偏差影响。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A new spin on disks of satellite galaxies
我们调查的角度和运动学分布的卫星星系周围的一个大样本的明亮的孤立的原色在光谱和光度星表的斯隆数字巡天（SDSS）。我们检测到显着的各向异性卫星的空间分布。为了测试这种各向异性是否与Ibata等人最近在SDSS星系样本中发现的卫星旋转盘有关，我们重复并扩展了他们的分析。Ibata等人发现，在它们的主星的相对两侧有过多的卫星，它们的径向速度与太阳的径向速度有关。我们发现，这种过剩是敏感的样本选择标准，可以大大降低其意义的小变化。此外，我们没有发现相应的相关速度的卫星观察到的同一侧的主，这将是预期的卫星旋转盘的证据。我们的结论是，在目前的观测样本中的卫星人口的相干旋转的检测是不稳健的。我们比较我们的数据与$Λ$ CDM千禧年模拟填充星系根据半解析模型的郭等人。我们发现很好的协议与卫星的空间分布在SDSS数据和缺乏一个强大的信号从相干旋转。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A younger Universe implied by satellite pair correlations from SDSS observations of massive galaxy groups
该研究利用SDSS迄今最大样本分析大质量星系群周围卫星星系运动，发现显著的同向速度相关信号，且强于Millennium与Illustris TNG300预测，暗示星系群组装更晚并挑战标准宇宙学模型。
2024-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
