The metallicity bimodality of globular cluster systems: a test of galaxy assembly and of the evolution of the galaxy mass-metallicity relation
根据观测到的星系质量-[O/H]关系和z ~4范围内的星系恒星质量函数，以及理论上的星系合并率，我们建立了一个理论模型，研究了星系等级组合方案中球状星团金属丰度双峰态的起源.我们推导出一个新的星系[Fe/H]-M（恒星）关系作为z的函数，并假设GC共享其母星系的金属丰度时，他们的形成，我们填充合并树与GC。我们进行了一系列的星系集合体的蒙特卡罗模拟，并研究了最终的GC人口作为星系质量，组装和恒星形成历史的函数的属性，并在不同的假设下的星系质量-[Fe/H]关系的演化。主要结果如下：1）等级聚类方案自然地预测了星系GC群体中金属丰度的双峰性：富金属GC在z~2附近形成于星系主祖星系中，贫金属GC在z~3-4附近由卫星星系吸积而成。2)该模型再现了所观察到的富金属和贫金属GC的金属丰度作为星系质量的函数的关系。贫金属峰和富金属峰的位置完全取决于星系质量-[Fe/H]关系和[O/Fe]关系的演化，这两个关系都可以用这种方法来约束。我们发现星系[O/Fe]随z线性演化，从z~4时的~0.5到z=0时的~0.1。3)给定星系质量，富金属和贫金属峰的相对强度完全取决于星系组装和恒星形成历史：在致密环境中的星系和/或早期类型的星系显示出更大比例的贫金属GC，而具有稀疏合并历史的星系和/或晚期类型的星系主要是富金属GC。4)对于质量小于M（star）~ 1 e9和z>2的星系，GC金属丰度双峰性消…
2012-11-07 astro-ph.CO
Modelling galaxy stellar mass evolution from z~0.8 to today
我们将Wang等人先前工作中建立的z=0的经验方法应用于更高的红移，将星系恒星质量与z~0.8处的宿主暗物质晕质量直接联系起来。在VVDS观测的不同恒星质量间隔下，通过拟合恒星质量函数和关联函数，得到了星系恒星质量与宿主晕质量的关系，其中M_infall是星系最后一次成为中心星系时宿主晕的质量.我们发现，对于低质量的晕，他们居住的中心星系的质量在高红移比那些在低红移。对于高质量的晕，在这些晕的中心星系在高红移是一个更大的质量比星系在低红移。对于任何给定质量的宿主晕，卫星星系在早期的质量都较小。同时对SDSS和VVDS观测数据进行拟合，我们还提出了一个统一的M_stars-M_infall关系模型，该模型描述了中心星系质量随时间的演化。卫星星系的恒星质量是由星系吸积时中心星系的M_stars-M_infall关系决定的。利用这些模型，我们研究了星系恒星质量从z~0.8到现在通过星系合并和恒星形成而增加的数量。低质量星系在z~0.8到z=0之间主要通过恒星形成获得恒星质量。对于更高质量的星系，恒星质量的增加仅仅是通过合并从z=0.8可以使大质量星系比在z=0时观察到的大2倍。我们还预测了红移到z~3的恒星质量函数，结果与最新观测结果一致。
2009-11-10 astro-ph.CO
Cosmological constraints from the mass accretion rate I: galaxy cluster number count evolution
星系团计数已被证明是一种强有力的宇宙学探测。然而，用星系团数计数建立的宇宙学约束高度依赖于质量-可观测关系的校准。由于星系团的比质量吸积率几乎与质量无关，因此它对质量-可观测关系的标定几乎不敏感。对星系团数计数演化的研究可以在均匀宇宙的背景下探索星系团的质量吸积历史。本文利用相对丰度匹配方法，对$z \in [0.0,0.6[$的星系团质量吸积率进行了推导。然后，我们使用MAR设置宇宙学约束。我们发现这个宇宙学探测器对$σ_8 Ω_{\rm m}^{-0.3} H_0^{-0.2}$敏感，而星系团计数对$σ_8 Ω_{\rm m}^{0.3}$敏感。我们使用了Sunyaev-Zel'dovich源的第二个$Planck$目录，并推导出了$σ_8 Ω_{\rm m}^{-0.3} H_0^{-0.2} = 0.75 \pm 0.06$。这一结果与由星系团数、角功率谱和宇宙微波背景分析得出的宇宙学约束是一致的。因此，MAR是一个关键的宇宙学探测器，可以打破$σ_8$简并，这是不敏感的质量可观测关系的校准，不需要一个参数形式的星系团质量函数。
2019-04-15 astro-ph.CO
Weighing Galaxy Clusters with Gas. II. On the Origin of Hydrostatic Mass Bias in LambdaCDM Galaxy Clusters
使用星系团作为宇宙学探测器取决于我们准确和高精度测量它们质量的能力。流体静力学质量是估算单个星系团质量的最常用方法之一，但由于偏离流体静力学平衡而存在偏差。使用一个大的，质量有限的样本的大规模的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，在这项工作中，我们表明，除了湍流和散装气体速度，气体加速介绍了偏见的流体静力学质量估计的星系团。在非松弛集群中，加速偏置是由于合并引起的湍流和散装气体运动的非热压力的偏见。在松弛的团簇中，由于加速引起的平均质量偏差很小（<3%），但质量偏差的分散可以通过考虑气体加速来减少。此外，这种加速偏差在高红移星系团的外围更大，那里的合并更频繁，星系团的吸积更快。由于气体加速度不能直接观测到，它引入了一个不可约的偏差流体静力学质量的估计。这种加速偏差限制了我们从未来的X射线和微波观测中恢复星系团质量的能力。我们讨论了基于X射线、Sunyaev-Zeldovich效应和引力透镜观测的星系团质量估计及其对星系团宇宙学的影响。
2014-02-10 astro-ph.CO
An Over-Massive Black Hole in the Compact Lenticular Galaxy NGC1277
所有大质量星系的中心都可能有超大质量黑洞，而已知黑洞的质量与宿主星系核球部分的性质有关。对于这些局部建立的经验关系的存在，已经提出了几种解释;它们包括星系-星系合并的非因果统计过程，黑洞与其宿主星系之间的直接反馈，或星系-星系合并以及随后的剧烈弛豫和耗散。因此，经验标度关系对于区分星系演化的各种理论模型非常重要，它们进一步构成了所有大距离黑洞质量测量的基础。特别是，观测表明，黑洞的质量通常是银河系恒星核球质量的0.1%。小星系NGC 4486 B目前在黑洞中的质量比例最大，为11%。在这里，我们报告了对NGC 1277恒星运动学的观测结果，它是一个致密的盘状星系，质量为1.2 x 10^11 M太阳。根据这些数据，我们确定中心黑洞的质量为1.7 × 10^10兆太阳，或者说是其膨胀质量的59%。另外五个致密星系具有类似于NGC 1277的性质，因此也可能包含超大型黑洞。目前还不知道这些星系是否代表分布的尾部，或者盘状星系是否不遵循正常的黑洞质量比例关系。
2012-11-27 astro-ph.CO
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。
2015-05-11 astro-ph.CO
Galaxy mass, cluster-centric distance and secular evolution: their role in the evolution of galaxies in clusters in the last 10 Gyr
众所周知，星系质量和环境在星系演化中起着关键作用：在不同的红移下观察星系的颜色，固定的星系质量和环境，提供了一个强大的诊断来解开每个角色。在这项工作中，我们使用一个控制良好的星系团样本，研究了蓝星系分数fblue对长期演化、环境和星系质量的同时依赖性。因此，我们能够研究的演化和各自的作用，停止恒星形成历史（SFH）的集群由于星系质量（“质量淬火”）或环境（“环境淬火”）。我们定义了一个均匀的X射线选择的集群样本（25个集群，0 < z < 1，一个集群在z \sim 2.2），具有相似的质量和明确的大小。使用fblue光度法和一个大的光谱样本来校准光度红移，我们仔细估计每个星系团在不同的星系质量和星系团中心距离箱的fblue。然后我们用一个简单的模型拟合了fblue对红移（z）、环境（r/r200）和星系质量（M）的依赖关系。fblue随星系团中心距离的增加而增加，斜率为$1.2^{+0.4}_{-0.3}$，随星系质量的增加而减少，斜率为$-3.8^{+0.6}_{-0.5}$，随红移的增加而增加，斜率为$3.2^{+0.7}_{-0.5}$。这些数据还需要第一次与星系质量的fblue与红移的差分演化，与低质量的星系演化较慢的一个因素$-4.1^{+1.1}_{-0.9}$。我们的研究表明，负责停止恒星形成的过程在所有时期（z<2.2）都是有效的，并且在更密集的环境和更大质量的星…
2012-05-21 astro-ph.CO
A comparison of the excess mass around CFHTLenS galaxy-pairs to predictions from a semi-analytic model using galaxy-galaxy-galaxy lensing
星系的物质环境关系到星系形成和演化的物理过程。利用星系-星系-星系透镜效应作为直接探测器，我们绘制了加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）中不同透镜间距下星系对周围相关表面质量密度的分布。我们比较，第一次，这些所谓的多余的质量地图提供的预测最近的半解析模型，这是植入在暗物质千年模拟。我们分析星系与恒星质量之间的$10^9-10^{11}\,{\rm M}_\odot$在两个光度红移箱，透镜红移$z\lesssim0.6$，专注于对内的群体和集群。为了让我们更好地解释地图，我们讨论了机会对的影响，即，只有在投影中才看起来很近的星系对。我们的测试与合成数据表明，在地图上观察到的模式基本上是由相关的红移（$Δz\lesssim5\times10^{-3}$）接近的对。我们还验证了出色的精度的地图估计。在CFHTLenS中星系样本的应用中，我们获得了$3σ-6σ$显着的多余质量的检测和整体良好的协议与星系模型的预测。然而，在地图上有一些局部点，观测数据与模型预测在$\approx3.5σ$置信水平上不一致。虽然我们没有强烈的迹象表明，系统误差的地图，这种分歧可能与剩余的B-模式模式中观察到的平均所有地图。或者，暗物质晕内的星系对错位，或者星系团内气体分布错位造成的透镜效应，也可能导致透镜对之间多余质量分布的意外凸起。
2018-10-30 astro-ph.CO
The extended ROSAT-ESO Flux-Limited X-ray Galaxy Cluster Survey (REFLEX II) VII The Mass Function of Galaxy Clusters
星系团的质量函数是宇宙大尺度结构引力演化的敏感示踪物，也是大尺度结构中束缚物质比例的重要普查。我们得到的质量函数拟合观测到的星系团X射线光度分布的REFLEX星系团调查的宇宙学结构形成的模型。我们边缘化的宇宙学参数的不确定性，以及相关的星系团标度关系。在3 x 10^12至5 x 10^14 M $_\odot$的质量范围内，确定质量函数的不确定度小于10%。对于累积质量函数，我们发现在低质量端的斜率与-1的值一致，而质量富集端截止比具有指数项exp（$- M^δ$）且$δ$小于1的Schechter函数更温和。在$H_0 = 67 - 73 km s^-1 Mpc^{-1}$范围内改变哈勃参数，或者允许中微子总质量在0 - 0.4 eV之间变化，导致的变化小于不确定性。我们估计了锁定在星系团中的质量分数：在目前的宇宙中，宇宙中大约有4.4%的物质被束缚在质量大于10^14 M $_\odot$的星系团（在$r_200$内部）中，14%的物质被束缚在质量大于10^13 M $_\odot$的星系团和星系团中。我们还讨论了星系团人口随红移的演化。我们的结果意味着几乎没有质量大于10 ^15 M $_\odot$的星系团的红移大于z = 1。
2017-08-08 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The M-Z relation for galaxy groups
恒星质量和金属丰度是星系的基本参数之一。了解这些性质之间的相互作用以及它们对环境的依赖性，将使我们对星系群中正在进行的物理和反馈过程有一个大致的了解。我们研究的恒星质量之间的关系和环境的依赖性，气体金属丰度超过1900星系群的红移0.35使用星系和质量大会（GAMA）的调查。使用超过28，000个恒星形成场星系的对照样本，我们发现了星系群中气体金属丰度减少的证据。
2012-10-10 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
Empirical Constraints on the Evolution of the Relationship between Black Hole and Galaxy Mass: Scatter Matters
我调查是否有用的限制星系质量和黑洞（BH）质量之间的关系的演变可以从最近的测量星系恒星质量函数和类星体的热光度函数在高红移。我假设一个简单的幂律关系星系质量和BH质量，暗示BH质量测量在低红移，并考虑只在零点的关系的演变。我认为，人们可以通过假设每个星系都有一个BH，以其爱丁顿速率发光来获得零点演化的下限。人们可以通过要求在高红移的大质量BH的数量不超过当地观察到的数量来获得上限。我发现，在这些假设下，忽略BH-星系质量关系中的散射，BH在z=1时的质量一定是其宿主星系的2倍，在z=2时的质量一定是其宿主星系的5 ~ 6倍。然而，考虑到BH-星系质量关系中的内在散射，这些约束大大放松了。在星系质量固定的情况下，黑洞质量的对数散射为0.3到0.5 dex，类似于今天观测关系中的内在散射估计，即使没有任何零点演化，也有足够大质量的黑洞在z=2时产生观测到的发光类星体。采用更现实的估计，主机的星系活跃的BH和爱丁顿比的相关类星体的比例，我发现，在z=2的BH星系质量关系的零点不可能比现在的值大两倍以上的一个因素，因为发光类星体的数量预测将超过观察到的人口。
2009-08-06 astro-ph.CO
The mass-size relation of galaxy clusters
在吸积暗物质晕的外围，密度会突然下降，从而划定了它们的多流区域。由于吸积的动力学，这个物理动机的边缘的位置强烈相关的晕增长率。使用流体力学放大模拟的高质量的集群，我们探索这一定义在现实的模拟，并找到一个明确的连接这一功能之间的暗物质和星系配置文件。我们还表明，溅回功能的深度与灯丝的方向，令人惊讶的是，最亮的星系团的方向。我们的研究结果表明，星系轮廓和弱透镜质量可以定义一个观测上可行的质量大小的星系团，它可以用来提取宇宙学信息的标度关系。
2021-05-17 astro-ph.CO
The growth and assembly of a massive galaxy at z ~ 2
我们研究的蜘蛛网星系（MRC 1138-262），一个大规模的z = 2.2的射电星系的原星团和一个最明亮的星系团的可能祖先的恒星质量大会。通过拟合恒星星族模型来确定附近的原星系团星系，并确定它们的性质。我们发现，在150千秒差距的射电星系的恒星质量集中在射电星系，但大多数的尘埃未校正，瞬时恒星形成发生在周围的低质量卫星星系。我们预测，在射电星系150千秒差距内的大多数星系将在z = 0时与中央射电星系合并，使其恒星质量增加约2倍。然而，第一次合并需要几百万年才能发生，到那时，巨大的恒星形成率可能已经耗尽了卫星星系中的气体储备。卫星星系的潮汐半径很小，这表明恒星和气体被剥离并沉积在距离中央射电星系数十kpc的地方。这些被剥离的恒星可能会成为星团内的恒星，或者在射电星系周围形成一个扩展的恒星晕，就像在星团核心的cD星系周围观察到的那样。
2009-01-22 astro-ph.CO
On the weak lensing masses of a new sample of galaxy groups
星系群的质量对于将这些系统与暗物质晕宿主联系起来是很重要的。然而，获得准确的质量估计对于低质量星系群来说特别具有挑战性。此外，使用弱透镜估计的观测质量代理的校准主要集中在大规模集群。我们在这里提出了一个研究晕质量的星系群的样本确定根据光谱目录，跨越了很宽的质量范围。我们的分析的主要动机是评估质量估计所提供的星系群目录通过丰度匹配光度技术。我们得到总晕质量估计堆叠弱透镜分析。我们的研究允许测试的准确性，质量估计的基础上，这种技术作为一个代理的晕大集团样品的质量。透镜配置文件计算相结合的集团在不同的箱的丰度匹配的质量，丰富度和红移。拟合透镜质量与从丰度匹配获得的质量相关。然而，当考虑低质量和中等质量范围内的群体时，根据特征群体光度计算的质量往往预测比弱透镜分析确定的更高的值。如果所选的星系群有一个中心的早型星系，则在低质量范围内的一致性会提高。所提出的结果验证了使用的质量估计的基础上的丰度匹配技术，提供良好的代理晕主机质量在很宽的质量范围。
2021-04-21 astro-ph.CO
Constraints on Cosmology and Baryonic Feedback with the Deep Lens Survey Using Galaxy-Galaxy and Galaxy-Mass Power Spectra
我们提出了宇宙学参数测量深透镜巡天（DLS）使用星系质量和星系-星系功率谱的多极范围$\ell=250\sim2000$。我们测量了以$z\sim0.27$和$0.54$为中心的两个透镜仓的星系-星系功率谱和星系-质量功率谱，通过互相关的方法测量了这两个透镜仓中星系的位置与以$z\sim0.64$和$1.1$为中心的两个源仓中星系的形状。我们边缘化的重子反馈过程中使用的单参数表示和中微子质量的总和，以及光度红移和剪切校准系统的不确定性。对于一个平坦的$Λ$ CDM宇宙学，我们确定了$S_8\equivσ_8\sqrt{Ω_m/0.3}=0.810^{+0.039}_{-0.031}$，与我们以前的DLS宇宙剪切和普朗克宇宙微波背景（CMB）的测量结果很好地一致。在没有重子反馈边缘化的情况下，由于活动星系核（AGN）的反馈，只有暗物质的功率谱在最高$\ell$处没有抑制，$S_8$降低了$\sim0.05$.结合普朗克CMB测量，我们将重子反馈参数限制为$A_{baryon}=1.07^{+0.31}_{-0.39}$，这表明一个有趣的可能性，即活动星系核的实际反馈可能比OWLS模拟中使用的方法更强。这种解释受到重子反馈模拟的有效性和效应的单参数表示的限制。
2018-11-23 astro-ph.CO
Evolution of the mass-richness relation for the redMaPPer catalog
精确确定星系团质量-可观测关系是现代天体物理学和宇宙学的主要挑战之一。我们提出了一种新的统计方法来约束质量可观测关系的演变。我们只考虑宇宙的大尺度均匀性，而不是测量星系团的单个质量。在这种情况下，我们期望目前的星系团质量函数在宇宙中的任何地方都是相同的。利用相对丰度匹配，我们得到了星系团的丰度$λ(z)$与期望的当前质量$M(t_0)$之间的关系。我们将这种方法应用于从$z=0.1$到$0.6$的10个红移仓中的redMaper星系团目录。我们发现，$λ(z)$ - $M(t_0)$关系并没有从$z=0.1$演化到$0.4$，而是在更高的红移处开始显著演化。这一结果意味着，redMapper丰富似乎是一个更好的代理预期的现今星系团的质量比观测红移的质量。假设宇宙学和星系团的质量吸积历史，有可能将$M(t_0)$转换为星系团红移$M(t_z)$的质量。我们发现了一个显着的$λ(z)$ - $M(t_z)$在所有覆盖的红移范围内的演变。因此，我们提供了一个新的红移相关的丰富的redMapper星系团目录的质量关系。这一结果表明，这种新的方法来探测的标度关系的演变相比，单个星系团质量估计的效率。
2019-04-16 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Galaxy Clustering and the Mass-to-Number Ratio of Galaxy Clusters: Marginalizing over the Physics of Galaxy Formation
许多获得宇宙学约束的方法都依赖于星系和暗物质之间的联系。然而，星系的分布依赖于它们的形成和演化以及宇宙学模型，星系形成仍然不是一个很好的约束过程。因此，使用星系作为暗物质示踪剂来探测宇宙学的方法必须能够在不事先知道星系形成细节的情况下准确地估计宇宙学参数。我们应用这种推理的方法获得$Ω_m$和$σ_8$星系团结合质量与数量比的星系团。为了测试这种方法的灵敏度变化，由于星系形成，我们考虑了几种不同的模型应用于同一宇宙学暗物质模拟。然后，使用每个模型中的观测值估计宇宙学参数，边缘化晕占据分布（HOD）的参数。我们发现，在模型中的星系可以很好地表示由一个参数化的HOD，这种方法可以成功地提取所需的宇宙学参数范围广泛的星系形成处方。
2013-06-19 astro-ph.CO
The importance of the local density in shaping the galaxy stellar mass functions
利用四个不同的调查-帕多瓦千年星系和集团目录（PM2 GC），宽场近星系团调查（WINGS），IMACS集群建设调查（ICBS）和ESO遥远的集群调查（EDisCS）的能力-我们分析了星系恒星质量分布作为质量有限样本中局部密度的函数，从低（z>0.04）到高（z<0.8）红移。我们发现，在所有的红移和在所有的环境中，局部密度在塑造质量分布的作用。在磁场中，它在质量极限以上的任何质量下调节质量函数的形状。在星系团中，它似乎只在低质量时才重要（WINGS中log M_ast/M_sun <10.1，EDisCS中log M_ast/M_sun < 10.4），否则它似乎不影响质量分布。将我们的结果与Calvi等人和Vulcani等人的结果放在一起，我们认为，至少在$z\leq 0.8$局部密度在确定星系恒星质量分布方面比全球环境更重要，这表明星系性质并不依赖于晕质量，但确实依赖于局部尺度过程。
2011-11-03 astro-ph.CO
A Bayesian Hierarchical Approach to Galaxy-Galaxy Lensing
本文提出了一种贝叶斯层次推理方法，利用弱引力透镜研究了暗物质晕与其中心星系的性质之间的关系。与传统方法不同，该技术不诉诸于将弱透镜信号堆叠在仓中，并且因此允许更有效地使用数据中的信息内容。我们的方法是特别有用的约束两个或两个以上的星系属性和暗物质晕质量之间的标度关系，也可以用来约束这些标度关系的内在散射。我们发现，如果观测散射没有得到适当的解释，传统的叠加方法在探索多个星系属性和晕质量之间的相关性时会产生有偏见的结果。例如，这种偏差可能会影响星系质量、晕质量和星系大小或星系颜色之间的联合相关性的研究。相比之下，我们的方法可以轻松有效地处理多个星系属性和晕质量的内在和观测散射。我们在具有不同复杂度的模拟上测试我们的方法。我们发现，我们可以恢复的平均晕质量和浓度，每一个与$0.1$ dex精度，和固有的散射晕质量与$0.05$ dex精度。在目前的版本中，我们的方法将是最有用的研究集团和集群，以及大规模的星系样本与$\log{M_*} > 11$，其中卫星分数低的中心星系周围的弱透镜信号。
2018-09-09 astro-ph.CO
Shaping the galaxy stellar mass function with supernova- and AGN-driven winds
在宇宙的代表性区域的星系形成的宇宙流体动力学模拟通常需要诉诸次分辨率模型遵循的一些反馈过程至关重要的星系形成。在这里，我们表明，一个能量驱动的外流模型，其中风速降低，风质量负载增加，在低质量星系，如观察所建议的，可以产生一个很好的匹配所观察到的星系恒星质量函数的低质量端。高质量端可以同时恢复，如果反馈的活动星系核（AGN）和扩散恒星光的修正可能错过的观测。同时，我们的模型与恒星质量函数在红移z=1和z=2，并与观测到的宇宙恒星形成率密度的红移演化是很好的协议。此外，它还精确地再现了观测到的气体与恒星质量的比率以及星系的特定恒星形成率作为恒星质量的函数。这一协议与一组不同的数据标志着重大进展的流体动力学模型的形成一个代表性的星系人口。它还表明，真正的星系风中的质量通量应该朝着低质量星系强烈增加。如果没有这个假设，在我们的模型中，在星系光度函数的暗端产生过多的星系似乎是不可避免的。
2012-05-11 astro-ph.CO
The mass accretion rate of galaxy clusters: a measurable quantity
我们有兴趣从观测的角度研究星系团的非线性尺度结构的增长：我们探讨了从其质量分布超过维里半径测量星系团的质量吸积率的可能性。我们从球壳的质量导出吸积率，球壳的下落速度是从$N$ -体模拟中提取的。在红移范围$z=[0,2]$，我们的处方返回一个平均质量吸积率内$20-40 \%$的平均速率来自合并树的暗物质晕提取$N$体模拟。我们的结果表明，测量一个星系团样本的平均质量吸积率是可行的，从而为宇宙学和结构形成模型提供了一个新的潜在的观测检验。
2016-05-24 astro-ph.CO
Galaxy environments over cosmic time: the non-evolving radial galaxy distributions around massive galaxies since z=1.6
我们提出了一个统计研究的大质量星系的环境中的四个红移箱之间的z=0.04和z=1.6，使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和NEWFIRM中带巡天（NMBS）。我们测量了圆柱体中星系的投影径向分布，围绕一个常数密度选择的大质量星系样本，并利用污染源的统计减法。我们的分析表明，大质量的主星系通常生活在群晕中，并被2到3个质量超过主星系质量十分之一的卫星星系所包围。这些卫星星系中累积的恒星质量大约等于主星系本身的质量。我们进一步发现，在过去的9.5 Gyr的径向数密度分布的星系周围的大质量的原色没有演变显着的斜率或整体归一化。一个简单的解释，这一结果可以被视为证据缺乏合并的研究组和支持静态演化模型的晕包含大量的原色。另外，在合并和新卫星的吸积之间存在着一种紧密的平衡，这样在晕内和周围的星系的整体分布就被保留下来了。后一种解释是支持比较半解析模型，它显示了类似的恒定平均卫星分布在相同的红移范围。
2013-02-12 astro-ph.CO
The distribution of galaxy morphological types and the morphology-mass relation in different environments at low redshift
我们使用\sim 2000星系属于不同的环境，以显示如何不同的星系形态类型的分数与全球环境的变化，并作为函数的星系恒星质量在低红移。考虑log 10 M \star /M \bigodot >= 10.25的质量有限的星系样本，我们发现Es-S 0 s/晚型星系的比例从单星系到双星再到星系群是平稳的增加/减少。考虑到所有的环境，分数变化是更明显的S 0 s和晚型比椭圆形，仅仅由于一个急剧增强/缺乏的S 0 s/晚型的集群相比，其他环境。质量范围为10.25 <log 10 M \star /M \bigodot < 11的星系的形态分布除星团外，与星系恒星质量和全球环境无关。质量大于log 10 M \star /M \bigodot = 11的星系的形态是星系质量和全球环境的函数。因此，星系的形态-质量关系随着全球环境的变化而变化，这表明星系的恒星质量不是驱动星系形态分布的唯一参数。星系团中S 0和晚型星系的形态-质量关系与其他环境相比是特殊的，这强烈表明星系团特有的效应作用于这两种类型的星系，并且星系团中相当数量的S 0与其他环境中的S 0具有不同的起源。
2011-10-04 astro-ph.CO
First Galaxy-Galaxy Lensing Measurement of Satellite Halo Mass in the CFHT Stripe-82 Survey
我们从SDSS光谱星系构建的星系群目录中选取卫星星系，利用CFHT/MegaCam Stripe-82巡天中提取的源目录测量这些星系周围的切向剪切，以约束与它们相关的暗晕质量。在质量范围为[10^{13}，5 × 10 ^{14}]h^{-1} M_{sun}的卫星群周围测量透镜信号，发现与理论预期吻合得很好。用截断的NFW剖面拟合数据，我们得到了平均晕下质量log M_{sub} = 11.68 \pm 0.67（对于到中心星系的投影距离在[0.1，0.3] h^{-1}Mpc范围内的卫星），log M_{sub} = 11.68 \pm 0.76（对于到中心星系的投影距离在[0.3，0.5] h^{-1}Mpc.最适合的subhalo质量是相当于截断subhalo质量分配给卫星星系使用丰度匹配和约5至10倍高于平均恒星质量的透镜卫星星系。
2013-12-12 astro-ph.CO
On the Correlations between Galaxy Properties and Supermassive Black Hole Mass
我们使用一个大样本的上限和准确估计的超大质量黑洞质量加上图书馆的主机星系速度色散，旋转速度和光度参数提取斯隆数字巡天i波段图像建立SMBH和主机星系参数之间的相关性。我们测试是否质量的黑洞，MBH，从根本上是由本地或全球星系的属性。我们探讨了MBH与恒星速度色散σ、星系球光度、星系球质量Sersic指数、星系球平均有效表面亮度、星系光度、星系恒星质量、最大圆速度Vc、星系动力学和有效质量之间的相关性。我们验证的MBH-西格玛关系的紧密性，并发现与其他星系参数的相关性不产生更紧密的趋势。我们没有发现的MBH-西格玛关系的酒吧和unbarred星系的差异。伪凸起的MBH-sigma关系也是粗糙的，并且具有与涉及经典凸起的MBH-sigma关系不同的斜率。MBH-凸起质量不像MBH-sigma关系那么紧密，尽管凸起质量被证明是比凸起光度更好的MBH代理。我们发现MBH和Sersic指数之间的相关性相当差，这表明MBH与凸起光浓度无关。MBH和星系光度或质量之间的相关性并没有比MBH sigma关系有明显的改善。如果Vc是暗物质晕质量的替代物，那么MBH-Vc关系的大离散度表明MBH与重子的耦合程度更高，而不是与暗物质的耦合程度更高。我们已经测试了MBH标度关系中的第三个参数的需要，通过各种线性相关的凸起和星系参数，只确认SMBH的基本平面主要是由西格玛驱动，由于有效半径的小倾斜。（节录）
2011-10-30 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Redshift Space Distortions from the Clipped Galaxy Field
我们提出了第一个宇宙学测量来自星系密度场的“裁剪”变换。通过在星系和质量大会调查（GAMA）中对星系数密度场强制执行上限，极大地减少了维里化和星系偏置的非线性过程的贡献。这导致了一个星系的功率谱，这是更容易建模，没有校准的数值模拟。本文建立了一个在红移空间中的剪裁光场功率谱的理论模型，该模型对于各向异性高斯光场是精确的。削波被发现，传统的凯泽处方的适用性扩展超过一个因素的三个波数，或一个因素的三十方面的傅立叶模式的数量。通过模拟尺度k < 0.3 h/Mpc的星系功率谱和密度波动$δ_g < 4$，我们测量了归一化的增长率$fσ_8(z = 0.18) = 0.29 \pm 0.10$。
2016-01-05 astro-ph.CO
Galaxy Kinematics and Mass Calibration in Massive SZE Selected Galaxy Clusters to z=1.3
星系团中星系的相空间分布不仅可以用来研究星系团的形成和演化，而且可以用来测量星系团的质量分布。本文利用$\sim$ 3000从110个星系团中抽取的被动无发射谱线星系团进行了动力学研究。星系团是在2500度$^2$ SPT-SZ巡天中利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）选择的，覆盖了红移范围$0.2 < z < 1.3$。我们使用Jeans方程模拟集群，同时采用NFW质量分布和广泛的速度色散各向异性配置文件。数据更喜欢的速度色散各向异性配置文件，是近似各向同性的中心附近，并越来越多的径向对集群维里半径，这是真实的所有红移和质量，我们研究。被动星系的伪相空间密度分布与宇宙学$N$体模拟中暗物质粒子和暗晕的预期一致。动力学质量的限制是在良好的协议与外部质量估计的SPT集群样本从弱透镜，速度色散，或X射线$Y_X$测量。然而，动力学质量较低（在2.2 $σ$水平）相比，质量校准时，有利于拟合的SPT集群数据$Λ$ CDM模型与外部宇宙学先验，包括从普朗克CMB各向异性数据。这种差异随着红移的增加而增加，在最高的红移区间，动力学质量与SPT+普朗克质量的比值是$η=0.63^{+0.13}_{-0.08}\pm0.06$（统计和系统），对应于$2.6σ$差异。
2018-09-26 astro-ph.CO
Temperature Structure and Mass-Temperature Scatter In Galaxy Clusters
基于对星系团宽视场观测的精确宇宙学研究受益于质量-可观测关系中内在散射的约束。原则上，结合直接测量星系团的结构变化与质量代理，如X射线光度和温度的双参数模型可以用来限制质量代理和集群的晕质量之间的关系的散射，并测量红移的散射演化。量化团簇子结构的一个候选者是从X射线光谱性质推断的ICM温度不均匀性，其中的一个例子是T_HBR，硬带与宽带光谱拟合温度的比率。在本文中，我们使用118个星系团的辐射冷却和反馈模拟测试的有效性T_HBR作为一个指标的散射的质量-温度关系。我们发现，虽然T_HBR与团簇偏离平均M-T_X关系的δlnT_X相关，但影响不大。
2012-01-26 astro-ph.CO
Quantifying the statistics of CMB-lensing-derived galaxy cluster mass measurements with simulations
CMB透镜是一种有前途的、新颖的测量星系团质量的方法，可以用于，例如，用于星系团计数分析中的质量校准。如果在随后的分析中使用这些测量结果不导致有偏见的结果，那么了解通过这些测量获得的可观测的星系团质量的统计数据是至关重要的。利用N体模拟得到的模拟观测，研究了类普朗克实验观测到的CMB透镜星系团质量的统计特性。我们量化的偏见和内在的散射与此观察到以下两种不同的方法，其中一个是由于集群和附近的相关大尺度结构的信号被隔离，另一个是由于不相关的大尺度结构的变化也被考虑在内。对于我们的第一种方法，我们还量化了散射中对数正态性的偏差，发现它们对我们的类普朗克实验的质量校准的影响可以忽略不计。我们简要地讨论了我们的一些结果如何改变实验具有较高的角分辨率和较低的噪声水平，如目前这一代的调查获得地面，大口径望远镜。
2020-08-06 astro-ph.CO
KiDS+VIKING+GAMA: Testing semi-analytic models of galaxy evolution with galaxy-galaxy-galaxy lensing
几个半解析模型试图解释星系如何在暗物质大尺度结构中形成、演化和相互作用。这些SAM可以通过比较它们对星系-星系-星系透镜（G3 L）的预测来检验，G3 L是星系对周围的弱引力透镜，与观测结果相比较。我们评估了Henriques et al.（2015; H15）和Lagos et al.（2012; L12）在Millennium Run中实施的SAM，通过比较他们对G3 L的预测与比以前研究更小尺度的观测以及来自不同种群的透镜星系对。我们比较的G3 L信号预测的SAM的测量重叠的星系和质量大会调查（GAMA），千度调查（KiDS），和VISTA千度红外星系调查（维京），分裂透镜星系成两个颜色和五个恒星质量的样本。使用改进的G3 L估计，我们测量的物质分布的三点相关的混合透镜对的星系从不同的样本，和未混合透镜对的星系从同一个样本。H15 SAM的预测与所有颜色选择和除一个恒星质量选择样本外的所有样本的观测结果一致，置信度为95%。对于恒星质量低于$9.5h^{-2}\mathrm{M}_\odot$的透镜，在低于$0.2h^{-1}\mathrm{Mpc}$的尺度下会出现偏差。L12 SAM对恒星质量选定样本和红色星系的预测明显高于观测值，而对蓝色星系对的预测信号太低。L12 SAM比H15 SAM和观测结果预测了更多的小恒星质量和红色星系对，以及更少的蓝色星系对。可能的解释是SA…
2020-06-12 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): the clustering of galaxy groups
我们探讨了星系团的星系和质量大会（GAMA）调查的集团偏差和配置文件的依赖分离规模和集团质量的集群。由于固有的不确定性，在估计集团选择功能，因此集团自动关联函数，我们代替测量投影星系-集团交叉关联函数。我们发现，集团概况有很强的规模和规模$r_\bot \lesssim 1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$上的集团质量的依赖性。我们还发现证据表明，最大的群体生活在扩展，过度密集的结构中。在第一次应用显着的聚类统计组，我们发现，集团质量显着的聚类峰值规模相当于典型的组半径的$r_\bot \approx 0.5 h^{-1} \mathrm{Mpc}$。虽然大质量星系与大质量星系群有关，但显著的统计数据显示，星系群内没有星系质量分离的迹象。我们从IllustrisTNG模拟和L-Galerkin模型中得到了类似的结果，尽管L-Galerkin在小尺度上显示出增强的偏差和星系质量依赖性。
2021-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Emergent gravity fails to explain color-dependent galaxy-galaxy lensing signals from SDSS Dr7
我们使用基于SDSS DR 7数据的星系-星系透镜技术来检验涌现引力（EG）理论。在EG的情况下，我们不期望颜色依赖的星系样本中的“表观暗物质”预测EG，这是只施加重子质量。如果重子质量相似，那么根据EG，从重子质量预测的透镜轮廓应该是相似的，不管星系样本的颜色如何。我们使用星系的恒星质量作为其重子质量的代理。我们将星系样本分为5个恒星质量仓，并在每个恒星质量仓中将它们进一步分类为红色和蓝色子样本。如果我们设置晕质量和浓度为自由参数，$Λ$ CDM是有利于我们的数据方面的约化$χ^2$，而EG未能解释的颜色依赖性的ESD从星系-星系透镜测量。
2021-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stripe 82 Massive Galaxy Project II: Stellar Mass Completeness of Spectroscopic Galaxy Samples from the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey
重子振荡光谱巡天（BOSS）在$0.15<z<0.7$收集了超过100万个星系的光谱，体积为15.3 Gpc $^3$（9，376 deg $^2$）-为我们提供了一个研究最大质量星系种群的机会，样本方差为零。然而，BOSS样品是通过复杂的颜色切割选择的，这些颜色切割是为宇宙学研究而优化的，而不是星系科学。在本文中，我们补充BOSS样品的光度红移条纹82大质量星系目录和测量总星系恒星质量函数（SMF）在$z\sim0.3$和$z\sim0.55$。在总SMF的基础上，我们描述了BOSS样品的恒星质量完整性。高红移CMASS（“恒定质量”）样品受到质量不完整性的显著影响，并且仅在窄红移范围$z=[0.51,0.61]$中在$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) >11.6$上完成80%。对于$z=[0.15,0.43]$，低红移LOWZ样品在$\log_{10}(M_*/M_{\odot}) >11.6$处完成80%。为了在较低的质量下构建质量完整的样品，光谱样品需要显著地补充光度红移。这项工作将使未来的研究能够更好地利用BOSS样本进行星系形成科学。
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy - dark matter halo connection: which galaxy properties are correlated with the host halo mass?
我们演示了如何一个星系的属性取决于它的主机暗物质subhalo的质量，使用两个独立的模型的星系形成。对于恒星质量和黑洞质量的情况下，中值属性值显示出单调依赖于subhalo质量。的斜率的关系的变化为subhalo群众加热的活动星系核变得重要。中央星系和卫星星系的中值属性值预测是非常相似的。这两个模型预测相当大的分散周围的中位数属性值，虽然分散的大小是模型相关的。在一个固定的晕下质量下，中值星系的性质只有适度的红移演化。然而，像冷气质量和恒星形成率这样的性质被预测对次晕质量有着复杂的依赖性。在这些情况下，暗晕下的质量并不能很好地反映星系的性质。我们说明了如何在星系的属性- subhalo质量平面的预测不同的假设，在星系聚类的经验模型重建模型输出使用subhalo丰度匹配计划。在其最简单的形式中，丰度匹配通常不再现由模型预测的聚类，通常导致聚类信号的过度预测。我们展示了如何扩展基本的丰度匹配方案，以更忠实地再现模型预测，这对星系聚类分析，特别是低丰度样本的影响。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Uncovering Mass Segregation with Galaxy Analogues in Dark Matter Simulations
我们研究质量分离集团和集群环境中识别星系类似物在高分辨率的暗物质模拟。由AHF和ROCKSTAR晕轮探测器确定的晕轮具有相似的质量函数，与分辨率无关，但由于明显不同的晕轮层次而具有不同的径向分布。我们提出了一个简单的方法来分类subhalos星系类似物。星系类似物的径向分布同意以及在大晕中心半径AHF和ROCKSTAR，但不同意附近的父晕中心的相空间信息ROCKSTAR是必不可少的。我们看到在小半径（$0.5\,r_{vir}$内）有明显的质量分离，平均星系类似物质量随半径减小。超过维里半径，我们发现一个温和的趋势，平均星系模拟质量随半径增加。这些质量分离趋势在小群体中最强，并由低质量类似物的分离所主导。在大质量星系类似物中缺乏质量分离表明，所观察到的趋势是由母晕复杂的吸积历史驱动的，而不是动力学摩擦。
2016-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): The halo mass of galaxy groups from maximum-likelihood weak lensing
我们提出了一个极大似然弱透镜分析的质量分布在光学选择的光谱星系群（G $^3$ CV 5）的星系和质量大会（GAMA）的调查，使用背景斯隆数字巡天（SDSS）测光星系。本文研究了晕质量$M_h$与各种群观测量的标度关系。我们的主要结果是：1）晕质量与星系群光度、维里体积和中心星系恒星质量的关系$M_\star$与Millennium $Λ$ CDM N体模拟中GALFORM半解析星系形成模型的模拟星系群星表的预测结果吻合得很好; 2）晕质量与速度频散和投影半丰度半径的实测关系与模拟预测相比显示出弱张力，暗示了模拟星系动力学及其小尺度分布中的问题; 3）由弱透镜测量的中值$M_h|M_\star$对固定$M_h$时$M_\star$的对数正态色散的依赖性比对中值$M_\star|M_h$的依赖性更强。我们的测量表明$σ_{\log(M_\star)}\sim 0.15$的内在分散性; 4）将我们的质量估计与目录中的质量估计进行比较，我们发现G $^3$ Cv 5质量在用于选择组样本的子集时会给出有偏差的结果。在我们使用弱透镜测量校准的各种新的晕质量估计中，组光度是组质量的最佳单代理估计。
2014-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Invisible Major Mergers: Why the Definition of a Galaxy Merger Ratio Matters
暗物质晕质量、星系恒星质量和星系冷气体质量之间的映射关系不是简单的线性关系，而是受到一系列广泛的星系形成过程的影响。我们实现观测归一化的暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量之间的关系，探索这些映射，特别强调一个主要的星系合并的不同定义之间的相关性。我们总是用质量比m/M>0.3来定义一次大合并，但允许用以下三种方式来定义用来计算这个比值的质量：暗物质晕质量、星系恒星质量或星系重子质量（恒星和冷气体）。我们发现，合并比例分配给任何特定的合并事件强烈依赖于这些质量被使用，不同的质量比定义之间的映射显示出强烈的演化与晕质量和红移。例如，在小星系（M_DM <10 ^11 Msun）中，主要的暗物质合并（>0.3）通常对应于非常小的恒星合并（<1/20）。这些合并包含大量的暗物质，即使没有可观测到的明亮伴星，也会对主星系造成可观测的形态破坏。在大质量星系中，则有相反的效应，明亮的伴星系只对应于较小的暗物质合并。我们强调，在比较基于不同质量比定义的合并时必须非常小心。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling Baryonic Effects on Galaxy Cluster Mass Profiles
引力透镜是研究星系团质量分布和宇宙学的有力工具。然而，精确测量的集群质量分布是有限的，在集群天体物理学的不确定性。在这项工作中，我们提出了一个物理激励模型的重子效应的集群质量配置文件，自洽地考虑到重子的浓度以及质量吸积历史的星系团的影响。我们校准这个模型使用Omega500流体动力学宇宙学模拟的星系团与不同的重子物理。我们的模型将使我们能够同时约束集群质量，浓度和宇宙学参数使用堆叠弱透镜测量即将到来的光学集群调查。
2018-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recent bounds on graviton mass using galaxy clusters
虽然星系团已被证明是测试大量修正引力理论和其他$Λ$ CDM的奇异替代品的绝佳实验室，但直到几年前，只有一篇论文（1974年）得出了星系团引力子质量的极限为$\mathcal{O}(10^{-29})$ eV。为了纠正这一点，在过去的几年里，多个工作已经获得了不同的边界引力子质量使用单个集群数据以及堆叠星系目录。我们回顾这些最近的限制引力子质量使用星系团获得不同的方法。
2019-12-11 astro-ph.CO gr-qc
The radius, at which a galaxy group stops the Hubble stream, and the group mass: an exact analytical solution
星系群或星系团的引力场会减慢哈勃流的速度，并在某个半径$R_0$处将其速度变为零。我们提供了$R_0$和群质量之间的精确分析关系。
2019-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong bimodality in the host halo mass of central galaxies from galaxy-galaxy lensing
我们利用星系-星系透镜效应研究了从斯隆数字巡天中选取的局域布里渊星系（LBG）样本周围的暗物质晕。我们测量平均晕质量的函数的恒星质量和颜色的中央星系。从半解析星系形成模拟构建的模拟星表表明，大多数LBG是其晕的中心对象，大大减少了由于卫星对透镜信号的贡献而引起的解释不确定性。在整个恒星质量范围内，$10.3 < \log [M_*/M_\odot] < 11.6$，我们发现被动中心星系的晕至少是相同恒星质量的恒星形成物体的两倍。该效应的显著性超过$3σ$对$\log [M_*/M_\odot] > 10.7$的显著性。使用模拟目录和数据本身的测试澄清了LBG选择的影响，并表明它不能人为地诱导一个系统的依赖LBG颜色的晕质量。在固定恒星质量的晕质量双峰再现的天体物理模型的基础上，我们的模拟目录，但效果的迹象是不一致的，最近的，几乎无参数的年龄匹配模型。然而，光环职业分布模型与一个简单的（少参数）处方的类型依赖性的影响的符号和幅度可以复制。
2016-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the missing mass problem in MOND for nearby galaxy clusters
Helmholtz-Institut für Strahlen-und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学亥姆霍兹辐射与核物理研究所）；Department of Physics, Institute for Advanced Studies in Basic Sciences (IASBS)（基础科学高等研究院物理系）；Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（布拉格查理大学数学物理学院天文研究所）
研究通过整合银河系-wide初始质量函数理论，重新评估邻近星系团的恒星和残余质量，发现恒星、残余和ICM质量占MOND动态质量的88%以上，缓解了MOND框架下的缺失质量问题。
2026-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy stellar mass function from CCSNe with improved photo-z techniques
在Sedgwick等人（2019）中，我们介绍并利用了一种方法来对抗星系样本选择中的表面亮度和质量偏差，使用核心坍缩超新星（CCSNe）作为指向其宿主星系的指针，以便：（i）搜索低表面亮度星系（LSBG）;（ii）评估给定质量的星系对恒星形成率密度（SFRD）的贡献;以及（iii）由此，使用特定恒星形成（SF）速率的估计来推断SF星系恒星质量函数（GSMF）的形式。一个CCSN选择的SF星系允许探测的形式SFRD和GSMF深入到矮星系质量制度。在目前的工作中，我们给我们的估计的SFRD和恒星形成GSMF的改进约束，在光的改进光度红移估计所需的星系恒星质量的估计。结果是一致的幂律增加SF星系数密度下降到我们的低恒星质量极限$\sim 10^{6.2}$ M $_{\odot}$。没有偏离高质量版本的表面亮度-质量关系被发现在矮质量制度。这些发现意味着星系形成过程至少在$\sim 10^{6.2}$ M $_{\odot}$以下没有截断。
2019-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring galaxy cluster mass profiles into the low acceleration regime with galaxy kinematics
本研究利用星系运动学探测10个HIFLUGCS星系团的动力学质量轮廓，通过求解球对称金斯方程缓解质量-速度各向异性简并，发现非弛豫星系团质量比流体静力学质量平均高50%，且星系团偏离星系定义的径向加速度关系。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Stellar Mass Function and Low Surface Brightness Galaxies from Core-Collapse Supernovae
我们介绍了一种方法，通过选择恒星形成的星系通过核心坍缩超新星（CCSNe）的位置，表面亮度和恒星质量的星系样本无偏。同时匹配$\sim$ 2400超新星从SDSS-II超新星巡天到他们的宿主星系使用IAC条纹82遗产coadded成像，我们发现$\sim$ 150以前未被识别的低表面亮度星系（LSBG）。使用一个子样本的$\sim$ 900 CCSNe，我们推断CCSN率和恒星形成率密度作为星系恒星质量的函数，以及恒星形成星系恒星质量函数。由此产生的恒星形成星系的数量密度的增加遵循幂律下降到我们的低质量极限$\sim10^{6.4}$ M $_{\odot}$由一个单一的Schechter函数与一个弱端斜率$α= -1.41$。数密度与调用$Λ$ -CDM宇宙学的EAGLE模拟结果一致。克服表面亮度和恒星质量的偏差是重要的子结构问题的评估。为了估计星系的恒星质量，一个新的代码计算星系光度红移，zMedIC，也被提出，并显示是特别有用的小样本的星系。
2019-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Joint galaxy-galaxy lensing and clustering constraints on galaxy formation
我们比较了Henriques等人（2015）慕尼黑星系形成半分析模型（SAM）和IllustrisTNG套件（主要是TNG 300）的公开版本对星系-星系透镜轮廓和聚类的预测，以及KiDS+GAMA和SDSS-DR 7使用四种不同透镜选择函数的观测结果（恒星质量，恒星质量和集团成员，恒星质量和隔离标准，恒星质量和颜色）。我们发现，这个版本的SAM不同意与当前的数据与$M_\ast > 10^{11}\,M_\odot$的恒星质量只透镜。通过减少卫星星系的合并时间以及减少SAM中的射电模式活动星系核吸积效率，我们获得了更好的协议，无论是透镜和集群，在高质量端。我们表明，新模型与Velliscig等人（2017）提出的中央星系信号一致。转到流体动力学模拟，TNG 300产生良好的透镜预测，无论是对恒星质量（$χ^2 = 1.81$相比，$χ^2 = 7.79$的SAM），和本地最亮的星系样本（$χ^2 = 3.80$相比，$χ^2 = 5.01$）。加上尘埃修正的颜色，它匹配的SDSS集群信号以及红色低质量星系。我们发现SAMs和TNG 300都预测了中等质量红星系在$r \approx 0.6\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$处的$10.2 < \log_{10} M_\ast [ M_\odot ] < 11.2$的$\sim 50\,\%$过度透镜信号，这需要进一步的…
2020-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The absence of stellar mass segregation in galaxy groups and consistent predictions from GALFORM and EAGLE simulations
我们调查有争议的问题的存在，或缺乏卫星的质量分离星系群使用星系和质量大会（GAMA）调查，半解析和鹰宇宙学流体动力学模拟星系群目录。我们选择具有晕质量$12 \leqslant \log(M_{\text{halo}}/h^{-1}M_\odot) <14.5$和红移$z \leqslant 0.32$的群，并探测恒星质量的径向分布到群维里半径的两倍。所有的样本都是精心构造的，在每个红移范围内的恒星质量是完整的，并努力规范化所有数据的分析。我们的研究表明，在绝对梯度为$\lesssim0.08$ dex的星系群环境中，质量分离可以忽略不计，而且也没有任何红移演化。此外，我们发现，我们的结果至少对GAMA数据是强大的不同的晕质量和集团中心的估计。此外，EAGLE的数据使我们能够探测更微弱的光度（$r$ -带星等为22），以及调查的三维空间分布与固有的晕属性，超出了目前的观测数据可以提供。在这两种情况下，我们发现，较暗的EAGLE数据显示在$z \leqslant 0.22$非常温和的空间质量分离，这是再次不明显，在较高的红移。有趣的是，我们的结果与斯隆数字巡天的一些早期发现形成了对比。我们调查了分歧的来源，并认为组查找算法之间的细微差异可能是根本原因。
2016-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the Dark from the Observable: Estimating Halo Masses Using Galaxy Properties
Perimeter Institute for Theoretical Physics（Perimeter理论物理研究所）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学）
本研究利用随机森林、OLS、符号回归等方法，分析星系可观测属性与暗晕质量的相关性，发现气体质量等属性对暗晕质量估计的重要性，提出可基于星系观测量约束暗晕质量的新途径。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Future constraints on the gravitational slip with the mass profiles of galaxy clusters
引力滑移参数是宇宙学尺度和天体物理尺度两大类引力理论之间的一个重要参数。在这项工作中，我们使用的组合的模拟信息的星系团的质量配置文件，推断强+弱透镜分析和集群成员星系的动力学的研究，重建的引力滑移参数$η$和预测的准确性，它可以约束与当前和未来的星系团调查。执行全似然统计分析，我们表明，星系团的观测可以约束$η$下降到百分之几的集群已经与水平。我们讨论了可能的系统学的意义，并表明，用于重建的动力学质量分布的星系团的质量和星系成员的数量有一个温和的影响预测的约束。
2019-01-07 astro-ph.CO gr-qc
The accurate mass distribution of M87, the Giant Galaxy with imaged shadow of its supermassive black hole, as a portal to new Physics
事件视界望远镜对巨CD星系M87中心的超大质量黑洞的质量进行了非常仔细的估计，结合最近的高质量光度和光谱测量，得出了从星系中心到维里半径的适当的暗/亮质量分解。这为我们提供了关于关键宇宙学和天体物理学问题的决定性信息。首次探测到在超大质量黑洞引力控制下的星系区域内的暗物质和标准物质分布。众所周知的超大质量黑洞在最高星系质量下的质量与恒星弥散速度的关系意味着前者的奇异增长。这可能是第一个可以证明超大质量黑洞质量增长也是由暗物质成分贡献的案例。一个巨大的暗物质晕核心的星系与效率低下的重子反馈是存在的，因此限制了暗晕粒子的性质。在盘系统中已经出现的暗/亮结构特性之间的无法解释的纠缠也出现了。
2022-06-04 astro-ph.CO gr-qc
Galaxy population properties of the massive X-ray luminous galaxy cluster XDCP J0044.0-2033 at z=1.58: red-sequence formation, massive galaxy assembly, and central star formation activity
我们研究了z=1.58的大质量X射线发光星系团XDCP J0044.0-2033的各种星系人口特性，这构成了目前已知的最极端的物质密度峰值。我们分析了深VLT/HAWK-I近红外数据在J-和KS-波段，补充斯巴鲁成像在i和V，斯皮策观测在4.5微米，和新的光谱观测与VLT/FORS 2。我们探测到一个约90个星系的星系团相关的过剩人口，它遵循一个中心峰值，紧凑的NFW星系表面密度轮廓的浓度为c200~10。基于斯皮策4.5微米成像数据，我们测量了fstar的恒星质量分数，500=（3.3+-1.4）%，与本地值一致。核心区J-和KS-波段星系总光度函数给出的特征星等J* 和Ks* 与简单的zf =3爆发模型的预期一致。然而，对光谱确认成员的形态和颜色分布的详细观察表明，最大质量的星系正在通过合并过程经历一个非常活跃的质量组装时代。因此，星系团红色序列的亮端并不存在，而在中间星等[Ks*，Ks*+1.6]时，存在一个红色的轨迹种群，然后在比Ks*+1.6更暗的星等处被急剧截断。占主导地位的集群核心人口包括淬火后的星系过渡到红色序列在中间的幅度，而另外一个显着的蓝色云人口的微弱的恒星形成的星系是目前即使在dennial中心区域。我们的观测结果支持的情况下，密集的z~1.6集群环境的主导作用是加速质量组装的时间尺度，通过合并活动，负责驾驶核心星系的质量淬灭阈值的log（Mstar/Msu…
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Simple Technique for Predicting High-Redshift Galaxy Evolution
我们表明，星系的特定恒星形成率（SSFRs）的主机晕的特定质量吸积率（SMARs）的比率强烈约束星系的恒星质量，特定恒星形成率，和主机晕质量如何随着宇宙时间的演变。这种演化限制提供了一种简单的方法来探测z>8的星系群，而无需直接观测。在z=4的星系属性的方法的测试成功地再现了已知的恒星质量-晕质量（SMHM）关系，星系SSFR和宇宙恒星形成率（CSFR）的演变为5<z<8。然后，我们预测这些性质的持续演变为8<z<15。与SMHM关系在z<4时的非演化相反，在z>4时，固定晕质量的星系中值质量强烈增加。我们表明，这一结果是密切相关的扁平星系SSFR在z>2相比，晕特定的质量吸积率，我们预计，平均星系SSFR在固定的恒星质量将继续其温和的演变到z~15。预期的CSFR在z>8.5时没有显示出断裂或特征;这限制了再电离和在z=9-10时CSFR急剧下降的可能性。最后，我们对詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的恒星质量和光度函数进行了预测，它应该能够在z=9.6时观测到一个M* > ~10^8 Msun/10^3 Mpc ^3的星系，在z=15时观测到一个M* >~ 10^8 Msun/10^4 Mpc ^3的星系。
2015-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing simulated galaxy stellar mass histories
宇宙学的星系形成模拟现在可以产生丰富多样的星系历史集合。这些模拟的星系历史，加在一起，为“星系是如何形成的”这个问题提供了答案。“用于构建它们的模型。我们这样的星系历史合奏的特点，了解他们的属性，并确定一个给定的星系形成模型或不同的星系形成模型和模拟之间的历史比较点。我们主要集中在恒星质量历史的星系具有相同的最终恒星质量，为6个最终恒星质量值和三个不同的模拟星系形成模型（半解析模型建立在暗物质千年模拟和两个模型从流体动力学OverWhelmingly大模拟项目）。使用主成分分析（PCA）的平均恒星质量的历史，我们发现，一个波动占主导地位的所有集的历史，我们认为，虽然它的形状和贡献可以在样本之间变化。我们将PCA表征与几个$z=0$星系属性（与调查观测值连接），并将其与其他一些星系历史属性进行比较。然后，我们探索分离星系恒星质量的历史到类，使用最大的PCA贡献，k均值聚类，和简单的高斯混合模型。对于三组分模型，这些不同的方法往往给出相似的结果。这些历史分类方法提供了一个简洁和快速的方式来表征变化的全部合奏的历史模拟人口的物理假设是不同的，比较不同的模拟人口的历史彼此，并评估模拟历史的关系，固定时间的观察。
2014-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
