Deep Surface Brightness Profiles of Spiral Galaxies from SDSS Stripe82: Touching Stellar Halos
利用SDSS Stripe 82的数据，我们获得了7个从正面到中间倾斜的晚型螺旋的深径向表面亮度剖面，其亮度在r '波段的范围内一直到\sim 30 mag arcsec^-2。我们没有发现任何证据表明，光盘的光分布的急剧切断，但顺利延续到星系的恒星晕。恒星晕在\sim 28等角秒^-2处开始影响星系的表面亮度轮廓，径向距离为\sim 4-10内标度长度。我们发现，从恒星晕的光的贡献可能是负责以前的分类的表面亮度轮廓为III型晚型星系。为了估计恒星晕光对星系总光的贡献，我们对所有分量进行了相似拟合，进行了Bulge/Disk/Stellar Halo分解。晕光对星系总光的贡献从~ 1%到~ 5%不等，但在正在进行的合并中，晕光的比例可以高达~ 10%，与星系的光度无关。我们还探索了我们星系的恒星晕的积分（g '-r'）色。我们发现（g '-r'）颜色范围从~ 0.4到~ 1.2。通过用模型预测来面对这些颜色，我们遇到了用传统IMF将我们非常红的颜色拟合到恒星星族网格上的问题。非常红的晕颜色可以归因于由底重的IMF产生的低到中等金属丰度的非常低质量的恒星所占的恒星星族。
2012-04-13 astro-ph.CO
SDSSJ150634.27+013331.6: the second compact elliptical galaxy in the NGC5846 group
利用虚拟天文台（Virtual Observatory，VO）工作流程，在NGC 5846星系群中发现了第二个致密椭圆星系SDSSJ 150634.27 +013331.6。该天体（M_B = -15.98 mag，R_e = 0.24 kpc）是第五个可以获得空间分辨运动学和恒星星族的天体。我们使用存档的HST WFPC 2图像来证明它的光剖面具有双组分结构，并集成GALEX，SDSS，UKIDSS和Spitzer的测光来构建多波长SED以约束恒星形成历史（SFH）。我们用卡拉尔-阿尔托3.5米望远镜的PMAS IFU摄谱仪观测了该星系，并利用全谱拟合技术获得了它的运动学和恒星星族性质的二维图。它的结构、动力学和恒星星族特性表明，它有一个被NGC 5846严重潮汐剥离的大质量祖先。
2010-03-08 astro-ph.CO
Clustering and Bias Measurements of SDSS Voids
使用空目录从SDSS调查，我们提出了第一次测量空集群和相应的空偏差。在30-200 Mpc/h的范围内，对于半径为15-20 Mpc/h的空隙，在5 σ显著性下检测到空隙自相关。我们还测量了在较高的信噪比下的空星系互相关，并将推断出的空偏差与自相关结果进行了比较。对于给定尺寸的空隙，空隙偏差在尺度上是恒定的，但随着空隙半径从15 Mpc/h增加到30 Mpc/h，其值从5.6 +/- 1.0下降到零以下。我们的测量与仔细匹配的星系模拟目录，没有自由参数的空隙，比较表明，模型预测可以可靠地作出空隙的相关性。我们研究了示踪剂密度和空隙尺寸的空隙偏差的依赖关系，以期在未来的应用。结合我们以前的透镜测量的空隙质量分布，这些聚类测量提供了另一个步骤使用空隙作为宇宙示踪剂。
2016-01-28 astro-ph.CO
The Spitzer Extragalactic Representative Volume Survey (SERVS): The Environments of High-z SDSS Quasi-Stellar-Objects
本文介绍了斯皮策河外代表性体积巡天（SERVS）中SDSS类星体（QSO）的环境研究。我们集中在高红移类星体，因为这些还没有被大量研究的数据，这种深度之前。我们使用IRAC 3.6-4.5μm的物体颜色和辅助r波段数据来过滤尽可能多的前景污染。这种方法使我们能够在z ~ 2.0的红移区间内发现类星体周围的星系密度大于4-σ，在z ~ 3.3的红移区间内发现类星体周围的星系密度大于2-σ。我们比较我们的研究结果的半解析星系形成模型的预测，基于ΛCDM千年模拟，并发现两个红移箱，模型预测匹配以及源密度，我们已经从SERVS数据测量。
2011-05-03 astro-ph.CO
The distribution of stellar mass in the low-redshift Universe
我们使用斯隆数字巡天的近50万个星系的完整和统一的样本来描述低红移宇宙中恒星质量的分布。星系丰度在恒星质量的四个数量级上都得到了很好的确定，并且可以合理地但不是完全地用一个特征恒星质量m* = 6.7 x 10^10 M_sun，暗端斜率α=-1.155的谢克特函数来拟合。对于标准宇宙学和标准恒星初始质量函数，在低红移宇宙中只有3.5%的重子被锁定在恒星中。当r_p < 30 Mpc/h时，可稳健而精确地确定恒星质量的投影自相关函数。在10 kpc/kpc < r_p < 10 Mpc/h的范围内，它非常好地由幂律表示。相应的三维自相关函数为λ *（r）=（r/6.1 Mpc/h）^{-1.84}。相对于暗物质，恒星质量分布的偏差在大尺度上近似恒定，但当r_p < 1 Mpc/h时变化为五倍。这种行为是近似的，但不是完美地再现了目前的星系形成的和谐LCDM宇宙学模型。详细的比较表明，波动幅度σ_8 ~ 0.8比千年模拟模型中采用的稍大的值更可取。这种比较也表明，恒星质量自相关作为红移函数的观测可能为暗能量的性质提供一个强有力的测试。
2009-06-17 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey VII: The Bivariate Neutral Hydrogen-Stellar Mass Function for Massive Galaxies
本文给出了作为GALEX Arecibo SDSS巡天（GASS）的一部分，在Arecibo的中性氢（HI）观测的480个本星系（0.025 < z < 0.050）的样本中得到的大质量（log M_*/M_sun > 10）星系的二元中性氢-恒星质量函数（HISMF）（phi（M_HI，M_*））。我们适合六种不同的模型的HISMF，并发现，Schechter函数，向下延伸到1% HI气体馏分，与一个额外的分数低于该限制的贡献，是最好的参数化的HISMF。我们计算了Omega_{HI, M_* >10^10}，发现大质量星系贡献了本宇宙HI密度的41%。除了合并的HISMF，我们还得到了一个连续的双变量拟合，这表明Schechter参数仅随恒星质量变化很弱：M_HI^* 是HI的特征质量，标度为M_*^0.39; α是中等HI质量时HISMF的斜率，标度为M_*^0.07; f是HI气体含量大于1%的星系比例。标度为M_*^-0.24。f随恒星质量的变化应是数值模拟的一个强约束。为了理解产生HISMF形状的物理机制，我们重新定义了Schechter函数的参数，作为恒星质量和恒星形成速率的显式函数，以产生三变量拟合。这一分析揭示了SFR的强烈趋势。虽然M_HI^* 随恒星质量和SFR的变化很弱，但α是恒星质量和特别是恒星形成速率的更强函数。HISMF是一个重要的工具，可用于约束宇宙…
2013-08-07 astro-ph.CO
A Keck/LRIS Spatially-Resolved Spectroscopic Study of a LINER Galaxy SDSS J091628.05+420818.7
利用Keck I望远镜低分辨率成像光谱仪获得的空间分辨光谱，研究了LINER星系SDSS J091628.05+420818.7中电离源的性质和发射线气体的运动学性质。该星系是一个邻近（z = 0.0241）的明亮（M_r = -20.2）早型星系。在使用简单的恒星星族模型组合减去恒星吸收特征之后，我们测量了四条发射线的通量、视线速度和速度色散，即，Hα、Hβ、[O III] λ5007和[N II] λ6584，以研究发射线通量和速度的径向变化。与观测的点扩散函数相比，发射线区域略微延长，但与视宁度相当。发射线气体的中心浓度表明电离是由核源触发的，不包括作为电离源的老恒星星族。我们发现发射线气体相对于恒星成分是反向旋转的，并且[O III] λ5007线与其他发射线相比是蓝移的，可能是由于流出。
2012-04-23 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey V: The Relation between the HI Content of Galaxies and Metal Enrichment at their Outskirts
利用GALEX Arecibo SDSS巡天观测资料，我们获得了174个恒星质量大于10^10 M_ \odot的成星星系的长缝光谱。这些星系都有HI和H_2质量测量。平均金属丰度曲线在R_90处非常平坦，半径包含90%的r波段光。在我们的样本中，金属丰度分布随半径稳定下降，主要出现在低质量（Log（M *）<10.2）、低浓度和/或低平均质量密度的星系中。然而，超过~R_90，我们样本中大约10%的星系表现出金属丰度的急剧下降。值得注意的是，我们发现外金属丰度下降的幅度与星系的总HI含量（测量为f_HI=M_HI/M_*）有很好的相关性。我们研究径向配置文件的恒星星族年龄和恒星形成率密度，并得出结论，最大的外部金属量下降的星系正在积极增长的恒星盘，整个磁盘的质量倍增时间只有一个典型的GASS星系的三分之一。我们还描述了本地恒星质量密度和金属丰度之间的相关性，这是有效的，在我们的样本中的所有星系。我们认为，最近在这些星系的边缘恒星质量的增长可以链接到吸积或径向运输的相对原始的气体从星系的恒星盘以外。
2011-12-05 astro-ph.CO
The properties of a large sample of low surface brightness galaxies from SDSS
从SDSS中选取了一个B波段中心表面亮度μ 0（B）在22 ~ 24.5 mag arcsec^（-2）之间的大样本低表面亮度盘星系。研究了LSB星系的星等、表面亮度、标度、颜色、金属丰度、恒星星族、恒星质量以及从紫外到红外的多波长SED等性质，并与表面亮度较高的星系进行了比较。然后，我们检查这些属性的变化，表面亮度。
2009-10-11 astro-ph.CO
The Metallicities of Low Stellar Mass Galaxies and the Scatter in the Mass-Metallicity Relation
在这项调查中，我们量化的低质量星系的金属丰度构建最全面的普查。我们使用星系从SDSS和DEEP 2调查和估计金属从他们的光学发射线。我们还使用了两个较小的样品从文献中的金属丰度确定的直接方法使用的温度敏感的[OIII]4363线。我们研究了分散在本地的质量金属丰度（MZ）的关系确定从~ 20，000恒星形成星系的SDSS，并表明，它是较大的恒星质量较低，一致的理论分散在MZ的关系确定从流体动力学模拟。我们确定了恒星质量为~10^7 M_solar的星系金属丰度散射的下限，该下限仅略小于从SDSS MZ关系推断出的预期散射，并明显大于文献中先前建立的散射。恒星形成星系的平均金属丰度随恒星质量的增加而增加。通过研究SDSS MZ关系中的散射，我们发现这主要是由于金属丰度最低的星系。人口的低质量，富含金属的星系的属性是一致的，与以前确定的星系，可能是过渡对象之间的气体丰富的矮不规则和气体贫乏的矮椭球和椭圆。
2012-03-02 astro-ph.CO
A Link Between Star Formation Quenching and Inner Stellar Mass Density in SDSS Central Galaxies
本文以恒星质量为9.75< log M */Msun <11.25，红移z<0.075的SDSS中心星系为样本，研究了星系结构与恒星形成猝灭的相关性。GALEX的紫外线数据被用来干净地划分成恒星形成和淬火星系的样本，并确定在过渡（绿谷）的星系。尽管蓝色和红色星系在视觉上有着明显的差异，但它们的平均径向恒星质量密度分布在固定质量下非常相似（特别是在外部区域）。半径为1 kpc的内部恒星质量表面密度，α_1，被用来量化星系演化过程中凸起的增长。当星系被划分成狭窄的质量仓时，它们在色面中的分布在固定质量下形成了可信的演化轨迹。当星系穿过蓝色星云时，λ_1似乎会增长，一旦它超过一个阈值，星系就会在固定的λ_1处熄灭。猝灭的阈值随恒星质量的增加而增大，即Δ_1 ~ M_*^{0.64}。然而，一些恒星形成星系的存在超过阈值10_1意味着一个致密的隆起是必要的，但不足以完全淬灭星系。这与两步淬火过程是一致的，在这个过程中，星系内的气体通过膨胀驱动的过程（如星暴、活动星系核反馈或形态学淬火）被去除或稳定下来，而外部气体吸积则被单独的晕驱动过程（如晕气激波加热）抑制。因此，淬灭取决于星系内部结构与周围暗物质晕之间的相互作用，两者之间缺乏完美的同步可能会产生所观察到的颜色与暗物质的散射。（节录）
2013-08-23 astro-ph.CO
Weak-lensing calibration of a stellar mass-based mass proxy for redMaPPer and Voronoi Tessellation clusters in SDSS Stripe 82
我们提出了第一个弱透镜校准$μ_{\star}$，一个新的星系团质量代理对应的红色和蓝色成员的总恒星质量，在两个集群样本中选择的SDSS条纹82数据：230 redMapper集群在红移$0.1\leq z<0.33$和136 Voronoi镶嵌（VT）集群在$0.1 \leq z < 0.6$。我们使用CS82剪切目录和堆叠的集群在$μ_{\star}$箱测量质量可观察的幂律关系。对于redMapPer团簇，我们得到了$M_0 = (1.77 \pm 0.36) \times 10^{14}h^{-1} M_{\odot}$，$α= 1.74 \pm 0.62$ .对于VT团簇，我们发现$M_0 = (4.31 \pm 0.89) \times 10^{14}h^{-1} M_{\odot}$，$α= 0.59 \pm 0.54$和$M_0 = (3.67 \pm 0.56) \times 10^{14}h^{-1} M_{\odot}$，$α= 0.68 \pm 0.49$分别为一个低和一个高红移仓。我们的结果是一致的，内部和文献，表明我们的方法可以应用于任何聚类发现算法。特别是，我们建议使用$μ_{\star}$作为VT集群的质量代理。包括$μ_{\star}$测量的星表将使其能够用于星系团和星系团宇宙学中星系演化的研究。
2018-05-16 astro-ph.CO
On the effect of the ionising background on the Lyα forest autocorrelation function
本文提出了一个分析框架来理解宇宙电离背景强度的波动对类星体光谱中测得的Lyα森林透射率相关性的影响。在没有强度涨落的情况下，Lyα功率谱应该具有预期的冷暗物质功率谱，并且红移畸变在线性区域，偏置因子b δ和红移畸变参数β依赖于红移，但与标度无关。强度涨落在b_δ和β中引入尺度依赖性，但保持它们的乘积b_δβ不变。Lyα相关性和与辐射源的互相关性的观测，如目前在SDSS-III的BOSS调查中所做的观测（Busca等人，2013; Slosar等人，2013; Font-Ribera等人，2014），有可能测量这种尺度依赖性，这反映了电离背景的源和吸收体的偏置特性。我们还计算了由于辐射源中的散粒噪声而影响Lyα谱的第二项。如果假设发光类星体产生电离背景，并以恒定的光度各向同性发射，则该项非常大，但应通过星系的贡献以及类星体的有限寿命和各向异性发射来减少。
2014-04-29 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
Testing stellar population synthesis models with Sloan Digital Sky Survey colors of M31's globular clusters
准确的恒星星族合成模型对于理解星系的性质和形成历史至关重要。为了校准和测试这些模型的可靠性，它们经常与星团的观测结果进行比较。然而，相对较少的工作比较这些模型在ugriz过滤器，尽管最近广泛使用的过滤器集。在本文中，我们比较了斯隆数字巡天（SDSS）中球状星团的综合颜色与常用的简单恒星星族（SSP）模型预测的综合颜色。这些颜色是基于SDSS对M31星团的观测，并提供了最大的星团人口，并提供了精确的测光。因此，它是比较SSP模型与SDSS观测的独特样本。从这项工作中，我们确定了SSP模型和集群的g-r颜色之间的显着偏移，模型预测的颜色是太红的g-r \sim 0.1。这一发现与先前在SDSS中对发光红色星系的观测结果一致，后者显示出类似的差异。在球状星团中发现的这种偏移表明，这不太可能是由于年轻恒星的少数人口造成的。最近更新的SSP模型的Maraston和Stromback更好地代表了观察到的g-r颜色。这个模型是基于经验MILES恒星库，而不是理论库，建议的g-r差异的解释。
2011-05-17 astro-ph.CO
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
The GALEX Arecibo SDSS Survey. VI. Second Data Release and Updated Gas Fraction Scaling Relations
我们介绍了GALEX Arecibo SDSS巡天（GASS）的第二次数据发布，GASS是一个正在进行的大型Arecibo计划，旨在测量约1000个恒星质量大于10^10 Msun且红移为0.025<z<0.05的星系的无偏样本的HI性质。GASS目标是从斯隆数字巡天光谱和银河演化探测器成像巡天中挑选出来的，一直观测到被探测到或气体质量分数达到百分之几。这第二批数据包括240个星系的新阿雷西博观测，标志着完整调查的50%。我们目前的HI目录，光学和紫外参数为这些星系，和他们的HI线配置文件。自从第一次数据发布以来，样本的大小增加了一倍多，我们还重新审视了HI质量分数与星系恒星质量，恒星质量表面密度，浓度指数和NUV-r颜色的主要标度关系，以及我们早期工作中引入的气体分数平面。
2012-06-15 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
Relation between activity, morphology and environment for a large sample of SDSS galaxies
我们应用一个恒星星族合成代码的SDSS星系的大样本的光谱分类这些根据他们的活动（使用发射线诊断图），环境（使用目录的孤立和星系团），并使用与它们的形态参数。
2010-11-24 astro-ph.CO
Sizes and ages of SDSS ellipticals: Comparison with hierarchical galaxy formation models
在SDSS中提取的约45，700个早型星系样本中，我们发现，只要恒星质量大于3*10^10 Msun，年轻和年老系统的平均大小-恒星质量关系的形状、归一化和色散是相同的。这在纯粹的被动演化模型中很难重现，这些模型通常预测老星系比相同恒星质量的年轻星系要紧凑得多。然而，这方面的测量是很好地再现了分层模型的星系形成。虽然模型预测在高红移时会有更紧凑的星系，但随后的微小、干燥的合并会增加更大质量天体的尺寸，导致目前的尺寸-年龄关系平坦。在较低的质量，模型预测，合并是不太频繁，使预期的年龄和大小之间的反相关性并没有完全抹去。这与我们的数据非常吻合：在3*10^10 Msun以下，老星系的有效半径R_e要小2倍。这些成功的模型是抵消了预测的大小有其他严重的问题，我们讨论。
2009-11-30 astro-ph.CO
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 red halos of SDSS low surface brightness disk galaxies
星系微弱的恒星晕包含了关于最古老恒星和星系形成过程的关键信息。先前对盘状星系堆叠SDSS图像的研究揭示了一个具有异常红色r-i颜色的晕，似乎与我们目前对恒星晕的理解不一致。在这里，我们调查了低表面亮度盘星系的微弱信封的统计特性，以寻找进一步的支持红色过剩。从SDSS数据Release 5中选择了1510个边缘低表面亮度星系，重新缩放到相同的表观大小，对齐并堆叠。这一过程使我们能够达到mu_g ~ 31 mag arcsec^-2的表面亮度。在仔细评估仪器光散射效应后，我们得出了g，r和i的中值和平均径向表面亮度和颜色分布。然后根据g-r颜色将样本分为3个子样本。所有三个样品在厚盘/晕区域中表现出r-i的红色过量。整个样品的晕色g-r = 0.60+-0.15和r-i = 0.80+-0.15，与任何正常类型的恒星星族的颜色都不相容。事实上，没有类似的颜色异常是看到在可比的表面亮度水平沿磁盘排除了天空减法残差作为极端颜色的来源。一些可能的解释，这些异常的红色晕进行了讨论。我们发现，两种不同的情况-尘埃灭绝的河外背景光和一个恒星星族与一个非常底部重的初始质量函数-似乎是大致符合我们的观察和类似的红色过剩的其他类型的星系晕报告。
2010-03-10 astro-ph.CO
The Mass-Metallicity Relation with the Direct Method on Stacked Spectra of SDSS Galaxies
星系恒星质量和气相金属丰度之间的关系是驱动星系演化的主要过程的敏感诊断，即宇宙学气体流入，恒星中的金属生产，以及通过星系风的气体流出。我们采用直接方法测量了SDSS中约200，000个恒星形成星系的金属丰度，这些星系堆叠在（1）恒星质量和（2）恒星质量和恒星形成率（SFR）的箱中，以显着提高应用直接方法所需的弱[O III] 4363和[O II] 7320，7330极光线的信噪比。这些金属丰度测量跨越三十年的恒星质量从log（Mstar/Msun）= 7.4-10.5，这使得直接方法的质量-金属丰度关系，同时捕获高质量的周转和延长整整十年的质量低于以前的研究，采用更不确定的强线方法。直接法的质量-金属丰度关系在低质量（O/H ~ Mstar^{12}）时急剧上升，直到log（Mstar/Msun）= 8.9时翻转，在高质量时渐近线至12 + log（O/H）= 8.8。直接方法的质量金属丰度关系有一个陡峭的斜率，较低的周转质量，和一个因素的两到三个更大的依赖SFR比强线质量金属丰度关系。此外，SFR的依赖性似乎单调的恒星质量，不像强线质量金属丰度的关系。我们还测量了N/O丰度比，一个重要的恒星形成历史的示踪剂，并找到了明确的签名，初级和次级氮富集。N/O与氧丰度密切相关，与恒星质量的关系更是如此。
2013-02-05 astro-ph.CO
Galaxy groups and haloes in the SDSS-DR7
在这项工作中，我们介绍了一种新的方法来执行的星系群的识别和目前的结果的星系群的识别在第七次数据发布的斯隆数字巡天（SDSS-DR 7）。我们的方法遵循类似于标准朋友的朋友（FoF）方法的方法。然而，它使用的假设上的质量的暗物质晕托管一组星系，以联系星系群中使用本地连接长度。我们的方法不假设任何ad-hoc参数组的识别，也没有连接长度或密度阈值。该方法的无参数性质及其结果的鲁棒性是我们工作中最重要的一点。我们描述了用于我们的研究的数据，并给出了该方法的实施细节。我们获得的星系群和晕目录的四个体积有限的样品，其性质是在很好的协议与以前的工作。它们再现了预期的恒星质量函数，并遵循预期的恒星晕质量关系。我们发现星系群中的大部分恒星内容来自$M_r$绝对星等大于-19的物体，这意味着解析星系群的低光度分量以获取有关其性质的详细信息非常重要。
2012-03-21 astro-ph.CO
Stellar population properties for 2 million galaxies from SDSS DR14 and DEEP2 DR4 from full spectral fitting
我们确定恒星星族属性-年龄，金属丰度，尘埃变红，恒星质量和恒星形成的历史-所有光谱分类为星系公布的斯隆数字巡天（SDSS数据发布14）和DEEP 2（数据发布4）星系调查。我们执行完整的光谱拟合的个人光谱，利用高光谱分辨率的恒星星族模型。计算进行了几种选择的模型输入，包括三个恒星初始质量函数和三个输入恒星库的模型。我们研究了参数推导的准确性，特别是恒星质量，作为星系光谱的信噪比的函数。我们发现，在低的红移，信噪比每像素约20（5）允许的统计精度$\log_{10}(M^{*}/M_{\odot})$的0.2（0.4）dex的Chabrier IMF。我们首次研究了在红移范围$0.83<z<1.03$内由\OII光度选择的DEEP 2星系，发现它们在$10^9<M/M_{\odot}<10^{11.5}$范围内与恒星质量的平坦数密度一致。我们发现基于SDSS或eBOSS的恒星质量函数与之前的研究一致（Maraston等人，2013）。我们出版的所有目录的属性，以及模型光谱的连续这些星系的SDSS的第十四次数据发布的增值目录。这个星表大约是它的前身（DR 12）的两倍，将有助于对星系演化和宇宙学的各种研究。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Blue Tip of the Stellar Locus: Measuring Reddening with the SDSS
我们目前的测量红化由于灰尘使用的颜色的恒星在斯隆数字巡天（SDSS）。我们通过寻找恒星轨迹的“蓝尖”来测量主序星的颜色：恒星颜色分布中突出的蓝色边缘。该方法对在90'乘14'的区域中分别在颜色u-g、g-r、r-i和i-z中的18、12、7和8 mmag级的红化的颜色变化敏感。我们在整个SDSS足迹中呈现了这些波段中每个波段的蓝色尖端颜色的地图，包括SDSS-III提供的新的尘埃南银河帽数据。结果不支持最佳拟合的O 'Donnell（1994）和Cardelli等（1989）红化定律，但可以用Fitzpatrick（1999）红化定律（R_V = 3.1）很好地描述。SFD尘埃图被发现跟踪的灰尘，但高估了1.4，1.0，1.2，和1.4的因素，在u-g，g-r，r-i，和i-z的红化，主要是由于所采用的红化法。在选定的多尘地区的天空中，我们发现的SFD温度校正的问题的证据。银河系南北天空之间15%的尘埃图归一化差异可能是由于这些尘埃温度误差。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Masses and SFRs for 1M Galaxies from SDSS and WISE
我们将SDSS和WISE测光结合起来，用于完整的SDSS光谱星系样本，为858，365个现代星系的前所未有的大而全面的样本创建覆盖λ =0.4-22微米的SED。使用MAGPHYS，我们同时和一致的衰减恒星SED和尘埃排放在12微米和22微米，产生强大的新的校准单色中红外恒星形成率代理。这些模拟结果提供了第一个中红外为基础的看法，在星系之间的恒星形成活动的双模态，表现出一系列的恒星形成星系（主序列）的斜率dlogSFR/dlogM*=0.80和0.39 dex的分散。我们发现，这些新的恒星形成率沿SF的主要序列是系统的1.4倍，比那些来自光学光谱。我们发现，对于大多数现今的星系，0.4-22微米的SED拟合可以精确地预测赫歇尔在更长的波长下测量的通量。我们的分析还表明，当今宇宙中的大多数恒星都是在色-光平面的绿色谷内及其周围的发光星系（~L*）中形成的。我们使相匹配的测光目录和SED建模结果公开。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift evolution of the dynamical properties of massive galaxies from SDSS-III/BOSS
我们结合SDSS-II的一个局域早型星系样本，研究了SDSS-III/BOSS的180，000个大质量星系在红移0.1<z< 0.6范围内动力学性质的红移演化。该样本的典型恒星质量为Mstar~ 2x 10 ^{11} Msun。我们分析了星系参数有效半径、恒星速度色散和动力学质量比随红移的演化。由于在这些红移的BOSS星系的有效半径没有很好地解决在SDSS成像，我们校准的SDSS尺寸测量与HST/COSMOS测光的一个子样本的星系。我们进一步应用校正祖先偏见，建立一个样本，其中包括一个同时代的，被动进化的人口。由于尺寸校正和动力学质量的计算，系统误差进行了评估，通过蒙特卡罗模拟。在固定的恒星或动力学质量，我们发现适度的星系大小和恒星速度色散的演变，与以前的研究。我们发现，这导致动力学恒星质量比的减少，红移> 2西格玛的意义。通过结合我们的样本和高红移文献数据，我们发现动力学质量与恒星质量比的这种演化在z~0.7之后一直持续到z>2，Mdyn/Mstar~（1+z）^{-0.30+/-0.12}进一步加强了Mdyn/Mstar随宇宙时间增加的证据。这一结果与最近基于小合并驱动质量增长的星系形成模拟的预测一致，其中半光半径内的暗物质比例随宇宙时间增加。
2014-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Modelling the metallicity gradients of gas and stars - radially dependent metal outflow vs IMF
在我们以前的工作中，我们发现，只有两个方案是能够再现所观察到的综合质量金属丰度关系的气体和恒星成分的本地恒星形成星系同时。一种情况调用了一个依赖于时间的金属流出负荷因子，在早期有更强的流出。另一种情况是使用依赖于时间的IMF斜率，在早期IMF更陡。在这项工作中，我们扩展我们的研究，调查气体和恒星金属丰度的径向配置文件在本地恒星形成星系使用空间分辨光谱数据从SDSS-IV的MANGA调查。我们发现，大多数星系的气体和恒星金属丰度都呈现负梯度，而恒星金属丰度的梯度更陡。恒星的金属丰度梯度往往是质量相关的，在更大质量的星系中，梯度更陡，而气体金属丰度梯度没有明显的质量依赖性。然后，我们比较的气体和恒星金属丰度的径向分布的化学演化模型的预测的意见。我们确认，在我们以前的工作中提出的两个方案也需要解释的金属丰度梯度。基于这两个方案，我们成功地再现了气体金属丰度，恒星金属丰度，恒星质量表面密度，和恒星形成率（SFR）表面密度的径向配置文件同时。恒星金属丰度负梯度的起源是由径向依赖的金属外流或IMF斜率驱动的。相比之下，气体金属丰度的径向依赖性是较少的约束，因为模型参数的简并。
2018-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA PyMorph Photometric and Deep Learning Morphological Catalogs and implications for bulge properties and stellar angular momentum
我们描述了SDSS-IV MaNGA PyMorph光度（MPP-VAC）和MaNGA深度学习形态（MDLM-VAC）增值目录。MPP-VAC提供了来自Sérsic和Sérsic+Exponential拟合的光度学参数，用于MaNGA DR 15星系样本的2D表面亮度轮廓。与之前的PyMorph SDSS成像分析相比，我们对MaNGA DR 15的分析包含了三项改进：最新的SDSS图像;用于确定凸起到椎间盘分解的修改标准;以及MPP-VAC中的拟合已经过目测，并在必要时重新拟合，以获得额外的可靠性。伴随目录MDLM-VAC为相同的星系提供了基于深度学习的形态分类。MDLM-VAC包括许多形态学特性（例如，一个T型，和椭圆和S 0星系之间的更精细的分离）。结合MPP和MDLM-VAC可以表明，MDLM形态分类比以前的工作更可靠。它还表明，晚型和早型星系的单Sérsic拟合可能分别返回$n \le 2$和$\ge 4$的Sérsic指数，并且$n$和形态之间的这种相关性也延伸到了凸起部分。虽然前者是众所周知的，后者与最近的一些工作相矛盾，这些工作表明$n$ -凸起和形态之间几乎没有相关性。将这两种VAC与MaNGA的空间分辨光谱相结合，使我们能够研究恒星角动量如何取决于形态类型。我们发现恒星运动学，光度特性，和形态类型之间的相关性，即使光谱数据没有发挥作用的MPP和MDLM-VACs的…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outflows and complex stellar kinematics in SDSS star forming galaxies
我们研究了恒星形成驱动的外流的性质，通过使用一个大型光谱样本的~160,000本地“正常”恒星形成星系，从SDSS，跨越广泛的恒星形成率和恒星质量。在M_*-SFR参数空间中，将星系样本划分为一个细网格，对每个细网格，我们将包含在该网格中的星系的SDSS谱叠加在一起，生成一个合成谱。我们利用堆叠光谱的高信噪比来研究光学发射线的微弱特征的出现，这些光学发射线可能会追踪星系外流，否则在单个星系光谱中会太微弱而无法检测到。我们采用了一种新的方法，该方法依赖于电离气体的视线速度分布（LoSVD）（由[OIII]5007和Halpha+[NII] 6548，6583发射线跟踪）和恒星的LoSVD之间的比较，这些恒星被用作跟踪维里运动的参考。从恒星运动学的气体运动学在高速尾部的LoSVDs的显着偏差被解释为外流的签名。我们的研究结果表明，电离外流的发生率增加与SFR和sSFR。当SFR>1 M_Sun/yr时，外流速度（v_out）与SFR密切相关，而在较低的SFR时，v_out对SFR的依赖性几乎是平坦的。流出速度虽然有较大的散射，但也随恒星速度色散的增加而增加，我们推断流出速度高达v_out~（6-8）*sigma_stars。引人注目的是，我们只在M_*-SFR图中位于恒星形成星系主序（MS）之上的星系中检测到了电离外流的特征，并且这种外流的发生率随着偏离MS而急剧增加。我们对恒星运动学…
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
SDSS-IV MaNGA: How the stellar populations of passive central galaxies depend on stellar and halo mass
我们分析了空间分辨和共同添加的SDSS-IV MaNGA光谱，信噪比约为100，来自2200个被动中心星系（z~0.05），以了解中心星系组装如何依赖于恒星质量（M*）和晕质量（Mh）。我们通过采用Tinker（2020 a，b）的新群星表和广泛使用的Yang et al.（2007）星表来控制Mh中的系统误差。在固定的M*，几个恒星吸收功能的强度随Mh系统地变化。完全无模型，这是具有相同M* 的中心的恒星星族受其宿主晕性质影响的第一个迹象之一。为了解释这些变化，我们应用全光谱拟合与代码alf。在固定的M* 下，质量更大的晕中的中心更老，[Fe/H]更低，[Mg/Fe]更高，置信度为3.5 sigma。我们的结论是，晕不仅决定有多少M* 星系组装，但也调制其化学富集的历史。转向我们在固定Mh时的分析，高M * 中心较老，显示较低的[Fe/H]，并且当Mh>10^{12}Msun/h时具有较高的[Mg/Fe]，置信度> 4 sigma。虽然大质量的被动星系被认为是早期和快速形成的，但我们的结果是第一个在固定的Mh下区分这些趋势的结果。他们认为，高M * 中心经历了独特的早期形成历史，要么是通过增强的坍缩和气体燃料，要么是因为它们的晕是早期形成的和高度集中的，这可能是星系组装偏差的信号。
2022-05-25 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
Comparison of some properties of star forming galaxies and active galactic nuclei (AGNs) between two BOSS galaxy samples of SDSS DR9
利用SDSS-III重子振荡谱巡天（BOSS）第九次数据发布（DR 9）的LOWZ和CMASS样品，研究了恒星形成星系和活动星系核的性质。CMASS样本严重遭受径向选择效应，即使在红移0.44<z<0.6内，这将导致CMASS样本中的统计结论不太可能稳健。在LOWZ样本中，恒星形成星系的比例从最低密度区到密度区几乎是恒定的;活动星系核的比例对当地环境也不敏感。另外，我注意到在LOWZ样本中，恒星形成星系和活动星系核的恒星质量和恒星速度色散分布几乎相同。
2014-01-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical properties of galaxies: toward a consistent comparison between hydrodynamical simulations and SDSS
我们研究了应用观测技术来获得模拟星系的属性的影响，目的是在观测和模拟之间进行无偏的比较。在我们的研究中，我们使用了15个星系在宇宙学背景下使用三种不同的反馈和化学富集模型进行模拟，并将它们的z=0属性与斯隆数字巡天（SDSS）的数据进行了比较。我们表明，直接从模拟中获得的物理性质，而无需后处理，可以是非常不同的模仿观测技术。为了给模拟器提供一种方法来可靠地比较他们的星系与SDSS数据，对于我们研究的每个物理属性-颜色，星等，气体和恒星金属丰度，平均恒星年龄和恒星形成率-我们给出了尺度关系，可以很容易地应用于从模拟中提取的值。这些标度一般有很高的相关性，除了星系平均恒星年龄和气体氧金属丰度。我们模拟的星系在光度上与蓝云/绿谷中的星系相似，但一般来说，与SDSS中的大多数螺旋星系相比，它们看起来更老，更被动，金属含量更低。由于仔细评估与观测的一致性/不一致性是流体动力学代码中重子物理学的主要测试，我们的研究表明，在推导星系属性时考虑观测偏差对于决定星系形成模型的失败/成功至关重要。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Color and Stellar Mass Dependence of Small-scale Galaxy Clustering in SDSS-III BOSS
我们测量的颜色和恒星质量的光谱星系在$0.6 < z < 0.65$使用重子振荡光谱调查的斯隆数字巡天组成部分的数据集群的依赖。我们通过使用66,657个光谱星系与660万个暗光度星系的互相关性，大大提高了我们的聚类测量的统计精度。成团幅度$w(R)$被测量为在光谱星系周围的指定半径环内发现的光度星系的平均多余数量与来自随机光度星系分布的光度星系的平均多余数量的比率。我们在高信噪比下恢复了许多熟悉的趋势。我们发现在75-125 kpc的最小环带中，红、蓝大质量星系的成团振幅之比为$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.92 \pm 0.11$。在我们的最大半径（2-4 Mpc），我们发现$w_\text{red}/w_\text{blue} = 1.24 \pm 0.05$。因此，在$z \sim 0.625$，红色星系比蓝色星系有更致密的环境，这种效应随着半径的减小而增加。不考虑颜色，我们发现，$w(R)$不遵守一个简单的幂律与半径的关系，显示出约1兆秒差距的下降。保持恒星质量不变，我们发现在红色和蓝色星系的聚类之间有明显的区别，表明聚类不仅仅是由恒星质量决定的。保持颜色不变，我们发现，集群增加与恒星质量，特别是在小尺度的红星系（超过2倍的影响0.75德克斯在恒星质量）。
2017-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The faint stellar halos of massive red galaxies from stacks of more than 42000 SDSS LRG images
通过叠加斯隆数字巡天的42000多幅亮红星系图像，研究了平均红移z~0.34的大质量星系的性质。这是有史以来用于此类分析的最大数据集，它使我们能够以前所未有的物理尺度探索大规模红色星系的外围。我们的图像堆栈延伸到400千秒差距以上，其中r波段轮廓表面亮度达到30 mag arcsec-2。这一分析证实，发光的红色星系的恒星体遵循一个简单的Sersic轮廓到100千秒差距。在更大的半径下，轮廓偏离最佳拟合Sersic模型，并在g，r，i和z波段堆叠中表现出额外的光。这种多余的光可能是由于未解析的组内或簇内光或光分布本身的变化。我们进一步表明，SDSS深度图像的标准分析通常错过了20%的总恒星光，并低估了10%的LRGs的大小相比，我们最适合的r-波段Sersic模型的n=5.5和r_e=13.1千秒差距。如果把r>100 kpc的多余光看作是星系的一部分，则r波段Sersic参数的最佳拟合值为n=5.8和r_e=13.6 kpc。此外，我们还研究了径向依赖的堆栈椭圆率，发现随着半径的增加，从r=10 kpc时的e=0.25增加到r=100 kpc时的e=0.3。这提供了支持，我们追踪到至少100 kpc的恒星光与星系本身有物理联系，并可能证实单个LRG的晕比它们的中心部分具有更高的椭圆率。最后，我们表明，宽带颜色梯度的堆叠图像是平坦的超过约40千秒差距，这表明恒星星族不随半径的大规模…
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The effect of stellar mass and halo mass on the assembly histories of satellite galaxies
本文利用MaNGA大样本结合SDSS星系群星表，发现卫星星系外围恒星族比中心星系形成更快，且高暗晕质量环境中的卫星星系更老、金属丰度更低、[Mg/Fe]更高，支持环境淬灭机制。
2023-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
2D stellar population and gas kinematics of the inner kiloparsec of the post-starburst quasar SDSS J0330-0532
我们利用光学积分场光谱技术绘制了后星暴类星体（PSQ）J 0330 - 0532内部千秒差距的恒星形成历史图，并绘制了其气体和恒星运动学以及气体激发图。PSQs被假设为代表的星系演化的一个阶段，其中恒星的形成最近已经淬火由于反馈的核活动，建议的存在下，后星爆人口的核心。我们发现，在距离核$\approx$ 0.5 kpc的环核环中，老的恒星星族（年龄$\ge$ 2.5 Gyr）在5100 μ m处占主导地位，而后恒星爆发（年龄$\le$ 1亿年，年龄$<$ 2.5 Gyr）和恒星爆发（年龄$<$ 1亿年，年龄$<$ 1亿年）分量在距离核0.5 kpc处占主导地位。通过我们的空间分辨研究，我们在0.26\，kpc内没有发现任何星暴后的恒星星族。另一方面，我们确实在这个区域看到了活动星系核反馈的签名，它没有到达观察到星暴后人口的环核环。因此，我们不支持J 0330 -0532的淬火方案。此外，我们得出的结论是，在较大的孔径光谱（例如，从斯隆数字巡天）的强烈签名的后星爆人口部分是由于年轻和老年组件的组合。根据M $_{\rm BH}-σ_{\rm star}$关系和恒星运动学，我们估计了超大质量黑洞的质量为1.48 $\pm$ 0.66 $\times$ 10 $^7$ M $_\odot$ .
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the Shape of the Milky Way Dark Matter Halo from Jeans Equations Applied to SDSS Data
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）测量到的恒星数密度分布和运动学，到日心距离超过~10千秒差距，寻找银河系中存在暗物质的证据。我们采用圆柱对称形式的牛仔方程，并专注于所产生的加速度图的形态，而不是在以前的，主要是本地的，研究所做的总质量的归一化。首先将Jeans方程应用于基于宇宙学导出的N体+ SPH模拟的模拟星表，成功地恢复了已知的加速度（引力势梯度）.同样的模拟也被用来量化暗物质对总加速度的影响。我们使用Galfast，一个旨在定量再现SDSS测量和选择效应的代码，生成一个合成恒星目录。我们将金斯方程应用到这个目录中，并产生恒星加速度的二维地图。这些地图揭示了在牛顿的框架中，隐含的引力势不能单独用可见物质来解释。恒星在银河系中心距离约20 kpc时所经历的加速度是纯可见物质所能解释的加速度的三倍。应用SDSS数据估算暗物质晕轴比的分析方法表明，在相同的距离范围内，暗物质晕为扁圆形，q_DM = 0.47 +/-0.14。这些技术可以用来映射暗物质晕到更大的距离银河系中心使用即将到来的深光学调查，如LSST。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Constraints on Growth Rate from Redshift-Space Ellipticity Correlations of SDSS Galaxies at $0.16 < z < 0.70$
我们报告的第一个限制宇宙的增长率，$f(z)σ_8(z)$，与星系的内在排列（IA）。我们测量了斯隆数字巡天（SDSS）和SDSS-III BOSS巡天中的亮红星系（LRG）和LOWZ和CMASS星系样本的$0.16 < z < 0.7$上的星系密度-内禀椭圆率互相关和内禀椭圆率自相关函数。我们检测到明确的各向异性信号IA由于红移空间失真。通过将测量的IA统计与传统的星系聚类统计相结合，我们得到了更严格的增长率约束。LRG，这是最明亮的星系样本和已知的是强烈对齐与底层暗物质分布的改善是特别突出的，使用以上$10\,h^{-1}\,{\rm Mpc}$尺度上的测量，我们获得$fσ_8 = 0.5196^{ + 0.0352}_{ - 0.0354}$（68\%的置信水平）从聚类分析和$fσ_8 = 0.5322^{ + 0.0293}_{ - 0.0291}$与聚类和IA，这意味着$19\%$改善。该约束与广义相对论的预测，$fσ_8 = 0.4937 $在$z=0.34$是很好的协议。对于LOWZ和CMASS样本，发现对$fσ_8$的约束的改进分别为$10\%$和$3.5\%$。我们的研究结果表明，IA统计的宇宙学约束的贡献，可以进一步提高仔细选择星系的形状样本。
2023-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Inferred Evidence For Dark Matter Kinematic Substructure with SDSS-Gaia
我们使用SDSS-Gaia DR 2中吸积星的分布来证明银心半径为7.5-10 kpc和$|z| > 2.5$ kpc的暗物质晕的非平凡部分处于子结构中，因此可能不处于平衡状态。使用混合似然分析，我们分离的贡献，一个老的，各向同性的恒星晕和一个年轻的各向异性人口。后者占主导地位，是统一的区域内研究。它可以被解释为高度径向轨道上被破坏的大质量卫星的潮汐碎片，并且与最近研究的越来越多的证据相一致。追踪这种合并产生的潮汐碎片的模拟发现，暗物质追踪其恒星对应物的运动学。如果是这样的话，我们的研究结果表明，附近的暗物质晕的一个组成部分，是由发光的卫星是在运动学的子结构称为泥石流。这些结果挑战了标准的晕模型，这是不一致的分布恢复从恒星数据，并有重要的影响直接检测实验的解释。
2019-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
