The luminosities of the brightest cluster galaxies and brightest satellites in SDSS groups
Aseem Paranjape, Ravi K. Sheth
备注：
12 pages, 9 figures; v2 -- Revised to match version accepted in MNRAS. Includes a new section on using mark correlations to test extreme value statistics
We show that the distribution of luminosities of Brightest Cluster Galaxies in an SDSS-based group catalog suggests that BCG luminosities are just the statistical extremes of the group galaxy luminosity function. This latter happens to be very well approximated by the all-galaxy luminosity function (restricted to Mr<-19.9), provided one uses a parametrization of this function that is accurate at the bright end. A similar analysis of the luminosity distribution of the Brightest Satellite Galaxies suggests that they are best thought of as being the second brightest pick from the same luminosity distribution of which BCGs are the brightest. I.e., BSGs are not the brightest of some universal satellite luminosity function, in contrast to what Halo Model analyses of the luminosity dependence of clustering suggest. However, we then use mark correlations to provide a novel test of these order statistics, showing that the hypothesis of a universal luminosity function (i.e. no halo mass dependence) from which the BCGs and BSGs are drawn is incompatible with the data, despite the fact that there was no hint of this in the BCG and BSG luminosity distributions themselves. We also discuss why, since extreme value statistics are explicitly a function of the number of draws, the consistency of BCG luminosities with extreme value statistics is most clearly seen if one is careful to perform the test at fixed group richness N. Tests at, e.g., fixed total group luminosity Ltot, will generally be biased and may lead to erroneous conclusions.
The properties of Brightest Cluster Galaxies in the SDSS DR6 adaptive matched filter cluster catalogue
我们研究了基于自适应匹配滤波器技术（AMF，Szabo等人，2010年）。我们的样本包括超过14300个星系的红移范围为0.1-0.3。我们测试的目录显示，它包括著名的BCGs在于SDSS足迹。我们的特征BCGs的r-波段光度和光学颜色，以及它们的红移趋势。特别是，我们定义和研究的蓝色BCGs的分数，即那些可能会错过基于颜色的聚类调查和目录。较富裕的集群往往有更明亮的BCG，但不那么占主导地位，比穷人的系统。我们的BCG中有4-9%的BCG在g-r色上至少比红序列在它们给定的红移上蓝0.3等。对于丰度高于50的簇，这样的分数降低到1-6%，其中3%的BCGs低于红色序列0.5等。初步的形态学研究表明，在较低的丰度蓝色部分的增加可能有一个不可忽视的贡献，从螺旋星系。我们表明，基于g-r红色序列或基于颜色u-r >2.2的切割的颜色选择可能导致错过大多数这样的蓝色BCGs。我们还将颜色分析扩展到紫外线范围，将我们的产品目录与Galex GR 4和GR 5的公开数据进行交叉匹配。我们显示了一个明确的相关性从光学红色序列的偏移量和紫外线过量。最后，我们将我们的目录与ACCEPT聚类样本（Cavagnolo等人，2009），并发现蓝色BCGs倾向于在低熵和短冷却时间的集群中。也就是说，蓝光可能是由于最近的恒星形成与冷却流提供的气体有关。（节略）
Star formation histories and evolution of 35 brightest E+A galaxies from SDSS DR5
我们从Goto的E+A星系目录中挑选出35个最亮的星系，这些星系是从Sloan Digital Sky Survey Data Release 5中选出的。E+As的光谱特征是具有强的Balmer吸收线，而很少有[Oii]或H_α发射线。在这项工作中，我们研究了恒星星族的样本星系的光谱拟合ULySS，这是一个强大的全谱拟合方法。我们分别用单星族（一个恒星星族-一个SSP）和三星族（3个SSP）模型拟合每个样本。通过1-人口拟合，我们得到的SSP等效年龄和金属丰度对应的“亮度加权”的平均值。通过3-总体拟合，将组分按年龄分为3组（老恒星星族-OSP、中龄恒星星族-ISP和年轻恒星星族-YSP），得到了OSP、ISP和YSP的最佳年龄、金属丰度和质量分数和质量分数。在拟合过程中，Pegase.HR/Elodie 3.1和Vazdekis/Miles均用作两个独立的总体模型。两个模型的结果基本一致：对于所有样本星系，YSP（< 1Gyr）对光的贡献都很大。然而，质量的主要贡献者是OSP。我们还重建平滑的恒星形成历史（SFHS），给出恒星形成率（SFR）与演化年龄。此外，我们还对E+A样本和随机选取的34个椭圆星系进行了2-population（2 SSP）模型拟合。我们得到的E+A样本和椭圆星系的老组件的等效年龄。相比之下，E+As的老成分在统计上比椭圆星系的老成分年轻得多。从恒星星族年…
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。
Magnitude Gap Statistics and the Conditional Luminosity Function
在最近的预印本中，Hearin et al.（2012，H12）提出，星系团的晕质量丰富度校准可以通过使用最亮和第二亮星系的星等差异（星等差距）作为额外的可观测性来改进。他们声称他们的结果与Paranjape & Sheth（2012，PS12）的结果不一致，后者表明最亮和第二亮星系的星等分布可以根据从总星系光度函数中随机抽样的光度顺序统计来解释。我们发现，一个条件光度函数（CLF）的星系的晕质量的变化，在与现有的观测结果相一致的方式，自然会导致一个大小差距分布的变化作为一个函数的晕质量在固定的丰富度，在定性协议与H12。我们表明，在一般情况下，最亮和第二亮的星系的光度分布取决于是否从CLF或全球光度函数绘制的星系的光度。然而，我们也表明，这两种情况之间的差异是小到足以逃避检测的小样本调查PS12。这表明，鉴于样本量较小，光度分布不是区分这两种情况的适当统计量。我们认为，CLF（因此H12）的基础上，它与其他独立的观测，如卫星星系的运动学，星系的丰度和集群，以及来自斯隆数字巡天星系-星系透镜信号的一致性。
The CASSOWARY spectroscopy survey: A new sample of gravitationally lensed galaxies in SDSS
明亮的引力透镜星系为我们提供了高红移星系的最详细的图像。然而，由于极少数的超亮z~2透镜系统已证实的红移，大多数详细的光谱研究已被限制在他们的范围。为了增加可用于详细跟踪的明亮透镜星系的数量，我们在斯隆数字巡天（SDSS）中开展了一项光谱活动，目标是宽分离（>3角秒）星系-星系透镜候选者。在我们CASSOWARY调查的早期努力的基础上，我们针对SDSS中的候选星系-星系透镜系统的大样本，使用完善的搜索算法识别位于明亮的红色星系周围的蓝色弧状结构。在本文中，我们提出了一个新的红移目录包含25个透镜源SDSS通过光谱的候选星系星系透镜系统的后续确认。在这个新的样本中包括两个已知的z~2最亮的星系（r=19.6和19.7），一个z=1.43的低金属丰度（12 + log（O/H）~8.0）的极端星云线发射星系，以及许多可能进行详细跟踪的系统。源红移跨度为0.9<z<2.5（中位红移为1.9），它们的光学星等范围为19.6<r <22.3. We present a brief source-by-source discussion of the spectroscopic properties extracted from our confirmatory spectra and discuss some initial science results. With mo…
The Properties of the Heterogeneous Shakhbazyan Groups of Galaxies in the SDSS
我们提出了一个系统的研究的子样本的Shakhbazyan集团（SHK）所涵盖的斯隆数字巡天数据发布-5（SDSS-5）。SHK探测的环境具有介于松散群体和非常紧密群体之间的特征。令人惊讶的是，我们发现几个小组识别算法（例如Berlind et al. 2006，Tago et al. 2008）错过了这种类型的结构。使用SDSS-5光谱数据和D 'Abrusco等人在2007年导出的光度红移，我们确定了光度红移空间中可能的群成员，并为每个群导出了几个单独的性质。我们还结合了点和堆叠的Rosat All Sky Survey数据来研究这些系统的X射线光度。我们的研究证实，大多数星系群是丰富的3- 13星系的物理实体，其性质介于松散星系群和紧凑星系群之间。我们证实，SHK集团更丰富的早型星系比周围的环境和领域，从形态密度关系和红星系群的选择预期。此外，我们的工作支持存在两个子类的结构，第一个是由紧凑和孤立的群体和第二个形成的扩展结构。我们认为，虽然第一类对象居住在不太密集的区域，如外部的集群或字段，可能共享希克森紧致群的属性，更广泛的结构代表了[核心+晕]配置和丰富的集群核心的混合物。SHK的X射线光度通常与这些结果以及L_X-sigma_v关系的预期一致，但也表明文献中报道的一些最丰富的系统的速度分散被低估。
Colour Gradients and the Colour-Magnitude Relation: Different Properties of Brightest Cluster Galaxies and E/S0 Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
星系团具有巨大的质量，可以充当引力透镜。星系团后面的星系团可以被透镜扭曲，在图像中形成弧形。本文利用SDSS数据对星系团的巨透镜弧进行了研究。通过对SDSS DR 8和Stripe 82数据中新识别的聚类的SDSS图像进行视觉检查，我们发现了8个强透镜聚类以及另外3个可能和6个可能的情况。透镜弧的颜色比星系团的成员星系更蓝。计算了弧内星系团的质量和光学光度，发现其质光比在几十个M_Solar/L_Solar的范围内，与已知的透镜星系团的分布一致。
Galaxy-galaxy weak-lensing measurement from SDSS: II. host halo properties of galaxy groups
作为使用斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）研究星系星系透镜信号的系列文章的第二篇，我们提出了我们对星系群周围透镜信号的测量和建模。我们将这些星系群分成4个晕质量仓，并测量了4个不同晕中心示踪物周围的信号：最亮中心星系（BCG）、亮度加权中心、数量加权中心和X射线峰值位置。对于X射线和SDSS DR 7交叉识别的组，我们进一步将组分为低和高X射线发射子样品，这两个子样品都分配有两个晕中心示踪剂，BCG和X射线峰位置。星系-星系透镜信号表明，在四个候选星系中，BCGs是最好的晕心示踪剂。我们使用四个贡献的组合模型的透镜信号：偏心NFW主机晕配置文件，子晕的贡献，恒星的贡献，并预计2晕术语。我们对5个参数的后验进行采样，即，通过MCMC软件包使用星系-星系透镜信号计算晕质量、浓度、偏心距离、次晕质量和次晕分数。在考虑到采样效应（例如爱丁顿偏差）后，我们发现从透镜信号获得的最佳拟合晕质量与基于丰度匹配方法在群目录中获得的质量非常一致，除了最低质量仓。主题词：（宇宙学：）引力透镜，星系：星系团：一般
An Order Statistics Approach to the Halo Model for Galaxies
我们使用晕模型来探讨假设星系光度组随机抽取的潜在光度函数的影响。我们表明，即使是最简单的这种顺序统计模型-一个在其中的光度函数$p(L)$是普遍的-自然产生了一些功能与以前的分析的基础上“中央加泊松卫星”的假设。其中包括中心平均光度与晕质量的单调关系，围绕中心平均光度的对数正态分布，以及中心和卫星质量尺度之间的紧密关系。然而，与星系团的观测形成鲜明对比的是，该模型预测了大尺度星系团的$\textit{no}$光度依赖性。然后，我们表明，该模型的扩展版本，基于顺序统计的$\textit{halo mass dependent}$光度函数$p(L|m)$，是更好地与聚类数据以及卫星光度，但系统地预测中心光度。这使中心星系构成了一个独特的群体，受到与卫星不同的物理过程的影响。我们将这种物理差异建模为中心光度的统计增亮，超过顺序统计预测。最亮和第二亮的星系群之间的星等差距被预测为一个副产品，也与观测结果吻合得很好。我们建议，这个顺序统计框架提供了一个有用的语言，比较星系的晕模型与更多的物理动机的星系形成模型
Groups in the Millennium Simulation and in SDSS DR7
比较了Millennium N-body模拟和Sloan数字巡天第七次数据发布（SDSS DR 7）星系和星系群星表，研究了星系群的性质和星系群中星系的分布。我们使用Tago等人分析SDSS数据时使用的相同的朋友的朋友方法，为千年半分析星系表构建模拟星系群星表。我们详细分析了集团光度，集团丰富度，维里半径，集团的大小和它们的均方根速度为四个体积有限的样品从观测和模拟。我们的结果表明，在所有的样本中，群的空间密度在一个数量级内一致，模拟星表与观测值之间具有相当好的一致性。对于更富有的群体，所有群体属性分布都具有相似的形状和幅度。对于星系对和小星系群，观测和模拟的星系群性质明显不同。此外，星系在小星系群中的空间分布是不同的：在星系群的外围，星系数分布并不一致，尽管在内部区域的一致性相对较好。分布的差异主要是由于SDSS样本的观测限制和半分析方法中产生过于紧凑和明亮的群体的问题。
Reconstructing galaxy fundamental distributions and scaling relations from photometric redshift surveys. Applications to the SDSS early-type sample
与光度红移而不是光谱红移相关的噪声距离估计导致对光度的错误估计，并产生相关的对大小的错误估计。我们考虑一个来自SDSS DR 6的早期星系样本，它的光谱和光度信息都是可用的，并应用V_max方法的推广来校正这些偏差。我们表明，我们的技术恢复真正的红移，幅度和大小分布，以及真正的大小-光度关系。我们发现，仅使用10%的光谱信息随机分布在我们的目录是足够的重建是准确的约3%，当光度红移误差为dz = 0.038。然后，我们解决的问题，我们的方法扩展到深红移目录，只有光度信息。除了这里概述的具体应用外，当至少涉及一个距离依赖量时，我们的技术会影响更广泛的研究。这对下一代的调查特别重要，其中一些调查只有光度信息。
