The Effect of Host Galaxies on Type Ia Supernovae in the SDSS-II Supernova Survey
我们提出了一个分析的主星系依赖性的Ia型超新星（SNe Ia）的SDSS-II超新星巡天的完整的三年样本。我们重新发现，高的意义，宿主星系类型和观测到的SN光变曲线的宽度之间的强相关性，即，暗的、快速衰减的Ia超新星有利于被动的宿主星系，而亮的、缓慢衰减的Ia超新星有利于恒星形成星系。我们还发现了证据（在2到3 sigma之间），在使用光变曲线形状和颜色变化标准化SN Ia光变曲线后，SN Ia在被动宿主星系中比在恒星形成宿主中亮约0.1个星等：这种亮度差异存在于SALT 2和MCLS 2k 2光变曲线拟合方法中。我们看到了被动星系和恒星形成宿主星系之间SN Ia颜色关系差异的证据，例如，对于MLCS 2k 2技术，我们看到被动宿主中的SNe Ia倾向于R_V ~1的尘埃定律，而恒星形成宿主中的SNe Ia需要R_V ~2。这些趋势的重要性取决于所考虑的SN颜色的范围。我们证明，这些影响可以使用宿主星系的恒星质量（置信度>4 sigma）进行参数化，并且包括这个额外的参数为我们的数据提供了更好的统计拟合。我们的研究结果表明，未来的宇宙学分析超新星Ia样本应包括宿主星系的信息。
2010-08-10 astro-ph.CO
LARgE Survey -- II. The Dark Matter Halos and the Progenitors and Descendants of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon
我们使用一个27.6度$^2$巡天来测量$gzK_s$选择的静止星系在$z\sim1.6$的聚集，重点是超大质量的静止星系。我们发现，$z\sim1.6$超大质量被动演化星系（UMPEGs），其中有$K_s(AB)<19.75$（恒星质量的$M_{stars}$ $>\sim 10^{11.4}M_{\odot}$和平均$<$ $M_{stars}$ $>$ = $10^{11.5}M_{\odot}$），集群比任何其他已知的星系人口在高红移。将它们的相关长度$r_0 = 29.77 \pm 2.75$ $ h^{-1}$ Mpc与Millennium XXL N体模拟中的暗物质晕集群进行比较，表明这些$z\sim1.6$ UMPEG存在于质量为$M_{h}\sim10^{14.1}h^{-1}M_{\odot}$的暗物质晕中。这种非常巨大的$z\sim1.6$晕与PDMATHAMY大质量星系团的祖先有关，如室女座和后发座星系团。考虑到它们极端的恒星质量和缺乏具有可比质量的同伴，我们推测这些UMPEG可能是它们（原）星系团的已经淬火的中心大质量星系。我们的结论是，只有少量的进一步增长，在他们的恒星质量，$z\sim1.6$ UMPEG可能是一些大质量的中央星系的祖先，今天的大质量星系团观察到已经非常巨大，静止的宇宙恒星形成的高峰期附近。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SDSS-II Supernova Survey: Parameterizing the Type Ia Supernova Rate as a Function of Host Galaxy Properties
利用斯隆数字天空超新星巡天II的数据，我们测量了Ia型超新星（SNe Ia）的速率作为星系性质在中等红移的函数。构造了0.05<z<0.25的342个SNe Ia的样品。使用宽带测光，我们使用PEGASE光谱能量分布（SED）估计宿主星系恒星质量和最近的恒星形成率。我们发现，SNe Ia每单位恒星质量的速率是显着较高的（由一个因素的~30），在高度恒星形成的星系相比，被动星系。当我们根据主星系的性质对超新星Ia速率（SNR_Ia）进行参数化时，我们发现被动星系中的超新星Ia速率与恒星质量并不是线性成正比，而是与M^0.68成正比。然而，这样的参数化并不能描述在恒星形成星系中观测到的超新星Ia速率。恒星形成星系的超新星Ia速率可以用SNR_Ia = 1.05 \pm 0.16x10^{-10} M ^{0.68 \pm 0.01} + 1.01 \pm 0.09x10^{-3} SFR^{1.00 \pm 0.05}（仅统计误差）拟合，其中M是宿主星系的质量，SFR是恒星形成速率。这些结果是不敏感的选择标准，考虑的红移限制和列入非光谱确认的Ia超新星。我们还发现MLCS光变曲线衰减率参数Δ的分布与宿主星系类型之间存在依赖关系。被动星系中的Ia型超新星比中等和高度恒星形成的星系中的超新星亮度要低，尽管在被动星系中观察到了大量的Ia型超新星，这与之前认为Ia型超新星只在较年轻的恒星系统中…
2011-08-24 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
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
Evolution of the Clustering of Photometrically Selected SDSS Galaxies
我们测量了SDSS星系的角自关联函数（w），这些星系的光度红移为0.1 < z < 0.4，r带绝对星等Mr <-21.2。我们将这些星系分成5个重叠的红移壳宽为0.1，并在每个子样本中测量w，以研究SDSS星系的演化。我们发现，随着红移的增加，偏置大大增加-比人们预期的被动演变的样本。我们使用晕圈模型分析来确定每个子样本的最佳拟合晕圈占据分布（HOD），最佳拟合模型使我们能够从物理上解释偏倚的变化。为了正确解释我们的最佳拟合HOD，我们将每个晕质量转换为z = 0的被动演化偏置（bo），从而能够直接比较不同红移下的最佳拟合HOD。我们发现，最小晕玻色子所需的主机作为一个星系的红移减少，这表明星系与MR < -21.2正在形成的晕在低质量端的HOD在我们的红移范围。我们使用最佳拟合的HOD来确定占据数的变化除以晕质量的变化，并在bo恒定的情况下，我们发现在bo ~ 0.9处有一个尖锐的峰值，对应于平均晕质量约为10^12 Msol/h。因此，我们提出了以下的设想：随着宇宙的演化，Mr < -21.2的星系的偏差减小，因为这些星系形成质量为~ 10^12Msol/h的晕（与红移无关），并且这些晕的偏差随着宇宙的演化自然减小。
2010-04-26 astro-ph.CO
The properties of the cool circumgalactic gas probed with the SDSS, WISE and GALEX surveys
我们探讨了冷（~ $10^4$ K）气体在星系周围的分布及其对星系性质的依赖。通过将大约50，000个MgII吸收体与来自SDSS（光学），WISE（IR）和GALEX（UV）调查的数百万个源进行交叉相关，我们有效地提取了z~0.5的大约2，000个星系吸收体对，并探测了吸收强度与星系类型，碰撞参量和方位角之间的关系。我们发现，冷气体跟踪MgII吸收剂存在于周围的恒星形成和被动星系具有相似的发病率在尺度大于100千秒差距，但每种星系类型表现出不同的行为在较小的尺度：MgII等效宽度不相关的被动星系的存在，而更强的MgII吸收剂往往被发现在恒星形成星系附近。这种效应在这些星系的短轴上更容易看到，这表明一些气体与流出的物质有关。相比之下，被动星系周围的冷气体分布与相同尺度下的各向同性一致。我们量化的平均过剩镁II等效宽度$<δW_{0}^{\rm MgII}>$作为星系属性的函数，并找到$<δW_0^{\rm MgII}>\propto SFR^{1.2}, sSFR^{0.5}$和$M_\ast^{0.4}$的恒星形成星系。这项工作表明，恒星形成和被动星系之间的二分法是反映在CGM跟踪低电离气体。我们还测量了MgII吸收的覆盖率，发现在50千秒差距内，恒星形成星系的覆盖率比被动星系高出约2-10倍。我们估计，在$<\log M_\ast/{\rm M_\odot}>$ ~10.8星系…
2014-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Clustering of Extremely Red Objects
我们测量了NOAO深宽视场巡天牧夫座观测场中~8 deg^2范围内的极红天体（ERO）的聚集情况，以便在ERO z~1.2和局部星系z<0.1之间建立可靠的联系。分析了文献中的三种不同颜色选择标准，以评估使用不同标准选择ERO的后果。具体来说，我们的样本是（R-K_s）>5.0（28，724个星系），（I-K_s）>4.0（22，451个星系）和（I-[3.6]）>5.0（64，370个星系）。限幅样本显示，相关长度（r_0）增加更明亮的ERO，这意味着与恒星质量的相关性。我们可以使用（K_s-[24]）和（[3.6]-[24]）颜色分别将恒星形成和被动ERO种群分离到K_s=18.4和[3.6]=17.5。恒星形成和被动ERO在星等有限的样本有不同的集群属性和主机暗晕质量，不能简单地理解为一个单一的人口。基于此，我们发现明亮的被动ERO可能是>4L^* 椭圆星系的祖先。明亮的ERO正在形成恒星，它们所处的环境比本地宇宙中的恒星形成星系更致密，这使得它们很可能是>L^* 本地椭圆星系的祖先。这表明，质量大于4 L ^* 的局部椭圆星系的祖先在z>1.2时已经停止形成恒星，但质量较小的椭圆星系（低至L^*）的祖先在这个时期仍然可以显示出显著的恒星形成。
2012-11-29 astro-ph.CO
Interpreting Short Gamma Ray Burst Progenitor Kicks and Time Delays Using the Host Galaxy-Dark Matter Halo Connection
近20%的短伽马射线暴（sGRB）没有观测到的宿主星系。将这一发现与星系暗物质晕势阱的约束相结合，对sGRB祖细胞的出生踢速度分布给出了很强的限制。对于最佳拟合的速度分布，五分之一的sGRB祖细胞接收超过150公里/秒的出生踢，符合合并中子星模型，但不符合合并白矮星二进制模型。这种祖先模型的约束是强大的各种系统的不确定性，包括sGRB祖先的时间延迟模型，雨燕红移的敏感性，和出生踢速度分布的形状。我们还使用限制的星系晕连接，以确定主机晕和主机星系的人口统计sGRB，这与现有的数据非常匹配。大多数sGRB预计发生在10^12兆太阳附近的晕和5x10^10兆太阳（L_*）附近的星系中;未观测到的微弱和高红移宿主星系贡献了观测到的无宿主sGRB部分的一小部分。我们发现，sGRB红移分布和宿主星系恒星质量弱约束的祖先时间延迟模型，sGRB宿主星系的主动与被动部分可能提供了更强的约束。最后，我们讨论了如何在本地宇宙中寻找引力波光学对应物可以减少使用这些发现的后续时间。
2014-08-23 astro-ph.CO
A Search for Moderate-Redshift Survivors from the Population of Luminous Compact Passive Galaxies at High Redshift
从搜索的SDSS和UKIDSS数据库覆盖的~ 2400平方度的区域，我们试图确定星系在z ~ 0.5是一致的，它们基本上是未修改的例子，发现在z ~ 2.5的发光被动致密星系。在通过更深的成像分离出好的候选者之后，我们进一步用凯克中等分辨率光谱和激光导星自适应光学成像来改进样品。对于4的5个星系，到目前为止仍然通过这个筛子后，我们分析合理的恒星形成历史的基础上，我们的光谱，以确定星系，可能已经幸存下来的人口在高红移形成的修改很少。我们发现2个星系在z > 5时形成了> 95%的质量。我们试图从我们的恒星星族测定和速度色散估计质量。鉴于小轴比的频率很高，无论是在我们的小样本中，在高红移的样本中，我们初步认为，一些更极端的例子被动紧凑星系可能有长形的形态。
2013-12-13 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
What stellar populations can tell us about the evolution of the mass-metallicity relation in SDSS galaxies
在过去的30年里，许多论文报道了所有类型星系的光度-金属丰度或质量-金属丰度（M-Z）关系：质量越大的星系，其星际介质也越丰富。利用光谱合成程序STARLIGHT估算的恒星金属丰度，得到了斯隆数字巡天（SDSS）中同一组星系在不同回视时间的质量-金属丰度关系。使用恒星金属丰度有几个优点：我们没有影响星云金属丰度校准的偏差;我们可以在我们的研究对象中包括无法测量的星云金属丰度，例如AGN主机和被动星系;我们可以探测星系演化的不同时期的金属丰度。我们发现，在更高的红移SDSS星系的M-Z关系陡峭和跨越更广泛的范围内的质量和金属丰度。我们还模拟了恒星金属丰度的时间演化与一个封闭的盒子化学演化模型，为不同类型和质量的星系。我们的结果表明，对于现今恒星质量小于10^10太阳质量的星系，M-Z关系主要是由恒星形成历史驱动的，而不是由流入或流出驱动的。
2009-10-01 astro-ph.CO
The early early type: discovery of a passive galaxy at z=3
我们提出了一个巨大的，静止的星系在z=2.99的发现。我们已经获得了这个对象的HST/WFC 3光谱，并测量了它的红移从深4000 A的突破符合一个老的人口和高金属丰度的检测。通过恒星星族对它的棱纹光谱和宽带测光的模拟，我们得出它的年龄为~0.7 Gyr，这意味着它的形成红移z>4，质量>10^11 Msun。虽然这个被动星系是迄今为止确认的最遥远的星系，但我们发现它比其他z>2的早期类型的类似质量略不紧凑，总体上更类似于z~1.6场的早期类型星系。这个天体的发现表明，早期类型的星系至少在z=3时是可以探测到的，并表明在z=1.4-2的椭圆星系中发现的结构特性的多样性可能起源于它们的祖先之间的各种形成历史。
2012-10-26 astro-ph.CO
Red star-forming and blue passive galaxies in clusters
本文研究了位于低红移（z<0.12）星系团及其周围的6，000多个星系（M_r<=-20.5）的颜色与比恒星形成率（由SDSS DR 4获得的光谱）的关系。尽管大多数红色星系很少或没有正在形成的恒星，大多数蓝色星系目前正在形成恒星，但仍有大量的红色恒星形成（SF）和蓝色被动星系。本文探讨属于后两类星系的各种属性。这些特征包括形态参数、内消光、EW（H_delta）和4000角间断等光谱特征以及金属丰度。我们的分析表明，蓝色被动星系的性质非常相似，他们的SF同行，除了他们的大范围的EW（H_delta）表明最近截断的恒星形成。红色SF星系分为两大类，一类是星系团核心中的大质量星系，主要由古老的恒星星族组成，但核心中有恒星形成的证据。对于其余的红色SF星系，从各种金属丰度测量和平均恒星年龄可以明显看出，它们的颜色是由富含金属的恒星星族占优势造成的。这些SF星系的性质对环境研究的影响，如布彻Oemler效应，进行了讨论。
2009-08-17 astro-ph.CO
Properties of type Ia supernovae inside rich galaxy clusters
我们使用GMBCG星系团目录和SDSS-II超新星数据与BOSS项目测量的红移，以确定48 SNe Ia居住在丰富的星系团，并比较其属性与1015 SNe Ia在外地。通过SALT 2模型对它们的光变曲线进行参数化，并通过一种重新定位技术评估所观察到的差异的显著性。为了测试我们的样本和方法，我们首先寻找居住在活动星系和被动星系中的SNe Ia之间的已知差异。我们证实，被动星系的主机SNe Ia具有较小的拉伸，较弱的颜色-光度关系[ $β$为2.54（22）对3.35（14）]，并在拉伸和颜色校正后，$\sim$ 0.1等的亮度。我们表明，只有0.02%的随机样本从我们的一组超新星Ia在活跃的星系可以达到这些值。无法检测到报告的哈勃残差散射差异，可能是由于排除了离群值。然后，我们表明，虽然大多数领域和集群SNe Ia属性是兼容的，在目前的水平，他们的拉伸分布是不同的（$\sim3σ$）：除了具有更高的浓度被动星系比领域，集群的被动星系主机SNe Ia的平均拉伸甚至小于那些在领域被动星系（在95%的信心）。我们认为，年龄较大的被动星系的集群是负责这种效果，因为我们表明，老被动星系主机超新星Ia与年轻的被动星系（$\sim4σ$）较小的拉伸。
2013-12-13 astro-ph.CO
Mass and environment as drivers of galaxy evolution in SDSS and zCOSMOS and the origin of the Schechter function
我们探讨了SDSS，zCOSMOS和其他调查中的质量，恒星形成率和环境之间的相互关系。质量和环境的差异效应在z ~ 1上是完全可分离的，这表明两个不同的过程在起作用，“质量猝灭”和“环境猝灭”。在固定的过密度下，环境淬灭显然不会随着历元的变化而变化到z ~ 1，这表明它发生在宇宙中大尺度结构的发展过程中。恒星形成星系的质量函数形状的观测恒定性，要求M* 周围和以上星系的质量猝灭必须与它们在z < 2时的恒星形成速率成正比。我们假设，这个简单的质量猝灭定律也适用于更广泛的恒星质量和时代的范围。这两个简单的猝灭过程，加上一些由于合并而产生的额外猝灭，然后自然产生（a）恒星形成星系的准静态Schechter质量函数，其值M* 由恒星形成和质量猝灭速率之间的比例确定，（b）被动星系的双Schechter函数有两个分量：占主导地位的一个是由质量淬灭产生的，与恒星形成星系具有完全相同的M*，但α值较浅+1，而另一个是由环境效应产生的，与恒星形成星系具有相同的M* 和α值，并且在高密度环境中更大。随后淬灭星系的合并在密度更大的环境中稍微修改了这些预测，稍微增加了M*，使α更负。所有这些详细的Schechter参数之间的定量关系确实可以在SDSS中看到，为我们简单的基于几何的模型提供了强有力的支持。该模型自然产生的被动星系的“反层次”运行的平均年龄和α元素丰度与质量。
2010-09-27 astro-ph.CO
Galaxy evolution as a function of environment and luminosity
利用Blanton等2005年发表的纽约大学增值星系表（NYU-VAGC）中的SDSS DR 4低红移星表（LRC），分析了28000个星系的恒星形成和核活动，其中0.005<z<0.037，~ 90%完整到M_r=-18.0。我们发现，在高密度区域中，约70%的星系是独立于光度的被动演化。然而，在稀薄场中，被动演化星系的比例是光度的强函数，从Mr <-21的50%下降到Mr ~-18的零。此外，在场区的一些被动演化的矮星系似乎是明亮（>~ L*）星系的卫星星系。此外，具有活动星系核（AGN）光学特征的星系比例从Mr~-21时的~ 50%稳步下降到Mr~-18时的~ 0%，这密切反映了低密度环境中被动星系比例的光度依赖性（见图1实线）。这一结果反映了活动星系核反馈与星系质量对它们演化的重要性日益增加，因此大质量星系的恒星形成历史主要取决于它们过去的合并历史。
2010-06-25 astro-ph.CO
Probing the low-redshift star formation rate as a function of metallicity through the local environments of type II supernovae
II型超新星可以追踪恒星的形成，以探测其在低红移的全球金属丰度分布。我们提出了避免许多以前的偏见来源的SN II祖区域的氧和铁丰度分布。由于Fe（而不是O）丰度驱动了CCSNe的祖先大质量恒星的晚期演化，并且由于Fe富集滞后于O富集，我们发现O丰度到Fe丰度的一般转换。我们在这里提出的分布是最好的比较标准，用于评估稀有类SNe如何依赖于祖金属丰度。我们测量了第一年PTF SN搜索中SNe II宿主的代表性子样本的气相O丰度，使用SN位置附近的SDSS光谱（9）和新的长缝光谱（25）。这34个寄主的金属丰度中位数为12+log（O/H）= 8.65，中位数误差为0.09。根据SDSS光度测量，主星系恒星质量的中位数是10^9.9太阳质量。它们没有显示出金属丰度或质量与MPA/JHU增值目录的红移匹配样本的系统性偏移。与以前的SN主机金属丰度研究相比，这个样本是从一个单一的区域调查。最低质量星系中的SNe并没有被系统地排除在外。我们发现的金属丰度分布是统计上无法区分的金属丰度分布的SN II主机发现有针对性的调查和样本从多个调查具有不同的选择功能。使用铁和O丰度之间的关系，发现银河系盘，球，晕星，我们翻译成铁丰度估计的SN II环境的O丰度分布。我们发现，虽然这个样品跨越只有0.65德克斯的O丰度，铁和O丰度之间的差距是50%，在我们的样品的低金属丰度端比在高金属丰度端宽。（节略）
2013-06-20 astro-ph.CO
Groups of two galaxies in SDSS: implications of colours on star formation quenching time-scales
我们设计了一种方法来选择星系孤立在其暗物质晕（N=1系统）和星系居住在一组正好两个（N=2系统）。我们的N=2系统是广泛分离的（高达$\sim$\，200\，$h^{-1}$ \，kpc），其中紧密的星系-星系相互作用不是主导的。我们应用我们的选择标准，从SDSS DR 6的两个体积有限的星系样本与$M_{r}-5 \log_{10} h \leq$ -19和-20研究的环境非常稀疏的星系群对星系颜色的影响。对于两个卫星星系，我们发现，相对于相同恒星质量的孤立星系，-19和-20样本的恒星形成猝灭红过量分别为0.15\，$\pm$\，0.01和0.14\，$\pm$\，0.01。假设N=1个系统是N=2个系统的祖先，一个立即快速恒星形成猝灭的场景与这些观测结果不一致。对于-19和-20样品，延迟时间分别为3.3和3.7 μ Gyr的延迟然后快速恒星形成猝灭方案产生了与观测一致的红色过量预测。观测结果还表明，相对于相同恒星质量的N=1星族，两个星系组成的星系群中的中央星系在-19和-20样本中分别有0.06\，$\pm$\，0.02和0.02\，$\pm$\，0.01的蓝色过剩。我们的研究结果表明，即使是非常稀疏的发光星系群的环境也会影响星系的演化，对这些简单系统的深入研究是理解星系演化的重要一步。
2013-09-28 astro-ph.CO
Cosmography via stellar archaeology of low-redshift early-type galaxies from SDSS
Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati (SISSA)（高等国际研究学校）；Institute for Fundamental Physics of the Universe (IFPU)（宇宙基础物理研究所）；Universitat Heidelberg（海德堡大学）；University of Trento（特伦托大学）；IRA-INAF（国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN-Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）
本研究利用SDSS被动演化星系Lick指数拟合的恒星年龄，对直至z~0.4的Hubble参数进行模型无关的宇宙学测绘拟合，得出H0值，并发现了关键指数随红移的意外振荡模式。
2025-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Early-type Galaxies Selected by Their Spatial Clustering
目的：我们提出了一种新的方法，使用光度或恒星质量函数与聚类测量相结合，选择样本的星系在不同的红移可能遵循的祖先到后代的关系。由于该方法使用聚类信息，我们将以这种方式选择的星系样本称为聚类选择样本。我们应用这种方法来推断MUSYC早型星系（ETGs）从z~1到现在演化过程中的合并次数。研究方法：该方法包括在使用聚类信息来推断典型的暗物质晕质量选定的祖星系的主机。使用LambdaCDM预测，然后可以跟踪这些晕到稍后的时间，其中后代的样本将是具有这些后代晕的聚类的样本。结果如下：这种技术表明，ETG在一个给定的红移演化成较亮的星系在较低的红移（考虑静止框架，被动演化的光学光度）。这表明，这些星系的恒星质量随时间而增加，原则上，在不同的红移恒星质量的选择不提供星系的样本中的祖先后代的关系。结论：在z=0时，高红移ETG和它们可能的后代之间的比较表明，祖先的数量密度高出5.5 ± 4.0倍，这意味着需要合并来降低它们的数量密度。由于祖先和后代的光度密度是一致的，我们的结果表明，由于z=1，ETG中不需要显着的恒星形成，这表明所需的合并是干燥的，即无气体。
2011-05-27 astro-ph.CO
Why do galaxies stop forming stars? I. The passive fraction - black hole mass relation for central galaxies
我们导出了一个样本超过400，000 SDSS星系在z < 0.2的被动中心星系的比例对它们的超大质量黑洞质量的依赖关系。我们的大样本包含各种环境中的星系，恒星质量为8 < log（M*/Msun）< 12，涵盖了从纯盘到球状体的整个形态光谱。我们估计黑洞的质量从测量的中心速度色散和隆起的质量，使用各种公布的经验关系。我们发现一个非常强的依赖性的被动部分对黑洞质量，这是在很大程度上不受影响的细节的黑洞质量估计。此外，被动分数与黑洞质量的关系仍然很强，即使在固定值的星系恒星质量（M*），暗物质晕质量（Mhalo），和膨胀总恒星质量比（B/T）。而在固定MBH时，被动分数对M*、Mhalo和B/T的依赖性较弱。这些观测结果表明，对于中心星系，MBH是最强的相关与被动部分，一致的淬火AGN反馈。
2014-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Spheroidal post-mergers in the local Universe
星系合并是标准等级星系形成范例的一个基本方面。最近，银河动物园项目通过对整个SDSS光谱样本的直接目视检查，编制了一个包含3373个合并的大型同质目录。我们探讨了一个子集的星系从这个目录是球状的“合并后”（SPM）-其中一个单一的残余物是在合并后的最后阶段的放松，并显示出证据占主导地位的隆起，使他们似是而非的早期类型的星系的祖先。我们的研究结果表明，SPM有蓝色的颜色比一般的早期型星系人口可能是由于合并引起的恒星形成。使用光发射线比的分析表明，我们的SPM中有20个表现出LINER或Seyfert样的活动（68%），而其余10个星系被归类为恒星形成（16%）或静止（16%）。与Darg等人在正在进行的合并中的发射线活动的比较表明，活动星系核的分数在合并后上升，这表明活动星系核相可能只在合并过程的最后阶段才占主导地位。SPM的光学颜色和它们的祖先的合理质量比表明，虽然少数与两个早期星系之间的主要合并一致，但绝大多数是主要合并的残余物，其中至少有一个祖先是晚期星系。
2011-11-18 astro-ph.CO
The GALEX Arecibo SDSS Survey. I. Gas Fraction Scaling Relations of Massive Galaxies and First Data Release
我们介绍了GALEX Arecibo SDSS巡天（GASS），这是一个正在进行的大型计划，它使用Arecibo射电望远镜收集了约1000个星系的高质量HI线光谱，这些星系的恒星质量大于10^10 Msun，红移为0.025<z<0.05，选自SDSS光谱和GALEX成像巡天。星系被观测到，直到被探测到或达到低气体质量分数极限（1.5-5%）。本文介绍了第一个数据发布，包括最终GASS样本的~20%。我们使用这个数据集探索的主要标度关系的HI气体分数与星系结构和NUV-r颜色。在我们的样本中，大部分星系（~60%）在HI中被检测到。我们发现，原子气体分数强烈恒星质量，恒星表面质量密度和NUV-R颜色下降，但只有弱相关的星系膨胀盘比（如测量的r-波段光的浓度指数）。我们还发现，当特征恒星表面质量密度超过10^8.5兆太阳·千秒差距^-2时，具有显著（超过百分之几）HI的星系比例急剧下降。富含气体的星系的比例随着恒星质量的增加而平稳地减少。GASS的主要目标之一是识别和量化在蓝色恒星形成云和被动演化星系的红色序列之间过渡的星系的发生率。可能的过渡候选者可以被确定为离群值的气体分数和其他星系属性之间的平均标度关系。[删节]
2009-12-09 astro-ph.CO
Disentangling star formation and merger growth in the evolution of Luminous Red Galaxies
我们介绍了一种新的技术经验理解星系的演化。我们使用经验确定的恒星演化模型来预测斯隆数字巡天（SDSS-II）的亮红星系（LRG）样本的过去的演化，而没有任何先验假设的星系演化。通过仔细对比预测和观测到的数量和光度密度的演变，我们测试了不同光度的星系的被动演化方案，并确定最低合并率。我们发现，LRG人口是不纯粹的同时代，与一些星系的目标在z <0.23 and at z>0.34显示出不同的动态增长比整个样本的目标星系。我们的研究结果表明，LRG人口是动态增长的，这种增长必须由微弱的结束。对于最明亮的星系，我们发现较低的最低合并率比以前的研究，假设被动恒星演化，这表明以前测量的一些动态演化实际上是由于非被动恒星演化被错误地建模的星系。我们的方法可用于识别和匹配跨宇宙时代的星系的同时代人口，在一个或多个调查。
2011-05-25 astro-ph.CO
The nature of the Sloan Digital Sky Survey galaxies in various classes based on morphology, colour and spectral features - III. Environments
我们提出了一个研究的环境SDSS星系划分为罚款类的基础上，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。我们估计的本地数密度，目标排除本地亮度密度，本地颜色，关闭对分数和最亮的邻居的亮度和颜色，这是全面的细类之间进行比较。星系的形态-颜色类别强烈地依赖于局域密度，具有高密度偏好的近似顺序：红色早型星系（REG）-红色晚型星系（RLG）-蓝色早型星系（BEGs）-蓝色晚型星系（BLG）。我们发现，高密度的环境（如集群环境）似乎抑制活动星系核的活动。HII REG的配对分数与被动REG的配对分数没有统计学显著差异，而HII BLG的配对分数小于非HII BLG的配对分数。HII BLG在最亮邻色分布上表现出明显的双峰（红+蓝），而红星系则表现出单峰。Seyfert BLG的最亮邻居倾向于蓝色，而LINER BLG的最亮邻居倾向于红色，这意味着Seyfert和LINER之间的差异可能与对相互作用有关。其他各种环境的罚款类进行了调查，并讨论了它们对星系演化的影响。
2009-11-30 astro-ph.CO
Re-Assembling the Sagittarius Dwarf Galaxy
人马座矮星系的前身质量是多少？在这里，我们使用SDSS和2 MASS数据重新组装恒星碎片，以找到总光度和可能的质量。我们发现，亮度范围为9.6-13.2 × 10^7太阳光度或M_V ~-15.1 - 15.5，其中70%的光存在于碎片流中。它的前身比现在的小麦哲伦星云要暗一些，亮度可与M31矮球状体NGC 147和NGC 185相媲美。利用宇宙学模型，我们估计在潮汐破裂之前，Sgr的暗物质晕的质量约为10^10太阳质量。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive classification of galaxies in the SDSS: How to tell true from fake AGN?
我们使用W_Ha与[NII]/Ha（WHAN）图提供了一个全面的SDSS星系的发射线分类。这种分类能够处理大量的弱线星系，这些星系由于缺乏一些诊断线而没有出现在传统的图表中。WHAN图的另一个优点是允许区分在传统诊断图的LINER区域中重叠的两个非常不同的类。这些是拥有弱活动核（wAGN）和“退休星系”（RGs）的星系，即已经停止形成恒星并被其热演化的低质量恒星电离的星系。区分活动星系核真假的一个有用的标准是年龄大于1亿年的恒星星族光电离产生的经光电离校正的L_Ha相对于Ha光度的比值。这个比例遵循一个明显的双峰分布，其中α>> 1的星族由经历恒星形成和/或核活动的系统组成，而α ~ 1处的峰值对应于RG模型的预测。我们的分类方案的基础上的等效宽度的哈，一个很好的观测代理。根据W_Ha的双峰分布，我们将wAGN与RG的分界点设为W_Ha = 3A。在WHAN图中可以识别出五类星系：（a）纯恒星形成星系：log [NII]/Ha < -0.4 and W_Ha >3 A. (b)强活动星系核（即，Seyferts）：log [NII]/Ha > -0.4和W_Ha > 6A。(c)弱活动星系核：log [NII]/Ha > -0.4且W_Ha在3 - 6 A之间。(d)RGs：W_Ha < 3 A。(e)被动星系（实际上是无线星系）：W_Ha和W_[NII] …
2010-12-20 astro-ph.CO
The Stellar Populations of Bright Coma Cluster Galaxies
本文利用SDSS DR 7光谱仪研究了356个明亮的$M_{r}$ $\leq$-19后发座星系团成员的恒星星族。对于静止星系，我们发现CN 2，C4668，Mgb和H $β$的吸收线指数强度和速度色散（$σ$）之间有很强的相关性。在被动星系H $β$、Mgb和C4668中发现了显著的团心径向梯度。我们使用最先进的恒星星族模型\citep{schiavon07}和测量的吸收线指数来推断每个星系的单恒星种群等效（SSP等效）年龄和[Fe/H]，以及它们的[Mg/Fe]，[C/Fe]，[N/Fe]和[Ca/Fe]丰度模式。对于被动星系子样本，我们找到了强有力的证据“考古缩小”，年龄$\propto σ^{0.90 \pm 0.06}$。我们恢复了显着的集群中心径向恒星星族梯度的被动样品在SSP等效年龄，[Mg/Fe]，[C/Fe]和[N/Fe]。这些趋势是在这个意义上说，在固定的速度色散，被动星系的外围星系的24% $\pm$ 9%年轻，较低的[Mg/Fe]和[N/Fe]，但较高的[C/Fe]比在集群的核心。我们发现没有显着增加集群为中心的径向恒星星族梯度时，拟合到一个被动的星系子集选择覆盖集群核心和西南地区，其中包含NGC 4839子群。因此，我们得出结论，NGC 4839的落区不是唯一的，至少在明亮星系的恒星星族方面。我们推测，最近的其他研究所看到的更明显的集群为中心的径向梯度可能…
2010-10-19 astro-ph.CO
Bulge mass is king: The dominant role of the bulge in determining the fraction of passive galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查星系双峰的起源，通过量化的内在和环境的驱动程序的相对作用，停止（或“淬火”）超过50万本地斯隆数字巡天（SDSS）星系的恒星形成。我们的样本包含z=0.02-0.2的各种星系，恒星质量为8 < log（M*/M_sun）< 12，跨越了从纯盘到球状体的整个形态范围，局部星系密度和晕质量超过四个数量级。我们利用公布的恒星形成率，并添加到我们小组最近的GIM 2D光度和恒星质量膨胀+磁盘分解。我们发现，星系的被动分数急剧增加恒星质量，晕质量，和隆起质量，与局部星系密度和隆起总恒星质量比（B/T）的依赖性不太陡峭。在内部性质固定的情况下，我们发现中心星系和卫星星系具有不同的被动分数关系。对于中心，我们得出结论，在固定的凸起质量的被动部分的变化较小，比任何其他变量，包括总恒星质量，晕质量，和B/T。这意味着猝灭机制必须与凸起最紧密地耦合。我们认为，无线电模式活动星系核反馈提供了最合理的解释所观察到的趋势。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the robustness of the H$β$ Lick index as a cosmic clock in passive early-type galaxies
我们研究了$β$ Lick指数在$\sim 24000$质量（$\rm log(M/M_{\odot})>10.75$）和被动早型星系的样本中提取的SDSS在z<0.3，为了评估该指数的可靠性，以约束这些系统的形成和年龄演化的时代。我们进一步研究了利用这个指数作为“宇宙计时器”的可能性，即从它的微分演化与红移推导出哈勃参数，从而约束独立于其他探测器的宇宙学模型。我们发现H $β$强度随红移的增加而增加，正如被动演化模型中所预期的那样，并且在每个红移处，在更大质量的星系中显示出较弱的值。然而，观测到的指数与恒星星族合成模型的预测的详细比较突出了一个显着的紧张局势，观测到的指数系统低于预期。通过分析堆叠的光谱，我们发现了一个弱的[NII] $\lambda6584$发射线（在单光谱中检测不到），它与质量反相关，这可以解释为电离气体存在的暗示。我们估计的校正的H $β$指数的残余排放分量利用不同的方法，但发现它非常不确定和模型依赖。我们的结论是，虽然所观察到的H $β$ -z关系的定性趋势与预期的被动和缩小的情况是一致的，电离气体的可能存在，即使在最大的质量和被动的星系防止使用这个指数的年龄演化的定量估计和宇宙学的应用。
2017-02-23 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
Galaxy Zoo: Passive Red Spirals
我们研究了银河动物园项目发现的红色旋涡星系的光谱特性和环境。通过仔细选择正面的，以盘为主的螺旋，我们构建了一个真正被动盘的样本（不是尘埃变红，也不是由凸起中的旧恒星星族主导）。因此，我们的红色螺旋表示正常蓝色螺旋和红色早期类型之间的一组有趣的可能过渡对象。我们使用SDSS数据来研究可以在不干扰其形态的情况下将这些物体变红的物理过程。红色螺旋更喜欢中等密度的区域，但是红色螺旋的属性和环境之间没有明显的相关性--仅仅环境不足以决定螺旋是否会变成红色。红色螺旋星系在低质量时只占螺旋星系的一小部分，但在大质量时却占很大比例--大质量星系的红色与形态无关。我们证实，红色螺旋有老恒星popns和最近的恒星形成比主螺旋人口。虽然螺旋臂的存在表明，主要的恒星形成不可能在很久以前就停止了，但我们表明，这些不是最近的恒星爆发后，所以恒星形成必须逐渐停止。有趣的是，红色螺旋体比正常螺旋体更有可能拥有光学识别的Seyfert或LINER，其中大部分差异来自LINER。我们发现一个奇怪的大酒吧分数的红色螺旋表明，停止恒星形成和酒吧的不稳定性是密切相关的。最后，我们讨论了可能的起源。我们认为，它们可能代表了最古老的螺旋星系，这些星系已经耗尽了它们的气体储备--可能是由于绞窄作用，也可能是由于棒不稳定性在盘中移动物质。
2010-02-10 astro-ph.CO
Avoiding progenitor bias: The structural and mass evolution of Brightest Group and Cluster Galaxies in Hierarchical models since z~1
大质量星系的质量和结构演化是星系形成研究的热点之一。这是因为它可能揭示了仍然有争议的进化过程中的宝贵见解，控制的生长和组装的球体。然而，模型和观测之间的直接比较通常被所谓的“祖先偏差”所阻止，即，新的星系进入观测选择在以后的时代，从而逃避了一个精确的研究如何预先存在的星系实际上演变的大小。为了限制这种影响，我们在这里收集高红移最亮的星系团和星系团的数据，发展他们的（平均）主机晕质量下降到z=0沿着他们的主要祖先，并指定为他们的“后代”本地SDSS中央星系匹配主机晕质量。从表面上看，高红移和本地数据之间的比较表明，恒星质量从z~1开始明显增加了2倍，平均有效半径增加了2.5倍。然后，我们比较推断的恒星质量和大小的增长与层次模型预测的中央星系，选择在高红移密切匹配的光环和恒星质量箱的数据。只有以非常有限的卫星恒星剥离和抛物线轨道为特征的分级模型才能够广泛地再现自z ~1以来在星系团中观察到的恒星质量和大小增加了~2-4倍。自z~1以来的预测平均（主要）合并率与最新的观测估计吻合得很好。
2015-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the luminosity-to-halo mass relation of LRGs from a combined SDSS-DR10+RCS2 analysis
研究了发光红星系团（LRGs）的光度-晕质量关系的演化。我们从重子振荡光谱巡天（BOSS）SDSS-DR 10中选取了52 000个与第二次红序列星系团巡天（RCS 2）成像数据重叠的~450 deg^2的LOWZ和CMASS LRG样本，将它们分组到绝对星等和红移的bin中，并测量它们的弱透镜信号。源红移分布的中值为0.7，这使我们能够研究透镜信号作为透镜红移的函数。我们解释的透镜信号使用晕模型，从中我们获得晕质量以及质量浓度关系的归一化。我们发现，一旦我们允许在建模中的偏心或卫星，托管LRGs的晕的浓度与暗物质的模拟是一致的。光度与晕质量关系的斜率典型值为1.4，并且不随红移而变化，但我们确实发现了振幅变化的证据：在z=0.36和0.22之间，LOWZ星系的平均晕质量增加了25_{-14}^{+16} %，达到平均值6.43+/-0.52 x 10^13 h70^-1 Msun。如果我们用CMASS星系扩展红移范围，并假设它们是LOWZ样本的祖先，我们发现LRGs的平均质量在z=0.6和0.2之间增加了80^{+39}-28
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing and Classifying SDSS DR16 Galaxy Spectra with Machine-Learning and Dimensionality Reduction Algorithms
大型宇宙学巡天中星系和类星体的光谱被用来测量红移和推断距离。它们还含有关于这些天体的内在性质的丰富信息。然而，由于大量的自由度、各种噪声源以及导致类似光谱特性的物理参数之间的简并性，它们的物理解释可能具有挑战性。为了更深入地了解这些退化，我们将两个无监督机器学习框架应用于Sloan Digital Sky Survey数据发布16（SDSS DR 16）的样本。第一个框架是概率自动编码器（PAE），这是一个两阶段的深度学习框架，包括从1000个元素到10个参数的数据压缩阶段和密度估计阶段。第二个框架是一个统一的流形近似和投影（UMAP），我们适用于未压缩和压缩数据。探索跨区域的压缩数据UMAP，我们构建了堆叠光谱序列，显示了从恒星形成星系的窄发射线和蓝色光谱的被动星系的吸收线和红色光谱的逐渐过渡。聚焦于由类星体产生的具有宽发射线的星系，我们发现了由宇宙尘埃引起的具有不同程度的遮蔽的序列。我们在这里提出的实验通知未来的应用神经网络和降维算法的大型天文光谱调查。
2022-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Correction to the Standard Galactic Reddening Map: Passive Galaxies as Standard Crayons
我们提出更正Schlegel，Finkbeiner，戴维斯（SFD 98）在斯隆数字巡天北银河帽地区的红化地图。为了找到这些修正，我们采用了我们称之为“标准蜡笔”的方法，在这种方法中，我们使用被动演化的星系作为颜色标准，通过它来测量与红化图的偏差。我们选择这些被动发展的星系光谱，使用限制的H α和O II等效宽度，以消除所有恒星形成星系的SDSS的主要星系目录。我们发现，通过校正已知的红化，红移，颜色-星等关系，以及颜色随环境密度的变化，我们可以在我们选择的151，637个星系中将颜色散射降低到3%以下。利用这些星系，我们构建了SFD 98红化图的4.5度分辨率的偏差图，1-sigma误差为~ 1.5毫等E（B-V）。我们发现，SFD 98地图在很大程度上是准确的，大部分地图的偏差低于3毫等E（B-V），尽管有些地区确实偏离SFD 98高达50%。发现的最大偏差是45毫米级的E（B-V），和空间结构的偏差是密切相关的，与观测到的尘埃温度，这样SFD 98低估了在低尘埃温度的地区变红。我们的这些偏差的地图，以及他们的错误，提供给科学界作为补充更正SFD 98在http://www.peekandgraves2010.com。
2010-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of the Far-infrared continuum of z ~ 6 quasars: a radiative transfer model for SDSS J1148+5251
我们调查的起源远红外连续SDSS J1148+5251，使用它作为一个原型，更一般的高光度高红移类星体。我们运行辐射转移代码TRADING来跟踪来自中心源和恒星源的辐射通过宿主星系的尘埃环境的转移。该模型基于半分析合并树代码GAMETE/QSOdust的输出，该代码能够预测宿主星系及其核黑洞的演化，遵循SDSS J1148+5251所有祖星系的恒星形成历史和化学演化-包括尘埃。我们发现，中心源发出的辐射也可以为分布在宿主星系中的尘埃提供重要的加热源，在静止帧波长[20 - 1000]微米处为观测到的远红外辐射提供至少30%至70%的能量。剩下的部分是由恒星源贡献的，并且只有当宿主星系能够在z=6.4时维持约900 Msun/yr的恒星形成率时才能实现。这表明了一种共同进化的情景，在它们的分级组装过程中，第一个SMBH和它们的宿主星系首先以相同的速度增长，直到黑洞达到~ 2 10^8 Msun的质量，并开始比它的宿主星系增长得更快，当黑洞和恒星质量落在局部星系中观察到的标度关系的散射范围内时，达到明亮的类星体阶段。同样的演化情景最近被证明可以解释更大样本的5 < z <6.4类星体的性质，并意味着目前的动力学质量测量可能错过了宿主星系恒星质量的重要部分。我们的结论是FIR光度的高Z类星体是一个敏感的示踪剂的快速变化的物理条件在宿主星系。
2015-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of SDSS subdwarfs: Structure and substructure of the Milky Way halo
我们构建了一个新的样本~1700太阳附近晕次矮星从斯隆数字巡天，选择使用减少自行图。径向速度来自SDSS光谱和Bramich等人（2008）的光运动曲线目录中的自行。使用光度视差关系来估计距离，可以得到完整的相空间坐标。典型的速度误差在30-50 km/s的范围内。这是迄今为止建造的最大的晕样品之一，圆盘污染水平<1%，这使我们能够以极高的精度计算晕速度分散。我们发现速度弥散张量在球极坐标系中排列，（sigma_r，sigma_phi，sigma_theta）=（143 \pm 2，82 \pm 2，77 \pm 2）km/s.虽然v_phi的分布显示出不对称性的初步证据，但恒星晕没有表现出净自转。这种运动学与一个轻度扁平的恒星密度随距离下降的情况相一致，如r^{-3.75}。使用完整的相空间坐标，我们寻找运动的子结构的恒星晕的迹象。我们发现四个离散的overdensities局部角动量的证据，并建议他们可能是吸积残余物。其中最突出的是Helmi et al.（1999）以前发现的太阳邻域流，但其余三个都是新发现的。其中一个高密度可能与一组四个球状星团（NGC 5466、NGC 6934、M2和M13）有关，并提出了这些星团可能是作为一个更大的祖先的一部分而被吸积的可能性。
2009-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
From Halos to Galaxies. VI. Improved halo mass estimation for SDSS groups and measurement of the halo mass function
针对丰度匹配法估计星系群暗晕质量存在系统性偏差的问题，本研究开发了考虑相关效应的机器学习算法，提升了SDSS星系群暗晕质量估计精度，得到与观测和理论相符的结果，助力星系-暗晕关联研究。
2025-01-16 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
