Where are the Fossils of the First Galaxies? II. True Fossils, Ghost Halos, and the Missing Bright Satellites
我们使用一套新的冷暗物质模拟的本地宇宙，调查银河系内和周围的原始矮星系化石的分布。在整个过程中，我们建立在以前的结果显示协议之间观察到的恒星属性的一个子集的超微弱的矮星和我们的模拟化石。在这里，我们表明，化石的第一个星系的银河中心分布和累积光度函数与观测一致。在我们的模型中，大约有300颗发光的卫星围绕银河系运行，其中大约50-70%是保存完好的化石，这一比例随着银河系的距离而减少。在银河系维里半径范围内，这些化石的大多数光度L_V<10^5 L_solar。相对于观测接近完成的观测，这项工作产生了过多的亮矮星卫星（L_V > 10^4 L_solar）。“明亮的卫星问题”在银河系的外部最为明显。我们估计，虽然相对明亮，原始的恒星星族是非常分散的，产生的人口与表面亮度低于调查的检测限，很容易剥离潮汐力。虽然我们还不能提出本星系群中第一个星系化石存在的确凿证据，但我们的研究结果表明，观测策略可能证明它们的存在。首先，对孤立矮星周围原始恒星的“幽灵晕”的探测将证明恒星在再电离之前形成于迷你晕（M<10^8 M_solar）中，并强烈表明至少有一部分超暗矮星是第一个星系的化石。
2011-11-10 astro-ph.CO
Connecting massive galaxies to dark matter halos in BOSS - I. Is galaxy color a stochastic process in high-mass halos?
我们使用暗晕丰度匹配（SHAM）来模拟恒星质量函数（SMF）和在$z\sim0.5$的重子振荡光谱巡天（BOSS）“CMASS”样本的聚类。我们介绍了一种新的方法，它占恒星质量的不完整性CMASS作为红移的函数，并产生CMASS模拟目录，其中包括选择效应，再现整体SMF，投影两点关联函数$w_{\rm p}$，CMASS $dn/dz$，并公开提供。我们在“年龄匹配”的背景下研究了坍缩质量以上的组装偏差的影响，并表明这些影响与Hearin等人（2013）在较低恒星质量下探索的影响相比显着不同。我们建立了两个模型，一个是星系颜色是随机的（“AbM”模型），以及一个模型，其中包含组装偏差效应（“AgM”模型）。通过对CMASS的红移相关的聚类与我们模型的预测，我们认为，在高质量晕星系的颜色不是一个随机过程。我们的研究结果表明，在高质量晕的星系的颜色是由其他晕的性质，除了晕的峰值速度和组装偏差的影响起着重要的作用，在确定该样本的集群属性。
2016-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extragalactic archeology with the GHOSTS Survey I. - Age-resolved disk structure of nearby low-mass galaxies
我们研究了三个邻近的低质量边缘星系（IC 5052，NGC4244和NGC5023）的演化历史。利用已分辨的恒星星族，我们构造了不同年龄恒星族的星数密度图，并分析了每个星系内结构参数随恒星年龄的变化。我们没有检测到一个单独的厚盘在任何三个星系，即使我们的观察涵盖了更广泛的范围内等效表面亮度比任何综合光的研究。虽然鳞片高度随着年龄的增长而增加，但每个种群都可以用一个圆盘很好地描述。其中两个星系包含一个非常微弱的附加成分，我们将其确定为微弱的晕。这些微弱的晕的质量低于盘质量的1%。这三个星系显示出较低的垂直加热率，远低于银河系的加热率。这表明，加热剂，如巨大的分子云和螺旋结构，在低质量星系中很弱。这三个星系中的所有种群都没有或只有很小的耀斑。虽然这一发现与以前的综合光研究是一致的，但它对星系模拟造成了很大的限制，因为在星系模拟中，由于相互作用或径向迁移，经常会发现强烈的耀斑。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Side of Galaxy Color
我们提出的年龄分布匹配，预测星系的光度L和颜色C如何占据暗物质晕的理论形式主义。我们的模型假设，只有两个基本性质的晕，决定了它的主机星系的颜色和亮度：最大的圆速度Vmax，和红移z_starve，与时代的恒星形成在星系停止。晕圈特性z_starve旨在涵盖晕圈质量组合的物理特性，这些特性可能会剥夺星系的冷气供应，并最终抑制其恒星形成。该模型的新的定义特征是，在固定的光度下，星系的颜色与z_starve单调对应，z_starve的值越大，颜色越红。我们填充一个N-体模拟与模拟星系目录的基础上年龄分布匹配，并表明，由此产生的模拟星系分布准确地描述了各种星系的统计数据。我们的模型表明，晕和星系组装确实相关。我们在http://logrus.uchicago.edu/~aphearin上公开了我们的低红移、SDSS M_r <-19模拟星系目录和所有z=0晕的主要祖先历史。
2013-07-22 astro-ph.CO
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
Does the Galaxy-Halo Connection Vary with Environment?
SubHalo Abnormal Matching（SHAM）假设一个（子）晕属性，如质量Mvir或峰值圆速度Vpeak，决定了每个（子）晕中的星系属性，如光度或恒星质量。这一假设意味着星系光度函数（GLF）和星系恒星质量函数（GSMF）对环境密度的依赖性取决于相应的晕密度依赖性。在本文中，我们测试这一点，从SDSS样本确定观察到的依赖与环境密度的ugriz GLF和GSMF的所有星系，并分别为中央和卫星星系。然后，我们表明，假的预测是在显着的协议与这些意见，即使当星系人口被划分为中央和卫星星系。然而，我们表明，SHAM未能再现正确的环境密度和所有星系和中央星系的g-r颜色之间的依赖关系，虽然它更好地再现了卫星星系的颜色对环境密度的依赖关系。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Self-Calibrating Halo-Based Galaxy Group Finder: Algorithm and Tests
我们描述了一个扩展的晕为基础的星系群发现算法。我们增加了自由的算法，以更准确地确定哪些星系的中心，哪些是卫星，并提供无偏估计的晕质量。我们着重于确定恒星形成和静止星系的星系晕关系。在组查找算法中增加的自由度是使用依赖颜色的星系聚类的观测以及光谱中心星系L_sat的堆叠样本周围的深度成像数据中的总卫星光度的测量进行自校准的。我们在一系列模拟上测试这种方法，这些模拟改变了星系晕的连接，包括一个从UniverseMachine结果构建的模拟。我们的自校准算法显示出显着的改进，在以前的方法估计的颜色依赖的卫星星系的比例。它将中心星系log M_halo的误差减小了一倍以上，减小到<~0.2 dex。通过L_sat数据，它可以量化恒星形成和静止星系的光度-晕质量关系的差异，即使是只有一个光谱成员的星系群。而以前的算法不能约束在固定的M_halo的L_gal的散射，自校准技术可以提供一个强大的下限，这种散射。
2020-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Boundary of Galaxy Clusters in the SDSS
暗物质晕周围的物质可以分为“下落”物质和至少穿过一个近心的“坍缩”物质。分析模型和模拟预测与这两个制度之间的过渡晕密度分布的快速下降。利用SDSS的数据，我们探索了这样一个功能的星系团的密度分布的证据，并调查这个功能和可能的相空间边界之间的连接。我们首先估计陡峭的星系团周围的外星系密度分布：轮廓显示突然陡峭，提供证据截断的晕轮廓。接下来，我们使用两组基于颜色选择的星系来测量星系团周围的星系密度分布。我们发现了星系颜色突变的证据，这与密度分布变陡的位置相吻合。由于星系很可能在恒星形成过程中被淬灭，并在星系团内部变成红色，因此星系颜色分布的这种变化可以解释为从下降状态到坍缩状态的过渡。我们还测量这种过渡使用的模型比较的方法，最近已被用于研究的“回溅”现象，但发现这种方法是不是一个强大的方式来量化检测回溅功能的意义。最后，我们使用一个独立的集群目录进行测量，以测试潜在的系统误差与集群选择。我们确定了未来工作的几个途径：提高对小尺度星系轮廓的理解，透镜测量，识别代理晕吸积率，和其他测试。随着DES，KiDS和HSC调查的即将到来的数据，我们可以期待晕边界研究的显着改进。
2017-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep HST/ACS Photometry of the M81 Halo
我们提出了一个深的颜色星等图个别恒星的晕附近的螺旋星系M81，在一个投影距离为19千秒差距，根据数据与先进的相机上的哈勃太空望远镜（HST）的调查。彩色星等图显示了一个狭窄且相当蓝色的红巨星分支，以及一个水平分支，其中的恒星大多位于天琴座RR不稳定带的红色方向。根据红巨星分支的形状、红丛的大小和红巨星分支的位置，我们推导出我们领域优势种群的平均金属丰度为[M/H] = -1.15 +0.11，年龄为9 + 2 Gyr。我们比较我们的金属丰度和年龄的结果与以前发现的恒星在不同的位置内M81，并在其他附近星系的球状体。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Systematic Survey of Stellar Halos in High-Inclination Galaxies Reveals Unusually Quiescent Merger Histories of Nearby Galaxies
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Oxford（牛津大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）
本研究通过系统性调查高倾角星系恒星晕，发现近邻星系的恒星晕分数异常低，暗示安静的合并历史。
2026-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Occupation Distribution Modeling of Green Valley Galaxies
本文对绿谷星系近紫外（NUV）光学色选光度箱样本进行了聚类分析。这些星系样本是通过将斯隆数字巡天数据第7版与提供NUV测光的最新星系演化探测器源目录相匹配而构建的。我们提出了交叉关联函数测量和确定晕占领分布的过渡星系使用一种新的多示踪剂分析技术。我们扩展了晕占领形式主义的交叉关联函数之间的感兴趣的星系样本和多个示踪剂人口同时建模。该方法适用于常用的光度阈值样本以及颜色和光度箱选定的星系样本，并提高了稀疏星系种群的聚类分析的准确性。我们证实了以前观察到的趋势，即红色星系居住在更大质量的晕，更有可能是卫星星系比平均星系相似的光度。虽然中央星系的主机质量的变化作为一个函数的颜色只有弱约束，卫星分数和特征晕质量的绿色卫星星系被发现是中间的蓝色和红色的卫星星系。
2012-10-15 astro-ph.CO
Exploring the link between galaxy assembly and dark matter halo assembly in IllustrisTNG: Insights from the Mutual Information
本文利用互信息分析IllustrisTNG模拟，发现星系形成效率F★比颜色、sSFR和星系团可观测量更能灵敏指示暗物质晕组装历史，揭示星系与晕的共同演化关系。
2025-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Dark Matter Halo Properties on the Morphology of Their Central Galaxies from Weak Lensing
本研究利用弱引力透镜效应证实中心星系形态与暗物质晕质量正相关，发现颜色与形态结合能更好预测暗物质晕质量，并揭示活动星系核喷流反馈可能影响此关系。
2025-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Side of Galaxy Color: evidence from new SDSS measurements of galaxy clustering and lensing
年龄匹配模型最近被证明可以正确地预测居住在暗物质晕内的星系的光度L和g-r色。这个模型的核心原则是直观的：较老的晕倾向于拥有较老的恒星星族的星系。在本文中，我们证明，年龄匹配也正确地预测的g-r颜色趋势表现在各种各样的统计星系分布的恒星质量M* 阈值样本。特别是，我们提出了新的测量的星系两点关联函数和星系-星系透镜信号作为M* 和g-r颜色的函数从斯隆数字巡天，并表明年龄匹配表现出显着的协议与这些和其他统计的低红移星系。在这样做的过程中，我们也证明了SDSS观测到的星系-星系透镜效应与丰度匹配预测的信号之间的良好一致性，这是该模型的新成功。我们描述了年龄匹配是一个具体的例子，一个更大的类的条件Abstract匹配模型（CAM），我们在这里介绍的第一次的理论框架。CAM提供了一个一般的形式主义，研究在固定质量之间的任何星系属性和任何晕属性的相关性。我们的CAM的简单实现的惊人成功提供了令人信服的证据，这种技术有可能描述相同的数据集作为替代模型，但所需的参数数量显着减少。CAM通过利用当代N体模拟的能力来确定除了质量之外的暗物质晕属性来实现这种减少，这将我们的模型与传统的星系晕连接方法区分开来。
2013-11-11 astro-ph.CO
The clustering of ALFALFA galaxies: dependence on HI mass, relationship to optical samples & clues on host halo properties
我们使用阿雷西博遗产快速ALFA（ALCAFA）21厘米巡天探测到的~6000个星系的样本，测量HI选择星系的聚类特性。在M_HI ~ 10^{8.5} - 10 ^{10.5} M_sun的范围内，我们没有发现星系团与氢原子质量相关的令人信服的证据。我们表明，以前报道的结果较弱的集群低HI质量星系可能是由于有限体积效应。此外，我们比较了ALCAFA星系的聚类与从斯隆数字巡天（SDSS）光学选择的样本。我们发现，HI选择的星系团更弱，甚至比相对光学暗淡的星系，当没有颜色选择。相反，当SDSS星系分裂的基础上，他们的颜色，我们发现，关联函数的蓝色光学星系实际上是难以区分的HI选择星系。与此同时，SDSS星系与红色被发现集群显着超过HI选择的星系，这一事实是显而易见的，无论是在投影以及完整的二维关联函数。互相关分析进一步揭示了富含气体的星系“避免”位于红色光学星系的~3 Mpc范围内。接下来，我们考虑从Bolshoi LambdaCDM模拟中选择的晕样本的聚类特性。与ALCAFA星系的集群的比较表明，银河系HI质量并不紧密相关的主机晕质量，并有相当大的一部分subhalos不主机HI星系。最后，我们发现只要排除低自旋参数的晕，我们就可以很好地恢复HI星系的关联函数。这一发现支持了晕旋在决定星系气体含量方面起关键作用的假设。
2013-08-12 astro-ph.CO
Towards the Reconstruction of a Unified Dark Matter Halo: a Phenomenological Approach
Charles University（查理大学）；University of Padova, INFN (Padova)（帕多瓦大学，意大利国家核物理研究所（帕多瓦））；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Eawag (ETH)（瑞士联邦水科学与技术研究所（苏黎世联邦理工学院））
本文通过现象学方法，将标准冷暗物质密度剖面与统一暗物质模型对应，展示不同拉格朗日实现可共享弱场旋转曲线但具有不同场性质，并在相对论框架下保留CDM晕剖面的成功性。
2026-03-27 astro-ph.CO gr-qc
Radially extended kinematics and stellar populations of the massive ellipticals NGC1600, NGC4125 and NGC7619. Constraints on the outer dark halo density profile
利用Hobby-Eberly望远镜（HET）获得了三个明亮椭圆星系（NGC 1600，NGC 4125，NGC 7619）在1.5-2 Re（14-22 kpc）长轴方向上的高质量长缝光谱。我们得到恒星的运动学轮廓和Lick/IDS指数（Hbeta，Mgb，Fe 5015，Fe 5270，Fe 5335，Fe 5406）。此外，对于NGC 4125，我们推导出气体运动学和发射线强度。我们使用简单的恒星星族模型来模拟吸收线强度，该模型考虑了[α/Fe]的变化，并推导出年龄、总金属丰度和元素丰度。总的来说，我们发现这三个星系有老的和[α/Fe]过剩的恒星星族没有显着的梯度。中心的金属丰度为超日型，具有很强的负径向梯度。对于NGC 4125，有几个证据指向最近的一次异议合并事件。我们用SSP模型计算了宽波段的颜色轮廓。所有的颜色都在星系中心显示出尖锐的峰值，这主要是由金属丰度梯度引起的，并且与测量的颜色吻合得很好。利用史瓦西轴对称轨道叠加技术，我们建立了恒星运动学模型来约束星系的暗晕。我们利用镁硼强度和局部逃逸速度之间的紧密相关性，通过测试不同的晕大小来限制晕的范围。对数晕-在60 kpc处切割-最小化Mgb-Vesc关系的整体分散。如果暗物质密度轮廓在大半径处下降得更陡，则会发现更大的截止半径。
2010-04-16 astro-ph.CO
The galaxy-halo connection of DESI luminous red galaxies with subhalo abundance matching
本研究利用亚晕丰度和年龄分布匹配模拟DESI亮红星系，对比光学与红外选择，发现红外选择完备性更高且更优，并揭示LRG颜色与暗物质晕年龄无关联。
2023-06-23 astro-ph.CO
A statistical analysis of the late-type stellar content in the Andromeda halo
我们给出了M31晕中碳星与M巨星（C/M）比值的统计特征。基于对Keck/DEIMOS光谱应用伪滤波带通，我们测量了巨大恒星流和远距离晕场中1288颗恒星的81-77色指数。从这个完善的窄带系统中，再加上V-I色，我们只发现了少量的C星候选者（总共五个）。由此产生的10%的低C/M比与文献中M31盘和内晕中的值一致。虽然我们的分析受到小数量统计和样本选择的挑战，但有迹象表明，富氧M巨星在整个晕中的数量相似。我们还发现，在C-星人口的晕场相比，巨大的流没有什么不同。非常低的C/M比与观测到的低金属丰度和大半径的中等年龄恒星的存在不一致。我们观察到在这些区域中没有大量的碳星，这表明M31晕（外部）不可能由盘状或SMC型星系的碎片主导，而是类似于矮椭圆NGC 147。
2010-04-06 astro-ph.CO
Which galaxy property is the best indicator of its host dark matter halo properties?
在这项工作中，我们调查星系的速度色散，质量和其他属性（颜色，形态）与暗物质晕的属性之间的联系，通过比较星系在固定的质量和速度色散的集群。我们使用斯隆数字巡天来定义一个体积有限的样本的大质量星系完整的恒星质量（> 6 e10 Msun）和速度色散（>75公里/秒）。使用这个样本，我们表明，在固定的速度色散有没有集群振幅恒星或动力学质量的依赖。相反，当恒星或动力学质量固定时，速度色散对成团振幅有明显的依赖性，色散越高的星系成团振幅越大。我们还表明，虽然当恒星或动力学质量是固定的，仍然存在的集群振幅形态的依赖性，有没有这样的依赖性时，色散是固定的。然而，当质量和色散都固定时，我们确实看到了聚类幅度对颜色的依赖性。尽管如此，即使我们将我们的样本限制在只有椭圆星系或红星系的色散和集群振幅之间的关系在固定的质量仍然存在。与颜色的剩余相关性似乎很可能是由大质量光环中的卫星星系在固定色散下变得更红所驱动的。缺乏类似的形态依赖性意味着使卫星变红的机制不会改变它们的形态。我们的中心结果是，速度色散是更密切相关的星系的集群振幅比恒星或动力学质量。这意味着速度色散与决定聚类的晕属性（晕质量或年龄）更紧密相关，并支持星系的恒星形成历史与其晕属性的关系比与其整体质量的关系更密切的观点。
2012-01-09 astro-ph.CO
Extended Star Clusters in the Remote Halo of the Intriguing Dwarf Galaxy NGC 6822
本文介绍了利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）的MegaCam对不规则不规则星系NGC 6822的晕进行的大视场观测中发现的四个新星团的研究。星团具有扩展结构，半光半径R_h ~ 7.5 - 14.0 pc，大于典型的银河系球状星团和NGC 6822中已知的其他球状星团。综合色星等图（CMD）表明，新星团的年龄为2 - 10 Gyr，相对贫金属，Z=0.0001- 0.004。每个星团到星系中心的投影距离从10.7弧分（~ 1.5 kpc）到77弧分（~ 11 kpc）不等，远远超出了星系的光学体。有趣的是，新星团沿着NGC 6822拉长的旧恒星晕排列，这几乎垂直于年轻恒星星族存在的HI气体分布。我们还发现新星系团的颜色和半光半径与银河系中心距离相关：远离星系中心的星系团比靠近星系中心的星系团更大，更蓝。我们讨论了NGC 6822的恒星结构和演化所暗示的这些新的扩展星团的晕。我们还讨论了目前的观测和理论认识的NGC 6822和其他星系的扩展星团的起源。
2011-06-15 astro-ph.CO
Revealing velocity dispersion as the best indicator of a galaxy's color, compared to stellar mass, surface mass density or morphology
使用附近星系的数据从斯隆数字巡天，我们调查是否恒星质量，中心速度色散，表面质量密度，或Sersic n参数是最好的相关性与星系的静止坐标系的颜色。具体来说，我们确定如何平均颜色的星系变化时，另一个参数是固定的。当恒星质量固定时，我们看到，所有其他参数都保持着强趋势，而当表面质量密度、n或速度色散固定时，剩余趋势较弱。整体速度色散是星系典型颜色的最佳指标，当其他三个参数中的任何一个固定时，显示出最大的剩余颜色依赖性，恒星质量最差。其他研究表明，晕和黑洞的性质与速度色散的相关性比与恒星质量、表面质量密度或Sersic n的相关性更好。因此，我们的研究结果是一致的图片，其中一个星系的恒星形成历史和目前的恒星形成率在一定程度上由当前的属性和组装历史的暗物质晕和/或其中央超大质量黑洞的反馈。
2012-01-24 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
Illustrating galaxy-halo connection in the DESI era with IllustrisTNG
我们采用流体动力学模拟illustrisTNG通知星系晕连接的发光红星系（LRG）和发射线星系（ELG）的样品的暗能量光谱仪（DESI）调查在红移z ~ 0.8。具体来说，我们对IllustrisTNG的星系颜色进行建模，并应用滑动DESI颜色-星等切割，以匹配DESI目标密度。我们研究晕占据分布模型（HOD）的选定的样品，通过匹配它们相应的暗物质晕在IllustrisTNG暗物质运行。我们发现的HOD的LRG和ELG样本是一致的，与各自的基线模型，但我们也发现重要的偏离常见的假设，卫星分布，速度偏差，星系次级偏差。我们确定了强有力的证据，浓度为基础的和环境为基础的职业差异，在这两个样本中，被称为“星系组装偏差”的效果。中心星系和卫星星系对次级晕的性质有着不同的依赖性，这表明中心星系和卫星星系有着不同的演化轨迹，应该单独建模。这些结果有助于为DESI分析模拟星系-晕连接的必要复杂性提供信息，并为建立高保真模拟星系做好准备。最后，我们提出了一个洗牌为基础的聚类分析，揭示了一个10-15%的过量的LRG聚类适度的统计意义，由于次级星系的偏见。我们也发现了类似的多余签名的ELG，但具有低得多的统计意义。当一个更大的流体动力学模拟体积变得可用时，我们希望我们的分析管道能够精确定位这种过度聚类特征的确切来源。
2022-03-22 astro-ph.CO
The Vimos VLT Deep Survey: Stellar mass segregation and large-scale galaxy environment in the redshift range 0.2<z<1.4
星系形成的分级模型预测，暗物质晕的性质取决于晕周围的大尺度环境。由于这种相关性，我们预计大规模的晕是目前在更大的数量在过密的地区比在欠密的。假设星系的恒星质量与宿主暗物质晕质量之间存在相关性，那么暗物质晕质量的分离应该会导致星系人口中恒星质量分布的分离。在这项工作中，我们研究的星系恒星质量和静止坐标系的光学颜色的分布作为一个功能的大规模星系分布使用VLT VIMOS深调查样本，以验证存在的隔离的性质的星系人口。我们使用VVDS的红移测量和多波段测光数据来获得恒星质量，静止坐标系光学颜色和大尺度星系密度的估计，在大约8 Mpc的尺度上，对于5619个星系的样本，在红移范围0.2<z<1.4。我们观察到一个显着的质量和光学颜色分离在整个红移区间所涵盖的我们的样本，这样的质量分布的中值较大，其余帧的光学颜色是红色的高星系密度的地区。质量分离的幅度随红移的变化很小，至少在我们可以在0.2<z<1.4的红移区间内均匀采样的高恒星质量区域是如此。相反，对于z>0.7，颜色分离显著降低。然而，当我们只考虑在狭窄的恒星质量箱的星系，为了排除恒星质量分离对星系性质的影响，我们没有观察到任何更多的显着的颜色分离。
2009-03-02 astro-ph.CO
