我们从斯隆数字巡天数据第7版测量星系的角聚类，以探测卫星星系的空间分布在其暗物质晕。具体地说，我们测量的角度关联函数在非常小的尺度（7 - 320 "）的亮度阈值样本的范围内（绝对r-带幅度-18至-21），从SDSS的子集，已被光谱观察一次以上（所谓的板块重叠区域）构建。我们选择在这个减少的调查足迹，以最大限度地减少纤维碰撞不完整性的影响，这是否则这些小尺度上的实质性的测量角聚类。我们使用一个完全数值的晕模型，填充暗物质晕在N体模拟，以创建逼真的模拟星系目录我们的聚类测量。该模型具有自由参数，指定其宿主晕内星系的数量和空间分布。我们采用了灵活的密度分布的卫星星系的空间分布，类似于暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了内部的斜率是允许变化。我们发现，我们最明亮的样本（Mr <-20和-21）的角聚类表明，明亮的卫星星系有实质上比NFW更陡峭的内部密度分布。然而，较低亮度的样本限制较少，并且与具有浅密度轮廓的卫星星系一致。我们的研究结果证实了Watson et al. 2012的发现，同时使用不同的聚类测量和建模方法。
英文摘要：
We measure the angular clustering of galaxies from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 in order to probe the spatial distribution of satellite galaxies within their dark matter halos. Specifically, we measure the angular correlation function on very small scales (7-320") in a range of luminosity threshold samples (absolute r-band magnitudes of -18 up to -21) that are constructed from the subset of SDSS that has been spectroscopically observed more than once (the so-called plate overlap region). We choose to measure angular clustering in this reduced survey footprint in order to minimize the effects of fiber collision incompleteness, which are otherwise substantial on these small scales. We model our clustering measurements using a fully numerical halo model that populates dark matter halos in N-body simulations to create realistic mock galaxy catalogs. The model has free parameters that specify both the number and spatial distribution of galaxies within their host halos. We adopt a flexible density profile for the spatial distribution of satellite galaxies that is similar to the dark matter Navarro-Frenk-White (NFW) profile, except that the inner slope is allowed to vary. We find that the angular clustering of our most luminous samples (Mr< -20 and -21) suggests that luminous satellite galaxies have substantially steeper inner density profiles than NFW. Lower luminosity samples are less constraining, however, and are consistent with satellite galaxies having shallow density profiles. Our results confirm the findings of Watson et al. 2012 while using different clustering measurements and modeling methodology.
The alignment of satellite systems with cosmic filaments in the SDSS DR12
星系和它们的卫星都是在宇宙网中形成的：宇宙中物质的大规模多尺度分布。已知周围的大尺度结构（LSS）能够影响星系的形成，例如晕或星系的自旋和形状与LSS相关，并且这种相关性取决于晕的质量或星系的形态。在这项工作中，我们使用SDSS DR 12构建的组和细丝目录来研究卫星系统和它们所在的大尺度细丝之间的相关性。我们发现，卫星的分布是显着相关的细丝，即卫星系统的主轴优先与最近的细丝的脊柱对齐。对于系统远离细丝脊柱的情况，发现更强的对准信号，而靠近细丝脊柱的系统显示出明显更弱的对准。我们的研究结果表明，卫星是沿着纤维吸积，这与以前的工作。这种远离暗条脊的情况有助于我们理解暗条的形成以及本宇宙中特殊的卫星分布。
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
Alignment between satellite and central galaxies in the SDSS DR7: dependence on large-scale environment
卫星星系和中央星系之间的排列已经在观测和理论工作中得到了详细的研究。普遍接受的事实是，卫星优先居住在其中央星系的主轴上。然而，这种对齐的起源和大规模环境依赖性仍然是未知的。为了找出这些问题，我们使用SDSS DR 7构建的数据来研究这种对齐的大规模环境依赖性，重点是检查对齐对中央星系颜色的依赖性。我们发现一个非常强大的大规模的环境依赖的卫星中心对准组与蓝色的中心。结中蓝心的排列方向优先垂直于心的长轴，排列角度随环境变化而减小，即从结到空洞。对齐角度强烈依赖于中心的${}^{0.1}(g-r)$颜色。我们认为，卫星中心排列是大尺度结构内卫星吸积与宿主晕内星系演化竞争的结果。对于包含红色中心星系的星系团，星心排列主要由演化效应决定，而对于蓝色中心星系团，大尺度结构的作用更为重要，特别是在星系结中。我们的研究结果提供了一个解释如何在不同的大尺度环境中的卫星中心对准的形式。垂直的情况下，在集团和结与蓝色的中心也可能提供深入了解类似的极性安排，如银河系和半人马座A的卫星系统的形成。
The impact of galactic properties and environment on the quenching of central and satellite galaxies: A comparison between SDSS, Illustris and L-Galaxies
我们量化的影响，各种银河系和环境的属性淬火的恒星形成。我们整理了斯隆数字巡天数据第7版（SDSS DR 7）中的$\sim$ 40万个中央星系和$\sim$ 10万个卫星星系的样本。具体地说，我们考虑了中心速度色散（$σ_{c}$），恒星，晕，球和盘质量，局部密度，球对总的比率，集团中心距离和星系晕质量比。我们开发和应用一种新的统计技术来量化的淬火分数（$f_{\rm Quench}$）的变化的一个参数的影响，而保持其余的参数固定。对于中心，我们发现，$f_{\rm Quench} - σ_{c}$的关系是紧密和陡峭的比任何其他变量考虑。我们比较的Illustris流体动力学模拟和慕尼黑半解析模型（L-Galerkin），发现我们的结果中心是定性一致的淬火通过无线电模式活动星系核反馈的预测，暗示在这个过程中的可行性，解释我们的观测趋势。然而，我们也发现的证据表明，淬火在L-半乳糖苷是太有效，淬火在插图不够有效，相比观察。对于卫星，我们发现强有力的证据表明，环境影响其淬火分数在固定的中心速度分散，特别是在较低的质量。在更高的质量，卫星的行为完全相同的中心，在他们的淬火。在考虑的环境参数中，在固定的中心速度色散下，局部密度对卫星猝灭分数的影响最大。
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
Intrinsic alignments of SDSS-III BOSS LOWZ sample galaxies
星系的内禀排列（IA），即星系形状彼此之间或与密度场的相关性，是弱透镜巡天的主要天体物理污染源。本文介绍了在0.16<z<0.36的红移范围内，利用SDSS-III BOSS LOWZ样品对星系进行0.1- 200 Mpc/h尺度的IA测量的结果。我们扩展了现有的IA测量光谱LRGs较低的光度，并表明，大规模IA的光度依赖性可以很好地描述了一个幂律。在有限的红移和颜色范围内，我们观察到没有显着的红移或颜色依赖的IA。我们使用星系-星系透镜测量了LOWZ星系的晕质量，并表明大尺度IA的质量依赖性也很好地描述了幂律。我们检测IA与质量和光度的尺度依赖性的变化，这强调了需要使用灵活的模板，以消除IA信号。我们还研究了IA的环境依赖性分裂成场星系和群星系，这是进一步分裂成卫星星系和中央星系的样本。我们发现，集团中央星系对准他们的晕在小尺度上，也对准了大尺度的潮汐场。我们还检测到的径向排列的卫星星系内的群体，这导致在一个零检测大规模的内在对准的卫星。这些结果可以用来构建更好的本征对准模型，以去除这种污染物的弱透镜信号。
Evidence of Galaxy Assembly Bias in SDSS DR7 Galaxy Samples from Count Statistics
我们目前的观测约束的星系晕连接，特别是集中在星系组装的偏见，从一个新的组合计数在圆柱体的统计，$P(N_{\rm{CIC}})$，与标准测量的投影两点相关函数，$w_{\rm{p}}(r_{\rm{p}})$，和数密度，$n_{\rm{gal}}$，星系。我们测量$n_{\rm{gal}}$，$w_{\rm{p}}(r_{\rm{p}})$和$P(N_{\rm{CIC}})$的体积有限，亮度阈值样本的星系从SDSS DR 7，并使用它们来约束晕占领分布（HOD）模型，包括一个模型，其中星系占领依赖于一个次要的晕属性，即晕浓度。我们检测到$M_r<-20.0$和$M_r<-19.5$样品的显著正中心组装偏倚。中央星系优先居住在高浓度的固定质量的晕内。在$M_r<-20.5$和$M_r<-19.0$样品中也有利于正中心组装偏倚。我们在$M_r<-21.0$样品中没有发现中心组装偏倚的证据。在$M_r<-20.0$和$M_r<-19.0$样品中，我们仅观察到对负随体组装偏差的边际偏好，并且在其他样品中未指示非零随体组装偏差。我们的研究结果强调了在解释星系巡天数据时考虑星系聚集偏差的必要性，并证明了计数统计在从星系空间分布中提取信息方面的潜力，这可以应用于星系-晕连接研究和宇宙学分析。
The Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: exploring the Halo Occupation Distribution model for Emission Line Galaxies
我们研究了eBOSS DR 16发射线Galerkin（ELG）的Halo职业分布（HOD）的建模。受以前的理论和观测研究的启发，我们考虑了不同的物理效应，可以改变ELG如何填充晕。我们探讨的平均HOD的形状，卫星星系的比例，它们的概率分布函数（PDF），以及它们的密度和速度分布。我们的基线HOD形状适合于星系形成和演化的半分析模型，在高晕质量时，中央ELG的衰减占据。我们认为泊松和子/超泊松PDF卫星分配。我们为卫星位置的NFW和粒子分布建模，也允许浓度降低。我们用维里定理和粒子速度分布来模拟速度。此外，我们引入了速度偏差和净下落速度。我们研究了这些选择如何影响聚类统计，同时保持数量密度和偏差固定到eBOSS ELG。投影关联函数$w_p$捕获PDF和卫星剖面的大部分影响。四极杆，$ξ_2$，捕获来自速度分布的大部分效应。我们发现，平均HOD形状的影响是次显性相对于其余的选择。我们在上述假设的不同组合下拟合eBOSS DR 16 ELG数据的聚类。这里提出的目录已经在同伴论文中进行了分析，表明eBOSS RSD+BAO测量对这里考虑的星系物理学的细节不敏感。这些目录是公开提供的。
Measuring satellite galaxy subhalo masses in redMaPPer clusters with UNIONS weak lensing data
University of Waterloo（滑铁卢大学）；McGill University（麦吉尔大学）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础理论物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文研究所）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学、物质与宇宙研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
The Fundamental Plane Relation of Early-Type Galaxies: Environmental Dependence
利用SDSS DR 7中的70,793个早型星系样本，我们研究了基本面关系的环境依赖性。利用基于SDSS DR 7的星系团星表，分别计算了中心星系和卫星星系不同暗物质晕质量仓中的基本面。我们发现在$g$，$r$，$i$和$z$波段，基平面系数的环境依赖性是相似的。中心星系和卫星星系的环境依赖性是显着不同的。虽然中心的基本平面系数随晕质量系统地变化，卫星的基本平面系数在不同的晕质量箱中是相似的。中心和卫星之间的差异是显着的小晕，但在最大的晕质量箱可以忽略不计。当我们只保留红色星系，或具有$b/a>0.6$的星系，或样本中特定半径范围内的星系时，这些结果保持不变。经过天空背景校正后，结果仍然相似。我们认为，晕物质对中心星和卫星星的不同环境效应可能是由于它们的不同猝灭过程造成的。
