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
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$N$体模拟，其中假设卫星星系跟踪暗物质subhaloes。这使我们能够对最亮的星系不是中心的晕的比例$f_{\rm BNC}$进行限制。与以往的研究相比，我们明确考虑到非松弛状态的主机晕，速度偏移的晕核和$f_{\rm BNC}$和卫星占领之间的相关性。我们发现，$f_{\rm BNC}$强烈的亮度最亮的星系和主机晕的质量增加而减少。总体而言，在晕质量范围$10^{13} - 10^{14.5} h^{-1} M_\odot$，我们发现$f_{\rm BNC} \sim 30\%$，与以前的研究Skibba等人的协议。我们讨论了这些研究结果的影响推断的星系-晕连接从卫星运动学，模型的条件光度函数和星系形成一般。
2017-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SWELLS survey. II. Breaking the disk-halo degeneracy in the spiral galaxy gravitational lens SDSS J2141-0001
星系盘、星系球和星系晕对星系自转曲线的贡献之间的简并性阻碍了对盘星系中重子和暗物质分布的理解。在试图打破这种简并，我们提出了一个分析的螺旋星系强引力透镜SDSS J2141-0001，发现作为SLACS调查的一部分。我们提出了新的哈勃空间望远镜的成像，气体和恒星的运动学数据来自长缝光谱，K波段LGS自适应光学成像，无论是从凯克望远镜。我们模型的星系作为一个同心轴对称的隆起，磁盘和晕组件的总和，并推断每个组件的贡献，利用引力透镜和气体运动学的信息。这个分析得出最佳拟合的恒星总质量（盘加上球）为log_{10}（M星/M日）= 10.99（+0.11，-0.25）。光度数据结合恒星人口合成模型得出log_{10}（Mstar/Msun）= 10.97 \pm 0.07，和11.21 \pm 0.07的夏布里埃和萨尔彼得IMF，分别。占预期的气体部分\simeq 20%减少透镜加上运动恒星质量由0.10 \pm 0.05 dex，导致贝叶斯因子为11.9，有利于Chabrier IMF。暗物质晕大致呈球形，短轴与长轴之比q_{halo} =0.91（+0.15，-0.13）。暗物质晕的最大圆速度为V_{max} =276（+17，-18）km/s，中心密度参数为log_{10} Δ V/2}=5.9（+0.9，-0.5）。这高于LCDM宇宙学中未收缩暗物质晕的预测值，log_{10} Δ…
2011-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "Light," Centrally-Concentrated Milky Way Halo?
我们讨论了一种新的方法来"权衡"银河系暗物质晕，一个结合了最新的样本晕星选择从斯隆数字巡天（SDSS）与国家的最先进的数值模拟银河系类似物。在本研究中采用的完全宇宙学运行包括"Eris"，一个最高分辨率的流体动力学模拟形成的M_vir = 8e11 M_sun晚型螺旋，和暗物质只有M_vir = 1.7e12 M_sun "通过Lactea II"模拟。厄里斯提供了一个很好的实验室创建模拟SDSS样本的示踪晕星，我们成功地比较了它们的密度，速度各向异性，径向速度色散剖面与观测数据。大多数模拟的SDSS实现显示了最近在银河系遥远的恒星晕中观察到的相同的"冷幕"，示踪剂的温度在100 - 150 kpc之间，为sigma_los~50 km/s。控制实验的基础上整合的球形Jeans方程以及粒子标记技术应用于通过Lactea II表明，一个"重" M_vir 2e12 M_sun现实主机产生一个不良的适合运动学SDSS数据。我们认为，这些结果提供了更多的证据，一个“轻”，集中的银河系晕。
2013-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small- and Large-Scale Galactic Conformity in SDSS DR7
星系整合是指星系性质在距离上表现出比预期的更多的相关性，如果这些性质只依赖于晕质量。我们进行了全面的研究一致性在低红移使用星系群目录从SDSS DR 7光谱样本。我们研究了中央星系和它们的卫星星系（1-晕）之间的相关性，以及中央星系在单独的晕（2-晕）之间的相关性。我们使用淬火分数和显着的关联函数（MCF），探测符合三个星系的属性，$(g-r)$颜色，特定的恒星形成率（sSFR），和形态。我们评估了一套模拟星系目录，没有内置的一致性，但包含相同的组发现和质量分配错误的真实数据的一致性信号的统计意义。在1-晕一致性的情况下，淬火馏分在所有组质量显示出强信号。然而，这些信号在模拟星表中同样强烈，表明一致性信号是虚假的，可能完全是由群体发现系统学引起的，这对以前的1-halo一致性检测提出了质疑。MCF揭示了大量群体内的径向分离的显著检测，但没有一致性的证据。在2-卤素一致性的情况下，淬火馏分显示没有显着的证据一致性的颜色或sSFR一旦与模拟目录相比，但使用形态学的明确信号。相比之下，MCF揭示了低质量组和$0.8-4\ h^{-1}\textrm{Mpc}$标度中所有三种性质的小但高度显著的信号，可能代表2-晕一致性的首次稳健检测。
2018-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Uchuu-SDSS galaxy lightcones: a clustering, RSD and BAO study
本文给出了Uchuu-SDSS星系的数据发布：一组由2.1万亿Uchuu粒子$N$ -体模拟构建的32个高保真星系光锥。我们采用次晕丰度匹配填充Uchuu-box晕目录与SDSS星系光度。这些立方盒星系目录产生的几个红移相结合，以创建一套光锥红移演变的星系属性。Uchuu-SDSS星系光锥的建造是为了重现SDSS主要星系调查的足迹和统计特性，以及恒星质量和恒星形成率。这有助于直接比较观测到的SDSS和模拟的Uchuu-SDSS数据。我们的光锥再现了大量的观测结果，如星系性质的分布，星系团，恒星质量函数，晕占领分布。利用模拟和实际数据，我们选择了明亮的红色星系的样本在$z_\mathrm{eff}=0.15$探索红移空间畸变和重子声振荡（BAO）利用一个完整的形状分析模型的两点相关函数。我们创建了一组5100星系光锥使用GLAM N体模拟计算协方差误差。我们报告了$\sim 30\%$的精度增加$fσ_8$，由于我们更好地估计的协方差矩阵。从我们的BAO推断的$α_{\parallel}$和$α_{\perp}$参数，我们获得了哈勃和角直径距离$D_\mathrm{H}(z=0.15) / r_d = 27.9^{+3.1}_{-2.7}$，$D_\mathrm{M}(z=0.15) / r_d = 5.1^{+0.4}_{-0.4}$的第一个SDSS测量。总体而言，我们的结论是普朗…
2022-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong Conformity and Assembly Bias: Towards a Physical Understanding of the Galaxy-Halo Connection in SDSS Clusters
理解星系团和大质量晕之间的物理联系是减轻下一代星系团宇宙学系统不确定性的关键。我们发展了一种新的方法来推断最亮的中央星系~（BCGs）$M_*^{BCG}$的恒星质量与卫星丰度$λ$之间的符合程度，定义为它们在固定晕质量下的相关系数$ρ_{cc}$，利用SDSS星系团的丰度和弱透镜效应作为$M_*^{BCG}$和$λ$的函数。我们检测到一个晕圈质量依赖一致性为$ρ_{cc}{=}0.60{+}0.08\ln(M_h/3{\times}10^{14}M_{\odot}/h)$。强一致性成功地解决了Zu等人2021年发现的“晕质量相等”难题-当在固定的$M_*^{BCG}$上用$M_*^{BCG}$分裂时，低和高- $M_*^{BCG}$簇具有相同的平均晕质量，尽管平均$M_*^{BCG}$具有$0.34$ dex差异。在最佳拟合的一致性模型的基础上，我们提出了一个基于CosmicGrowth模拟的团簇组装偏差~（AB）公式，并建立了一个用于团簇弱透镜测量的一致性+AB模型。我们的模型预测，在${\sim}20\%$较低的晕圈浓度$c$下，低$M_*^{BCG}$团簇比高$M_*^{BCG}$系统更偏向于${\sim}10\%$，与观测结果非常吻合.我们还表明，所观察到的一致性和装配偏差是不可能的，由于投影效应。最后，我们建立了一个玩具模型，认为虽然早期BCG晕协同进化驱动的$M_*^…
2022-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Satellite Galaxies Within Halos: Measuring the Very Small Scale Angular Clustering of SDSS Galaxies
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。
2015-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Substructure in the SDSS-Gaia Catalogue : Streams and Clumps
我们使用SDSS-Gaia目录来识别六个新的晕子结构。SDSS-Gaia是一个天体测量星表，利用SDSS第9版数据为Gaia源星表中的天体提供第一历元测光。我们使用一个版本的目录包含$245\,316$恒星的所有相空间坐标在日心距离$\sim 10$千秒差距。我们设计了一种方法来评估晕子结构的速度空间中的聚类的基础上的意义。两个最重要的结构是已经经历相当大的相混合的流（S1，具有94个成员）和运动学冷流（S2，具有61个成员）的多个缠绕。S1的成员星的位置中值为（$X,Y,Z$）=（$8.12, -0.22, 2.75$）kpc，金属丰度中值为[Fe/H] $= -1.78$。S2恒星的中位坐标为（$X,Y,Z$）=（$8.66, 0.30, 0.77$）kpc，中位金属丰度为[Fe/H] $= -1.91$。它们位于速度空间中，靠近Helmi等人（1999）报道的流中的一些恒星。通过建模，我们估计这两种结构都有维里质量为$\approx 10^{10} M_\odot$和下降时间为$\gtrsim 9$ Gyr ago的祖细胞。使用丰度匹配，这些对应于$10^6$和$10^7 M_\odot$之间的恒星质量。这些质量比通过质量-金属丰度关系推断的质量稍大5到15倍。此外，我们确定了两个进一步的子结构（S3和S4，55和40名成员）和两个集群或移动组（C1和C2，24和12）成员。…
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chandra Study of the Massive and Distant Galaxy Cluster SDSS J0150-1005
在这项工作中，我们提出了一个高空间分辨率研究的化石集群，SDSS J 0150 -1005（$z \simeq 0.364$），基于成像光谱分析的\chandra \观测。\chandra \X射线图像显示了一个松弛和对称的形态，这表明SDSS J 0150 -1005是一个发育良好的星系团，没有最近合并的迹象。根据等温模型，其整体气体温度为5.73 $\pm$ 0.80 keV，维里质量为6.23 $\pm$ 1.34 $\times 10^{14} $ M $_{\odot}$.与多变温度模型相比，等温模型计算的质量偏高49 $\pm$ 11%.中心气体熵$S_{0.1r_{200}} = 143.9 \pm 18.3$ keV cm $^2$明显低于温度相近的正常星系团的平均值。研究结果表明，SDSS J 0150 -1005的形成时代较早。
2013-06-07 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
Analytical halo model of galactic conformity
我们提出了一个完全分析的晕模型的颜色依赖的集群，采用了银河系的一致性的影响晕占领分布（HOD）的框架。该模型，根据我们以前的数值工作，描述一致性通过一个星系的颜色和其母晕的浓度之间的相关性，导致中央和卫星星系的颜色之间的相关性在固定的晕质量。的相关性的强度是由一个可调的“组淬火效率”，该模型可以单独描述星系的颜色（1-晕一致性）和大规模的组装偏差（2-晕一致性）引起的相关性组级之间的相关性。我们验证了我们的分析结果，使用模拟星系目录中的聚类测量，发现该模型是准确的，在10- 20%的水平为广泛的光度和长度尺度。我们应用的形式主义来解释的颜色依赖的星系团在斯隆数字巡天（SDSS）。我们发现良好的整体协议之间的数据和模型，具有1-halo一致性的水平与以前的结果一致的基础上SDSS组目录，虽然聚类数据需要的卫星比建议的组目录更红。然而，在我们的建模的不确定性，我们没有找到强有力的证据2晕一致性驱动的组装偏差SDSS聚类。
2017-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
2017-12-25 astro-ph.CO
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
SDSS-II Supernova Survey: An Analysis of the Largest Sample of Type Ia Supernovae and Correlations with Host-Galaxy Spectral Properties
使用迄今为止最大的Ia型超新星（SNe Ia）的单次调查样本，我们研究了SNe Ia和它们的宿主星系的属性之间的关系，主要集中在与哈勃残差（HR）的相关性。我们的样本由345个光度分类或光谱确认的SNeIa组成，这些SNeIa是SDSS-II超新星调查（SDSS-SNS）的一部分。这项分析利用了在SDSS-I/II光谱巡天和SDSS-III重子振荡光谱巡天（BOSS）的一个辅助程序中获得的主星系光谱，该程序获得了几乎所有SDSS-II SN候选主星系的光谱。此外，我们还使用了SDSS-SNS数据发布（Sako et al. 2014）中的光度宿主星系属性，例如宿主恒星质量和恒星形成率。我们证实了众所周知的HR和宿主星系质量之间的关系，并发现一个非零线性斜率的3.6σ的显着性。我们还恢复HR和宿主星系气相金属丰度和特定的恒星形成率之间的相关性，因为它们在文献中报道。通过我们的大型数据集，我们同时检查了HR和多个宿主星系属性之间的相关性，没有发现显着相关性的证据。我们还独立地分析了我们的光谱确认和光度分类的Ia超新星，并评论了类似的组合数据集对未来调查的意义。
2016-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Self-Calibrating Halo-Based Group Finder: Application to SDSS
我们将一种新的星系群发现器应用到SDSS的主星系样本中。该算法引入了新的自由分配晕的星系是自我校准的比较目录互补数据。其中包括星系聚类数据和从深层成像数据测量卫星总光度。我们提出了限制恒星形成和静止人口的星系晕连接。自校准群目录的结果在几个关键方面不同于以前的群目录和晕占据分析。过渡晕的质量尺度（其中一半的晕包含静止的中心星系）为M_h~10^12.4 Msol/h，明显高于其他限制。此外，从主要的恒星形成晕到静止晕的过渡宽度发生在晕质量的较窄范围内。低质量晕中的静止中心星系比相同质量的恒星形成中心星系质量大得多，但这种差异在过渡晕质量以上逆转。我们发现，在固定的M_h下，大质量晕的logM ~* 的离散度约为0.2dex，与以前的估计一致，但在较低的晕质量下，离散度急剧上升。由星表分配的晕质量与恒星形成和静止中心星系的弱透镜估计吻合得很好。我们讨论了可能的改进算法，明确了这第一个应用程序的数据。集团目录是公开的。
2020-10-06 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
Modelling The Redshift-Space Three-Point Correlation Function in SDSS-III
本文给出了Sloan数字巡天-III重子振荡光谱巡天数据Release 11中CMASS样本z~0.5亮红星系的红移-空间三点关联函数（3 PCF）测量结果。3 PCF的测量结果被解释的晕占领分布框架内使用高分辨率N体模拟，该模型成功地再现了3 PCF的规模大于1 Mpc/h。与红移空间两点关联函数的情况下，我们发现，红移空间3 PCF测量也有利于在模型中包含星系速度偏差。特别是，晕中的中央星系平均相对于晕的核心运动。我们讨论了小尺度3 PCF的潜力，收紧星系和暗物质晕之间的关系和星系的相空间分布的约束。
2015-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
BASILISK II. Improved Constraints on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
Basilisk II通过四阶运动学建模、卫星丰度约束及杂质建模等改进，利用SDSS卫星运动学更精确地约束星系-晕关联，并首次打破质量-各向异性简并，且不受晕组装偏差影响。
2024-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo-model Analysis of the Clustering of Photometrically Selected Galaxies from SDSS
我们测量的角度2点关联函数的星系在体积有限，光度选择的星系样本从斯隆数字巡天的第五次数据发布。我们分裂的亮度和星系类型的样本，并使用晕模型分析，找到晕占领分布，可以同时模拟集群的所有，早期和晚期类型的星系在一个给定的样本。我们的结果为整个星系的样本一般是一致的，与以前的结果使用SDSS光谱样本，考虑到光度和光谱样本的中值红移之间的差异。我们发现，我们的早期和晚期类型的测量不能通过一个模型，允许早期和晚期类型的星系在晕内混合良好。相反，我们引入了一个新的模型，隔离早期和晚期类型的星系到单独的晕，以最大限度地允许。我们确定，在所有情况下，它提供了一个很好的适合我们的数据，从而提供了一个新的统计描述的方式，早期和晚期类型的星系占据晕。
2009-06-26 astro-ph.CO
A catalog of galaxy clusters identified from SCUSS, SDSS, and unWISE
利用SCUSS、SDSS和unWISE的三次成像巡天，从测光红移星表中识别出星系团。通过应用快速聚类算法，我们在南银河系间隙约3,700度$^2$的天空区域上获得了$0.05 < z < 0.65$红移范围内的19,610个星团。蒙特卡罗模拟结果表明，该算法的误检率约为8.9%.红移的不确定度估计约为0.013。通过X射线辐射测量和Sunyaev-Zel 'dovich效应的定标，得到了探测到的星系团的质量和丰度。
2019-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
How are galaxies assigned to halos? Searching for assembly bias in the SDSS galaxy clustering
暗物质晕的聚集已经被证明取决于晕的性质，而不仅仅是质量，比如晕的浓度，这种现象被称为晕组装偏差。在大尺度结构研究中，标准的晕占据模型（HOD）假定，仅用晕质量就足以描述星系与晕之间的联系。星系团的建模可能面临系统的影响，如果星系晕内的星系数量与其他晕属性。利用Small MultiDark-Planck高分辨率$N$体模拟和Sloan数字巡天（SDSS）DR 7主星系样本的聚类测量，我们研究了晕占据的浓度依赖性在多大程度上可以被约束。此外，我们研究如何允许的浓度依赖性，可以提高我们的星系团的建模。我们的约束HOD与组装偏差表明，卫星人口与晕浓度在固定的晕质量。在固定的晕质量，我们的限制有利于缺乏最明亮的样品（$M_{\rm r}<-21.5,-21$），并在$M_{\rm r}<-20.5,-20, -19.5$样本适度的相关性的中心和晕浓度之间的职业之间的相关性。我们表明，在与丰度匹配的模拟目录相比，我们的研究结果表明，定性相似，但适度的水平的影响晕组装偏差星系团。这种效应只存在于中心占据区，在较亮的星系样本中变得不那么重要。此外，通过基于信息准则进行模型比较，我们发现在大多数情况下，标准的仅质量HOD模型仍然受到观测的青睐。
2018-11-18 astro-ph.CO
Galaxy Bias and $σ_8$ from Counts in Cells from the SDSS Main Sample
星系计数概率分布依赖于暗物质聚集振幅$σ_8$和星系偏置$b$。我们提出了一个理论的基础上的基础暗物质分布和线性体积变换到红移空间的CIC分布。我们发现，与功率谱，CIC分布打破了退化之间的$σ_8$和$b$的规模足够大，这两个偏置和红移失真仍然是线性的，因此，我们获得了同时适合这两个参数。我们首先验证千年模拟的技术，然后将其应用到SDSS的主要星系样本。我们发现$σ_8 = 0.94^{+.11}_{-.10}$和$b = 1.36^{+.14}_{-.11}$，与以前的互补结果一致的红移扭曲和普朗克。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological inference from emulator based halo model I: Validation tests with HSC and SDSS mock catalogs
我们提出了基于模拟器的晕模型方法的宇宙学参数推断的验证测试，假设测量的星系的投影相关函数，$w_{\rm p}(R)$，和星系-星系弱透镜，$Δ\!Σ(R)$，从光谱SDSS星系和超Suprime-Cam Year 1（HSC-Y1）星系。为此，我们使用\textsc{Dark Emulator}开发的Nishimichi等。基于一个合奏的$N$体模拟，这是一个仿真软件包，使一个快速，准确的计算晕聚类量的平坦几何$w$ CDM宇宙学。采用晕占领分布，模拟器允许我们获得模型预测的$Δ\!Σ$和$w_{\rm p}$的SDSS类星系在几个CPU秒的一组输入参数。我们目前的性能和验证的方法进行马尔可夫链蒙特卡罗分析的模拟信号从各种模拟目录，模仿SDSS和HSC-Y1星系。结果表明，除了包含组装偏置效应的模拟模型（尽管我们考虑了组装偏置效应的非真实大幅度）外，晕模型方法可以在68%的可信区间内恢复真实的宇宙学参数.即使对于装配偏差模拟，我们证明，宇宙学参数可以恢复{ \it}，如果分析仅限于尺度$R\gtrsim 10~h^{-1}{\rm Mpc}$。我们还表明，通过使用一个单一的人口的源星系来推断的相对强度的$Δ\!Σ$的多个透镜样品在不同的红移，联合探针方法允许自校准的光度红移误差和乘法剪切偏差。因此，我们得出结论，基于仿真器的晕模型方法可以安全地应用于HSC-Y1数据集，达到$σ(…
2020-12-31 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Modeling the clustering and halo occupation distribution of BOSS-CMASS galaxies in the Final Data Release
本文研究了来自最终SDSS-III数据发布的红移范围为0.43 < z < 0.7的BOSS CMASS星系的成团和晕占据分布。我们比较了BOSS的结果与预测的晕晕匹配（HAM）聚类模型，分配星系的暗物质晕从大BigMultiDark $N$体模拟的一个单位$Λ$ CDM普朗克宇宙学。我们比较了观测数据与模拟的光锥构造从20个后续输出的模拟。观测效果，如不完整性，几何形状，否决面具和纤维碰撞包括在模型中，它再现1- $σ$误差内的2点关联函数在所有相关的尺度观察到的振幅：从最小的尺度，0.5 $h^{-1}$兆秒差距，到尺度超过重子声学振荡功能。该模型也非常符合BOSS星系功率谱（高达$k\sim1$ $h$ Mpc $^{-1}$），和三点关联函数。关联函数的四极矩与观测值呈现出一定的张力。我们讨论了可能的原因，可以解释这种分歧，包括目标选择的影响。总的来说，标准HAM模型非常好地描述了CMASS样本的聚类统计。我们比较了恒星晕质量关系的CMASS样品测量使用弱透镜在CFHT条纹82调查与我们的集群模型的预测，并找到一个很好的协议内1- $σ$。BigMD-BOSS光锥包括BOSS星系的属性和晕属性。
2016-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2022-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin alignments of spiral galaxies within the large-scale structure from SDSS DR7
利用Sloan数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）和星系动物园2（GZ 2）中的一组旋涡星系，研究了旋涡星系的自旋轴与周围大尺度结构的排列，其特征是利用一定质量阈值以上的星系群数据重建的大尺度潮汐场.我们发现，只有自旋轴有微弱的倾向，是对齐（或垂直于）本地潮汐张量的中（或短）轴。信号是最强的\cluster环境中的所有三个特征值的本地潮汐张量是积极的。与N体模拟中得到的晕自旋与局域潮汐场的一致性相比，上述观测结果与晕内区自旋的一致性最好，表明盘物质追踪了内区暗物质晕的角动量.
2014-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Halo Occupation Distribution of SDSS Quasars
本文给出了斯隆数字巡天（SDSS）中类星体在0.02-120 Mpc/h的单晕和双晕尺度范围内的投影两点关联函数（2 PCF）的估计。这是通过结合SDSS DR 7的大尺度数据和Hennawi等人（2006年;适当的统计校正）的小尺度数据实现的。我们的组合聚类样本是迄今为止最大的光谱类星体聚类样本，包含约48，000个红移范围为0.4<z<2.5的类星体，中值红移为1.4。我们解释这些精确的2 PCF测量晕占领分布（HOD）的框架内，并约束中央和卫星类星体的占领功能的暗物质晕。为了解释这种小尺度的聚集现象，HOD模型要求z~1.4类星体中有一小部分（fsat=（7.4+/-1.4）10^（-4））是暗物质晕中的卫星。在z~1.4处，中心类星体和卫星类星体的主晕的质量中值分别被限制为Mcen=（4.1+0.3/-0.4）10^12 Msun/h和Msat=（3.6+0.8/-1.0）10^14 Msun/h。为了研究类星体-晕关系的红移演化，我们还对Shen等人（2007）测量的SDSS类星体的投影2 PCF进行了HOD模拟，其中值红移为3.2。我们发现了类星体宿主晕质量尺度增加的初步证据-在z~3.2处，中心类星体宿主晕的推断中位质量为Mcen=（14.1+5.8/-6.9）10^12 Msun/h。中心类星体平均占据函数的截止剖面表明，在较高的红移下，类星体光度与晕质量的相关性更…
2012-07-27 astro-ph.CO
The matter distribution in the local Universe as derived from galaxy groups in SDSS DR12 and 2MRS
上下文朋友圈算法是在大型巡天数据中检测星系群和星系团的常用工具。为了尽可能精确，必须使用模拟目录仔细校准。目的。我们使用最新的可用数据创建一个准确和强大的描述在本地宇宙中的物质分布。这将为计划作为这项工作后续行动的具体宇宙学测试提供投入，并将有助于一般的河外和宇宙学研究。方法.我们创建了一套星系群目录的基础上2 MRS和SDSS DR 12星系样本使用朋友的朋友为基础的组查找算法。该算法经过仔细校准和优化的一套新的广角模拟目录从千年的模拟，以提供准确的总质量估计的星系群考虑到相关的观测偏差在2 MRS和SDSS。结果我们提供了四个不同的星表：（i）一个基于2 MRS的星表，（ii）一个基于SDSS DR 12的星表，它的红移达到z = 0.11，并对70%的星系进行了质量估计，（iii）一个提供了SDSS星表中所有椭圆星系群的额外基本面距离的星表;（iv）结合我们的2 MRS和SDSS星表，编制一份本机宇宙质量分布的星表。结论.虽然受到特定宇宙学测试的激励，但我们制作的四个目录中有三个非常适合作为各种河外和宇宙学科学案例的参考数据库。我们的目录SDSS组的基本平面距离提供了进一步的附加值，本文。
2016-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping stellar content to dark matter halos using galaxy clustering and galaxy-galaxy lensing in the SDSS DR7
观测到的星系恒星质量分布与其下的暗物质晕之间的映射提供了从大尺度结构形成理论到解释星系形成和演化的复杂现象的关键环节。我们开发了一种新的统计方法，晕占据分布模型（HOD）的基础上，解决这一映射，通过联合拟合的星系聚类和银河星系透镜测量斯隆数字巡天（SDSS）。该方法被称为iHOD模型，通过比传统HOD方法多包含约80%的星系，从调查中提取最大信息，并以统计一致的方式考虑恒星质量样本的不完整性。导出的恒星-晕质量关系不仅解释了近40年来SDSS星系在恒星质量上的聚集和透镜效应，而且成功地预测了SDSS中观测到的恒星质量函数。由于其建模能力显着更多的星系，iHOD是能够打破恒星质量在固定晕质量的对数散射和恒星晕质量关系在高质量端的斜率之间的简并，而不需要假设一个强大的散射和/或使用恒星质量函数作为输入之前。我们发现随着晕质量的增加，散射会下降，从10^{12} Msun以下的0.22 dex下降到10^{14} Msun时的0.18 dex。该模型还使严格的限制卫星恒星质量函数在固定的晕质量，预测偏离Schechter功能形式在高质量晕。iHOD模型可以很容易地应用于现有的和未来的光谱数据集，大大提高了统计约束的恒星晕质量关系相比，传统的HOD方法在同一调查。
2015-05-11 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
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
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。
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: A Catalogue of Strong Galaxy-Galaxy Lens Candidates
我们在斯隆数字巡天（SDSS）第十六次数据发布（DR 16）的扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）中包含的$\approx2$百万个星系光谱中，光谱检测到838个可能的候选者，448个可能的候选者和265个可能的强透镜候选者。我们应用重子振荡光谱巡天（BOSS）发射线透镜巡天（BELLS）的光谱检测方法，并添加高斯拟合信息，分级，额外的检查观测量和额外的检查方法来改进我们的选择方法。我们在SDSS-I/II的Legacy调查和DESI Legacy调查的低分辨率图像中观察到477名候选人具有透镜证据，这比使用类似透镜证据观察到的BELLS候选人的百分比高$12\%$。我们在BOSS调查的最新和改进的缩减范围内进行的搜索，在搜索所有BOSS和eBOSS星系时，预期透镜候选者的数量增加了$20\%$。我们的候选者的目标和背景红移的分布是类似的候选者和确认的透镜内的贝尔观测。我们在SDSS DR 16的增值目录（VAC）中展示了我们的透镜物体光谱识别（SILO）候选者。在后续的高分辨率成像中对这些透镜候选者的检查可能会产生比SDSS中以前的光谱检测调查中发现的透镜多两倍的透镜，这将把SDSS中以前的透镜调查结果扩展到更高的红移，限制螺旋星系中质量结构的模型，并测试在低分辨率图像中包括可能的透镜特征的识别是否对光谱检测程序有价值。
2021-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: the low redshift sample
我们报告了78895个大质量星系（M*~10^11.3M_sun）在0.2<z<0.4处的小尺度（0.5<r<40 h ^-1 Mpc）成团情况，这些数据来自于即将作为SDSS数据发布9（DR 9）的一部分发布的重子振荡光谱巡天（BOSS）的头两年数据。我们描述了样本的选择，星系的基本属性，以及使用数据的注意事项。我们计算了这些星系的实空间和红移空间两点关联函数，在暗物质宇宙学模拟中使用Halo Occupation Distribution（HOD）模型拟合这些测量值，并使用模拟目录估计误差。这些星系位于巨大的晕中，平均晕质量为5.2 × 10^13 h^-1 M_sun，大尺度偏差约为2.0，卫星部分为12+/-2%。因此，这些星系占据晕的平均质量之间的高红移BOSS CMASS样本和原始SDSS I/II LRG样本。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: mock galaxy catalogues for the low-redshift sample
我们提出了1000个模拟星系星表，用于分析重子振荡光谱巡天数据发布10和11的低红移样本（LOWZ，有效红移z ~ 10.32）。这些模拟是根据Manera 13等人（2013）的PTHalos方法创建的，该方法经过修订以纳入新的开发。主要的改进是在晕占据分布中引入了红移依赖性，以解释星系数密度随红移的变化。这些模拟星表被用于BOSS合作的LOWZ星系团的分析。
2014-01-16 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
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
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
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
Understanding the nature of luminous red galaxies (LRGs): Connecting LRGs to central and satellite subhalos
我们开发了一种新的丰度匹配方法来构建一个模拟目录的发光红星系（LRGs）在SDSS，使用目录的晕和subhalos在N体模拟的LCDM模型。由于观测结果表明LRG是被动演化的大质量早期型星系，典型年龄>5Gyr，我们假设z=2（z2-halo）的模拟晕是今天观测到的LRG宿主subhalo的祖先，我们将每个祖先z2-halo中最紧密结合的粒子标记为LRG“恒星”。然后，我们按照z2-晕质量的降序排列，将包含这些恒星的暗晕确定为z=0.3（SDSS红移），直到匹配暗晕的共动数密度变得与SDSS LRG的测量数密度相当，n=10^{-4}（h/Mpc）^[3]。一旦确定了上面的规定，我们唯一的自由参数是在z=2处识别的晕的数密度，并且该参数被固定以匹配在z = 0.3处观察到的数密度。通过跟踪每个祖先z2-晕的后续合并和组装历史，我们可以直接计算，从模拟目录，中央和卫星LRG的分布和它们的内部运动在每个主机晕在z=0.3。虽然SDSS LRGs是从SDSS图像中通过星等和颜色切割选择的星系，并且不一定是恒星质量选择的样本，但我们的模拟目录再现了许多SDSS测量结果：中心和卫星LRGs的晕占据分布，LRGs的投影自关联函数，LRGs与背景星系形状的互相关（LRG星系弱透镜），和非线性红移空间畸变效应，上帝的手指效应，在角平均红移空间功率谱。
2013-06-06 astro-ph.CO
Galaxy-Galaxy Weak Lensing Measurements from SDSS: I. Image Processing and Lensing signals
作为斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）的星系-星系透镜研究系列中的第一篇论文，我们提出了我们的图像处理流水线，该流水线校正了主要由点扩散函数（PSF）引入的系统学。利用该流水线对SDSS DR 7成像数据进行了$r$波段的处理，生成了包含各星系形状信息的背景星系表。基于我们自己的形状测量的星系图像从SDSS DR 7，我们提取的星系星系（GG）透镜信号周围的前景分光星系在不同的光度和恒星质量。总体信号与SDSS DR 4中\citet{Mandelbaum2005, Mandelbaum2006}获得的信号一致。本文的结果具有较高的信噪比，这是由于比SDSS DR 4更大的调查区域，证实了更多的发光/质量星系具有更强的GG透镜信号。我们还将前景星系分为红/蓝和恒星形成/淬火子样本，并分别测量了它们的GG透镜信号。我们发现，在一个特定的恒星质量/光度，红色/淬火星系有相对较强的GG透镜信号比他们的同行，特别是在大半径。这些GG透镜信号可以用来探测星系晕质量关系及其在晕占据或条件光度函数框架中的环境依赖性。
2016-07-19 astro-ph.CO
Constraints on black hole duty cycles and the black hole-halo relation from SDSS quasar clustering
我们使用Shen et al.的（2009年）测量的亮度依赖集群在SDSS数据发布5类星体目录，在红移0.4 < z < 2.5，以约束类星体光度和主机晕质量之间的关系，并推断占空比f_opt，黑洞的比例，闪耀的光学发光类星体在给定的时间。我们假设类星体的光度和宿主晕质量之间存在一个单调的平均关系，对数正态散射系数为0。对于特定的f_opt和f_max，匹配观测到的类星体空间密度决定了亮度-晕质量关系的归一化，由此我们预测了聚类偏差。数据显示，类星体样本的暗半和亮半之间的偏差没有变化，但最亮的10%的偏差略有增加。在样品的平均红移z=1.45处，数据可以通过具有小的本征散射（λ =0.1 dex）和占空比f_opt=6*10^（-4）的模型或具有更大占空比和更大散射值的模型来很好地描述。黑洞质量群的“连续性方程”模型意味着在这个质量和红移范围内f_opt > 2*10^（-3），而这个约束与聚类测量的结合意味着散射系数> 0.4 dex。这些发现与从z~4处的高光度类星体的更强集群推断的结果形成对比，后者要求光度和晕质量之间的散射最小，占空比接近1。
2010-04-07 astro-ph.CO
Halo Masses of MgII absorbers at z\sim 0.5 from SDSS DR7
我们提出的交叉关联函数的MgII吸收体相对于体积有限的样本的发光红星系（LRGs）在z=0.45-0.60使用最大的MgII吸收体样本和一个新的LRG样本SDSS DR 7。我们给出了在四个Wr（2796）区间（Wr（2796）=0.4-5.6A）上，在投影尺度r_p = 0.3-35 Mpc/h上吸收体的聚集信号。我们发现Mg Ⅱ吸收体平均存在于晕< log M_h >\approx 12.1中，类似于L_* 星系的晕质量。在我们的样品中，W_r（2796）=0.4- 1.1 A，最弱的吸收体存在于相对质量为< log M_h >\approx 12.5^{+0.6}-1.3}的晕中，而较强的吸收体存在于质量相近或较低的< log M_h >\approx 11.6^{+0.9}的晕中。我们比较了我们的偏置数据点，b，和吸收剂的频率分布函数，f_{W_r}，与一个简单的模型，将等温密度分布模拟吸收气体的分布晕。我们还将偏差数据点与Tinker和Chen（2008）进行了比较，Tinker和Chen开发了受b和f_{W_r}约束的MgII吸收剂的晕占据分布模型。简单的等温模型可以在\approx 2.8σ水平上进行控制，主要是因为它不能再现f_{W_r}。然而，b值与两种型号一致，包括TC 08。此外，我们还证明了吸收体的平均b在W_r（2796）\approx 1.6 A以后不再…
2013-12-16 astro-ph.CO
Clustering of quasars in the First Year of the SDSS-IV eBOSS survey: Interpretation and halo occupation distribution
在当前和未来的调查中，类星体发挥着关键作用。新的数据将扩大我们的宇宙知识，因为它将被用来更好地约束宇宙模型在红移$z>1$通过重子声学振荡和红移空间失真测量。在这里，我们提出了第一次集群研究所观察到的类星体的扩展重子振荡光谱巡天。我们测量了位于红移范围$0.9<z<2.2$内的$\sim 70,000$类星体的聚集，这些类星体覆盖了1,168度的$^2$。我们的集群模型，并产生高保真的类星体模拟目录的基础上BigMultiDark普朗克模拟。因此，我们使用修改后的（子）晕Abnormal匹配模型来解释类星体的晕人口的特异性。我们发现类星体是由质量为$\sim10^{12.7}M_\odot$的晕所承载的，它们的偏差从1.54（$z=1.06$）演变到3.15（$z=1.98$）。使用目前的eBOSS数据，我们无法区分具有不同卫星比例的模型。高保真度的模拟光锥，包括类星体的光环属性，都是公开的。
2017-02-07 astro-ph.CO
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
On the Observed W_MgII--L_[OII] Correlation in SDSS QSO Spectra
本文研究了SDSS光纤的差分孔径损耗效应，并考察了这种选择偏差是否会导致观测到的SDSS类星体光谱中Mg Ⅱ吸收体的静止框架吸收等效宽度Wr（2796）与平均伴随[OII]光度L_[OII]之间的相关性。我们用蒙特卡罗模拟证明，如果深空观测中发现的星系都具有扩展的MgII晕，并且MgII晕的扩展程度与星系质量成正比，那么观测到的MgII吸收体的Wr（2796）与L_[OII]的相关性可以很好地再现。观察到的相关性可以通过以下两种情况的组合来解释：（1）星系和MgII吸收体对中已知的Wr（2796）与rho的反相关性，以及（2）对于rho较大的星系，3”直径SDSS光纤中的孔径损失增加。在SDSS类星体谱中，较大投影距离的Galerkin平均产生较弱的MgII吸收体和较弱（或为零）的L_[OII]。我们发现，这种相关性减少时，采用较大的纤维，因此不是物理的。虽然在一个简单的晕模型下，大多数镁II吸收剂不直接探测恒星形成盘，但它们追踪与星系相关的光电离晕气体。我们表明，由于扩展的气体截面和星系质量之间的标度关系，数密度演化的MgII吸收人口作为一个整体提供了一个很好的衡量宇宙恒星形成的历史。
2011-10-14 astro-ph.CO
The XMM-Newton/SDSS Galaxy Cluster Survey (PhD thesis)
论文已在波茨坦大学发表，网址如下：http://opus.kobv.de/ubp/volltexte/2014/7122/
2014-07-24 astro-ph.CO
On the Level of Cluster Assembly Bias in SDSS
最近，几项研究发现了一个强烈的差异大规模的聚类偏差的两个子样本的星系团在相同的晕质量，分裂的平均投影成员距离$R_{\mathrm{mem}}$。这种差异的水平显着超过了最大的光环组件偏置信号LCDM预测。在这项研究中，我们探讨是否有一些聚类偏差的差异可能会造成的偏见$R_{\mathrm{mem}}$由于投影效果从其他系统沿视线。我们彻底调查晕组装偏差的光度检测redMapper集群在SDSS中，通过定义一个新的变种的平均成员距离估计$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$，这是更强大的对投影效应的集群成员身份识别。利用星系团的角标记关联函数，我们证明了在用$R_{\mathrm{mem}}$分裂时的大尺度偏差差异在很大程度上可以归因于这种投影效应。在通过$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂之后，极大的信号被减小，从而给出如从弱透镜测量的两个聚类偏差之间的比率$1.02\pm0.14$。使用一个现实的模拟集群目录，我们预测，两个$\tilde{R}_{\mathrm{mem}}$分裂的子样本之间的偏差比应该是$<1.10$，这是至少60%弱于最大晕组装偏差信号（1.24）时，分裂晕浓度。因此，我们的研究结果表明，在SDSS中redMapPer集群所表现出的晕组装偏差的水平是一致的LCDM预测。随着集群数量增加十倍，更深入的持续调查将能够更强大地检测…
2017-06-22 astro-ph.CO
Cosmological information content in redshift-space power spectrum of SDSS-like galaxies in the quasi-nonlinear regime up to $k=0.3\,h\,$Mpc$^{-1}$
晕在大尺度结构中的成团特性和奇特的速度携带着丰富的宇宙学信息，涉及从线性到非线性的广泛尺度。我们使用一套高分辨率的$N$体模拟的晕目录构建模拟目录的星系，类似于SDSS的明亮的早型星系在三个红移箱的范围内$0.15\le z\le 0.7$。要做到这一点，我们包括10个滋扰参数模型的变化，每个红移箱的晕星系连接;晕占领分布，和空间和速度分布的星系在主机晕。我们利用不同的模拟星表，计算了类SDSS星系红移空间功率谱的Fisher信息矩阵，这些模拟星表是由模型参数的变化产生的;宇宙学参数（$σ_8$和$Ω_{\rm m}$），晕星系连接参数，宇宙学距离（每个红移仓处的$D_{\rm A}$和$H$参数），用于对红移空间功率谱的表观几何失真（Alcock-Paczynski效应）进行建模。我们表明，结合的四极和四极功率谱的星系允许准确估计的宇宙学参数和宇宙学距离，即使在边缘化的晕星系参数，解除参数退化，否则是不可避免的，如果单独使用两个光谱。当把星系功率谱信息包括到$k=0.3\,h\,$ Mpc $^{-1}$时，我们发现与$k=0.2\,h\,$ Mpc $^{-1}$相比，（$σ_8,Ω_{\rm m},D_{\rm A}$和$H$）的宇宙学信息含量大约增加了6倍。
2020-01-06 astro-ph.CO
Cosmological constraints from galaxy-lensing cross correlations using BOSS galaxies with SDSS and CMB lensing
我们提出了宇宙学参数约束的基础上的联合建模的星系透镜互相关和星系聚类测量的SDSS，边缘化小规模的建模不确定性，使用模拟星系目录，没有明确的星系偏差建模。我们表明，我们的建模方法是强大的星系如何占据暗物质晕和重子物理的影响（在宇宙学参数的$\sim2\%$水平）的不同选择的影响和测试的协方差的影响的可能性分析和调查窗口函数的理论计算。将我们的结果应用于使用BOSS星系样品的测量和使用SDSS星系剪切的透镜测量以及普朗克的CMB透镜测量，并采用保守的尺度切割，我们获得了$S_8\equiv\left(\frac{σ_8}{0.8228}\right)^{0.8}\left(\frac{Ω_m}{0.307}\right)^{0.6}=0.85\pm0.05$（统计）。使用LOWZ $\times$ SDSS星系透镜和$S_8=0.91\pm0.1$（统计）使用LOWZ和CMASS $\times$普朗克CMB透镜的组合。从包括重子物理在内的小尺度模型不确定性出发，我们估计星系-星系透镜测量的系统不确定性为$\sim6\%$（主要由光度红移不确定性决定），星系-宇宙微波背景辐射透镜测量的系统不确定性为$\sim3\%$。
2020-01-20 astro-ph.CO
The Relation Between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture
我们分析了911个明亮（M_B < -19）星系的z ~ 0形态与环境的关系，将经典的RC 3形态与Yang等人基于SDS的星群表进行了匹配。我们研究了在10^11.7-10^14.8 h^-1 Msol范围内，螺旋星系、椭圆星系和椭圆星系的相对比例如何依赖于晕质量。我们特别注意形态如何与中央（最大质量）与卫星星系的地位。椭圆星系的比例是恒星质量的强函数;它也是晕质量的强函数，但仅限于中央星系。我们解释这一点的情况下，椭圆星系的形成，可能是通过合并，作为中央星系在他们的晕;卫星椭圆星系以前的中央星系吸积到更大的晕。S 0星系的总体比例随着晕质量的增加而强烈增加，从~10%增加到~ 70%。我们发现中心星系和卫星星系之间存在着显著的差异：无论晕质量如何，中心M_* > 10^10.5 Msol星系中有20+/-2%是S 0星系，而卫星S 0星系只存在于大质量（> 10^13 h^-1 Msol）晕中，它们占M_* > 10^10.5 Msol卫星星系总数的69+/-4%。这表明S 0的形成有两个通道：一个通道是中心星系，另一个通道是低质量（M_* <~ 10^11 Msol）的吸积螺旋星系转化为大质量晕中的卫星S 0星系。更精细的形态结构（酒吧和环盘星系）的分析显示出一些趋势与恒星质量，但没有晕质量，这是与其他最近的研究表明，酒吧没有强烈的影响星系环境。高质量中央星系的射电源是常见的…
2011-12-16 astro-ph.CO
