Galaxy-halo size relation from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
根据斯隆数字巡天数据第7版中的星系（SDSS DR 7）和暗物质中的暗物质晕，宇宙学和约束ELUCID模拟，我们研究了恒星质量为$\gtrsim 10^{8} h^{-2}{\rm M}_\odot$的中心星系的观测半径与维里质量为$\gtrsim 10^{10.5} h^{-1}{\rm M}_\odot$的宿主暗物质晕的维里半径之间的关系，以及星系晕大小关系对晕自旋和晕浓度的依赖性。采用一种新的邻域暗物质暗物质晕丰度匹配方法，将观测到的暗物质与ELUCID模拟中的暗物质晕进行了匹配。对于星系的二维半光半径$R_{50}$，我们发现早型和晚型星系有相同的幂律指数0.55与$R_{50} \propto R_{\rm vir}^{0.55}$，虽然早型星系有较小的二维半光半径比晚型星系在固定的晕维里半径。当将二维半光半径$R_{50}$转换为三维半质量半径$r_{1/2}$时，早型和晚型星系都显示出与$\log r_{1/2} = 0.55 \log (R_{\rm vir}/210 h^{-1}{\rm kpc}) + 0.39$相似的星系晕尺寸关系。我们发现星系晕的大小比$r_{1/2}/ R_{\rm vir}$随晕质量的增加而减小。在固定的晕质量，有没有显着的依赖于晕自旋或浓度的星系晕的大小比。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the Shape of the Milky Way Dark Matter Halo from Jeans Equations Applied to SDSS Data
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）测量到的恒星数密度分布和运动学，到日心距离超过~10千秒差距，寻找银河系中存在暗物质的证据。我们采用圆柱对称形式的牛仔方程，并专注于所产生的加速度图的形态，而不是在以前的，主要是本地的，研究所做的总质量的归一化。首先将Jeans方程应用于基于宇宙学导出的N体+ SPH模拟的模拟星表，成功地恢复了已知的加速度（引力势梯度）.同样的模拟也被用来量化暗物质对总加速度的影响。我们使用Galfast，一个旨在定量再现SDSS测量和选择效应的代码，生成一个合成恒星目录。我们将金斯方程应用到这个目录中，并产生恒星加速度的二维地图。这些地图揭示了在牛顿的框架中，隐含的引力势不能单独用可见物质来解释。恒星在银河系中心距离约20 kpc时所经历的加速度是纯可见物质所能解释的加速度的三倍。应用SDSS数据估算暗物质晕轴比的分析方法表明，在相同的距离范围内，暗物质晕为扁圆形，q_DM = 0.47 +/-0.14。这些技术可以用来映射暗物质晕到更大的距离银河系中心使用即将到来的深光学调查，如LSST。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elucidating Galaxy Assembly Bias in SDSS
我们调查的斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本使用ELUCID，一个国家的最先进的约束模拟，准确地重建初始密度扰动内的SDSS量的星系组装偏差的水平。在ELUCID晕的顶部，我们开发了一个扩展的HOD模型，其中包括中央和卫星星系的组装偏差，参数化为$\mathcal{Q}_\mathrm{cen}$和$\mathcal{Q}_\mathrm{sat}$，分别预测一套单点和两点观测。特别是，我们的基准约束采用了在$8\,\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$尺度$N_8^g$上测量的星系数计数的概率分布和由$N_8^g$与我们整个星系样本选择的五分之一星系的投影互相关联函数。我们进行了广泛的测试，我们的方法的有效性，通过拟合相同的观测模拟数据，使用约束和非约束模拟。我们发现，在许多情况下，两个模拟之间的宇宙方差的水平可以产生偏见的限制，导致错误的检测星系组装偏差，如果使用非约束模拟。当应用我们的方法的SDSS数据，ELUCID重建有效地消除了宇宙方差和星系组装偏差SDSS之间的强退化，使我们能够推导出一个准确和严格的约束后者。对于高于恒星质量阈值$M_*{=}10^{10.2}\,h^{-2}\,M_\odot$的星系，我们的基准ELUCID约束为$\mathcal{Q}_\mathrm{cen}{=}{-}0.09\pm{0.05}$和$\mathcal{Q}_\mathrm…
2022-09-07 astro-ph.CO
Evolution of the luminosity-to-halo mass relation of LRGs from a combined SDSS-DR10+RCS2 analysis
研究了发光红星系团（LRGs）的光度-晕质量关系的演化。我们从重子振荡光谱巡天（BOSS）SDSS-DR 10中选取了52 000个与第二次红序列星系团巡天（RCS 2）成像数据重叠的~450 deg^2的LOWZ和CMASS LRG样本，将它们分组到绝对星等和红移的bin中，并测量它们的弱透镜信号。源红移分布的中值为0.7，这使我们能够研究透镜信号作为透镜红移的函数。我们解释的透镜信号使用晕模型，从中我们获得晕质量以及质量浓度关系的归一化。我们发现，一旦我们允许在建模中的偏心或卫星，托管LRGs的晕的浓度与暗物质的模拟是一致的。光度与晕质量关系的斜率典型值为1.4，并且不随红移而变化，但我们确实发现了振幅变化的证据：在z=0.36和0.22之间，LOWZ星系的平均晕质量增加了25_{-14}^{+16} %，达到平均值6.43+/-0.52 x 10^13 h70^-1 Msun。如果我们用CMASS星系扩展红移范围，并假设它们是LOWZ样本的祖先，我们发现LRGs的平均质量在z=0.6和0.2之间增加了80^{+39}-28
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift-Space Clustering of SDSS Galaxies --- Luminosity Dependence, Halo Occupation Distribution, and Velocity Bias
本文介绍了Sloan数字巡天（SDSS）数据Release 7中小到中等尺度（0.1 - 25 Mpc/h）投影和三维（3D）红移空间两点关联函数（2PCF）的测量和模拟。我们发现了一个明确的依赖于星系团的亮度投影和红移空间，一般是更强的更明亮的样本。测量成功地解释晕占领分布（HOD）的框架内与中央和卫星速度偏置参数来描述星系运动学内晕和模型红移空间畸变（RSD）的影响。与以前的研究一致，我们发现更明亮的星系居住在更大质量的晕中。包括红移空间2PCF有助于收紧HOD约束。此外，我们发现明亮的中央星系并不是静止在晕中心，速度色散约为暗物质的30%。这样的相对运动可能反映了星系和晕合并的结果，我们发现，在较低质量的晕中心星系往往是相对于他们的主机晕更放松。卫星星系在明亮样品中的运动与它们跟随暗物质的运动是一致的。对于微弱的样本，卫星往往有较慢的运动，与速度色散约85%的暗物质晕内。我们讨论了速度偏差约束在研究星系演化和宇宙学中的可能应用。在附录中，我们描述了星系红移测量误差的分布，这是一个高斯卷积双指数分布很好地描述。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Brightest galaxies as halo centre tracers in SDSS DR7
在大尺度结构巡天中确定晕中心的位置对于许多宇宙学研究是至关重要的。一个普遍的假设是，晕中心对应于它们最明亮的成员星系的位置。在本文中，我们研究了斯隆数字巡天DR 7中最亮星系相对于其他晕成员的动力学。具体来说，我们看的视线速度和最亮的星系和它们的邻居之间的空间偏移。我们比较详细的模拟目录，构造从高分辨率，暗物质的$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
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
ELUCID V. Lighting dark matter halos with galaxies
在最近的一项研究中，我们使用封闭在500 $\mpch$盒中的SDSS DR 7区域北银河系极的星系分布，进行了我们的ELUCID模拟（Wang et al. 2016，ELUCID III）。在这里，我们{ \it光}的暗物质晕和subhalo在模拟与星系的SDSS观测使用一种新的{ \it邻域}丰度匹配方法的重建区域。在我们利用ELUCID模拟中建立的星系-次晕联系来评估星系形成模型之前，我们首先要探索这种联系的可靠性。为此，我们着重讨论了星系的以下几个方面：（1）星系的中心-次晕光度和质量关系，（2）星系的卫星部分，（3）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（4）星系的中心-次晕光度和质量关系，（5）星系的卫星部分，（6）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF），（7）星系的条件光度函数（CLF）和条件恒星质量函数（CSMF）。（4）星系与暗物质粒子之间的互相关联函数，其中大部分是对所有红星系和蓝星系群体分别测量的。我们发现，我们的邻域丰度匹配方法准确地再现了中心-暗晕关系，卫星分数，CLF和CSMF和星系的偏差。这些特徴确保了如此建立的星系-次晕连接在限制星系形成过程上非常有用。并对星系-次晕对约束星系形成的三个层次提出了一些建议。从我们的ELUCID模拟中提取的SDSS DR 7区域的星系-晕下链接和晕下合并树可根据要求提供。
2018-05-04 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
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 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
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
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
Multi-tracer mass bias in matched cosmic voids from SDSS DR7 and the ELUCID constrained simulation
Shanghai Astronomical Observatory（上海天文台）；Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院、汤忠道研究院）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, and Key Laboratory for Particle Physics, Astrophysics and Cosmology Ministry of Education, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学粒子物理与宇宙学上海市重点实验室、粒子物理、天体物理与宇宙学教育部重点实验室）
本研究利用SDSS DR7与ELUCID模拟构建匹配空洞样本，测量多示踪剂质量偏差，发现质量比向空洞中心递减，揭示极端低密度区多示踪剂研究的统计局限性。
2026-09-24 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
Measuring the growth of structure by matching dark matter haloes to galaxies with VIPERS and SDSS
我们测试的结构形成的历史，从红移1到今天的匹配星系从毒蛇和SDSS与暗物质晕的MultiDark SMDPL N体模拟。我们首先表明，标准的subhalo丰度匹配（SHAM）的配方实施MultiDark的特点以及在红移0的SDSS和红移1的VIPERS的星系集群。这是在高红移下对SHAM模型的一个重要验证。然后，我们重新映射的模拟时间步长，以测试替代的增长历史，并推断的增长指数$γ=0.6\pm0.3$。这一分析表明，使用N体模拟的宇宙学推断的星系调查的前向模型的力量。
2022-03-02 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
Galaxy assembly bias in the stellar-to-halo mass relation for red central galaxies from SDSS
本文利用SDSS红中央星系样本，在恒星-暗晕质量关系中探测到星系组装偏差，并通过模型拟合证明暗晕形成时间与恒星质量强相关，表明除暗晕质量外的暗晕性质同样影响中央星系组装。
2024-09-06 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
Comparing PyMorph and SDSS photometry. II. The differences are more than semantics and are not dominated by intracluster light
斯隆数字巡天管道测光低估了最明亮星系的亮度。这主要是因为（i）SDSS高估了天空背景，（ii）基于单分量或双分量Sersic的模型比SDSS管道使用的de Vaucouleurs模型更适合星系的表面亮度分布，特别是在高光度下。我们使用PyMorph光度减少隔离效果（ii），并表明它是相同的，在整个样本中的小团体环境中，以及最大规模的集群中的卫星。预计这些都不会受到集群内光（ICL）的显著影响。我们只看到在最大质量的晕中中心的额外效应，但我们认为即使是这样也不是由ICL主导的。因此，对于绝大多数星系来说，PyMorph和SDSS管道测光之间的差异不能归因于在描述大质量星系的恒星质量时是否包括ICL的语义。相反，它们可能反映了恒星形成或聚集历史的差异。由于没有考虑到SDSS的低估，以前对SDSS光度和恒星质量函数的估计都有很大的偏差，因此Halo模型对晕质量和中心星系质量之间z ~ 0.1关系的估计也有偏差。我们还表明，当一个研究的相关性，在固定的群体质量，与数量，这不是用来定义的群体，然后出现选择效应。我们说明了为什么会出现这种效应，并且不应该被误认为是物理效应。
2017-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The overconcentrated dark halo in the strong lens SDSS J0946+1006 is a subhalo: evidence for self interacting dark matter?
本文通过正向建模方法拟合强透镜系统 J0946+1006 中暗物质晕的红移，发现该过度集中的暗物质晕是子晕而非视线方向结构，其陡峭的密度轮廓偏离 $Λ$CDM 预期，可能表明暗物质自相互作用导致的引力热坍缩。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster A2142: halo boundary, `red sequence', properties of galaxies according to SDSS
利用Sloan数字巡天的资料，对A2142星系的动力学、早型星系的性质、淬灭恒星形成（QG）星系的性质进行了研究。我们发现所观察到的晕边界，回溅半径$R_{sp}$，这是等于4.12 Mpc（$M_r < -20\,.\!\!^{\rm m}3$）和4.06 Mpc（$M_r < -21\,.\!\!^{\rm m}3$）的积分分布的星系数量作为一个函数的平方距离中心。我们研究了早型星系在星系团（$R/R_{200}$ < 3，$M_r < -20\,.\!\!^{\rm m}3$）中心和外围的分布情况，并绘制了红色序列（g - r）= $(-0.024\pm0.001)M_r + (0.441\pm0.005$）。在所有的星系团星系中，具有淬灭恒星形成（$- 12\,yr^{- 1} < \log sSFR < - 10.75\,yr^{- 1}$）的星系约占三分之一。我们发现，当$16\,.\!\!^{\rm h}5$、$31^{\circ}$的中心坐标和$300'$的大小相同时，在相同的z坐标下，在回溅$R_{sp}$之外的QG的分数与场中的QG的分数相同.对于恒星质量为$\log M_*/M_{\odot}$ = [10.5;11.0]（这是QG的主要质量范围）的星系，进入星系团后，当向中心移动时，半径$R_{90,r}$减小约30%。
2022-05-05 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
Halo Occupation Distribution of Infrared Selected Quasars
我们执行晕占领分布（HOD）的投影两点关联函数（2 PCF）的类星体，观察在宽视场红外巡天探测器（WISE）望远镜与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布（DR）-8类星体目录中的对应部分在中位红移为$z\sim 1.04 (\pm 0.58)$。利用一个四参数HOD模型，我们导出了WISE选择类星体的主质量尺度。结果表明，中心类星体和卫星类星体的晕质量中值分别位于$M_{\mathrm{cen}} = (5 \pm 1.0) \times 10^{12} M_{\odot}$和$M_{\mathrm{sat}} = 8 (^{+7.8} _{-4.8}) \times 10^{13} M_{\odot}$范围内。导出的卫星分数为$f_{\mathrm{sat}}= 5.5 (^{+35} _{-5.0})\times 10^{-3}$。Richardson et al.利用SDSS DR 7类星体成团数据，得到了$z\sim 1.4$类星体晕的质量分布。我们对中心类星体的HOD的研究结果与Richardson等人的结果非常一致。但WISE样品的卫星类星体的宿主质量尺度比Richardson等人的小。导致WISE样本的卫星分数高一个数量级。我们注意到，与SDSS的完整类星体样本相比，我们的类星体样本在WISE频带中系统地更亮。我们讨论了这一结果的背景下，目前的星系演化理论的影响。
2016-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
How do galaxies populate Dark Matter halos?
对于任何假设的恒星初始质量函数，斯隆数字巡天（SDSS）给出了10^8 M_sun < M_* < 10^12 M_sun的星系的恒星质量函数的精确测定。在和谐LCDM宇宙学中，千禧年模拟给出了一个精确的晕质量函数，所有星系可以形成的晕。在一个合理的假设下，星系的恒星质量是其晕所达到的最大质量的递增函数，这些结合起来给出了晕质量作为恒星质量的函数。结果与观测估计的平均晕质量作为恒星质量的函数，从叠加分析的引力透镜信号和卫星动力学的SDSS星系。对于银河系通常假设的恒星质量M_* ~ 5.5 x 10^10 M_sun，隐含的晕质量为~ 2 x 10^12 M_sun，这与最近的直接估计和MW/M31计时论证的推论一致。与每个晕相关联的重子在其中心星系中以恒星形式存在的比例在质量略低于银河系的情况下达到最大值20%，并在更高和更低质量时迅速下降。这些转换效率低于几乎所有最近的星系形成的高分辨率模拟，表明这些还不是星系群典型成员形成的可行模型。当插入到千禧年-II模拟，我们推导出的恒星质量和晕质量之间的关系预测恒星质量的自相关函数与直接在SDSS测量的非常一致。Tully-Fisher关系也与观测结果一致，表明星系光度函数和Tully-Fisher关系可以在LCDM宇宙学中同时重现。
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 Most Bound Halo Particle-Galaxy Correspondence Model: Comparison between Models with Different Merger Timescales
我们开发了一个星系分配方案，人口暗物质晕与星系追踪的最绑定成员粒子（MBP）的模拟晕。采用基于解析计算和数值模拟的几种合并时标模型作为模拟卫星星系的生存时间。我们建立模拟星系样本的光环合并数据的地平线运行4 $N$ -体模拟$z = 12-0$。我们比较了模拟星系和体积受限SDSS星系的群性质和两点关联函数（2 pCF），并在$z=0$上测量了$\mathcal{M}_r - 5 \log h < -21$和$-20$的$r$带绝对星等.结果发现，对于大多数的合并时标模型，MBP-星系对应方案都能很好地再现观测到的大质量星系群中SDSS星系（$M > 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$）和小尺度2 pCF星系（$r_{\rm p} < 10 h^{-1} {\rm Mpc}$）的星族.新方案比以前的次晕星系对应方案的性能提高了$2σ$以上。
2016-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
