Photometric Redshifts for the SDSS Early Data Release
斯隆数字天空巡天的早期数据发布提供了天文学界目前最大的天文学测光表之一。在本文中，我们提出的第一个应用程序的光度红移的$\sim 6$万扩展源在这些数据（180万源有$r' < 21$）。利用一系列的光度红移技术，从经验模板和混合技术，我们调查的统计和系统的不确定性内的EDR数据的红移估计。对于$r'<21$，我们发现，红移估计提供了现实的红移直方图的均方根不确定性的光度红移关系的0.035在$r'<18$和上升到0.1在$r'<21$。最后，我们描述了这些光度红移和导出量，如光谱类型，restframe颜色和绝对星等，存储在SDSS数据库。我们提供了用于搜索光度红移的示例查询，并列出了在SDSS星系的统计分析中使用这些光度红移之前应该理解的当前警告和问题。
2002-11-05 astro-ph
Steps toward a classifier for the Virtual Observatory. I. Classifying the SDSS photometric archive
现代测光多波段数字测量产生大量数据，为了有效利用这些数据，需要能够从测光数据中提取客观分类的自动工具。在这里，我们提出了一种新的方法，在大型多参数光度数据库中的对象进行分类，由一个聚类算法和集群凝聚工具的组合。的泛化能力和这种方法的潜力进行了测试，对斯隆数字巡天档案的复杂性，其中一个应用程序的例子报告。
2007-06-29 astro-ph
Predicted properties of RR Lyrae stars in the SDSS photometric system
本文将0.0001<Z<0.006的非线性对流RR型天琴座模式的光度、有效温度和全辐射热光变曲线转换到SDSS测光系统中。所获得的ugriz光变曲线，平均星等和颜色，脉动幅度和颜色的颜色循环显示和分析关系连接脉动的内在恒星参数，类似于目前使用的约翰逊-费林斯过滤器，推导出来。最后，在颜色-颜色平面的行为进行了比较，与现有的观测文献和可能的系统的不确定性影响这种比较进行了讨论。
2006-07-10 astro-ph
Reddening Behaviors of Galaxies in the SDSS Photometric System
我们分析了不同形态、年龄和红移的星系在SDSS测光系统中红化矢量的行为。正如在其他测光系统中所看到的，如果消光是显著的（~> 1等），红化对光谱能量分布（SED）的依赖性和红化的非线性对于SDSS系统同样不可忽略。这些行为是最显着的g过滤器，它具有最大的带宽，中心波长比SDSS过滤器。涉及相邻滤波器的SDSS颜色显示出更大的SED依赖性和非线性。提供了一种从观察到的颜色过量计算正确消光量的方法。之间的相对距离（即，Schlegel等人给出的SDSS滤波器的消光定律，其是用较旧版本的滤波器响应函数计算的，在大多数情况下会低估消光量约5到10%（最大约20%）。我们建议u、g、r、i和z滤波器的A/ A_{5500}值分别为1.574、1.191、0.876、0.671和0.486，作为具有小消光的SDSS星系的代表性消光定律（即，对于红化的非线性和SED依赖性不重要的情况）。在低消光下，红化对红移的依赖性对于涉及g滤波器的颜色也是最大的，这是由于巴耳末破裂。
2008-05-01 astro-ph
Transformations between 2MASS, SDSS and BVRI photometric systems: bridging the near infrared and optical
我们提出的颜色转换转换的{ \em 2 MASS}测光系统的约翰逊-费因斯$UBVRI$系统，并进一步到{ \em SDSS} $ugriz$系统。我们从$SDSS$数据发布5（DR 5）中获取了用2.5米望远镜测量的恒星的{ \em SDSS} $gri$星等，并分别从Stetson星表和\citet{Cu03}中获取了$BVRI$和$JHK_{s}$星等。我们通过坐标匹配了三个测光系统中的数千颗恒星，并通过以下约束获得了825颗恒星的均匀样本，这些约束在以前的转换中没有使用：1）数据被去红化，2）忽略巨星，3）选择的样本恒星质量最高。我们给金属丰度，人口类型，和转换依赖于两种颜色。这些变换提供了绝对星等和距离测定，可用于短距离的空间密度估算，其中部分或全部{ \em SDSS} $ugriz$星等饱和。将这些密度与使用{ \em SDSS} $ugriz$测光法在更远距离上评估的密度相结合，将提供精确的银河模型参数，特别是每个种群的局部空间密度。
2007-11-27 astro-ph
Spatial Variations of Galaxy Number Counts in the SDSS I.: Extinction, Large-Scale Structure and Photometric Homogeneity
我们研究的空间变化的星系数计数使用五波段光度图像从斯隆数字巡天。从2200平方英尺的星系中收集的4600万个星系样本的空间变化。度可以理解为银河系灭绝和大规模集群的结合。利用Schlegel，Finkbeiner & Davis（1998）的红化图，在E（B-V）<0.15的小消光值范围内，验证了从u到z在5%以内的色带的标准消光定律。计数值的剩余空间变化表明，SDSS光度计的全球定标误差小于0.02兆。
2003-12-19 astro-ph
Photometric redshifts from reconstructed QSO templates
从SDSS调试光度和光谱数据，我们调查的效用光度红移技术的任务，估计类星体红移。我们认为经验方法（例如最近邻搜索和多项式拟合），标准的光谱模板拟合和混合方法（即训练光谱模板的光谱和光度观测的类星体）。我们发现，在所有的情况下，由于存在强发射线的类星体光谱，最近邻和模板拟合方法优于多项式拟合方法。应用一种新的重建技术，我们可以，从SDSS测光，重建的SDSS类星体的基本SED的统计表示。虽然，重建模板是基于只有宽带测光的共同发射线内的类星体光谱可以恢复在所得的光谱能量分布。该技术应该是有用的，在寻找类星体之间的光谱差异在一个给定的红移，在寻找类星体的光谱演化，在比较光度红移的对象超出SDSS光谱样本与那些在良好的校准光度红移的对象明亮于20等，并在寻找系统和时间变量的影响SDSS宽波段光度和光谱光度校准。
2001-06-03 astro-ph
Testing the Halo Model Against the SDSS Photometric Survey
我们提出了晕模型预测预期的角度聚类和相关的错误，从完成斯隆数字巡天（SDSS）光度星系样本。这些结果被用来约束晕模型参数的假设下，一个固定的LCDM宇宙学使用标准的Fisher矩阵技术。考虑到五色SDSS光度法将星系按固有颜色分成子群的能力，我们还使用标准晕模型形式主义的扩展来计算红色和蓝色星系子群的预期聚类，作为对星系演化的进一步测试，该星系演化包括在用于填充星系的暗物质晕的半解析方法中。完成的SDSS调查的极小样本方差和泊松误差应该会对简单的星等有限样本的晕模型参数产生非常令人印象深刻的约束（~1-10%），并应该对当前和未来的N体模拟和半分析技术的行为提供非常有用的检查。我们还表明，类似的限制是可能的，使用一个狭窄的选择函数，将有可能使用光度红移，而不作线性假设的基础功率谱的演变。在这两种情况下，我们探索的选择函数的不确定性对所产生的约束和退化之间的各种组合的参数的影响。
2002-05-30 astro-ph
Two novel approaches for photometric redshift estimation based on SDSS and 2MASS databases
我们研究了两种训练集方法：支持向量机（SVM）和核回归（KR）的光度红移估计的数据从斯隆数字巡天数据发布5和两微米所有巡天数据库。我们探讨了支持向量机和KR在不同输入模式下的性能。实验结果表明，考虑的参数越多，精度并不总是提高，只有选择合适的参数，精度才能提高。此外，对于不同的方法，最佳的输入模式是不同的。对于不同的输入参数，KR的最优带宽是不同的。基于SVM和KR方法的测光红移的均方根误差分别小于0.03和0.02。最后总结了两种方法的优缺点。与其它估算测光红移的方法相比，它们在精度上显示出优越性，尤其是KR方法。
2007-07-16 astro-ph
A photometric study of the newly discovered eclipsing cataclysmic variable SDSS J040714.78-064425.1
本文介绍了2003年11月7个晚上对新发现的激变变星SDSS J040714.78-064425.1进行的未滤波测光CCD观测的结果。我们建立了矮新星性质的对象，因为它是在爆发期间，我们的观察。我们还证实了在恒星的光学光变曲线中存在周期为0.17017d+/-0.00003的深食。此外，我们还在数据中发现了0.166d+/-0.001和5.3d+/-0.7的周期。0.17017 d的周期性在误差范围内与建议的轨道周期0.165 d一致（Szkody et. 2003）和0.1700d（Monard 2004）。利用轨道周期和超级峰周期之间已知的关系，我们将0.166d和5.3d周期分别解释为负超级峰和节岁差周期。SDSS J040714.78-064425.1则被归类为一个具有最大轨道周期的负超峰系统。
2004-12-27 astro-ph
A Spectro-photometric Search for Galaxy Clusters in SDSS
最近的大规模星系光谱调查，如斯隆数字巡天（SDSS），使我们能够执行一个系统的，相对公正的搜索星系团。这样的巡天使得测量星系的三维分布成为可能，但是由于纤维碰撞而导致的不完整性问题阻碍了测量。在这项研究中，我们的目标是开发一种密度测量技术，通过添加额外的星系团成员星系，遵循光学色-星等关系，为给定的红移，来解决这个问题，并获得更准确的密度。新的密度测量光谱和光度数据显示出良好的协议与明显的信息集群图像，并支持后续观测。采用这种新方法，从SDSS DR 5数据库中共发现了924个红移范围为$0.05<z<0.1$的$robust$星系团。局部最大密度星系成功地代表了星系团中心。我们提供的集群目录，包括一些集群参数。
2008-03-17 astro-ph
An Empirical Algorithm for Broad-band Photometric Redshifts of Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
提出了一种利用5波段Sloan数字巡天（SDSS）测光获得类星体光度红移的经验算法。我们的算法生成一个经验模型的类星体的颜色红移关系，比较颜色的类星体候选人与此模型，并计算可能的光度红移。使用SDSS早期数据发布类星体目录中的3814个类星体来生成作为红移函数的中值色红移关系，我们发现，对于同一样本，我们预测的红移有83%是正确的，|δ z| <0.3。该算法还确定红移是正确的概率，允许更小，更受限制的样本更强大的光度红移测定。我们将这种技术应用于一组8740类星体候选人选择的最终版本的SDSS类星体选择算法。分配给非类星体的光度红移被限制在几个明确定义的值。此外，90%的天体光谱的光度红移在0.8和2.2之间，是类星体，其精确度（|δ z| <0.3）测光红移。这些类星体中的许多位于颜色空间的单一区域;明智地应用颜色切割可以有效地从SDSS数据库中选择具有精确光度红移的类星体。当SDSS完成后，这项技术将允许测定~10^6个微弱SDSS类星体候选者的光度红移，从而使我们对类星体光度函数、类星体的引力透镜以及类星体之间和星系之间的相关性的认识有所进步。
2004-08-26 astro-ph
SDSS Standard Star Catalog for Stripe 82: the Dawn of Industrial 1% Optical Photometry
我们描述了一个标准的星表构建使用多个SDSS光度观测（至少四个波段，中位数为10）的$ugriz$系统。该目录包括来自赤道带82（$|δ_{J2000}|<$ 1.266 $^\circ$）的101万个不可变未解析天体，RA范围为20 h 34 m至4 h 00 m，相应的$r$波段（大约是Johnson V波段）星等范围为14- 22。单个源的测量分布表明，测光管道正确地估计随机测光误差，这是低于0.01等的恒星比（19.5，20.5，20.5，20，18.5）在$ugriz$，分别（约两倍的好，为个人SDSS运行）。内部一致性的几个独立检验表明，光度零点的空间变化不大于$\sim$ 0.01 mag（rms）。除了是最大的可用数据集与光学光度内部一致的$\sim$ 1%的水平，该目录提供了SDSS光度系统的实际定义。使用这个目录，我们表明，SDSS观测运行的光度零点可以校准标称的不确定性为2%，即使是通过1等厚的云获得的数据，并证明存在的He和H白矮星序列单独使用光度数据。基于这个目录的属性，我们得出结论，即将到来的大规模光学调查，如大型综合巡天望远镜将能够提供强大的1%测光数十亿的来源。
2007-03-07 astro-ph
SDSS Data Management and Photometric Quality Assessment
我们总结了斯隆数字巡天数据采集和处理的步骤，并描述runQA，一个管道设计的自动化数据质量评估。特别是，我们展示了如何在颜色-颜色图中的恒星轨迹的位置可以用来估计光度零点校准的精度优于0.01 mag在0.03 deg2补丁。使用这种方法，我们估计，典型的光度零点SDSS成像数据的校准误差不大于约0.01 mag的g，r，和i波段，0.02 mag的z波段，和0.03 mag的u波段（零点偏移的均方根散射）。
2004-10-07 astro-ph
Color-redshift Relations and Photometric Redshift Estimations of Quasars in Large Sky Surveys
利用最近构造的复合类星体光谱和χ^2最小化技术，我们通过推导理论色-红移关系，并将理论色与观测色进行比较，证明了一种估算大样本类星体光度红移的一般方法。利用SDSS首次公布的18678个类星体的5波段光度数据估算了光度红移，并与光谱红移进行了比较。47%的类星体的红移差小于0.1，68%的类星体的红移差小于0.2。基于对SDSS和BATC测光系统中恒星、星系和类星体的理论色-色图的计算，我们预计，如果BATC巡天能够探测到星等小于21的天体，那么使用15个中间滤光片的BATC系统，我们将能够比SDSS更有效地选择高红移类星体的候选者。
2003-07-24 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The photometric accuracy, completeness and contamination of the 2dFGRS and SDSS-EDR & DR1 datasets
千年星系表（MGC）是一个深度（$μ_{\rm B,lim}=26$等角$^{-2}$）、宽视场CCD成像巡天，覆盖37.5度$^2$，完全包含在2dFGRS和SDSS-EDR中。我们比较了2dFGRS和SDSS-EDR与MGC的光度和完整性。我们还对SCOS和SDSS-DR 1数据进行了光度比较。我们发现，$B_{MGC}-B_{2dF}=0.035$星等的不确定度为0.142等，$B_{MGC}-B_{SCOS}=0.032$星等的不确定度为0.108等，$B_{MGC}-B_{SDSS-EDR}=0.032$星等的不确定度为0.094等，$B_{MGC}-B_{SDSS-DR1}=0.039$星等的不确定度为0.086等。在SDSS中，存在一个弱的非线性尺度误差，这对于暗星系是可以忽略的。SDSS中的LSBG系统性地较暗。我们发现，2dFGRS星表有5.2%的恒星污染，7.0%的天体被MGC分解成2个或更多，8.7%的天体是不完整的。从我们的所有对象光谱调查中，我们发现MGC本身将5.6%的星系错误分类为恒星，因此2dFGRS错过了14.3%的星系。SDSS-EDR的星系目录有1.3%的恒星污染和5.3%的星系被误分类为恒星，与MGC相比有1.8%的不完整。SDSS-EDR星表中总共有7.1%的星系人口因不完整或错误分类而丢失。
2003-12-11 astro-ph
Empirical Photometric Redshifts of Luminous Red Galaxies and Clusters in SDSS
在这项工作中，我讨论了必要的步骤，通过简单的经验方法推导光度红移的发光红星系（LRGs）和星系团。使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）。我表明，只有三个波段（{ \it gri}），它是可能实现的结果一样准确，通过其他技术获得的，通常基于更多的过滤器。特别地，使用$(g-i)$颜色有助于改善最终的红移（特别是对于簇），因为这种颜色单调地增加到$z \sim 0.8$。对于LRG，我在$z < 0.70$上生成了一个包含$\sim 1.5$百万个对象的目录。该目录的准确性为$σ= 0.027$用于$z \le 0.55$，$σ= 0.049$用于$0.55 < z \le 0.70$。光度红移技术用于集群是独立的集群选择算法。因此，它可以应用于任何方法或波长选择的系统，只要适当的光学光度学是可用的。当比较文献中列出的红移的光度估计，实现集群的准确性是$σ= 0.024$的$z \le 0.30$和$σ= 0.037$的$030 < z \le 0.55$。然而，当考虑光谱红移作为每个星系团区域的SDSS星系的平均值时，精度与其他作者发现的相同：$z \le 0.30$的$σ= 0.011$和$030 < z \le 0.55$的$σ= 0.016$。这里导出的光度红移关系适用于其他地方选择的数千个星团候选者。我还使用SDSS中可用的星系光度红移来识别红移空间中的星系群，然后将最近星…
2007-07-02 astro-ph
Long-term optical photometric monitoring of the quasar SDSS J153259.96-003944.1
本文报道了对高红移（z = 4.67）类星体SDSS J153259.96-003944.1的光学吸收光谱R和I波段的监测观测，在它的光谱中没有发现可探测到的发射线。我们发现，这个对象变化的最大幅度为0.4马格在一年零三个月的监测。结合其他两个时代的光度数据在文献中，我们表明该对象已逐渐褪色约0.9等期间1998年6月至2001年4月。线性最小二乘拟合所有可用的观测结果给出了~0.35星等/年的斜率，在类星体的静止框架中转换为~1.9星等/年。这样的变化是高于通常看到的类星体，但与BL湖一致，这表明，光学连续多普勒增强。或者，在光度误差范围内，观察到的光变曲线也与物体经历微透镜事件一致。光电离模型计算表明宽线区的质量与低光度塞弗特星系的质量相似，只有几十个太阳质量，但比发光类星体的质量小几个数量级。需要进一步频繁进行光度/光谱监测，以支持或反驳此处讨论的关于SDSS J153259.96-003944.1性质的不同替代方案。
2005-02-28 astro-ph
Robust Machine Learning Applied to Astronomical Datasets III: Probabilistic Photometric Redshifts for Galaxies and Quasars in the SDSS and GALEX
我们以基于最近邻实例的算法（NN）的形式应用机器学习，为斯隆数字巡天（SDSS DR 5）第五次数据发布中的对象生成完整的光度红移概率密度函数（PDF）。我们使用一个概念上简单但新颖的应用NN生成PDF-扰动对象的颜色由他们的测量误差-并使用最近邻分布产生的实例，以产生许多个人的红移。当将红移与现有的SDSS光谱数据进行比较时，我们发现每个PDF的平均值在光度和光谱红移之间具有与其他机器学习技术一致的色散，对于r < 17.77等的主要样本星系，sigma = 0.0207 +/- 0.0001，σ = 0.0243 +/- 0.0002对于发光的红色星系，r < ~19.2等，σ = 0.343 +/- 0.005对于类星体，i < 20.3等。PDF允许选择具有改进统计的子集。对于类星体，这种改善是戏剧性的：对于那些在概率分布中具有单峰的类星体，色散从0.343减少到sigma = 0.117 +/- 0.010，并且对于99.3 +/- 0.1%的天体，光度红移在光谱红移的0.3以内。因此，对于这个光学类星体样本，我们几乎可以消除“灾难性”的光度红移估计。除了SDSS样本，我们还结合了银河演化探测器全天成像巡天（GALEX AIS GR 3）第三次数据发布的紫外测光，为两次巡天中看到的物体创建PDF。对于类星体，SED的观测框架UV的覆盖范围的增加导致了比完整SDSS样本的显…
2008-04-21 astro-ph
MegaZ-LRG: A photometric redshift catalogue of one million SDSS Luminous Red Galaxies
我们描述了MegaZ-LRG的构造，这是一个包含超过一百万个红移范围为0.4 < z < 0.7，极限星等i < 20的发光红星系（LRG）的光度红移星表。该星表选自斯隆数字巡天数据第4版的成像数据。2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）光谱红移目录的13，000个中间红移LRG提供了一个光度红移训练集，允许使用ANNz，一个基于神经网络的光度红移估计。对于从2SLAQ样本中选择的评估集，获得的均方根光度红移精度在所有星系上的平均值为sigma_z = 0.049，对于较亮的子样本（i < 19.0），sigma_z = 0.040。该目录预计包含约5%的恒星污染。的ANNz代码是用来计算一个完善的恒星/星系的概率的基础上的光度参数的范围，这使得污染分数减少到2%，真正的星系可以忽略不计的损失。MegaZ-LRG目录可在万维网http://www.2slaq.info上公开获取。
2006-11-19 astro-ph
Cosmological baryonic and matter densities from 600,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析MegaZ-LRG，一个光度红移目录的发光红星系（LRGs）的成像数据的基础上的斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据发布。MegaZ-LRG，在一篇配套论文中提出，包含10^6个测光红移，由ANNz（一种人工神经网络方法）导出，受2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）巡天获得的13，000个星系的光谱子样本的约束。该星表的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.001。红移误差约为0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用最可靠的600,000光度红移提出了第一个宇宙学参数适合星系角功率谱从光度红移调查。结合红移切片与适当的协方差，我们确定的最佳拟合值的物质和重子密度的Omega_m h = 0.195 +/- 0.023和Omega_b/Omega_m = 0.16 +/- 0.036（与哈勃参数h = 0.75和原始波动的标量指数n = 1保持固定）。这些结果与宇宙微波背景辐射的最新研究结果一致且独立，其精度可与当代光谱红移巡天的分析相媲美。我们进行了一系列广泛的测试，得出的结论是，我们的功率谱测量是强大的对潜在的系统光度误差的目录。我们的结论是，光度红移调查是有竞争力的光谱调查测量宇宙学参数在最简单的香草模型。如果系统误差能够得到控制，未来的深部成像勘测具有进一步改进的巨…
2006-11-09 astro-ph
Colors of 2625 Quasars at 0<z<5 Measured in the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
本文对斯隆数字巡天（SDSS）测光系统中类星体的颜色进行了实验研究。用SDSS测光方法研究了2625个类星体。类星体以天赤道为中心，呈2.5度宽的条纹状分布，覆盖$\sim529$平方度。位置和SDSS的大小给出了898个类星体之前已知的SDSS光谱调试。新的SDSS类星体代表了该天空区域已知类星体数量的200%以上。在SDSS通带内观测到的类星体颜色的系综平均值可以很好地用$α_ν = -0.5$（$f_ν \propto ν^α$）的幂律连续谱表示。然而，$3000 {\rm Å}$凸起和其他强发射线的贡献对颜色具有显著影响。色红移关系具有相当的结构，这可能是用于确定光度红移的类星体。颜色范围可由具有分布$α_ν=-0.5\pm0.65$（95%置信度）的光谱指数范围来解释，但分布中存在红尾。这条尾巴可能是内部变红的迹象。最后，我们表明，类星体和Seyfert星系之间的属性是一个连续的，我们测试的有效性，传统的两类AGN之间的分工。
2000-12-20 astro-ph
The Period-Luminosity Relation of RR Lyrae Stars in the SDSS Photometric System
我们提供了第一个详细的研究RR Lyrics的周期光度（PL）的关系在Ugriz带通的斯隆数字巡天（SDSS）过滤系统。我们认为，紧，简单的PL关系不存在于SDSS过滤器，除了红带通i和（特别是）z。然而，对于所有的带通，我们表明，通过纳入条款涉及（相当红化无关）的“伪色”C_0 =（u-g）_0 -（g-r）_0，紧密（非线性）的关系确实获得。我们提供了理论上校准的关系，在本文件中，这应该是有用的，以获得精确的绝对星等（因此距离）和固有的颜色（因此红化值），甚至{ \em个人}场RR天琴座星。对于在所有五个通带的测光可能不可用的情况，我们还提供了简单的（虽然不太精确）i和z带通的平均PL关系，其读数为：M_z = 0.839 - 1.295 log P + 0.211 log Z，M_i = 0.908 - 1.035 log P + 0.220 log Z。类似地，还提供了（r-i）_0、（g-r）_0和（u-z）_0的简单周期-颜色关系。
2008-06-24 astro-ph
Statistical Properties of Bright Galaxies in the SDSS Photometric System
我们调查的光度学特性的456个明亮的星系使用的成像数据记录在调试阶段的斯隆数字巡天（SDSS）。形态学分类是通过几个人类分类器的相关结果来进行的。我们的目的是研究的统计特性的颜色指数，尺度长度，浓度指数的功能形态的SDSS光度系统。我们发现SDSS星系的$u'-g'$、$g'-r'$和$r'-i'$颜色与模板星系光谱能量分布的综合计算结果以及由附近星系的$UBVR_CI_C$颜色数据转换得到的结果吻合得很好。然而，对于$i'-z'$色带，一致性较差，相差$0.1-0.2$ ma g.借助于Kent（1985）得到的表面亮度与半径的关系，我们估计了$L^*$星系的早型星系有效半径和指数盘标度长度的平均值均为2.6kpc.我们发现，星系的半光半径略有依赖于颜色带，与预期的晚型星系的恒星形成区的分布和已知的颜色梯度的早型星系。我们还表明，（逆）浓度指数，定义的半光彼得罗相半径的90%光彼得罗相半径的比率，密切相关的形态类型，这个指数使我们能够将星系分为早期（E/S 0）和晚期（螺旋和不规则）类型，允许15-20%的污染，从相反的类相比，眼睛分类的形态。
2001-05-23 astro-ph
Constraining the photometric properties of MgII absorbing galaxies with the SDSS
利用SDSS早期数据发布中探测到的近700个具有强（W_0（2796）>0.8埃）MgII吸收线的类星体样本，我们证明了通过叠加SDSS成像数据测量吸收体系统光度特性的可行性。由于MgII谱线可以在0.37<z_abs<2.2的范围内观测到，吸收星系通常在SDSS图像中无法识别，但它们在类星体周围产生系统性的光过剩，这可以通过统计分析检测到。在这封信中，我们提出了在i波段的整个样本中对这种效应的6-sigma检测，对于0.37<z_abs<=0.82的低红移子样本，上升到9.4-sigma。我们使用没有强MgII吸收线的类星体的控制样本，以典型的10-20%的准确度量化和删除系统。信号如预期的那样随吸收体红移而变化。对于低z_abs子样本，我们可以可靠地估计每个Mg Ⅱ吸收体系统在g、r和i波段的平均光度，并发现它们与静止坐标系中的M_r ~-21的几百万年前的恒星星族是一致的。颜色也与典型的吸收星系相一致，类似于当地的Sb-c螺旋。我们的技术不需要任何光谱跟踪，也不会与视线上出现的其他星系混淆。它将适用于更大的样本和其他线物种在即将到来的研究。
2005-09-01 astro-ph
Identification of RR Lyrae Variables in SDSS from Single-Epoch Photometric and Spectroscopic Observations
我们描述了一个新的RR Lyrant识别技术的基础上，在SDSS数据发布6（DR-6）的相位单历元光度和光谱观测。该技术通过利用当在随机阶段进行两次观测时g-r颜色和氢巴耳末线强度之间的大差异来检测可变性。与SDSS赤道条纹（条纹82）中已知变量的大样本比较表明，我们的技术的发现效率约为85%。对具有多个光谱观测的恒星的分析表明，在整个DR-6样本中具有类似的效率。我们还开发了一种技术来估计的平均g视星等（在脉动周期）为个别RR天琴座恒星，使用<g-r>的整个样本和测量的颜色为每个明星。由此产生的距离被发现具有约14%的精度。最后，我们探索我们的DR-6样本N = 1087变量的属性，并恢复部分人马座北流和南流。对南流的距离和速度的分析与先前发表的蓝色水平分支恒星的数据一致。在北银河系极地帽附近的一个样本中，我们发现了下降的北旋臂的证据，并可能检测到拖曳臂。
2007-12-05 astro-ph
Mining the SDSS archive. I. Photometric redshifts in the nearby universe
我们提出了一个有监督的神经网络方法来测定光度红移。该方法经过调整以匹配斯隆数字巡天的特征，并利用了这一独特巡天提供的光谱红移。为了训练、验证和测试网络，我们使用了从SDSS光谱数据集中提取的两个星系样本：一般星系样本（GG）和发光红色星系子样本（LRG）。该方法包括两个步骤。在第一步中，对象被分类为附近（z<0.25）和远处（0.25<z<0.50）。在第二步中，两个不同的网络分别在属于两个红移范围的物体上进行训练。使用在贝叶斯框架中操作的标准MLP，发现对于GG（LRG）样本，最佳架构需要1个24（24）和24（25）个神经元的隐藏层。系统偏差的存在，然后通过插值得到的红移进行校正。在GG数据集上的最终结果给出了在红移范围[0.01，0.48]上的稳健的sigma_z = 0.0208，并且对于近距离和远距离样本分别给出了sigma_z = 0.0197和sigma_z = 0.0238。对于LRG子样本，我们发现在整个范围内，sigma_z = 0.0164，并且对于附近和远处样本，sigma_z = 0.0160，sigma_z = 0.0183。经过训练，网络已被应用于SDSS表GALAXY中的所有对象，匹配相同的选择标准，采用建立知识库，和光度红移约。得出了3千万个z<0.5的星系。还制作了一个包含LRG子样本光度红移的目录。
2007-03-09 astro-ph
Photometric Redshifts of Quasars
我们证明了斯隆数字巡天（SDSS）滤波器系统的设计和SDSS成像数据的质量足以确定准确和精确的光度红移（"photo-z“'s）的类星体。使用2625个类星体的样本，我们表明，尽管缺乏强大的photo-z技术通常需要的强连续中断，但photo-z确定甚至可能适用于z<=2.2。我们发现，使用我们的经验方法对我们已知的类星体样本，大约70%的光度红移是正确的，在δ z = 0.2以内;正确的光度红移的比例在z>3时甚至更好。类星体光度红移的精确度似乎并不依赖于i '中接近21等的星等。仔细校准21等的色红移关系，除了SDSS将用光谱确认的10^5类星体外，还可能发现10^6类星体候选者。我们讨论了从成像数据中有效地选择类星体候选者与光度红移技术和潜在的科学用途的大样本的类星体候选者与光度红移。
2001-06-03 astro-ph
Calibrating Photometric Redshifts of Luminous Red Galaxies
本文讨论了Sloan数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的测光红移星表的构造，强调了构造这样一个星表所必需的主要步骤--（i）测光选择样本，（ii）测光红移及其误差分布的测量，（iii）真实红移分布的估计。我们比较了两个光度红移算法，这些数据，发现他们提供可比的结果。通过对SDSS和SDSS-2dF光谱巡天的定标，我们发现在红移小于0.55时，测光红移精度为$σ\sim 0.03$，在较高的红移（$\sim 0.06$）时，测光红移精度为100 μ s。这些误差由光度散射以及模板、滤波器曲线和光度零点中的系统误差引起。我们还参数化的光度红移误差分布与高斯的总和，并使用该模型去卷积的测量光度红移分布的误差，以估计真正的红移分布。我们特别注意这种反褶积的稳定性，正则化的方法与真实的红移分布的平滑性的先验。我们开发的方法适用于一般的测光红移调查。
2005-05-24 astro-ph
Multicolor Photometry of the Galaxies in Abell 2255 by the BATC and SDSS Surveys
本文介绍了在BATC系统中用13个中间滤光片对邻近星系团Abell 2255进行的光学测光。在以这个富星系团为中心的58'× 58'的视场内，获得了7000多个光源的光谱能量分布（SED），这些光源的光谱能量分布低至V ~ 20。Abell 2255最近被SDSS观测到。探讨了将SDSS五个波段的光度数据与BATC SEDs相结合的方法。测光红移技术的应用表明，高分辨率的组合SED可以得到更精确的测光红移估计。基于214个光谱确认的成员星系，速度分布的双峰性和大的色散表明Abell 2255是一个非弛豫系统。在排除了254个已知红移的河外星系源后，利用测光红移技术和色-星等相关，对2522个星系的合并SED进行了进一步的成员选择。结果，313个光度红移在0.068和0.090之间的星系被选为新的星系团成员。合并的SED和估计的红移以前已知的和新选定的成员星系编目。在扩大成员星系样本的基础上，讨论了团星系的空间分布、定域速度结构、色-星等关系和光度函数。发现两个卫星子团位于中心浓度的相对两侧，这支持了正在进行的合并在阿贝尔2255的反向特有的速度。
2003-06-18 astro-ph
A Galaxy Photometric Redshift Catalog for the Sloan Digital Sky Survey Data Release 6
我们提出并描述了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布6（DR 6）的星系光度红移（photo-z）的目录。我们使用人工神经网络（ANN）技术来计算photo-z的和最近邻误差（NNE）的方法来估计photo-z的错误约77万对象分类为星系在DR 6与r < 22。photo-z和photo-z误差估计器在约640，000个星系的样本上进行了训练和验证，这些星系具有SDSS测光和SDSS，2SLAQ，CFRS，hocC 2，TKRS，DEEP和DEEP 2测量的光谱红移。对于两个最好的人工神经网络方法，我们已经尝试过，我们发现，68%的星系在验证集有一个photo-z误差小于sigma_{68} =0.021或0.024美元。在展示我们的结果和质量测试后，我们为用户访问公共数据提供了简短指南。
2007-07-31 astro-ph
Improving Photometric Redshifts using GALEX Observations for the SDSS Stripe 82 and the Next Generation of SZ Cluster Surveys
四个大面积的Sunyaev-Zeldovich（SZ）实验-- APEX-SZ、SPT、ACT和Planck --承诺通过数千平方度的高温（> 10^6 K）星系团气体对宇宙微波背景光子的扭曲（SZ效应）来探测星系团。一个大型的观测后续工作，以获得这些SZ检测到的集群的红移正在进行中。由于这些测量覆盖的区域很大，大部分的红移将通过光度红移（photo-z）技术获得。在这里，我们演示了，在一个应用程序中使用~3000 SDSS条纹82星系与r<20，如何添加GALEX测光（FUV，NUV）大大提高了光度红移的星系获得的光学griz或ugriz测光。在大光谱训练集可用的情况下，基于经验神经网络的技术（例如，ANNz）可以产生$σ_z = 0.018 (1+z)$的光z散射。如果大型光谱训练集不可用，GALEX数据的添加使得可以使用简单的极大似然技术，而不诉诸贝叶斯先验，并获得$σ_z=0.04(1+z)$，精度接近使用神经网络的光谱训练对ugriz观测获得的精度。这种改善对于蓝色星系尤其明显。为了实现这些结果，我们已经开发了一套新的高分辨率光谱模板的基础上的物理信息的恒星形成历史的星系。我们设想这些模板对下一代photo-z应用程序有用。我们在http://www.ice.csic.es/personal/jimenez/PHOTOZ上向社区提供我们的光谱模板和新的photo-z目录。
2008-03-21 astro-ph
Color-Induced Displacement double stars in SDSS
我们报告了天体测量色致位移技术（CID，由于不同颜色的分量对总光的不同贡献而导致的不同带通之间的光心位移）的首次成功应用，该技术最初由Wielen（1996）提出，用于发现未分辨的双星。使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布1与250万颗恒星亮度超过21米的u和g波段，我们选择了419个候选双星CID大于0.5弧秒。这些候选星的SDSS颜色大多与双星系统一致，包括一颗白矮星和任何光谱类型晚于~K7的主序星。这里讨论的天体测量CID方法与Smolcic等人（2004）讨论的SDSS中双星的光度选择是互补的，但是在两个选定的候选样本之间有相当大的重叠（15%）。这种重叠既证明了两种方法的物理合理性，也证明了SDSS数据的天体测量和光度测量质量。
2004-03-09 astro-ph
Photometric Selection of QSO Candidates From GALEX Sources
我们提出了一个目录的36,120类星体候选人从银河演化探测器（GALEX）第二版（GR 2）紫外目录和USNO-A2.0光学目录。选择标准是使用斯隆数字巡天（SDSS）的已知类星体建立的。然后，SDSS样本用于将个体概率分配给我们的GALEX-USNO候选者。平均概率为~ 50%，如果有比USNO更好的形态信息来消除星系，则平均概率将上升至~65%。对于i<=19.1，样本完成约40%。候选人在2 MASS、FIRST、SDSS和XMM-牛顿回转测量（XMMSL 1）中交叉识别，只要存在此类对应物。目前的星表覆盖了银河系纬度25度以上的GR 2的8000平方度，但随着新的GALEX数据的可用，可以扩展到满足这一标准的所有24,000平方度。
2007-06-21 astro-ph
Photometric redshifts with the Multilayer Perceptron Neural Network: application to the HDF-S and SDSS
提出了一种基于前馈神经网络的测光红移估计方法。本文用多层感知器（MLP）人工神经网络预测超深星系表HDF-S的光度红移。各种可能的神经网络的训练方法进行了探索，包括最深和最完整的光谱红移目录目前可用的（哈勃深场北数据集）和模型的光谱能量分布的星系在文献中。MLP可以在观测数据、理论数据和混合样本上进行训练。在HDF-S（44个星系）的光谱样本上测试了该方法的预测。在整个红移范围内，$0.1<z<3.5$，HDF-S的光度和光谱红移之间的一致性很好：混合数据的训练产生sigma_z（测试）~ 0.11，表明模型库与观测数据一起提供了对星系群的足够完整的描述。神经系统的能力也测试了在一个低红移制度，0<z<0.4，使用斯隆数字巡天数据发布一（DR 1）光谱样本。在88108个星系上得到的精度为sigma_z（test）~ 0.022。除了星系颜色之外的其他输入--例如形态、角大小和表面亮度--可以很容易地结合到神经网络技术中。考虑到该技术在大型数据库中的应用，一个重要的特征是计算速度：在评估阶段，在几秒钟内估计出10^5个星系的红移。
2003-12-02 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey Monitor Telescope Pipeline
斯隆数字巡天（SDSS）的光度校准是一个多步骤的过程，涉及三个不同望远镜的数据：位于亚利桑那州弗拉格斯塔夫站的美国海军天文台（USNO）的1.0米望远镜（用于建立SDSS标准星形网络）;位于新墨西哥州阿帕奇角天文台（APO）的SDSS 0.5米光度望远镜（PT）（计算夜间反射率和校准二次斑块转移场）;和SDSS 2.5米望远镜在APO（获得SDSS本身的成像数据）。在本文中，我们描述了监视望远镜管道，MTPIPE，用于处理SDSS光度校准中使用的单CCD望远镜数据的软件管道（即，USNO 1.0-m和PT）。我们还描述了转换方程，转换光度的USNO-1.0 μ 'g' r 'i'z'系统光度的SDSS 2.5 μ griz系统和MTPIPE软件的各种验证测试的结果。此外，我们还讨论了半自动PT工厂，它在费米实验室的日常标准SDSS操作中运行MTPIPE。最后，我们讨论了MTPIPE在当前SDSS相关项目中的使用，包括Southern u 'g' r 'i'z' Standard Star项目，u' g 'r' i 'z' Open Star Clusters项目和SDSS扩展（SDSS-II）。
2006-08-26 astro-ph
Selection of Metal-poor Giant Stars Using the Sloan Digital Sky Survey Photometric System
提出了一种从斯隆数字巡天（SDSS）的影像数据中光度选择贫金属晕巨星的方法。这些恒星在（g-r）与（u-g）色图中偏离恒星轨迹。基于一个样本的29个候选人的光谱，我们得出的选择效率的顺序为50%，恒星亮度比$r \sim 17^m$。从SDSS早期数据发布中选择的400度$^2$天空中的候选者跟踪已知的晕结构（来自人马座矮星系，天龙座矮球状星系的潮汐流），表明即使没有光谱信息，这种颜色选择的样品也可以用于研究晕结构。这种方法，以及用于选择晕星的补充技术，如RR天琴座星和其他蓝色水平分支星，可以根据SDSS成像调查产生前所未有的星系晕三维地图。
2002-11-26 astro-ph
Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933
我们同时对SDSS J123813.73-033933.0进行光谱和光度观测。根据Ha径向速度测量，我们确定该系统的轨道周期为0.05592+/-0.00002天（80.53分钟）。光谱显示出双巴耳末发射线，两侧是强而宽的吸收，表明白矮星的主要贡献。光度学光变曲线显示复杂的可变性。该系统经历周期性增亮，最高可达0.4等，在短时间尺度上是半周期性的，周期约为7-12小时。我们还检测到40.25分钟的光变（~0.15等），相当于轨道周期的一半。其振幅随系统周期性增亮而增大。
2004-09-27 astro-ph
Efficient Photometric Selection of Quasars from the Sloan Digital Sky Survey: II. ~1,000,000 Quasars from Data Release Six
我们从斯隆数字巡天（SDSS）的光度成像数据中选取了1，172，157个类星体候选者。这些天体都是点源，极限星等为i=21.3，从8417 sq。°的SDSS Data Release 6（DR 6）的图像。这个样本通过使用最新的SDSS公开发布的数据和探测UV过量和高红移类星体来扩展我们以前的目录。虽然增加高红移候选者会将目录的整体效率（类星体：类星体候选者）降低到80%左右，但预计它将包含不少于850，000个真正的类星体--大约是我们之前样本数量的8倍，大约是最大光谱类星体目录的10倍。我们的光度计目录和光谱类星体目录之间的交叉匹配来自SDSS和2dF调查，产生88，879光谱证实的类星体。对于明智地选择最强大的紫外线过量源（总共约500，000个物体），效率接近97% -足以进行详细的统计分析。星表对1型（宽线）类星体的完整性预计不会低于70%，大多数缺失的天体出现在z<0.7和2.5<z<3.0。除了分类信息，我们还提供光度红移估计（通常好到Delta z +/- 0.3 [2 sigma]）和与射电，X射线和自行目录的交叉匹配。最后，我们考虑目录的效用，确定类星体的光学光度函数，并能够确认平坦的明亮端斜率的类星体光度函数在z~4相比，z~2。
2008-09-23 astro-ph
Calibrated griz magnitudes of Tycho stars: All-sky photometric calibration using bright stars
在任意天体位置经常需要5%精度的光度校准;然而，现有的全天空天文目录没有达到这个精度，并且需要耗时的光度校准程序。用恒星光谱模板拟合了依巴谷B_T和V_T星等以及Tycho-2星表中恒星的2 MASS J、H和K星等。从每个恒星的最佳拟合光谱模板出发，计算了合成的SDSS格里兹星等，并构建了一个全天空亮星（V<12）格里兹星等目录。在SDSS测光望远镜观测上测试这种方法，我发现对于g、r、i和z波段，单个恒星的测光精度通常分别为0.12、0.12、0.10和0.08等（1西格玛）。然而，通过使用约10颗这样的恒星，每个校准场的典型误差（系统+统计）可以分别减少到g，r，i和z波段的0.04，0.03，0.02和0.02等。因此，如果在一台仪器的视场中可以观测到几颗校准星，则可以进行精确的光度校准。
2008-09-25 astro-ph
Updated Colors for Cool Stars in the SDSS
我们目前更新的颜色为M和L矮星的测光的基础上，从斯隆数字巡天（SDSS）的第三次数据发布。这些数据在质量和数量上都比以前的结果有所改进。我们还提供了更新的公式，用于确定光度的SDSS颜色的晚型恒星的视差。Walkowicz，Hawley & West（2004）最近提出了研究低质量恒星磁活动的新技术，他们的方法依赖于SDSS颜色的精确测定。我们推导出SDSS颜色和其他常见通带之间的新关系，并更新了Walkowicz等人（2004）的公式，用于确定M和L矮星的磁活动水平。
2005-04-29 astro-ph
Halo-model signatures from 380,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析了“MegaZ-LRG”中的小尺度聚类，这是一个从斯隆数字巡天的成像数据集中提取的大光度红移目录。MegaZ-LRG在一篇配套论文中提出，它的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.05。红移误差dz ~ 0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用380，000测光红移测量显着偏离正则幂律拟合角关联函数在一系列窄的红移切片，其中我们构建体积有限的样品。这些偏差是这些星系填充底层暗物质晕网络方式的直接标志。我们清楚地描绘了“1-halo”和“2-halo”聚类项的单独贡献，并通过参数化星系的晕占据分布N（M）来拟合我们的测量结果。我们的研究结果是成功地拟合的“中央”星系的贡献与“软”过渡从零到一个星系，结合幂律“卫星”星系的组成部分，其中的斜率是一个强大的功能星系光度。绝大多数星系被归类为其宿主暗物质晕的中心物体，而不是更大质量系统中的卫星。MegaZ-LRG星系的有效晕质量在log_10（M_eff / h^-1 M_sol）= 13.61 - 13.8的范围内（随着红移的增加而增加，假设大尺度归一化σ_8 = 0.8），相应的数密度在5.03 - 0.56 x 10^-4 h^3 Mpc^-3的范围内。我们的研究结果证实了有用的晕模型获得物理洞察星系团的模式。
2008-03-12 astro-ph
Light and Motion in SDSS Stripe 82: The Catalogues
我们在斯隆数字巡天（SDSS）条纹82中提供了一个新的光运动曲线的公共档案，从RA = 20.7 h到3.3 h，覆盖了赤经的99度，从Dec = -1.26至1.26度，在December跨越了2.52度，总天空面积约为249平方度。条纹82在u、g、r、i和z波段被反复监测了七年。对象在运行之间交叉匹配，同时考虑任何自行的影响。由此产生的目录包含了近400万条恒星和星系的光运动曲线。重新校准光度测量以校正变化的光度测量零点，对于点源和扩展源，在g、r、i和z波段分别实现~20 mmag和~30 mmag均方根（RMS）精度，最低可达18 mag。重新校准天体测量，以纠正SDSS天体测量解决方案中的固有系统误差，分别实现点源和扩展源的~32 mas和~35 mas RMS精度，最低可达18 mag。对于每条光运动曲线，推导出229个光度和天体测量量，并存储在更高级别的目录中。在光度方面，这些指标包括平均指数星等和PSF星等以及不确定性、均方根散射、每自由度的卡方、各种星等分布图、天体类型（恒星或星系）、食变指数、斯特森和维德里变化指数。在天体测量方面，这些量包括平均位置、自行以及它们的不确定性和每自由度的卡方。本文介绍的光动曲线星表是目前最深的大面积光度和天体测量变率星表。
2008-01-31 astro-ph
A New Technique for Galaxy Photometric Redshifts in the Sloan Digital Sky Survey
传统的光度学红移方法仅使用有关物体的颜色信息来估计它们的红移。本文介绍了一种利用颜色、光度、表面亮度和径向光剖面测量Sloan数字巡天（SDSS）星系红移的新方法。我们采取一种统计方法：从SDSS大尺度结构（LSS;光谱）样本的星系分布的红移范围内构建，和目标星系相比，这些分布。一个自适应网格的实施，以增加的LSS星系填充的参数空间的百分比。我们在LSS样本中的一个星系子集上测试了该方法，得出红色星系的rms Delta-z为0.025，蓝色星系为0.030（所有z < 0.25）。未来可能的改进，这种有前途的技术进行了描述，是我们正在进行的工作，以扩大该方法在更高的红移星系。
2008-01-10 astro-ph
Photometric Properties of Void Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
使用最近邻分析，我们构建了一个样本的空星系从斯隆数字巡天（SDSS）和比较这些星系的光度特性的人口的非空（墙）星系。我们跟踪密度场的星系使用体积有限的样品与z_{max} =0.089。来自于具有z \leq z_{max}和少于3个体积有限的邻居在7 h ^{-1}Mpc内的通量限制SDSS的星系被归类为空星系。这个判据意味着空星系周围的密度差δρ/ ρ< -0.6。从155，000个星系中，我们获得了13，742个具有z \leq z_{max}的星系的子样本，从中我们确定了1，010个星系为空星系。为了从SDSS中识别出另外194个在邻近宇宙r~ 72 h^{-1}Mpc中的暗空星系，我们使用从更新的茨维基星表和南天红移巡天中提取的体积有限的样本（z_{max} =0.025）来追踪星系分布。我们的空星系的绝对星等范围从M_r=-13.5到M_r=-22.5。使用SDSS光度法，我们比较了颜色，浓度指数，和Sersic指数的空隙和壁样品。空星系比密度高的星系要蓝得多。相对于空洞外的星系，M_r ~ M* +1且亮度更高的空洞星系总体平均更蓝，更集中（后一类）。后一种行为只能部分地解释为空洞中明亮的红色星系的缺乏。这些结果与冷暗物质模型中星系形成的半解析模型的预测基本一致，表明空星系应该相对更蓝，更像盘状，并且具有更高的比恒星形成率。
2004-09-15 astro-ph
Optical and Infrared Colors of Stars Observed by 2MASS and SDSS
我们讨论了光学和红外测光性能的恒星匹配的2微米全天巡天（2MASS）和斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据为50 deg2的天空。大约98%（63，000）的对象在2MASS点源目录中列出的分析区域在2 arcsec内匹配到SDSS源。匹配源代表该地区约800，000个SDSS源的8%，其中15%在SDSS成像数据中被解析，尽管它们在2MASS数据中被检测为点源。对于两次巡天中光度误差最小（< 10%）的大约14，000颗恒星，我们给出了光学和红外色星等和色色图。我们使用光学（SDSS）的颜色来识别恒星的光谱序列，并表明不同光谱类型的恒星可以有相似的红外颜色，从而使基于2MASS数据的恒星分类非常困难。然而，即使仅使用2MASS颜色，也可以以约95%的可靠性广泛分离为“早期”和“晚期”光谱类型（相对于类型K0）。匹配源在色星等图和色色图中的分布与恒星星族合成程序的预测结果进行了比较。我们发现，模型是在公平的整体协议的数据。最显着的差异被发现为“早期”到“晚期”类型的恒星的数量比（约2倍）和M星的颜色（高达0.2等）。
2000-10-02 astro-ph
