LAMOST星系红移巡天的数值模拟研究:(Ⅰ)理论模型及模拟样本构造

基于N体数值模拟技术,给出在各种宇宙学模型框架下,产生LAMOST红移巡天的模拟样本的方法．在模拟样本构造中,采用双参数的tagrange偏袒模型,并结合LAMOST的设计,考虑了径向选择效应及巡天几何的限制;同时还根据星系形态和环境的关系,进一步对模拟样本的星系形态进行分类．选择APM的亮星系样本对模型进行检验,并通过计算其角相关函数和模型进行比较．计算结果表明,对包括所有形态的星系样本,模拟样本给出了和观测相符的结果,而对基于Postman和Geller的形态一环境关系所得到的不同形态的模拟星系分布,模拟样本中的椭圆星系和透镜星系不足以解释APM亮星系样本中的成团强度,即强偏袒效应．最后,从实测角度出发,对采用的模拟方法和样本进行评估．     

LAMOST星系红移巡天的数值模拟[3mm］研究:(I)理论模型及模拟样本构造

基于N体数值模拟技术,给出在各种宇宙学模型框架下,产生LAMOST红移巡天的模拟样本的方法. 在模拟样本构造中,采用双参数的Lagrange偏袒模型,并结合LAMOST的设计,考虑了径向选择效应及巡天几何的限制;同时还根据星系形态和环境的关系,进一步对模拟样本的星系形态进行分类. 选择APM的亮星系样本对模型进行检验,并通过计算其角相关函数和模型进行比较. 计算结果表明,对包括所有形态的星系样本,模拟样本给出了和观测相符的结果,而对基于Postman和Geller的形态环境关系所得到的不同形态的模拟星系分布,模拟样本中的椭圆星系和透镜星系不足以解释APM亮星系样本中的成团强度,即强偏袒效应. 最后,从实测角度出发,对采用的模拟方法和样本进行评估.     

大天区星系红移巡天

星系的红移巡天是观测宇宙学中最基本的工作,有关宇宙大尺度结构研究中的许多关键问题,例如宇宙中最大结构的尺度,宇宙中大尺度结构的拓扑特征,以及有关宇宙物质分布的密度场和速度场的许多基本性质的研究,都依赖于覆盖面积足够大、极限星等足够暗的完备的星系红移大样本。通过对巡天的覆盖天区、巡天深度、选择方法、巡产率等方面的分析,比较了最近已完成的一些红移巡天（ＩＲＡＳ、ＣｆＡ、ＳＳＲＳ、ＯＲＳ和ＬＣＲＳ等）并     

星系巡天中的线性红移畸变效应

在红移巡天中，由于星系本动速度的存在，星系的三维空间分布图像将会发生畸变，这种效应使得我们可以用动力学与统计方法，通过测量线性红移畸变因子来获取宇宙中大尺度上物质分布的信息，介绍了线性红移畸变效应的图像、理论，以及线性红移畸变因子β的测量方法和一些最新结果。     

大天巨星系红移巡天

星系的红移巡天是观测宇宙学中最基本的工作,有关宇宙大尺度结构研究中的许多关键问题,例如宇宙中最大结构的尺度,宇宙中大尺度结构的拓扑特征,以及有关宇宙物质分布的密度场和速度场的许多基本性质的研究,都依赖于覆盖面积足够大、极限星等足够暗的完备的星系红移大样本．通过对巡天的覆盖天区、巡天深度、选样方法、巡样率等方面的分析,比较了最近已完成的一些红移巡天（IRAS、CfA、SSRS、ORS和LCRS等）并对计划中的2dF和SDSS巡天计划作了简要介绍．     

从准一维红移巡天样本分析大尺度结构

通过分析由五个笔形天区的完备红移巡天和九个1/3采样红移巡天得到的样本,研究了星系分布中的大尺度结构。用一种改进过的方法计算了该分布的分维。结果表明星系分布确实具有3—4.5h~(-1)Mpc的典型尺度,这与Shanks等的结果一致。     

星系的红移

红移（redshift）对于天文爱好者来说是一个非常熟悉的概念了。根据多普勒效应,波源朝向观察者运动时,光谱会向短波端移动,叫做紫移（blueshift）;反之,当波源背向观察者运动时,光谱就会移向长波端,产生红移（redshift）。     

红移畸变对宇宙学空洞的影响

为探索红移畸变对空洞性质的影响, 利用了一组星系形成半解析模拟星表数据, 采用VIDE (Void Identification and Examination toolkit)算法寻找真实空间和红移空间的宇宙学空洞, 根据空洞外围墙结构处的星系运动速度将空洞分为``塌缩型''和``膨胀型''. 结果表明: ``塌缩型''空洞所占比例会随着空洞的尺度变大而减少, ``膨胀型''空洞则与之相反, 两类空洞的平均有效半径在实空间中相差20%, ``塌缩型''空洞的平均径向密度轮廓显著高于``膨胀型''空洞. 利用成员星系将两种空间中的空洞进行匹配, 通过比较实空间和红移空间中空洞的数目分布, 发现实空间和红移空间中空洞的数目差异与空洞大小有关, 并且红移空间中有一半左右的空洞无法对应到实空间. 对匹配空洞, 红移畸变对``塌缩型''空洞的密度影响更大; 对未匹配空洞, 其密度轮廓与匹配空洞存在明显区别, 并且实空间中未匹配空洞其壳层星系向空洞内部运动的趋势更加明显.     

基于红移畸变测量宇宙结构增长率的进展

星系红移巡天的一个主要目标是依据光谱红移测距,详细刻画宇宙中星系的三维空间分布。由于星系本动速度的存在,红移空间的星系分布存在着严重畸变,在大小尺度上有着不同模式的各向同性偏离。通过对红移畸变的观测研究,人们可从中获取速度场的信息,因此,红移畸变已成为暗能量探测的重要探针之一,为检验宇宙学尺度上的引力模型提供帮助。当前星系红移巡天项目已经取得了非凡成功,为人们提供了详细的星系空间分布数据。人们据此测量了星系的相关函数和功率谱,提取了精确的红移畸变信号,并通过模型拟合限制出了一批不同红移处宇宙结构增长率的估值,为探索宇宙尺度的引力模式提供了数据支持。主要介绍红移畸变模型、星系红移巡天观测和宇宙结构增长率测量等研究进展。     

大样本红移巡天中测光误差对功率谱计算的影响

利用数值模拟方法产生一定巡天极限星等下的模拟星系样本,并加入测光误差,来考虑对功率谱计算的影响。在处理有限流量样本时,发现会引进功率谱的系统误差,而有限体积样本则可以很好地消除这种影响。在处理有限流量样本时,若巡天极限星等为20．5^m,在100－1000h^-1Mpc尺度,要求测光误差小于0．1^m,这时由测光误差引起的功率谱误差远小于由于巡天体积和星系数密度引起的功率谱的随机误差,因此可以忽略测光误差的影响。     

活动星系核的演化与宇宙学红移

通过搜集了457个活动星系核样本,根据活动星系核的演化实质是指宇宙时标上的变化,讨论了红移量与活动星系核演化的关系,最终证明了活动星系核的演化分为两个序列:(1)从类星体到Seyfert星系之间的演化;(2)平谱射电类星体(FSRQ)—BL Lac天体—射电星系(RG)的演化。     

星系传奇（6）：宇宙的结构

你来我往：虽然斗转星移不能用来描述遥远的河外星系,但地球上的日历还是忠实地记录着我们的琐屑。不知不觉中,《星系传奇》己陪着大家一同走过了2007。当我们还沉浸在对旋涡星系、椭圆星系和各种“另类”星系神奇美妙的回味中时,2008已悄然来到我们眼前。在这新桃换旧符的时刻,更觉能对宇宙最遥远的部分一探究竟之幸。本期将是《星系传奇》系列的最后一篇,尽管言犹未尽,但奈何工作繁杂,心有余而力不足。愧对《星系传奇》的各位读者,欢迎大家与我联系,别忘了邮箱：dnchen@bjp．org．cn     

远在天边和近在眼前的天文学前沿--高红移星系和太阳系外行星

介绍了目前人类在探索遥远和近邻宇宙这两个前沿方向上的一些进展，主要涉及高红移星系，包括作为活动星系核的类星体和太阳系外行星的发现情况、研究方法、科学意义以及未来的计划和展望。     

EGS场中高红移极亮红外星系的形态与结构

通过利用CANDELS-EGS(Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey-Extended Groth Strip)场中HST WFC3(Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3)F160W高分辨率的观测图像,研究了9个光谱红极亮红外星系的形态结构特征.发现这些星系的形态表现出多样性(从椭圆到多个亮核或弥散的结构),如:双核,气体桥,双不对称体,不规则或椭圆结构.为了定量地研究这些极亮红外星系的形态,测量了它们在静止光学波段的形态参数(基尼系数G和矩指数M20).与近邻极亮红外星系相比,高红移极亮红外星系的G偏小而M20偏大,表明这些星系的星族分布聚集度小且不对称性大.基于对样本中极亮红外星系2维面亮度轮廓的拟合,得到这些星系的有效半径分布在2.4 kpc到5.8 kpc之间,其平均值是(3.9±1.1)kpc.相比较于近邻相似质量的恒星形成星系来说,高红移极亮红外星系的平均大小要小1到2倍.在类似红移和红外光度条件下,得出的这些结果也与其它文献中给出的结论相一致.     

两点相关函数、关联分维及IRAS星系大尺度分布的典型尺度

本文对两点相关函数及关联分维间的关系进行了讨论，以ＩＲＡＳ星系红移巡天样本作为例子进行分析，分析结果表明，在大尺度（≥１５─２０ｈＭｐｃ）上，ＩＲＡＳ星系的分布既不能用简单幂律形式的两点相关函数，也不能用简单分形来描写。它可以用多级分形来更好地描写。多级分形结构的主要特征之一是存在典型尺度，即相邻分形级间的转变尺度，用非归一计数方法可以有效而准确地确定这些典型尺度，存在典型尺度对目前已有的结构形成模型提出了挑战。     

星系金属丰度的研究进展（I）：定标方法

金属丰度是表征星系特征的重要参量，对于理解星系的形成与演化具有重要意义．随着观测设备的不断完善与发展，已经获得越来越多的星系（包括近邻星系、中等红移及高红移星系）金属丰度的观测资料。在光致电离模型方面也取得了很大进展．这些对于理解星系中金属及恒星成分的累积历史有非常重要的作用．有多种方法可以用来估计星系的金属丰度（主要是星际介质中气相的O丰度），介绍和评述了估计星系的O丰度的多种方法，包括电子温度的方法、R23方法以及其他一些“强线”比值的方法，并给出了相应的解析公式，同时介绍了电离星云的物理本质及由光致电高模型估计星系金属丰度的方法．还给出了估计星系的C和N元素丰度的方法．     

星系探秘：恒星从何而来（2）

纷乱的气流和庞杂的星际尘埃,以及恒星形成时的猛烈星风,宇宙中所有最纷繁的元素仿佛都被凝聚于大质量恒星的“育婴室”,所以我们才能欣赏到像猎户座大星云和船底星云那样极尽奢华而又震撼人心的宇宙风景。但同时,混乱而繁杂的环境对天文学家们研究这些大个子恒星的身世之谜平添了诸多障碍。