Shrinking of Cluster Ellipticals: a Tidal Stripping explanation and Implications for the Intra-Cluster Light
我们通过分析$0.015<z<0.080$上24个星系团的228个椭圆星系的均匀CCD数据来寻找椭圆星系潮汐剥离的证据。我们调查偏离标准的星等照度的大小关系，作为环境（集群中心距离，本地星系密度）和结构（集群速度色散，Bautz-Morgan型）属性的函数。我们发现，对于任何特定的星系光度，星系团内部和致密区的椭圆星系比外部的椭圆星系小约5%，这与Strom & Strom（1978）基于照相测光的发现是一致的。零假设（即，星系的大小与星系团的中心距离或密度无关）的显著性水平低于99.7%。Aguilar & White（1986）的数值模型预测潮汐剥离会导致椭圆星系整体结构的变化，从而使星系收缩和变亮，这与我们的测量结果以及Trujillo等人（2002）的发现在定性上是一致的，即更集中的椭圆星系分布在更密集的区域。我们的观测结果可以被解释为恒星从星系团中心/密集区域的椭圆星系中剥离的证据，有助于在这些结构中观察到的星系团内光。
2006-02-01 astro-ph
A Constraint on the Formation of Dwarf Elliptical Galaxies in the Dense Coma Cluster Core
本文分析了后发座星系团核心中一个新的$\simeq 250$矮椭圆星系的深CCD测光和位置。一个显着的颜色梯度被检测到在其投影的径向分布，给出了$Δ(B$- $R)/Δ(\log R_{\rm cc}) = -0.08\pm0.02$马格。校准这些dE星系对银河系球状星团产生相应的金属丰度梯度，这是$Z \propto R_{\rm cc}^{-0.29}$。模拟显示，投影径向分布中的该梯度对应于真实（三维）径向颜色梯度，其在相同的径向范围上表现为$Δ(B$- $R)/Δ(\log r) \simeq -0.20$ mag或$Z \propto r^{-0.69}$。如果这个径向梯度是一个原始的，它是一致的模型，其中的团内气体施加了显着的限制压力，阻碍了超新星驱动的富含金属的气体从年轻的dE星系外流。
1996-07-25 astro-ph
Probing the Age of Elliptical Galaxies
在本文中，我们解决的问题，年龄和金属丰度的影响是否可以解开的援助的宽带颜色和光谱指数的吸收特征强度，从而可以推断椭圆星系的年龄。所检查的观测数据是Gonzales（1993）的星系样本的指数H β和[MgFe]以及速度弥散σ，并由Burstein等人（1988）的紫外线数据，即颜色（1550-V）补充。进行分析的援助下的化学光谱光度模型的椭圆星系的原始气体（旨在模拟的崩溃阶段的星系形成）和星系风的发生。星系模型来自Tantalo et al.（1995）。
1996-02-07 astro-ph
CCD photometry of the Tucana dwarf galaxy
本文介绍了最近发现的矮星系杜鹃座中$\sim360$星的$V$和$I$ CCD测光。大视场的研究和精确的光度校准使我们的数据补充更深的HST光度。从红巨星分支尖端的$I$星等，我们估计距离模数$(m-M)_0=24.69\pm0.16$，对应于$870\pm60$ Kpc，确认杜鹃座是一个孤立的矮椭球体，几乎位于本星系群的边界。根据红巨星分支尖端的颜色，并通过与银河系球状星团巨分支的直接比较，我们估计金属丰度[Fe/H]= $-1.8\pm0.2$，没有明显的金属丰度分布迹象。颜色-星等图表明，在银河系球状星团恒星形成时期，杜鹃座有过一次恒星形成爆发。没有证据表明存在中间或年轻的恒星星族。我们得到的V光度剖面，表面密度轮廓的解决的恒星，和结构参数的杜鹃，从我们确认，杜鹃参与的一般金属丰度-表面亮度-绝对星等关系所定义的银河系和M31矮椭球和矮椭圆同伴。
1996-04-30 astro-ph
The Nature of Ionized Gas in Giant Elliptical Galaxies
我回顾了目前的理解的起源和性质的“温暖”的电离气体在巨大的椭圆星系在最近的成像和光谱调查的结果。CCD成像测量显示，即使在X射线最亮的系统中，发射线盘或灯丝（通常）也与尘埃吸收有关。这强烈表明，这种电离气体的起源通常不是通过“冷却流”;星系相互作用是有利的。使用从一个新的分光光度调查的“正常”椭圆星系覆盖整个光学范围的数据，在巨大的椭圆形扩展电离气体被发现-无一例外-LINER类，最有可能不是由恒星形成活动。我讨论了两个独立的证据，这表明，在巨大的椭圆星系的扩展气体电离的分布式电离源的装置：（i）一个显着的相关性之间存在的H-α +[NII]光度和光学光度的电离气体所占据的区域内，和（ii）气体的电离参数不随银河中心半径的变化显着。两个潜在的电离源进行了评估：光电离的老热恒星（后AGB和/或AGB-曼克'型）和机械能通量从电子传导热，X射线发射气体。
1998-09-04 astro-ph
Testing the Surface Brightness Fluctuations Method for Dwarf Elliptical Galaxies in the Centaurus A Group
我们已经获得了深B和R-波段CCD测光的5 dE星系，以前确定施密特电影覆盖的Cen A组区域。从R波段CCD图像的傅立叶分析，我们确定了每个恒星系统的表面亮度波动（SBF）幅度。所有的星等都是相似的，这表明这些低表面亮度的星系位于大约相同的距离，而不管假设的SBF零点。长缝光谱已经被用来计算其中两颗矮星ESO 269 -066和ESO 384 -016的红移。速度确定他们毫不含糊地作为岑A组成员。光谱的年龄-金属丰度分析揭示了这两种情况下的潜在的古老和贫金属的恒星星族。结合光度和光谱的结果，我们发现强有力的证据表明，确实所有的dEs是岑A组成员。根据已公布的两个主要的Cen A星系NGC 5128和NGC 5253的精确距离，我们采用3.96 Mpc的平均群距来校准视涨落幅度。所得到的dEs的绝对SBF幅度\bar{M}_R与颜色（B-R）_0相关，因为良好的一致性允许在0.8<（B-R）_0<1.5的颜色范围内对dEs的SBF方法进行校准。其中一颗矮星ESO 219 -010位于Cen A群核心的后面，距离为4.8 Mpc，而其余四颗则恢复了校准中的平均群距离3.96 Mpc。该组的深度仅为0.5 Mpc，这表明Cen A组是一个空间隔离良好的星系聚集体，与附近的Sculptor组形成对比。
1999-12-01 astro-ph
Surface Photometry of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205
本文介绍了本星系群矮椭圆星系NGC 185和NGC 205中心（6 '.35 × 6'.35）区域的BVRI CCD面测光。NGC 185（R < 225英寸）和NGC 205（R < 186英寸）的表面亮度轮廓显示中心区域存在过量成分。NGC 185的颜色在R < 25”时向内变蓝，而在R >= 25”时保持不变。NGC 205的颜色在1”< R < 50”处向内变蓝，外部保持平坦。我们的测光，补充测光的基础上的远紫外和可见光图像的HST档案数据，表明有一个反转的颜色在非常核心的区域（约1”）。与邻近地区相比，核心部分的核的红色的影响进行了讨论。在这些星系的中心区域，多余的成分的数量估计为~10^5太阳光度。还研究了这两个星系中心区域尘埃云的分布。
1998-06-02 astro-ph
Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies
利用一种新的粒子数合成程序，构造了椭圆星系的演化模型。模型参数进行校准，重现观测到的色-星等（CM）关系的后发座椭圆在$V-K$与$M_{V}$图。SEDs在恒星年龄和金属丰度方面退化。试图打破这种简并，通过模拟椭圆星系CM关系的演化，基于两种不同的解释，即，CM关系反映了不同平均恒星年龄或不同恒星金属丰度。与两个遥远星系团Abell 2390（$z=0.228$）和Abell 851（$z=0.407$）中E/S 0星系的CM图的对抗再次证实了先前的CM关系主要是金属丰度效应的争论。这个结论既不依赖于模型参数，也不依赖于所采用的宇宙学参数。
1996-09-24 astro-ph
New Planetary Nebulae in the Northern Galactic Plane
我们提出了深Halalpha +[N II] CCD图像的选定的新行星状星云（PNe）发现通过[O III] 5007 A发射线调查在银河系隆起地区与l > 0度。我们总共探测到了200多个天体，其中包括45个新的PNe。深Halalpha +[N II] CCD图像以及低分辨率光谱获得新的PNe，以详细研究它们。他们的第一个形态学研究表明，它们中的大多数是圆形的（60%），而椭圆形和双极分别为31%和9%。63%的圆形PNe呈环状结构，37%的圆形PNe呈致密结构。
2003-11-25 astro-ph
The structure of elliptical galaxies in the Virgo cluster. Results from the INT Wide Field Survey
我们报告一个完整的CCD成像调查的226个椭圆星系在东北象限的室女星系团，在这个集群中的巨大和矮椭圆星系的属性的代表。我们用Sersic r^（1/n）光分布模型拟合了它们的径向光分布。我们证实了Graham & Guzman（2003）的结果，即当考虑其他结构参数时，E和dE星系在光度-<mu>e平面上不再出现明显的二分法，这完全归因于“核心”星系在B_Tsim-20.5等的开始。当不考虑“核心”星系时，E和dE形成一个独特的家族，n随光度线性增加。对于90个星系，我们分析的B-I色指数，在核和外部区域。这两个指数都是蓝色的亮度越暗。我们还发现，外部颜色梯度不显示任何显着的相关性与亮度。所有颜色指示器中的散射在光度较低时显著增加，例如，比B_T sim-15暗的星系具有0.5等的B-I扩散。
2004-10-08 astro-ph
Interstellar matter in Shapley-Ames elliptical galaxies. IV. A diffusely distributed component of dust and its effect on colour gradients
在椭圆星系中尘埃的存在最近被证明是相当普遍的。深光学多色CCD成像揭示了尘埃带和斑块的存在，而共同添加IRAS调查扫描的技术导致了许多椭圆星系的探测。光学和远红外巡天报告了类似的尘埃探测率，这可能表明椭圆星系中的尘埃通常分布在光学探测到的通道或斑块中。然而，我们在这里表明，来自消光值的尘埃量通常是一个数量级小于来自IRAS通量密度，在强烈对比的螺旋星系的情况。为了解开这个难题，我们假设椭圆星系中的大多数尘埃是以扩散分布的成分存在的，这是用光学方法无法检测到的。采用多重散射模型的尘埃，我们表明，这种新假设的尘埃成分的存在意味着显着的径向颜色梯度，基本上被认为是从恒星星族梯度只。弥散分布的尘埃成分的能量被证明是一致的IRAS数据。将椭圆星系中嵌入炽热的X射线发射气体中的可探测尘埃量与尘埃产生和破坏速率相等的情况下预期的尘埃量进行比较，表明椭圆星系中的大多数尘埃都是从其他星系中吸积而来的。
1995-04-05 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
Evolution of Hot Gas and Dark Halos in Group-Dominant Elliptical Galaxies: Influence of Cosmic Inflow
我们研究了在一个简单的平坦宇宙中诞生的大质量椭圆星系中的热星际气体的完整动力学演化。在回转半径内，暗物质以自相似的方式流入静止的Navarro-Frenk-White晕和重子气体激波。经过几个千兆年，当足够的气体在吸积激波中积累时，de Vaucouleurs恒星系统被构建，II型超新星的能量被释放。恒星和暗晕与NGC 4472相匹配。气体继续进入星系的二次陷落和恒星质量损失的基础上萨尔彼得IMF。经过大约13个回旋后，热气体中的温度和密度分布与NGC 4472中观测到的热星际气体相当吻合。由于超新星驱动的外流，目前重子分数有一个深的最低值外星系晕。当相对富含气体的X射线发光模型在早期被空间截断，模拟可能在星系群动力学过程中发生的潮汐事件时，截断模型的当前轨迹正好沿着$L_x$，即观测良好的椭圆星系之间的X射线大小相关性，为我们简单的椭圆演化模型提供了另一个惊人的证实。
1998-08-18 astro-ph
Spectro-Photometric Evolution of Elliptical Galaxies. III. Infall models with gradients in mass and star formation
在这项研究中，我们提出了一个简单的椭圆星系模型，旨在解释在这些系统中观察到的颜色和窄带指数的梯度。该模型的突出特点是质量密度和恒星形成的梯度和原始气体的下降，旨在模拟星系坍缩到暗物质的势阱。采用多区模型，我们详细遵循恒星形成，气体消耗和化学富集的星系的历史，并允许根据经典的超新星（和恒星风）的能量存款的星系风的发生。该模型的轮廓，气体吸积的时间尺度和恒星形成率作为银河系中心距离的函数，特别是，试图密切模仿从树SPH动力学模型的结果。尽管从许多观点（我们都很清楚）都可以对模型中的相同的具体成分提出质疑，但模型预测必须被视为一种粗略的工具，用于探索气体吸积和恒星形成的不同接收的后果，其中简单的单区方案被抛弃。借助于这个模型，我们讨论了椭圆星系的金属丰度、颜色和窄带指数梯度的观测数据。
1998-04-21 astro-ph
The star formation history of the Local Group dwarf elliptical galaxy NGC 185: II. Gradients in the stellar population
利用新的地面$H_α$和$BVI$测光以及合成色星等图（CMD）研究了dE NGC 185的恒星形成历史及其空间变化。我们发现，大部分的恒星形成于NGC 185在其演化的早期。在那之后，恒星的形成速度一直很低，直到最近，在银河系中检测到的最近的恒星形成活动痕迹的年龄约为1亿年。恒星形成率，$ψ(t)$为老和中间年龄显示了一个梯度，在这个意义上采取较小的值较高的银河系中心半径。此外，仅在中心$150 \times 90$ pc $^2$中发现了最近的恒星形成，在那里发现了最年轻的1亿年前的星群.利用$B$中的新CCD图像和Baade的原始照相底片，讨论了Baade（1951）在NGC 185中心发现的明亮的蓝色{ \it星}，得出了它们大多数实际上是星团的结论.一个一致的图像出现在NGC 185的中心区域观察到的气体将有一个内部起源。演化的恒星将气体返回到ISM的速率足以在星系中心观察到最近的恒星形成，SN速率可能足够低，以允许星系保留新恒星世代中未使用的气体。
1999-07-05 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
Luminous red stars in Local Group dwarf elliptical galaxies: an intermediate-age population?
在本文中，我们表明，在附近的矮椭圆（dE）星系的色星等（CM）图中，第一红巨星分支（TRGB）顶端上方的光学亮星，通常被解释为中间年龄人口存在的指示，在某些情况下，可能是一个纯粹的老人口系统上的观测效应的人工制品。为此，CM模型图已被计算模拟的观测效果，可以发现在不同地区的本星系群dE星系。最初的合成CM图代表了一个纯粹的旧系统，恒星形成仅从15 Gyr延伸到12 Gyr。基于这些模型图，我们分析了一个假设的地面观测者可能得出的结论，即红巨星分支（TRGB）顶端上方存在一个恒星群，可以解释为一个中等年龄的人口，通过使用文献中广泛使用的两个年龄指标：i）渐近巨星分支（AGB）相位尖端的辐射热星等，以及ii）CM图中AGB与红巨星分支（RGB）恒星的比率。我们的分析表明，如果忽略观测效应，这两种方法的应用将导致在星系内部区域发现一个虚构的中年人口，那里的拥挤程度更严重。
1997-04-02 astro-ph
Surface brightness fluctuation distances for nearby dwarf elliptical galaxies
我们获得了矮椭圆星系DDO 44、UGC 4998、KK 98_77、DDO 71、DDO 113和UGC 7356在NOT的B波段和R波段CCD图像。利用傅里叶分析技术，我们测量了29个不同视场的恒星R波段表面亮度起伏（SBF）和星等。DDO 44、KK 98_77、DDO 71的红巨星分支的独立尖端距离被用来将它们的视星等转换成绝对SBF星等。结果与当地的（B-R）颜色相结合，并与（B-R）- \bar{M}_R的关系，主要是老的，金属贫恒星星族预测的Worthey的人口合成模型使用帕多瓦等时线。虽然颜色依赖性的理论关系是由经验数据证实，我们发现一个系统的零点偏移观测和理论之间的意义上说，模型是太微弱的0.13+-0.02马格。基于这些发现，我们建立了一个新的半经验校准的SBF方法作为距离指标的dE星系的估计不确定性约为10%。首先利用改进的定标方法，我们确定了另外三颗早型矮星的SBF距离。虽然在M81群区域发现，但先前的速度测量表明UGC 4998是在背景中。这张照片被我们的SBF距离10.5+-0.9 Mpc证实。我们可以进一步确认DDO 113是一个位于犬座金星I（CVn I）云近侧的昏暗恒星系统，距离为3.1+-0.3Mpc。在我们的样本中，第二个CVn I成员UGC 7356位于6.7+-0.6 Mpc处，空间上接近M106。我们推导出BR表面亮度分布和颜色梯度的所有…
2001-10-31 astro-ph
Dissipationless collapse of a set of N massive particles
通过模拟由几个分布函数产生的N个粒子的坍缩，研究了自引力系统的形成。我们首先建立这样的模拟的结果依赖于N的小值N。我们完成了以前的工作阿吉拉尔和梅里特关于形态隔离之间的球形和椭圆形的平衡。我们发现并解释了两个新的偏析：一个涉及的平衡核心的大小和其他的平衡温度。所有这些特征都可以用来解释自引力天体的某些全局性质：球状星团和中心黑洞的起源或椭圆星系的形状。
2003-10-30 astro-ph
A deep wide survey of faint low surface brightness galaxies in the direction of the Coma cluster of galaxies
我们报告了在后发座星系团为中心的0.72x0.82 deg 2区域内寻找微弱（R总星等小于21）和低表面亮度星系（R中心表面亮度小于~24）（fLSB）。我们分析了在CFHT使用CFH 12 K相机获得的深B和R波段CCD成像，发现了735 fLSB。后发座星系团红移时的总B星等在-13到-9之间，B中心表面亮度为27等/角秒2。使用空字段比较，我们表明，这些fLSB中的大多数可能是昏迷集群内。我们提出的结果比较投影的fLSB分布与正常星系的分布和已知的X射线过密度。我们还研究了它们的投影分布相对于它们在颜色星等关系中的位置。对于2/3的样品，fLSB的颜色在B-R~0.8和~1.4之间变化，这部分与已知的后发座明亮（R<18）椭圆星系的CMR红色序列一致。这些fLSB很可能遵循与巨型椭圆星系相同的演化，这与简单的反馈/坍缩形成和被动演化一致。这些fLSB主要聚集在NGC 4889周围。我们发现了另外两个不同的fLSB种群。与巨大的椭圆红色序列相比，这些星系群的颜色分别更红和更蓝，可能是由剥离的微弱椭圆星系和螺旋星系剥离的物质形成的。
2006-10-06 astro-ph
New distances of unresolved dwarf elliptical galaxies in the vicinity of the Local Group
本文利用2.56米北欧光学望远镜获得的深B波段和R波段CCD图像，计算了9个早型矮星系和S 0星系NGC 4150的表面亮度起伏距离。通常情况下，在不同的银河系中心距离的六个恒星场被选择为每个星系适当的前景恒星和其他污染物，傅立叶分析，以确定距离，这是发现在3至16 Mpc的范围内。因此，SBF方法被证明可以有效地测量距离地面的中口径望远镜的星系，只有尖端的红巨星分支方法结合哈勃太空望远镜一直到现在。我们得到了以下距离模：28.11 +/- 0.15 mag（或4.2 +/- 0.3百万秒差距），UGC 1703，27.61 +/- 0.17等（或3.3 +/- 0.3 Mpc），对于KDG 61，29.00 +/- 0.27 mag（或6.3 +/- 0.8 Mpc），UGCA 200，27.74 +/- 0.18 mag（或3.5 +/- 0.3百万秒差距），UGC 5442，30.22 +/- 0.17等（或11.1 +/- 0.9百万秒差距），UGC 5944，30.79 +/- 0.11等（或14.4 +/- 0.7 Mpc），NGC 4150，31.02 +/- 0.25 mag（或16.0 +/- 1.9 Mpc），适用于BTS 128，29.27 +/- 0.16 mag（或7.1 +/-0.6 Mpc）（UGC 7639），30.19 +/- 0.23 mag（或…
2005-06-27 astro-ph
Simulating Merging Galaxies: The Infrared View
我们计算多波长的光谱能量分布（SED）（跨越光学毫米波长）从模拟的主要星系合并使用的三维辐射转移代码，它对待的吸收和散射的辐射，以及从尘埃颗粒自洽的再发射。这些计算使我们能够推导出从X射线到毫米波长的相关性。我们确认观察到的斯皮策太空望远镜的IRAC波段的相关性，以及在IRAS时代观察到的相关性。我们还做出了应该可以通过未来仪器测试的预测。从合并模拟计算通量所提供的动力学方法的强大之处在于，我们可以直接将IRAC颜色-颜色图中观察到的数据中的聚类与系统在颜色-颜色空间区域中花费的相对时间量相关联。我们还提供了涵盖SMG生命周期的相册，从合并前阶段的婴儿期到椭圆星系的最后阶段，如各种波段所见。最后，我们将模拟的SED与SMG最近的观测结果进行了比较。我们的计算，匹配本地ULIRGs和更高的红移系统的相关性观察，表明与黑洞反馈的主要合并的模拟提供了一个很好的框架内，了解本地ULIRGs的排放，和他们的高红移表亲，亚毫米星系。
2006-10-29 astro-ph
The Ultra-Luminous X-ray Source Population from the Chandra Archive of Galaxies
利用Chandra的先进CCD成像光谱仪在82个星系中观测到154个分立的非核超亮X射线源，其本征X射线光度> 1 e 39 ergs/s。源位置，X射线光度，光谱和定时特性列表。这些X射线属性和那些较弱的离散源在相同的领域之间的统计比较。高于~ 1 e38 erg/s的源显示相似的空间、光谱、颜色和可变性分布。特别是，在样本中没有令人信服的证据来证明一种新的和独特的X射线物体，如中等质量的黑洞。ULX的累积X射线光度函数与钱德拉深场结果的比较表明，约25%的源可能是背景天体，包括14%的螺旋星系样本中的ULX候选者和44%的椭圆星系样本中的ULX候选者，这意味着椭圆星系的ULX人口受到背景活动星系核的严重影响。与宿主星系性质的相关性证实了ULX的数量和总X射线光度与最近的恒星形成以及星系合并和相互作用有关。ULX在恒星形成星系中的优势以及它们与亮度较低的光源的相似性表明它们起源于年轻但寿命较短的人口，例如高质量的X射线双星，其贡献较小（基于光谱斜率）来自最近的超新星。椭圆星系中ULX的数量与宿主星系的质量成比例，并且可以最简单地解释为低质量X射线双星群体的高光度端。
2004-05-25 astro-ph
IMAGING OF LOW REDSHIFT QSOs WITH WFPC2
本文叙述了用哈勃空间望远镜的PC-2 CCD对两个红移~0.3的明亮类星体的观测。1403+434是红外明亮和无线电安静的，2201+315是无线电响亮的扩展结构。使用F702 W和F555 W过滤器进行曝光。这些图像本身被去卷积，并与0.5角秒的地面图像相结合。两个宿主星系都有明亮椭圆星系的形状和光度，其核心的光度高出1-2倍。1403+434是强烈的相互作用，而2201+315可能处于合并的后期阶段，两者都有一个较小的伴星。这两个宿主星系都有紧密的结和其他小尺度的奇特特征。最后，以6个类星体的总程序样本为基础，给出了一些一般性的说明。
1995-02-07 astro-ph
The Globular Cluster Systems of the Early-type Galaxies NGC3379, NGC4406, and NGC4594 and Implications for Galaxy Formation
本文研究了Virgo椭圆星系NGC 4406、场椭圆星系NGC 3379和场S 0星系NGC 4594的球状星团（GC）系统的全局性质。这些星系被观察到的一部分，宽视场CCD调查的GC人口的样本正常星系超出本星系群。在Kitt Peak 4-m上使用Mosaic探测器获得的图像提供至少24 '或70-100 kpc的径向覆盖。我们使用BVR光度法和图像分类来选择GC候选物，从而减少非GC的污染，并使用HST数据来帮助量化残留的污染。所有三个星系的GC系统都有至少两个峰值的颜色分布，并显示出适度的负颜色梯度。蓝色GC的比例范围为总人口的60-70%。NGC 4406的GC比频率（S_N）为3.5+/-0.5，比过去的估计低20%，与我们巡天中的另一个椭圆室女星系团NGC 4472的S_N几乎相同。NGC 3379和NGC 4594的S_N分别为1.2+/-0.3和2.1+/-0.3;这些值与过去的值相似，但误差已减少了2-3倍。我们将我们的结果与大质量星系及其GC系统的形成模型进行比较。在我们考虑的情况下，一个分层合并的图片-其中贫金属GC在原银河系建筑块中形成高红移，富金属GC人口在随后的富气体合并过程中建立-似乎与数据最一致。[删节]
2003-10-09 astro-ph
Probing the Redshift Desert Using the Gemini Deep Deep Survey: observing galaxy mass assembly at z>1
双子座深空巡天的目标是推动对完整星系样本（红色和蓝色天体）的光谱研究显著超过z=1;这是目前哈勃椭圆星系和螺旋星系序列已经存在的红移。在z=2的宇宙中，目前唯一被光谱学证实的星系是蓝色的、恒星形成的和碎片形态的。探索这种转变意味着填补“红移沙漠”1<z<2，那里缺乏光谱测量。为了做到这一点，我们需要确保最古老，最红的星系（候选椭圆星系）的红移超过z>1，这使得我们进行了有史以来曝光时间最长的红移调查：100 ksec的光谱MOS曝光与双子座北GMOS。我们已经开发了一种CCD“点头和洗牌”技术的实现，以确保在这些超深曝光中精确的天空减法。在一半的时候，GDDS现在有大约36个星系在红移沙漠1.2<z<2延伸到z=1.97和I<24.5，具有基于弱静止帧紫外吸收特征的安全红移，对于红色，老物体和年轻，蓝色物体都是如此。星系聚集的高峰期现在首次通过直接光谱研究来探测。我代表GDDS小组介绍我们关于“红移沙漠”中星系性质的第一个结果。
2003-11-03 astro-ph
Simulating Our Cosmological Neighborhood: Mock Catalogs for Velocity Analysis
我们描述了一个N体模拟的建设，模仿真实的速度和质量密度场在一个盒子的边256 \hmpc的本地集团，和生产的模拟目录，详细模仿当前的目录的红移和奇特的速度。我们的主要目的是提供一个开发和测试重建方法的工具，但该方法的不同组成部分可以在其他应用程序中使用。初始条件是基于IRAS 1.2Jy红移测量，假设星系跟踪质量和Ω = 1。利用准线性理论和保幂滤波器，从红移观测数据中恢复了一个平滑的密度场。利用Zel 'dovich-伯努利方程将相应的势场追溯到线性区域。小尺度功率通过约束实现来模拟星系尺度上的波动。用2 \hmpc分辨率的PM码对引力系统进行了时间向前演化。结果再现了大尺度上的真实动力学结构和星系尺度下的结构统计特性。通过线性偏置方案（b = 1.35）识别“Galvanites”，并将它们分为“螺旋”和“椭圆”，以遵守Dressler的形态-密度关系。星系被分配的内部速度参数和绝对星等分散在一个假设的平均塔利-费舍尔关系。然后，它们被“观察”为星等有限的样本，试图模仿构成Mark III特殊速度目录的数据集的选择标准。还编制了人工IRAS 1.2Jy红移巡天。模拟和模拟目录将以电子方式提供，作为测试重建方法的基准。
1995-09-12 astro-ph
The Morphology of HII Galaxies
我们目前的CCD图像的39个HII星系的样本在丹麦1.54米望远镜的La Silla。这些图像用于分析这些发射线矮星的形态，以及恒星形成结和底层星系的结构特性。测量了星爆的大小。我们提出了一个形态分类的基础上存在或不存在的迹象，尾巴，延长，或扭曲的外部等照度线。这一标准隔离的对象分为两个广泛的形态类型具有不同的物理特性：更多的干扰和扩展（I型）HII星系具有更大的光度和速度色散比更紧凑和定期（II型）对象。的相对位置的HII星系和样品的矮椭圆星系的[R -西格玛]图支持的假设，一个可能的演化之间的联系，这两种类型的星系。
1997-01-13 astro-ph
Distances from Surface Brightness Fluctuations
从星系表面亮度的空间波动来测量星系距离的做法已经有十年的历史了。虽然过去的几篇文章已经包括了一些评论材料，但这是第一篇对表面亮度波动（SBF）方法进行全面评论的文章。这种方法在概念上非常简单，基本思想是附近的（但未解决的）星团和星系看起来“凹凸不平”，而更遥远的则显得平滑。这是量化的通过测量的泊松波动的幅度在由CCD像素（通常在椭圆星系的图像）所包含的未解决的恒星的数量。在这里，我们描述了SBF测量所涉及的技术细节和困难，讨论了该方法的理论和经验校准，并回顾了该方法在地面和空间，光学和近红外的众多应用。我们包括讨论的恒星星族的影响和“普遍性”的SBF标准蜡烛。最后一节考虑了该方法的未来。
1998-07-13 astro-ph
The APM Bright Galaxy Catalogue
APM亮星系表列出了南天4,180平方度区域内亮度超过$b_J$ 16.44等的14,681个星系的位置、星等、形状和形态类型。银河系和恒星的图像已经从英国施密特望远镜（UKST）IIIaJ天空调查的玻璃复制板上定位，使用的是英国剑桥的自动摄影测量（APM）设施。大多数恒星图像都被其图像表面亮度轮廓的规律性所拒绝。剩下的图像是用眼睛在测量材料的胶片拷贝上检查的，并被归类为恒星、多恒星、星系、合并或噪音。半导体激光器进一步分为椭圆形、透镜状、螺旋形、不规则形或不规则形。通过比较相邻板块重叠区域的星系星等，将180个观测场置于一个统一的光度系统中。用CCD测光检查了星等零点、测光均匀性和照相饱和度。最后，使用各种内部测试和比较几个独立构建的星系目录的完整性和可靠性进行评估。
1996-03-11 astro-ph
A Catalog of Digital Images of 113 Nearby Galaxies
本文给出了一个包含113个星系的数字星表。这些星系都在附近，明亮，巨大，分辨率很好。所有的图像都是用电荷耦合器件（CCD）在帕洛玛天文台的1.5米望远镜和洛厄尔天文台的1.1米望远镜记录的。在Palomar，我们用Thuan-Gunn g，r和i测光带对31个旋涡星系各拍摄了3张照片;在Lowell，我们用Gullixson等（1995）测光系统的B_J和R波段（每个星系2张照片）对82个旋涡星系和椭圆星系进行了观测。这些星系被选择为跨越哈勃分类类。所有的数据都是用除去前景恒星的光度计校准的。这些星系的重要数据发表在“第三个亮星系参考星表”（RC 3）中，记录在FITS文件头中。所有文件都可通过匿名FTP从ftp：//astro.princeton.edu/获得，也可通过万维网从http：//astro.princeton.edu/bindfrei/galaxy_catalog.html获得，普林斯顿大学出版社不久将以光盘形式出版这些数据。
1995-10-11 astro-ph
Mathematical Morphology: Star/Galaxy Differentiation & Galaxy Morphology Classification
我们提出了一个应用数学形态学（MM）的天体分类，无论是恒星/星系分化和星系形态分类。我们证明，对于CCD图像，99.3 +/-3.8%的星系可以使用MM从恒星中分离出来，19.4 +/-7.9%的恒星被错误分类。我们证明，对于照相底片图像，使用我们的MM衍射尖峰工具可以增加与恒星正确分离的星系数量，这使得51.0 +/-6.0%的高亮度星系在当前技术中不可分割，正确分类，只有1.4 +/-0.5%的高亮度恒星污染人口。我们证明，椭圆形（E）和晚型螺旋（Sc-Sd）星系可以使用MM在91.4 +/-7.8%的准确性进行分类。这是一种比现有技术，特别是自动机器学习算法，涉及更少“自由参数”的方法。最后指出了基于视宁度和距离的MM星系形态学的局限性。我们研究了各种恒星/星系分化和星系形态学分类技术今天常用的，并表明，上述MM技术比较非常有利。
2006-11-02 astro-ph
The LCO/Palomar 10,000 km/sec Cluster Survey. I. Properties of the Tully-Fisher Relation
本文介绍了Tully-Fisher（TF）星系团巡天的第一批结果。这些星系来自15个阿贝尔星系团，它们的红移范围在9000- 12000公里/秒之间，均匀地分布在天空中。数据集包括R波段CCD测光和长缝H-α光谱。旋转曲线（RC）由翻转半径（rt）和渐近速度v_a表征，而表面亮度轮廓由有效指数表面亮度I_e和标度长度r_e表征。当在2.0 +/- 0.2 r_e处测量旋转速度时，TF散射最小化;当在> 3或< 1.5标度长度处测量旋转速度时，产生显著更大的散射。这种效应表明，RC并没有一个普遍的形式，正如Persic，Salucci和Stel所建议的那样。与以往的研究结果相比，TF与表面亮度的关系为：logv = const + 0.28* logL + 0.14* logI_e。这表明一个更强的TF关系和椭圆星系的FP关系之间的平行比以前已经认识到。本系列的未来论文将考虑这个星团样本在100-200 Mpc尺度上偏离哈勃流的影响。
1998-11-10 astro-ph
The luminosity function of the Virgo Cluster from M_B=-22 to M_B=-11
利用宽视场CCD成像数据测量了室女星系团在蓝等M_B = -22和M_B = -11之间的星系光度函数（LF）。LF仅在-22 < M_B <-16时逐渐上升。在M_B = -16和M_B = -14之间，它急剧上升，对数斜率α ~-1.6。弱于M_B =-14时，低频又出现振荡。这个低频比Phillips等人（1998）最近测量的R波段低频要浅（尽管在更亮的绝对星等处出现），Phillips等人发现α ~ -2.2比M_R =-13要暗。然而，它与Sandage等人（1985）从室女星系团星表中确定的LF相似。一些微弱的星系被发现，桑德奇等人因为它们的表面亮度阈值太高而错过了，但这些星系在任何星等上都不占光度函数的主导地位。我们发现的大多数暗星系都是矮椭圆星系，或者称为矮球状星系。系统误差最重要的潜在来源是我们可能从星团样本中剔除了一些高表面亮度的星系，因为我们认为它们是背景星系。这与传统上被认为是这类研究中最严重的系统误差来源的观点完全不同：我们错过了许多低表面亮度的星系，因为它们在天空中永远不可见。
2002-02-23 astro-ph
Tides, Interactions, and Fine-Scale Substructures in Galaxy Clusters
我们提出的星系相互作用，潮汐和其他过程中产生发光的精细尺度的子结构的星系团：后发座，英仙座，阿贝尔2199，AWM 3和AWM 5的研究结果。这些星系团中所有不寻常的结构可以分为七种形态：相互作用星系、多星系（非相互作用）、扭曲星系、尾星系、线星系、矮星系群和星系聚集体。的各种形态进行了描述，并提出了一个目录的248个对象在这五个集群的颜色，并从CCD图像中获得的位置信息与WIYN 3.5米望远镜在宽带B和R过滤器。扭曲的、相互作用的和精细尺度的子结构具有从B-R $\approx$ 0的蓝色对象到B-R $\approx$ 2.5的红色对象的颜色范围。我们还发现，具有最多扰动形态的结构具有最蓝的颜色。此外，这些结构的相对数量分布表明，存在两种不同的星系团：一种由扭曲结构主导，另一种由星系团主导。后发座和英仙座星系团，分别提出了这些类型的集群模型。细尺度子结构的生产可能的机制进行审查和比较观察z $\approx$ 0.4布彻-Oemler集群。我们的结论是，基于颜色，位置和统计数据，这些结构的创建最有可能的机制是通过与集群的引力势的相互作用，可能再加上与大型集群椭圆的高速相互作用的影响。
1998-09-29 astro-ph
Hickson 96: a physical compact group
利用B、V、R波段深CCD像和长缝光谱分析了Hickson 96致密星系群的星系形态和动力学。这个螺旋星系群中的四个星系显示出引力相互作用的迹象。两条长尾从紧密对H96 ac的接触区域出来。也是在那里，两个星系，在他们的内部双对称，松散的一个手臂。此外，H96 a的光度中心和运动中心都相对于圆盘中心发生了位移。H96 b是一个巨大的椭圆星系，其内部明显偏离$r^{1/4}$定律，并且沿其长轴旋转很小。我们发现在银河系的中心是一个细长的组成部分，这是运动学解耦。一个宽而微弱的羽状物似乎从这个星系中出现。H96 d是这个星系群中最小的星系，它似乎受到较大成员的影响，这可以从它的蓝色圆盘中最近爆发的三个突出的恒星形成节点，以及连接H96 d和H96 a和b的光学桥的暗示中看出。最后，这个星系群的色散速度很低（160 km/s），并且孤立得很好--在它的附近没有发现与H96 a或H96 b相当的星系。所有这些结果使我们得出结论，希克森96构成一个真正的物理系统。
1997-02-17 astro-ph
Photometric observations of SARS clusters: Galaxy Luminosity Profiles
我们分析了SARS巡天（Way et al 2004）中14个Abell星系团的R滤波器CCD图像，cz<40000 kms ^{-1}。我们获得了507个星系的光度分布，其中232个（46%）已知红移。为了拟合光度分布，我们对球星系采用了德沃库勒定律，对盘星系采用了指数分布，我们还对所有星系的光度分布拟合了塞尔西奇定律（r^n）。我们发现样本中有162个（32%）星系具有纯r^{1/4}轮廓，168个（33%）具有纯指数轮廓，而93个（18%）星系的亮度轮廓与凸起和盘轮廓的组合很好地拟合。另一方面，我们无法将经典的凸起+盘轮廓拟合到样本中剩余的84个（17%）星系。在这种情况下，我们只使用Sersic定律。我们还分析了如何看到和天空清洁影响的结构和光度参数通过轮廓拟合。此外，我们还研究了这些参数之间的关系。我们发现，在μ_e - log（r_e）平面内，凸起和盘形都具有唯一的一致性.我们还发现，在大的凸起和盘（大的r_e值）有高的亮度的意义上，凸起和盘服从一个大小-大小关系。另一方面，Sersic定律拟合参数n，$rs$和μ_s显示出很强的相关性，这与其他作者的观点一致，即不仅椭圆星系，而且所有星系都可能被理解为一个参数族。
2004-12-16 astro-ph
A Statistical Analysis of the Galaxy Populations of Distant Luminous X-ray Clusters
我们提出了一个深UBI CCD调查使用Palomar 5米望远镜的高X射线光度的样本，遥远的集群从ROSAT全天巡天。这10个星系团位于z=0.22-0.28处，据报道，在这个时期，星系团星系群的性质存在进化效应。因此，我们的星系团提供了一个定义明确的样本，在这些红移的最大规模的系统，以量化这些进化效应的程度和可变性。此外，通过集中在一个狭窄的红移范围内，我们可以利用我们的样本的同质性，结合所有集群的星表，分析其人口的整体性质。这些星系团的核心区域只包含一小部分恒星形成星系，因此它们不表现出“屠夫-奥姆勒”效应。聚焦于更红的星系团，我们发现它们的积分亮度与星系团的X射线温度有很好的相关性，因此也与星系团的质量有关。此外，星系团中椭圆序列的典型紫外光学颜色表现出小的星系团到星系团的散射，<= 2%，表明这些星系团之间是高度均匀的。然而，在较暗的星等，我们观察到一个增加的范围内的中紫外线颜色的星系拥有强大的4000 A休息。根据z>=0.4的星系团S 0种群的明显下降（Dressler et al. 1997），以及该种群的亮度和颜色，我们认为它们可能是本地富星系团S 0种群的祖先，在它们完全静止之前的最后阶段被捕获。[删节]
1997-07-21 astro-ph
The Dwarf Galaxy Population of the Dorado group down to Mv=-11
我们对剑鱼座星系群中心区域~2.4 deg^2范围内的疑似低表面亮度矮星系进行了V和I CCD测光。低表面亮度星系是根据它们在极限等照度线26.0Vμ处的大小和星等选择的。选定的星系亮度大于V=20（假设星系群的距离为17.2 Mpc，则Mv=-11），中心表面亮度\mu 0>22.5 V mag/arcsec ^[2]，标度长度h> 2“，极限等照度线处的直径> 14”。利用这些标准，我们确定了69个矮星系候选者。其中四个是巨大的非常低表面亮度的星系，在掩盖高表面亮度物体后，在平滑图像上被检测到。为了估计完整性、光度不确定性以及评估我们探测扩展的低表面亮度星系的能力而进行的蒙特卡罗模拟表明，在我们考虑的大小范围内（D> 14“），对于具有$-17<M_{V}<-10.5$和22.5< \mu 0<25.5 V mag/arcsec ^[2]的矮星系，完整性分数平均> 80%。候选矮星系的V-I色在-0.3到2.3之间变化，峰值在V-I=0.98，表明这些星系中存在着不同的恒星星族。矮星系的投影表面密度显示出向星系群中心的集中程度与Mulchaey和Zablueland（1999）研究的五个X射线星系群和椭圆星系NGC 1132的情况相似，这表明剑鱼座的矮星系可能与星系群的整体势阱有物理联系。
2000-10-03 astro-ph
First results from SAPAC: towards a 3D-picture of the Fornax cluster core
一个复杂的SBF分析软件包已经开发出来，旨在通过未分辨恒星的表面亮度波动来测量早期类型星系的距离。这套称为SAPAC的方案随时可供天文学界广泛测试，其长期目标是提供必要的工具，利用配备宽视场相机的现代光学/近红外望远镜对早期星系进行系统的距离调查。我们讨论了SAPAC的技术和科学概念，并通过分析深B和R-波段CCD图像的10个矮椭圆（dE）星系候选人的天炉座星系团与FORS 1在甚大望远镜获得证明其能力。所有候选人都被确认为集群成员。然后，我们将注意力转向天炉座星团的最内部区域。总共有29个早型星系距离中心星系NGC 1399小于3个星系团核心半径（2度），它们具有径向速度和SBF距离。他们的哈勃图显示了一个明显的S形坠落模式，这表明天炉座在目前的时代仍然处于形成过程中，通过一般的崩溃和不同星系群的可能吸积。相关的坍缩时间为2.9（+1.6，-0.9）Gyr。在我们的星系样本中剔除了一些运动学上的异常值后，我们确定了天炉座星系团核心的真实距离为20.13 ± 0.40 Mpc [（m-M）_0=31.51 ± 0.04mag]。在考虑了个体距离误差的情况下，对距离分布应用自举恢复技术，进一步揭示了一个小的固有集群深度sigma_int=0.74（+0.52，-0.74）Mpc，与集群在天空中的线性延伸最吻合：sigma_R.A=sigma_DEC~=0.5Mpc。（节录）
2006-06-07 astro-ph
Galaxy populations in the Antlia cluster. I. Photometric properties of early-type galaxies
本文给出了由华盛顿测光系统CCD宽视场测光获得的Antlia星系团中心区域早型星系的第一个色-星等关系（CMR）。本文测量了FS 90星表（Ferguson & Sandage 1990）中93个星系（华盛顿星系中迄今为止最大的星系样本）的积分（C-T1）色、T1星等和有效半径。通过新的径向速度和从文献中收集的数据，可以确认37个物体的成员资格。色星等图表明，光谱确认的Antlia成员或FS 90确定成员的早型FS 90星系，其CMR（sigma_（C-T1）~ 0.07等）亮度跨度为9等，斜率无明显变化。这种关系是非常紧密的整个星等范围内，但S 0星系表现出较大的分散，显然是由于分离的椭圆和S 0。Antlia在T1与（C-T1）图中显示的斜率为-13.6，与Fornax，Virgo，Perseus和Coma等星团的结果一致，这些星团在动态上与Antlia不同。这一事实可能表明，星系团中巨磁共振的形成更多地与星系内部过程有关，而不是环境的影响。将CMR解释为古老恒星系统的光度-金属丰度关系，Antlia星系的金属丰度定义了一个低至Mv-13的全球关系。我们还发现，对于早型矮星，光度和有效半径之间没有明确的关系，表明一个几乎恒定的平均有效半径约为1千秒差距。这个值也在室女座和后发座的几个矮星系样本中发现。
2008-03-11 astro-ph
The Luminosity Function of the Coma Cluster Core for -25<M_R<-11
本文测定了后发座星系团核心星系的光度函数（LF），其中M_R<=-11.4（假设H_0=75 km/s/Mpc），这是一个以前只在本星系群中探索过的星等区域。在具有27.7 R mag~arcsec $^{-2}$的RMS噪声的后发座的深CCD图像中对对象进行计数。在后发座星系团的前景或背景中的物体的校正--以及这种校正的不确定性--是从其他五个高纬度地区的图像中确定的，这些图像在分辨率和噪声水平上都与后发座星系团的图像仔细匹配。对后发座星系团成员的精确计数是在R=25.5或M_R=-9.4的微弱范围内得到的。在-19.4<M_R<-11.4的范围内，星系的LF很好地符合幂律dN/dL \propto L^α，α=-1.42 \pm 0.05;在这个范围内，星系是无法分辨的，与球状星团无法区分，但数据与幂律的外推一致。表面亮度偏差最小化，因为星系不受形态选择，和极限检测等照度线为27.6 R mag~arcsec $^{-2}$。我们发现典型的$M_R\approx-12$后发座星系团具有指数尺度的长度$\approx200$ ~pc，类似于本星系群星系的可比规模。这些极矮星系的表面密度随着朝向巨型椭圆星系NGC~4874的方向而增加，其分布形式为$r^{-1.3}$，类似于漫射光和球状星团的分布。被探测到的矮星系的光度最多只占星系团中巨星系总漫射光的百分之几，而矮星系对星系团质量…
1995-03-28 astro-ph
The Dwarf Galaxy Population in Nearby Groups. The data
我们使用V型和I型CCD测光法在星系团NGC 6868、NGC 5846、HCG 42和贫星系团IC 4765的中心（<0.5 h^-1 Mpc）区域寻找低表面亮度矮星系（LSBD）。利用指数分布拟合给出的参数，我们确定了80个LSBD候选者，在极限等照度为25.8 V mag/arcsec时，星等为17 < V < 22 mag，颜色为V-I < 1.5 mag ^[2]。这些星系的μ 0> 22.5 V mag/arcsec ^[2]，h > 1.5 arcsec，直径大于1.2 h^-1 kpc。八十个星系中有二十个是扩展的LSB星系，它们只在平滑的图像上被检测到，掩盖了所有高表面亮度的物体。对于V<=20且22.5<μ 0 <24.5 V mag/arcsec ^[2]的星系，探测的完整性约为80%，而对于较暗的星等和中心表面亮度，探测的完整性低于50%。在最后一个bin中，当我们在平滑图像中搜索星系时，完整性增加到~80%。探测到的LSBD星系高度集中在四个星系群中心的250 h^-1 kpc内。面密度分布的最佳拟合幂律斜率平均为β ~ -1.5（R < 250 h^-1 kpc），与孤立的E/S 0星系周围的伴矮星和X射线星系群中的值一致。Mv-mu 0平面上的LSBD星系没有显示出明显的相关性，这表明其他研究所注意到的相关性可能是由选择效应产生的。LSBD矮星系遵循一…
2006-06-07 astro-ph
