Giant low surface brightness halos in distant radio galaxies: USS0828+193
本文对高红移射电星系USS 0828 + 193中z = 2.57的电离气体进行了光谱研究。由于高S/N的凯克光谱中的发射线，我们已经能够执行一个详细的运动学研究的发射线轮廓的光谱分解的装置。这项研究揭示了该物体中存在两种类型的物质：a）具有与引力运动一致的明显静止运动学的低表面亮度分量和b）具有相当极端运动学的扰动分量。静止的光晕在整个天体上延伸约80 kpc。它富含重元素，并显然被来自活动核的连续谱电离。本文讨论了静晕的性质及其成因。我们认为它可能是围绕整个物体的结构的一部分，尽管它的性质还不清楚（一个旋转的圆盘？低表面亮度卫星冷却流星云在星系风中喷出的物质其他？）。
2002-06-07 astro-ph
Barnes--Evans relations for late--type giants and dwarfs
K/M巨星和近太阳金属丰度的矮星的可见表面亮度略有不同，与最近的理论模型预测的重力效应一致。我们发现，M-矮星也显示在红外$K$带的表面亮度与理论一致的金属丰度依赖。在此基础上，我们提出了改进的Barnes-Evans型关系，并对60个单个或假定的M和K矮星的半径进行了估算
1999-06-22 astro-ph
The discovery of a giant debris arc in the Coma Cluster
我们发现了一个巨大的低表面亮度弧，其表面亮度μ_B < 26.5 mag arcsec^{-2}，具有长的发光基质和许多嵌入的凝聚体。它与后发座中的任何巨星系都没有联系，也没有引力弧的性质。我们认为，附近的禁止S 0星系IC 4026和IC 4041或RB 110之间的快速相互作用是弧的起源最自然的解释。
1997-08-27 astro-ph
Giant Pulses from PSR B1937+21 with widths <= 15 nanoseconds and T_b >= 5 x 10^39 K, the Highest Brightness Temperature Observed in the Universe
毫秒脉冲星B1937+21的巨大无线电脉冲是由位于澳大利亚Tidbinbilla的美国航天局/喷气推进实验室的70米射电望远镜用S2 VLBI系统在1.65 GHz处记录的。这些脉冲被观测到的强度为65000 Jy，宽度≤ 15 ns，对应的亮度温度T_b >= 5 x 10^39 K，是宇宙中观测到的最高温度。这些脉冲中的绝大多数分别发生在规则主脉冲和脉冲间轮廓的非常后沿处的5.8 mcs和8.2 mcs窗口中。巨脉冲一般只出现一个尖峰。在309个案例中，只有一个案例的结构明显更为复杂。累积分布通过指数为-1.40 +/-0.01的幂律拟合，具有低能量但没有高能量截止。我们估计巨脉冲经常发生，但很少被发现。当校正方向性因子时，估计仅在一个中子星旋转中就产生了25个巨脉冲。主脉冲和间脉冲的巨脉冲的强度彼此不相关，也不与主脉冲和间脉冲本身的强度或能量相关。它们的辐射能量密度可以超过中子星表面等离子体能量密度的300倍，甚至可以超过该表面的磁场能量密度。因此，我们不认为巨脉冲的产生与磁层中的等离子体机制有关。相反，我们认为，它是直接相关的脉冲星的极冠区的放电。
2004-08-16 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars III: First Results from the Grid Giant Star Survey and Discovery of a Possible Nearby Sagittarius Tidal Structure in Virgo
我们描述的光谱探测的网格巨星调查选定领域的第一个结果。沿着三角洲大约-17 ^{circ}的11个区域中的数百颗恒星的多纤维光谱，在12 <~ alpha <~ 17小时的范围内，揭示了一组8颗巨星，它们具有与主区域人口不同的运动学特征，但作为一个群体，它们保持着连贯的，平滑变化的距离和径向速度。此外，根据它们的MgH+Mgb吸收线强度，这些恒星的丰度大致相同。光度计的视差将这些恒星放置在一个半环结构中，在距离银河系中心5.7至7.9 kpc之间的连续分布中形成弧形。这些恒星在空间、运动学和丰度上的一致性表明，它们是潮汐碎片扩散流的一部分，与人马座矮球状星系的一个被包裹的潮汐臂大致一致。
2002-08-14 astro-ph
VIMOS-VLT Integral Field Kinematics of the Giant Low Surface Brightness Galaxy ESO 323-G064
目的：研究低表面亮度巨星系ESO 323-G 064的球核和盘运动学，以探讨其动力学性质和暗物质（DM）晕的径向质量分布。方法：我们用积分场光谱（VLT/VIMOS，IFU配置）观测星系，通过将高斯函数拟合到O[III]和H β发射线来测量电离气体的位置，并将恒星模板拟合到星系光谱来确定速度和速度色散。我们用球形各向同性Jeans模型模拟了核球中的恒星运动学，并探讨了自洽和暗物质对NFW和伪等温晕的影响。结果：在r<5”的膨胀区，发射线呈多峰型。该星系的盘主导区域（13”<r<30”）表现出规则的旋转，其平坦的旋转曲线达到248 +/- 6公里/秒。由此我们估计出钡离子的总质量为M_bar ~ 1.9 × 10^11 M_sun，DM晕的总质量为M_DM ~ 4.8 × 10^12 M_sun。恒星的速度和速度色散仅在核球最里面的~5”处测量到，并显示出一个有规律的自转，观测到的振幅为140 km/sec，中心色散为sigma=180 km/sec。我们简单的金斯模型表明，在中央5”需要暗物质来解释凸起的运动学，我们估计其质量为（7 +/- 3）10^10 M_sun。然而，我们无法区分不同的DM场景。计算得到的ESO 323-G 064球核的中心质量密度与一些高表面亮度星系的中心质量密度相似，而不是低表面亮度星系的中心质量密度。
2008-09-10 astro-ph
Improved Baade-Wesselink surface-brightness relations
最近和较旧的准确数据（边缘变暗）的角直径是为221颗恒星编制的，以及这些天体的BVRIJK星等[12][25]。9颗在[12-25]色中显示出过量的恒星（都是M巨星或超巨星）被排除在分析之外，因为这可能表明尘埃的存在也影响了光学和近红外色。在此基础上，给出了矮星、巨星、超巨星和矮星在光学和近红外波段的Baade-Wesselink表面亮度关系。发现M巨星遵循与非M巨星不同的SB关系，特别是在V-（V-R）中。对于非M巨星，这个较佳的关系式与Fouque & Gieren（1997年，基于10颗恒星）和Nordgren et al.（2002年，基于57颗恒星）的早期关系式进行了比较。增加样本量不会导致均方根值降低。结果表明，残差与金属丰度在一个显着的水平不相关。最后采用的观测角直径与Cohen等人（1999）对45颗共同恒星的预测值进行了比较，当θ<6 mas时，总体上是合理的，符合得很好。最后，我评论了文献中的常见做法，即对V-（V-K）、V-（V-R）和K-（J-K）关系的零点取平均值，然后固定，然后重新推导斜率。在零色处的这种共同零点是（V-R）色的模型大气所不期望的，它取决于重力。用这种方法得出的关系可能是有偏见的。
2004-06-17 astro-ph
Anomalous Surface Brightness Fluctuations in NGC 4489
Pahre & Mould（1994），Jensen et al.（1996）和Jensen et al.（1998）在NGC 4489中发现了异常高的K波段表面亮度波动（SBF）。然而，这些结论是不确定的，因为相对较低的信噪比数据。在NOAO/KPNO 2.1米和ESO/La Silla 3.5米NTT望远镜上获得了NGC 4489的新的高信噪比数据。采用Tennessee等（1990）确定的I波段SBF距离模量和Tennessee等（2000）的M_I对（V-I）刻度，得到M_K =-6.18 +/-0.09 mag。相对于Jensen等人（1998）导出的巨椭圆星系的平均经验M_K（M_K=-5.61 +/-0.12 mag），在2 σ水平上证实了NGC 4489中K带异常SBF的探测。这种异常波动可能是由一个扩展的巨星分支造成的，包括第一个上升巨星分支顶端以上的中等年龄的AGB星或高金属丰度的第一个上升巨星，或者是由于缺乏对K波段SBF校准的充分理解。这一结果对K波段SBF距离测量的准确性提出了质疑，并强调了在更大的颜色和光度范围内进行M_K测量的必要性。
2000-11-14 astro-ph
The CoRoT exoplanet programme: exploring the gas-giant/terrestrial planet transition
CoRoT于2006年12月27日成功发射，是第一个将寻找行星凌日作为其科学方案核心的空间飞行任务。预计它将能够探测到半径低至约两个地球半径、周期长至约一个月的行星凌日。因此，CoRoT将探索迄今为止未知的参数空间区域，该区域跨越从地面发现的大量气态巨行星和更类似于我们自己的类地行星之间的过渡。本文简要概述了该任务的主要技术特点，然后总结了其探测潜力的估计，并提出了数据分析和后续战略。
2007-02-02 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: A diffuse star cloud or tidal debris around the Milky Way in Triangulum-Andromeda
我们在这里报告发现了一个明显多余的2 M质量的巨星候选者，其去红0.85 < J-K_S < 1.2，至少在$100\degr < l < 150\degr$和$-20\degr > b > -40\degr$之间的相当大的天球区域，并且覆盖了三角座和仙女座的大部分星座。这种结构似乎并不优先分布在一个清晰的核心周围，而是位于数十千秒差距之外的一个纤细的，cluberous云状结构中。简化的自行图以及子样本的光谱显示这些多余的恒星是真正的巨星，而不是污染的矮星。径向速度测量表明，在这些M巨星的速度色散$σ< 17$ km s $^{-1}$的相干运动学结构的存在。我们的发现支持银河系周围存在相当分散的恒星结构，由于其无核和稀疏的分布，可能是潮汐流或一种新的卫星星系的一部分。
2004-05-21 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Spectroscopy of Stars in the Galactic Anticenter Stellar Structure
为了确定最近发现的银河系反中心环状恒星结构的性质，我们收集了一组从2 MASS点源目录中选出的假定组成M巨星的光谱。已经获得了跨度约为100度的恒星的径向速度，显示出速度随银河经度变化的趋势，估计色散为20 +/- 4公里/秒。这些恒星的平均金属丰度[Fe/H] = -0.4 +/- 0.3，结合文献中先前的证据，表明这些恒星的金属丰度分布很广。此外，至少有四个平均金属丰度较低的球状星团在空间和运动学上与这种恒星分布一致。我们将M巨星样本位置和速度随银河经度的变化解释为暗示卫星星系目前在银河系的非圆形顺行轨道上正在经历潮汐破坏。
2003-08-04 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: I. Survey Description and Calibration of the Photometric Search Technique
我们已经开始调查银河系晕的结构，以及其他本星系群星系的晕，由它们的组成巨星追踪。这些巨星是通过大面积的CCD测光活动来识别的。在这里，我们提出了我们的光度搜索方法的基础上，它依赖于重力敏感性的Mg I三重态+ MgH功能附近的5150埃的F-K星，这是感测的流量在中间波段DDO 51过滤器。校准我们的（M-T_2，M-DDO_（51））图作为区分场巨星和近矮星的手段，我们利用了新的测光方法，对疏散星团NGC 3680和NGC 2477的主序以及星团NGC 3680、Melotte 66和半人马座ω的红巨星分支进行了测光，并补充了场星的资料，球状星团和疏散星团。通过结合来自不同星团的恒星数据，并利用半人马座ω内广泛的丰度分布，我们验证了M-DDO 51颜色对光度的主要依赖性，并证明了巨恒星对金属丰度的次级敏感性。我们的实验结果与Paltoglou & Bell [1994，MNRAS，268，793]的合成光谱分析结果基本一致。
2000-06-28 astro-ph
Radio Observations of the AGN and Gas in Low Surface Brightness Galaxies
LSB星系具有低金属丰度、弥漫的恒星盘和巨大的HI盘。我们已经在两个巨大的LSB星系UGC 6614和F568-6中探测到分子气体。在UGC 6614中也探测到了毫米波连续谱源。在厘米波段，我们已经探测到并绘制了巨型LSB星系1300+0144的连续辐射。辐射在星系核周围延伸，很可能来自星系活动星系核。绘制了1300+0144的HI气体分布和速度场。HI盘远远超出光盘，在强度图中出现不平衡。
2006-09-15 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars. VI. Extended Distributions of Giant Stars Around the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy -- How Reliable Are They?
在不同的dSph星系周围是否存在活跃的潮汐扰动的问题仍然存在争议。这场争论通常集中在恒星扩展种群的性质（束缚与非束缚）上。然而，更基本的问题，即扩展种群的存在，仍然存在争议。我们提出了一个评估的辩论集中在一个特定的dSPH，船底座，其中要求和反对的存在恒星超出国王半径已作出。我们的审查包括检查所有以前的研究轴承的船底座径向轮廓，并表明，调查方法，实现了最高的检测dSph信号背景的外部部分的星系是华盛顿M，T2 + DDO 51（MTD）过滤器的方法，从纸II在本系列。然后，我们解决统计方法用于评估的可靠性MTD调查中存在的光度误差，并提供了一个新的，后验统计分析方法。最后，这些统计方法进行了测试，在MTD选定的船底座候选样本中的恒星的新光谱。在74颗具有后续光谱的候选巨星中，MTD技术确定了61颗新的船底座成员，包括8颗国王半径以外的恒星。从29颗恒星的样本中，最初没有被确定为候选船底座巨星，但正好在我们的选择标准之外，其中12颗的径向速度与成员资格一致，包括5颗潮外星。船底座有一个扩展的巨星群，其长轴半径为40'（1.44倍于名义上的King半径）。
2005-03-29 astro-ph
Exploring the Upper Red Giant and Asymptotic Giant Branches: the Globular Cluster M5
我们已经将球状星团M5中的上部红巨星、水平巨星和渐近巨星分支（RGB、HB、AGB）恒星列表制成表格，RGB和AGB样本完整到距离核心10'以上，HB样本完整到距离核心8'以上。大样本给出了迄今为止单个球状星团最精确的R_2 = N_AGB / N_HB值（0.176 +/- 0.018）。这与使用最新物理输入的理论计算不相容。这种差异可能是由于观测到的R_2值对水平分枝形态的依赖性。我们认为星团M55是这种效应的另一个可能的例子。在人口稠密的星团中的HB和AGB星的样本可能提供一种校准球状星团中水平分支星质量的方法。上红巨星分支的累积光度函数显示，在分支顶端附近观测到的恒星明显不足。这个特征有不到2%的机会是由于统计波动。当考虑测量偏差时，AGB星的累积光度函数的斜率与恒星模型的理论预测值一致。我们还引入了一个新的诊断R_clump，反映了一个恒星在AGB团中度过的AGB寿命的分数。对于M5，我们发现R_clump = 0.42 +/- 0.05，与理论预测略有不同。最后，我们注意到M5不稳定带的蓝色部分（第一泛音天琴座RR星所在的地方）人口不足，这是基于大量的基本模式天琴座RR星和不稳定带蓝色端的不变星。这一事实可能意味着不稳定带中恒星的演化轨迹（尤其是颜色）受到脉动的影响。
2004-04-22 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Dynamics and Metallicity of the Dwarf Spheroidal in Bootes
我们报告的光谱研究的牧夫座（Boo）矮球状（dSph）星系进行的WIYN望远镜和水螅多纤维摄谱仪的结果。已经测量了58颗Boo候选星的径向速度，这些候选星的星等和颜色与它的红色和渐近巨星分支一致。在13'半光半径范围内，七个Boo成员的系统速度为V_r=95.6 ± 3.4km/s，速度色散为6.6 ± 2.3km/s。这意味着它的质量约为1 × 10^7太阳质量，与其他银河系dSphs的推断质量相似。采用Boo的总光度L=1.8 x 10^4 L_sun到8.6 x 10^4 L_sun意味着M/L ~ 610到130，使得Boo成为已知银河系中最扭曲的矮星系，也可能是最黑暗的。根据Boo成员星的光谱，我们估计它的金属丰度为[Fe/H] ~-2.5，这将使它成为迄今为止已知的最贫金属的dSph。
2006-08-28 astro-ph
CO Detection and Millimeter Continuum Emission from Low Surface Brightness Galaxies
我们提出了7个低表面亮度（LSB）星系的BIMA和IRAM CO（1- 0）观测，包括三个大的螺旋与暗淡的磁盘，但突出的凸起，和四个相对较小的LSB星系与不规则的磁盘。LSB星系是UGC 5709，UGC 6614和F568-6（Malin 2）。较小的LSB星系是NGC 5585，UGC 4115，UGC 5209和F583-1。这些星系是根据其相对较高的金属丰度和盘中恒星形成的明显迹象而选择的。BIMA影像显示，在两个巨大的LSB星系F568-6和UGC 6614中存在分子气体。使用30米IRAM望远镜，我们在两个星系的盘和F568-6的核中检测到CO（1- 0）发射。这些星系中的分子气体明显偏离了星系核，并且肯定与LSB盘有关。此外，我们还在UGC 6614中心探测到一个毫米级连续谱源。当与VLA 1.5 GHz观测的星系相比，发射被发现有一个平坦的频谱表明毫米连续辐射是最有可能由于星系中的活动星系核（AGN）。我们的研究结果表明，巨大的LSB螺旋可能包含显着数量的分子气体在其磁盘和港口也无线电明亮的活动星系核在其中心。
2006-06-30 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: II. Mapping the Extended Structure of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
作为我们的调查的一部分，在银河系晕的子结构跟踪巨星，并寻找潮汐恒星碎片的晕可行的测量银河系的质量潜力与SIM，我们探索恒星的分布超出标称潮汐半径，但仍然与，船底座矮球状星系。我们利用马多夫斯基等人（1999）所描述的光度测量技术，在船底座及其周围约2.2度^2的整个光度测量范围内，确定了船底座距离和金属丰度的巨星候选者。这些与船底座相关的巨星候选者是通过（1）它们的M-DDO 51颜色，以及（2）在星系核心中与船底座RGB相称的颜色-星等图中的位置来识别的。潮汐外巨星候选者的密度分布与以前的统计恒星计数方法相似。然而，我们现在能够精确定位实际的，偏远的船底座恒星。因为我们可以排除前景矮星，我们的方法允许更高的灵敏度和能力，以更大的半径，更小的孔径望远镜，比其他技术映射扩展船底座人口的详细二维分布。此外，我们确定的候选人名单广泛位移船底座相关的恒星足够明亮的光谱研究的大规模的动力学和金属丰度的系统，和天体测量研究SIM。我们获得了三个这样的“潮外”恒星的光谱，并从它们的径向速度得出结论，这三个都与船底座有关。
1999-11-10 astro-ph
From major merger to radio galaxy: low surface-brightness stellar counterpart to the giant HI ring around B2 0648+27
我们提出了一个低表面亮度恒星对应的一个巨大的（190千秒差距）环的中性氢（HI）气体，围绕附近的射电星系B2 0648+27的检测。这个系统目前正处于主要合并和（无线电大声）早期类型星系之间的演化阶段。在以前的论文中，我们详细研究了合并，恒星爆发和活动星系核活动之间的时间尺度在B2 0648+27，基于其不寻常的多波长特性（大规模HI环，占主导地位的后恒星爆发恒星星族和红外光度）。在本研究报告中，我们提出了深光学B-和V-波段成像，为B2 0648+27的合并起源提供了进一步的证据。宿主星系显示出扭曲的光学形态和广泛的潮汐臂是明确存在的。一个低表面亮度的恒星尾巴或部分环卷曲在超过一半的宿主星系周围，距离星系中心高达55千秒差距，遵循我们以前在这个系统周围探测到的大规模环状HI结构。这个环中的气体和恒星很可能是潮汐排出的物质，在合并事件后慢慢落回宿主星系。HI环中似乎也有恒星形成的地点，可能是在合并后的气体潮汐碎片中形成的。我们认为，在B2 0648+27中观察到的气体和恒星的性质，以及合并和星暴事件之间的明显的时间延迟，可能是两个富含气体的盘状星系与突出的凸起之间合并的逻辑结果，或一个椭圆形和富含气体的螺旋星系之间的合并。合并/星暴事件与当前的射电AGN活动事件之间似乎存在显着的时间延迟。
2008-07-09 astro-ph
Morphology and Stellar Populations in the Gas-Rich, Giant LSBGs
低表面亮度星系（LSBG）的一个意想不到的特征是，相当数量的星系质量很大，并且拥有大量的原子气体。我们目前正在进行的计划，以获得BVRIJHK成像的初步结果，随着一些核谱学，一个定义明确的样品的LSBG是富含气体和类似的大小巨大的，高表面亮度的螺旋星系（HSBG）。这些LSBG跨越了哈勃盘形态的整个范围。虽然它们的圆盘平均比可比的HSBG更蓝，但大质量LSBG的光学形态表明，这些系统中的许多系统都经历了以前的恒星形成事件。它们通常具有较长的磁盘刻度长度，范围从$M_B = -16 to -22 (H_0 = 75 km/s Mpc^{-1})$。大约有一半的LSBG有核活动的证据，$\sim 30%$似乎被禁止。这些巨大的、富含气体的LSBG显然有着不同的、往往是复杂的演化历史。
1998-10-25 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars X. Extended Dark Matter or Tidal Disruption?: The Case for the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮球状（dSph）星系进行了宽视场（4.5度^2）的光度和光谱观测，以探索其扩展的形态和动力学。与本系列以前的文章一样，我们利用M、T_2和DDO 51滤波系统中的测光来选择Leo I红巨星分支候选星，到目前为止，这种选择技术已被证明100%可靠地从100多个M < 21.5 Leo I giant candidates having previous or new Keck DEIMOS spectroscopy to a radius >1.3倍于拟合的中心King轮廓的极限半径中选择实际的Leo I成员。所有相似选择的狮子座I巨星候选者的二维分布很好地拟合了一个中心的单分量国王轮廓的极限半径13.3弧分，但许多巨星被发现在这个新推导的国王极限半径之外。因此，密度剖面显示出在长轴径向距离约为10弧分处的断裂，这是由超过国王极限半径的恒星（光谱证实是真正的狮子座I成员）产生的，主要沿着相当细长的卫星主体的长轴。这种空间结构，一个相当平坦的速度色散剖面和狮子座I成员在大半径处的不对称径向速度（RV）分布，共同支持了狮子座I在至少一个，但最多两个，大质量本星系群成员的近银河通道上被潮汐破坏的图片。（节略）
2007-03-17 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Velocity Dispersion Profiles of the Ursa Minor and Draco Dwarf Spheroidals At Large Angular Separations
我们分析速度色散配置文件的天龙座和小熊座（UMi）矮球状（dSPH）星系的基础上公布的和新的凯克HIRES光谱的恒星在外部UMi领域。Washington+ DDO 51过滤光度星表提供了对单个恒星成员的额外影响，超过0.5 King极限半径（R_lim）识别真正的dSph成员的效率比简单的色星等图选择高4.5倍。以前报道的“冷人口”R_lim在数据中并不明显，只出现在特定的分箱;或多或少的常数和platykurtic色散曲线是这些dSphs大半径的特征。我们报告发现UMi星至少2.7 R_lim（即，210弧分或4kpc）。即使在保守的假设下，也需要M > 4.9 x 10^8 M_（sun）的UMi质量才能束缚这些恒星，这意味着M/L > 900（M/L）_（sun）的全球质光比是不可能的。我们的结论是，我们已经发现恒星潮汐剥离从UMi。
2005-11-17 astro-ph
The Near-Infrared Photometric Properties of Bright Giants in the Central Regions of the Galactic Bulge
通过宽波段（J、H、K）和窄波段（CO和2.2微米连续带）滤光片记录的图像被用来研究以SgrA复合体为中心的6 x 6弧分视场中亮星（K < 13.5）的光度特性。当平均消光为A_K ~ 2.8等时，（K，J-K）和（K，H-K）色-星等图中的巨分支脊线与Baade窗M巨星序列很好地匹配。在SgrA复合体中，A_K值为3.1等，消光系数为局部高值。计算了1300多颗J、H、K亮度恒星的红化校正CO指数CO_o，以及超过5300颗亮度为H和K的恒星。K_o在11.25 ~ 7.25之间的恒星，其CO_o值的分布可以用BW中M巨星定义的M_K与CO_o的关系来再现。因此，这些数据表明，在球中央区域和BW中最富金属的巨星具有相似的光度特性和2.3微米的CO强度。因此，看起来核球的中心区域并不包含比BW中所看到的更富含金属的恒星。
1998-03-24 astro-ph
NIR observations of dEs in the Virgo cluster: a structural continuity with giant Ellipticals
本文用近红外（NIR，H波段1.65 μ m）表面光度法测定了室女星系团中50个dEs样品的结构性质，并进行了分析。一维表面亮度（SB）轮廓提取使用椭圆等照度线拟合。它们的特征在于通过结构参数，即半光半径R_e，平均表面亮度在R_e（μ_e），和浓度指数（c_31）。我们发现，典型的dEs具有接近指数的近红外SB分布。通过比较邻近星系团中273个巨椭圆星系的近红外结构参数，研究了dEs与巨椭圆星系的关系。进一步的分析进行使用光学近红外颜色B-H和通过研究的结构和动力学参数（基本平面）的两类星系之间的关系。这两种制度之间的过渡是顺利的，没有看到任何二分法。
2005-04-21 astro-ph
A giant radio jet ejected by an ultramassive black hole in a single-lobed radio galaxy
我们报告发现了一个非常不寻常的，高度不对称的射电星系的射电喷流，最大的尚未检测到的，发出强烈的偏振同步辐射，并可以跟踪所有的方式从星系核的热点位于~440千秒差距。这个喷流来自一个质量极大的黑洞（>10^9太阳质量），形成了一个非常紧凑的射电瓣。在反喷流的一侧没有发现射电瓣，尽管它在亮度上与主喷流相似，达到数十千秒差距。因此，与几乎普遍的趋势相反，这个射电星系中的亮度不对称性随着与核心的距离而增加。有几个不寻常的属性，包括一个占主导地位的环形磁场，这Fanaroff-Riley II型megajet是一个非常有用的实验室，用于测试磁场在射流稳定和无线电波瓣形成的作用。
2007-12-04 astro-ph
HST WFPC2 Imaging of Three Low Surface Brightness Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
[注释] HST WFPC 2图像拍摄于室女星系团的三个LSB矮椭圆星系。观测的目的是确定这些神秘星系的小尺度结构，并试图通过检测光度波动来了解它们巨大分支的性质。在三个被研究的星系中的两个，V7 L3和V1 L4，光度波动被明确地检测到，产生2 - 10颗红巨星/像素的密度。使用观测到的B-V和V-I颜色作为约束，如果这些系统中存在大量的M巨星，我们无法找到能够重现观测到的波动信号和蓝色的模型。第三个系统，V2 L 8，没有检测到波动信号，这可能意味着它不在室女星系团。有趣的是，这个系统是高度核化的。我们的观察已经解决了这个核，如果V2 L 8在室女座，那么我们已经发现了迄今为止测量的最小的凸起，有效半径只有50 pc。这个凸起是非常红的（和巨大的椭圆星系一样红），事实上，这个有核的dE星系完全有可能是一个位于背景中的非常大的星系。因此，它非常令人想起Malin-1被发现的方式。最后，我们没有发现任何证据表明，在这个大大提高了空间分辨率的研究系统中的恒星小规模聚集。这意味着这些系统是动态松弛的，它们观测到的低表面亮度的物理原因是它们的低密度。当以WFPC 2的高空间分辨率（每像素约6 pc）成像时，星系很容易被看穿，而不需要晚上知道它们存在于WFPC 2框架的中间。它们只是以“天空噪音”的形式出现。
1999-06-18 astro-ph
Recycling of ghost galaxies: The origin of giant HI ring around NGC 1533
我们认为HIPASS最近为S0星系NGC 1533发现的巨大HI环是由富含气体的LSB（低表面亮度：“幽灵”）星系和HSB盘之间的不等质量合并形成的。NGC 1533的前身HSB螺旋在合并过程中转变成了一个有棒的S0，而LSB的外部HI气体盘转变成了巨大的HI环。我们还讨论了两种不同的可能性，孤立的恒星形成区域（“ELdot”对象）在巨大的气体环的起源。
2003-10-14 astro-ph
Chandra Observations of Nuclear X-ray Emission from Low Surface Brightness Galaxies
本文介绍了钱德拉探测器对两个巨大的低表面亮度星系UGC 2936和UGC 1455活动星系核的X射线辐射的观测结果。它们的X射线亮度分别为1.8 \times 10^{42}尔格/秒和1.1 \times 10^{40}尔格/秒。在这两个星系中，UGC 2936的射电噪声很大。与另一个LSB星系UGC 6614（XMM档案数据）一起，它们似乎都位于X射线-射电基本平面之上，它们的活动星系核具有黑洞质量，与位于相关性上的类似星系相比要低。然而，在这些星系的凸起是发达的，我们检测到弥漫的X射线发射从我们的样本中的八个星系。我们的研究结果表明，巨大的LSB星系的膨胀的演化独立于他们的晕占主导地位的磁盘是低的恒星形成和磁盘动力学。这些中心的演化路径类似于哈勃序列中以凸起为主的正常星系，但LSB盘仍然没有演化。因此，凸起和盘的演化是分离的，所以无论恒星形成过程产生了什么，凸起都不会影响盘。
2008-12-02 astro-ph
NEAR-INFRARED PHOTOMETRY OF THE CORE-COLLAPSED METAL-POOR GLOBULAR CLUSTERS NGC5946 AND NGC7099
利用中等深度的近红外图像研究了核心坍缩球状星团NGC 5946和NGC 7099中心附近亮巨星的光度特性和空间分布。前一个星团位于银河系的低纬度，并且被严重地红化;然而，K，J-K色星等图（CMD）显示了一个明确的巨星分支，宽度为J-K +/- 0.05等。大部分观测到的宽度是由于差异红化。上巨分支相对陡峭，与红化程度较低的星团比较表明：（1）NGC 5946一定非常贫金属，[Fe/H] ~-2，（2）E（B-V）~ 0. 6。当E（B-V）= 0.6时，用巨分支尖端的近红外亮度计算的到NGC 5946的距离与用HB的V亮度计算的到NGC 5946的距离非常一致。NGC 7099巨星系分支的末端比预期的尖端亮度暗约1等。NGC 7099的积分J-K颜色随半径变化，使得Delta（J-K）/Delta log（r）= 0.05 - 0.09，这取决于用于测量颜色的技术。在NGC 5946中，恒星含量可能会有类似的径向变化;然而，这个星团的综合J-K颜色随半径保持不变，并且在去除最亮的分辨恒星后，可以看到颜色梯度与NGC 7099相反。明亮的巨星分支星的相对密度在距离NGC 5946中心30弧秒内也保持不变。因此，可以得出结论，NGC 5946不包含类似于NGC 7099和其他核心坍缩后的星团的恒星含量梯度。
1995-05-24 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars IV: The Extended Structure of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal
我们提出了一个大面积的小熊座dSph测光调查。我们确定了从dSph中心延伸到~3度的UMi巨星候选者。与以前的星表相比，在潮汐半径的UMi表明，我们的光度光度分类是100%准确的。在大部分的调查区域，还可以识别出与UMi相关的蓝色水平分支恒星。UMi巨星和BHB星的空间分布非常相似，两颗恒星的大部分样本都位于UMi的潮汐半径之外。在UMi潮汐半径范围内的等密度等值线图揭示了两个形态学特征：（1）dSph星的最高密度偏离了外部等密度等值线的对称中心。(2)外部轮廓的整体形状呈现S形。我们发现，以前确定的国王配置文件与~50'潮汐半径不适合我们的UMi星的分布。具有较大潮汐半径的King剖面产生合理的拟合，但是指数为-3的幂律提供了半径> 20 '的更好拟合。UMi恒星的存在距离银河系的核心很远，其潮汐半径内的dSph的特殊形态，以及其表面密度分布的形状都表明UMi由于银河系的潮汐影响而显着进化。然而，光靠UMi恒星的光度数据并不能确定候选的潮外恒星现在是否是未绑定的，或者它们是否仍然绑定在扩展的暗物质晕内的dSph上。（节录）
2002-11-25 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars XI: The Tidal Tails of the Carina Dwarf Spheroidal and the Discovery of Magellanic Cloud Stars in the Carina Foreground
一个新的大面积华盛顿M，T_2 + DDO 51过滤器调查超过10 deg^2船底座dSph星系周围揭示了光谱证实的幂律径向密度“突破”船底座巨星人口延伸几度中央国王轮廓。麦哲伦望远镜的MIKE光谱学确定了船底座恒星的存在，至少是其中心King极限半径r_lim的4.5倍，并且主要沿着船底座的长轴。为了保持这些恒星与dSph的结合，需要一个M/L > 6，300 M/L_sun的整体船底座质光比。MIKE速度，补充了来自存档VLT+GIRAFFE频谱（r<=r_lim）的约950个额外的隆凸场速度，证明了几乎恒定的隆凸速度色散，刚好超过r = r_lim，以及更大半径处的上升速度色散和速度剪切。总之，观测证据表明，所发现的扩展船底座人口代表潮汐碎片从dSph。在距船底座中心较大角半径的65颗巨星候选者中，有94%的候选者获得了MIKE谱，它们要么与船底座有关，要么与第二个新发现的弥散但径向速度相干（速度色散为9.8 km·s^-1）的前景晕系统有关。第二个逆行速度星群中的15颗恒星（1）平均金属丰度比船底座高约1 dex，（2）颜色和星等与大麦云（LMC）的红色团块一致。在连接船底座和大麦哲伦星云的区域中，额外的巨星候选者光谱显示了大麦哲伦星云和逆行船底座移动群之间的平滑速度梯度。我们的结论是，我们发现麦哲伦恒星几乎两倍（22度）从大麦哲伦星系中心比以前已知的。
2006-05-03 astro-ph
Surface Imaging by Microlensing - Exploring Depth in Stellar Atmospheres
引力微透镜是一种研究遥远恒星表面的新技术。一个质点透镜，通常是一颗来自星盘的低质量恒星，通常会解析银河系凸起中红巨星的表面，并将其亮度放大10倍或更多。这些事件现在可以实时检测，并可以通过精确的光度测量和光谱学进行跟踪。通过微透镜成像恒星的动机在于其独特的能力，提供光谱诊断线的中心到边缘的变化。这种变化映射成恒星大气层深度的变化-这是一个独特的和非常有价值的约束，用于模拟红巨星大气层的结构。我们说明了最近成功的观测活动的技术，并讨论了当前恒星模型的影响。
1998-01-23 astro-ph
Wide Field CCD Surface Photometry of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472 in the Virgo Cluster
本文介绍了室女星系团中最亮的成员--巨型椭圆星系NGC 4472的深宽视场（16 '.4 × 16'.4）华盛顿CT 1 CCD表面测光。我们的数据覆盖了比以往任何CCD测光更广泛的领域，以及更深入。NGC 4472的表面亮度轮廓不能很好地用单一的King模型拟合，但它们可以近似地用两个King模型拟合：内部和外部区域有单独的模型。外部区域的表面亮度轮廓也可以近似地通过deVaucouleurs定律拟合。在NGC 4472的3'范围内有一个明显的负颜色梯度，在这个意义上，颜色随着半径的增加而变得更蓝。对于$Δ\log r =1$，该区域的颜色梯度的斜率被导出为$Δμ(C-T_1)$ = -0.08 mag arcsec $^{-2}$，其对应于$Δ$ [Fe/H] $= -0.2$ dex的金属丰度梯度。然而，随着半径超过3 '，表面颜色逐渐变红。比较了NGC 4472的C像和T1像的结构参数，发现等时线和等照度线的椭圆形状差别不大。此外，还测定了NGC 4472的光度参数和结构参数。
2000-01-03 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars VIII: The Extended Structure of the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
（节略）我们探索了玉夫座矮球状（dSph）星系中恒星在7.82 deg^2区域内的空间分布。我们通过Washington M，T_2+ DDO 51测光和蓝水平支（BHB）星群识别红巨星支（RGB）开始，以绘制dSph的空间结构。光谱观测到的玉夫座候选恒星的一个子集产生系统日心速度为v_{hel} =110.43 km/s，与以前的研究很好地吻合，和一个全球速度色散为sigma_v=8.8 km/s，可能会略高于0.4 r_{lim}。在M~19的极限下，我们发现94%的光度选择的玉夫座巨星候选者与光谱测量是运动学相关的，10颗恒星中有4颗没有被光度选择，我们的候选者样本可能是非常纯净的。我们非常小心地评估光度计样品中的污染背景水平，以确保准确的密度分布。这些评估验证了我们在RGB和BHB样本中检测到的玉夫座恒星的恒星密度相当大，达到了我们调查区域的极限。我们发现Sculptor密度分布在~60 arcmin内与极限半径r_{lim} = 79.6的King分布很好地拟合，超过该范围发生幂律分布的“中断”。这一突破人口必须要么是一个绑定组的“晕星”周围的雕塑dSph或未绑定的潮汐碎片。后者得到了二维分布分析的支持，如果为真，则意味着Sculptor的分数质量损失率为~0.042 Gyr^{-1}。最后，可能更多的贫金属RGB星（根据颜色和星等选择）的中心集中程度明显较低，因此，构成…
2005-08-02 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
Giant Lyman-alpha nebulae around z>2 radio galaxies: evidence for infall
我们提出了一个调查到强大的射电星系在高红移的边到边的不对称性之间的可能关系，了解这些来源的几何形状，方向和气体动力学的目标。我们的样本由11个射电星系组成，在2.3<z<3.6之前已知有巨大的，运动学上静止的星云。我们确定了几个相关的不对称性：在最亮的射电喷流和热点的一侧，（i）运动学静止星云的红移最高，（ii）Ly-alpha相对于其他谱线和连续谱线更亮，（iii）射电频谱最平坦，（iv）射电结构具有最高的偏振。这些不对称性被发现是相关的无线电臂长度不对称性或亮度不对称的紫外光发射材料。射电亮度不对称性和静止气体径向速度之间的相关性似乎也存在于0<z<1的强大射电星系中。总的来说，这些不对称性最自然地解释为方向的影响，与静止的星云在下降：这是第一次研究区分旋转，下降，外流和混乱的运动场景的运动学静止的发射线星云周围强大的活动星系核。
2006-11-24 astro-ph
Searching for MACHOs in Galaxy Clusters
如果星系团的暗物质是以致密物体的形式存在的，那么它将在遥远光源的光变曲线中引入波动。目前在星系团中寻找MACHO的重点是监测附近系统后面的类星体。本文研究了这种密集星群对巨型引力透镜弧表面亮度分布的影响。由于微透镜光学深度在这些簇中是显著的，因此预期的波动是显著的并且是可观察的。专注于在阿贝尔370看到的巨大的弧，我们证明了几个“极端”的事件将是可见的HST观测在两个时代的比较。利用NGST，长期监测应该揭示电弧表面上无处不在的亮度闪烁。
2000-08-10 astro-ph
The Massive Stellar Population in a Nearby Massive Low Surface Brightness Galaxy
我们使用WFPC2和F555W和F814W滤光片观测了最近的已知大型低表面亮度（LSB）星系UGC 2302。UGC 2302是一个典型的大LSB星系，因此是详细研究恒星星族的好选择。大的LSB代表了一个极端的恒星形成环境，无论是在其盘内的局部，还是在更大的尺度上，通常居住在宇宙的低密度区域。解析这样一个星系的基本恒星成分可以提供恒星如何在低金属量但富含气体的环境中形成和演化的关键信息。我们首次解决了大质量恒星和红巨星分支的尖端。
2000-09-20 astro-ph
The Surface Brightness and Colour-Magnitude Relations for Fornax Cluster Galaxies
本文介绍了用密歇根柯蒂斯施密特望远镜观测的天炉座星系团中心区域190个星系的BVI测光。在我们的数据中，星系团成员表现出很强的表面亮度-星等关系：无论是巨椭圆星系还是矮椭圆星系，其表面亮度都随着光度的降低而降低。然而，表面亮度-星等关系不再是一个可靠的方法，用于确定在表面亮度微弱于22 mag/sq. arcsec的集群成员。新发现的超致密矮星系（UCD）远离正常的表面亮度-星等关系。我们提出的颜色-星等关系的113个星系团作为一个函数的形态类型的样本。UCD也不在这种关系的轨迹上。它们的平均V-I色比光度相似的矮星系更红，但与NGC 1399相关的球状星团相似。UCD在表面亮度和颜色星等图上的位置支持了它们是潮汐剥离有核矮椭圆星系的残余的假设。
2003-05-19 astro-ph
Using weak MgII lines to chart Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的检测，基于HST和凯克数据，在类星体PKS 0454+039的Ly-alpha森林中的两个特殊的吸收体。这些云，在红移z=0.6248和0.9315分别，显示MgII和FeII的吸收线除了Ly-alpha线。基于光电离模型，这些被推断为被星系际紫外背景光电离，HI柱密度在15.8 < N（HI）< 16.8的范围内。此外，如果假设重元素的相对丰度与我们银河系的耗尽云相似，这两种吸收体的丰度都大于太阳值，这是与类星体无关的吸收体的独特情况。我们初步认为，这些吸收体可能选择巨大的低表面亮度星系。
1998-10-12 astro-ph
Giant cavities, cooling and metallicity substructure in Abell 2204
我们目前的结果，从深钱德拉和XMM牛顿观测的放松X射线发光星系团阿贝尔2204。我们在不同距离尺度上探测到了团内介质中的金属丰度不均匀性，从中心含有数倍于10^7兆太阳的铁的~12 kpc增强区到半径为400 kpc的区域，超过了数倍于10^9兆太阳。从X射线图像中减去平均表面亮度分布图，得到星团北部和南部的两个表面亮度凹陷。它们的形态与在团簇核心中观察到的空洞相似，但它们的半径分别为240 kpc和160 kpc，总焓为2 × 10^62 erg。如果它们是化石射电泡，那么它们的浮力时标意味着总的机械加热功率为5 × 10^46 erg/s，这是已知的最大的射电泡加热功率。更有可能的是，它们是过去许多泡沫累积的结果。从能量上讲，这是更可行的，因为这些区域的焓可以在大约2 Gyr的时间内对抗该集群中500 kpc半径的X射线冷却。星团的核心还含有5 ~ 7个半径约为4kpc的表面亮度凹陷，这些凹陷与观测到的射电辐射无关。如果它们是由原子核产生的气泡，它们太小了，无法平衡核心中一个数量级的冷却。然而，如果无线电轴接近视线，投影效果可能会掩盖更多的正常气泡。使用RGS光谱，我们检测到FeXVII线。光谱拟合显示温度低至~0.7 keV;因此，集群显示的X射线温度范围至少为15倍。低温气体的量与65 Msun/yr的质量沉积速率一致。
2008-11-05 astro-ph
Dwarf Elliptical Galaxies in the M81 Group: The Structure and Stellar Populations of BK5N and F8D1
我们已经通过两个M81 dE组的F555 W和F814 W滤波器获得了HST WFPC 2图像：BK 5 N和一个新系统，命名为F8 D1。由此产生的色星等图显示了红巨星分支的上两个星等。表面亮度和总星等的测量结果表明，BK 5 N和F8 D1具有相似的中心表面亮度（分别为24.5和25.4等/角秒^[2]），但F8 D1的长度尺度更大，导致其亮度比BK 5 N高出3等。BK 5 N符合本星系群矮椭圆星系定义的中心表面亮度与绝对星等的关系，而F8 D1则不符合。F8 D1的中心表面亮度比关系式预测的更亮，类似于在室女座发现的大型低表面亮度矮星系。巨分支的平均颜色被用来确定每个星系的平均丰度。F8 D1是一个更明亮的星系，它的金属含量（[Fe/H] ~ -1.0）明显高于BK 5 N（[Fe/H] ~ -1.7）。BK 5 N和F8 D1的绝对星等和金属丰度的关系都依赖于本星系群矮椭圆星系。然而，就中心表面亮度和金属丰度之间的关系而言，BK 5 N仍然遵循本群矮星，而F8 D1则明显偏离了这一关系。这表明发光物质的总量比发光物质的表面密度在控制金属富集方面更重要。我们还讨论了中等年龄的恒星，并在F8 D1中记录了一个球状星团。（已编辑）
1997-10-27 astro-ph
WN1626+5153: A Giant Radio Galaxy from the WENSS survey
一个角延伸为18.4角分的FRII射电源是在韦斯特博克北部巡天中发现的，该巡天正在325兆赫进行。这个源在$z=0.056$处用Mrk 1498标识，表明其预计延伸为1.6 \h 50\ Mpc。Mrk 1498的光谱具有典型的窄线射电星系的发射谱线; H $α$是唯一允许的具有微弱宽分量的谱线。这一发现表明，WENSS在低频下对几分钟尺度的低表面亮度特征具有良好的灵敏度，特别适合于提供定义明确且相对较大的巨型射电星系样本。这些样本的未来定义将对我们理解巨型射电星系非常重要。
1996-08-06 astro-ph
Radio Observations of AGN in Low Surface Brightness Galaxies
本文介绍了低表面亮度巨星系核低频射电连续辐射研究的初步结果。我们绘制了发射图，并搜索了与活动星系核活动相关的射电瓣/喷流等扩展特征。LSB星系在恒星形成方面很差，与附近明亮的螺旋星系相比，通常进化较少。本文介绍了3个星系的低频观测结果：PGC 045080在1.4GHz，610 MHz，325 MHz，UGC 1922在610 MHz和UGC 6614在610 MHz。使用GMRT进行观察。在所有三个星系中检测到并绘制了射电核心和扩展结构;扩展发射可能与AGN活动相关的喷流/叶有关。我们的研究结果表明，虽然这些星系是光学昏暗，他们的核可以主机活动星系核是明亮的无线电域。
2007-07-24 astro-ph
Kinematically quiet halos around z~2.5 radio galaxies. Keck spectroscopy
利用高信噪比Keck II和VLT长缝光谱技术对10个高红移射电星系（z~2.5）中的扩展气体进行了运动学研究。除了典型的高表面亮度运动学扰动区域（FWHM和速度变化>1000 km/s），我们发现在所有物体中，巨大的低表面亮度晕显示出安静的运动学，具有典型的发射线FWHM和速度变化数百km/s。巨大的晕圈通常延伸超过100千秒差距，有时甚至超过射电结构。它们的发射线光谱是典型的高红移活动星系。连续体也经常被检测到。在距活动核数十千秒差距处，晕中富集有重元素。类星体连续体是沿射电轴的静止晕电离的主要来源。在所有天体中探测到巨大的静止晕，表明它们可能是高红移射电星系的共同成分。射电星系似乎嵌在光晕中。本文还讨论了晕的性质、起源和宇宙学意义。
2003-09-01 astro-ph
High Metallicity Mg II Absorbers in the z < 1 Lyman alpha Forest of PKS 0454+039: Giant LSB Galaxies?
我们报告发现两个铁组增强高金属含量镁II吸收剂在搜索通过28莱曼阿尔法森林云沿PKS 0454+039视线。根据我们的研究和测量的z ~ 1处的W_r（Mg Ⅱ）≤ 0.3 A吸收体和Lyman α吸收体的红移数密度，我们认为大约5%的z < 1处的Lyman α吸收体表现出“弱”Mg Ⅱ吸收，其5 σ W_r（2796）检测限为0.02 A。这两个吸收体的红移分别为z = 0.6248和z = 0.9315，它们的W_r（Lya）分别为0.33和0.15。根据光电离模型，推断H I柱密度在15.8 <= log N（HI）<= 16.8 cm^-2的范围内。对于z = 0.6428的吸收体，如果其丰度模式是太阳能，则该云的[Fe/H] > -1;如果其气相丰度与银河系中耗尽云的丰度相同，则推断[Fe/H] > 0。对于z = 0.9315的吸收体，金属丰度为[Fe/H] > 0，无论丰度模式是太阳能还是遭受贫化。对PKS 0454+039场的成像和光谱研究显示，在这些红移处没有候选的发光物体。我们讨论了这些Mg II吸收体可能出现在“巨”低表面亮度星系中的可能性，这些星系在其扩展盘中的[Fe/H] >=-1，甚至[Fe/H] >= 0。我们初步认为，这些“弱”镁II吸收剂的很大一部分可能会选择低表面亮度星系到z ~ 1。
1998-01-14 astro-ph
New Near-Infrared Surface Brightness Fluctuation Models
我们提出了新的理论模型在近红外表面亮度波动。我们展示了近红外亮度波动特性在大年龄和金属丰度范围内的时间演化，即，对于单年龄、单金属丰度的恒星星族，Z/Zsun=1/50 ~ Z/Zsun=2.5。所有的恒星模型都遵循从零年龄主序到大质量恒星的中心碳点火，或到低质量和中等质量恒星的渐近巨星分支阶段的热脉冲制度的结束。新的模型与观测到的近红外波动的绝对幅度和颜色的麦哲伦星云星团和天炉座星系的样本进行了比较。对于年龄小于~3 Gyr的星团，在很宽的恒星星族金属丰度范围内，预测的近红外涨落特性与观测结果符合得很好。然而，对于较老的星团，观测到的和预测的近红外亮度波动之间的一致性取决于如何估计表面亮度的绝对星等。计算的模型集不能同时匹配观测到的近红外波动绝对幅度和颜色。我们认为，观测到的差异之间的预测和观测到的旧MC超星系团的属性更可能是由于观测的原因。
2005-11-30 astro-ph
New Optical and Near-Infrared Surface Brightness Fluctuations Models. II. Young and Intermediate Age Stellar Populations
我们提出的理论表面亮度波动（SBF）振幅的年轻和中等年龄（$25 Myr \leq t \leq 5 Gyr$），和$Z=0.0003$，0.001，0.004，0.008，0.01，0.02，和0.04的单次爆发恒星星族。我们注意到热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）星的贡献。沿着TP-AGB阶段的质量损失的情况下，预测的SBF的变化的敏感性进行检查。低于0.6- $1 Gyr$，光学和NIR SBF模型都表现出对年龄和质量损失的强烈依赖性。我们还评估了SBF振幅使用蒙特卡罗技术再现的随机变化的恒星数量经历明亮和快速的演化阶段（红巨星分支，AGB，TP-AGB）。我们提供了最微弱的实际恒星星族的综合通量的限制，以获得可靠的和有意义的SBF测量。本文分析了一种从单个恒星的光度测量中获得星团SBF振幅的方法，并估计了由于统计效应而可能影响该方法的不确定性。利用哈勃空间望远镜的观测资料，首次获得了11大麦云（LMC）富星星团的光学SBF测量结果，这些星团的年龄从几个$Myr$到几个$Gyr$不等。测量结果成功地与我们的SBF预测进行了比较，从而与金属丰度$Z = 0.0001$-0.01的模型有很好的一致性。为了正确地再现大麦哲伦星系团的光学SBF数据，需要将质量损失作为TP-AGB恒星光度的幂律函数。我们提出了如何克服SBF模型在再现麦哲伦星云星团的近红外SBF测量的细节的一般问题。
2005-09-01 astro-ph
On the relation between circular velocity and central velocity dispersion in high and low surface brightness galaxies
为了研究圆速度Vc和球状分量σ c的中心速度色散之间的相关性，我们分析了40个高表面亮度盘状星系（HSB）、8个巨大低表面亮度旋涡星系（LSB）和24个具有平坦自转曲线的椭圆星系的圆速度Vc和中心速度色散之间的相关性。我们发现，在速度色散低至σ_c~ 50 km/s时，Vc与σ_c的关系是线性的，而在σ_c> 80 k/ms时，以前的工作采用的是幂律关系。在Vc-σ_c平面上，具有Vc的椭圆星系和具有Vc的HSB星系在动力学模型上或直接由HI旋转曲线导出的椭圆星系遵循同样的关系。相反，LSB星系遵循不同的关系，因为它们中的大多数相对于HSB星系表现出更高的Vc（或更低的sigma_c）。这反对在LSB星系的暗物质晕的径向密度剖面中重子坍缩的相关性。（节略）
2005-03-31 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
The Morphology of Low Surface Brightness Disk Galaxies
我们目前的$UBVI$和H $α$图像的低表面亮度（LSB）盘星系的样本。这些星系一般都是晚期类型的，如果它们能被合理地分类的话。然而，它们不是侏儒，本质上是巨大而明亮的。LSB星系的形态讨论的物理解释的哈勃序列。相对于天空背景，具有高对比度的Galerkin比那些在照相底片上仅仅表现为模糊斑点的Galerkin更容易被精细地打印出来。这导致哈勃序列的阶段是非线性的，在这个意义上说，大的形态类型的区别是高表面亮度螺旋之间只有小的物理差异存在，和小的形态区别是低表面亮度星系之间，即使大的物理差异存在。许多LSB星系缺乏在更高表面亮度螺旋中显眼的旧红盘。从$U$到$I$，它们的形态在所有谱带中都惊人地相似，这表明它们是非常均匀的恒星星族，缺乏发育良好的巨分支。这些特性以及它们非常蓝色的颜色表明，LSB星系比表面亮度高的星系相对年轻。这些LSB星系中有几个看起来非常年轻（$\simlt 1$ ~Gyr），因此可能代表了原星系的局部例子。
1995-01-23 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
Bright Giant Pulses from the Crab Nebula Pulsar: Statistical Properties, Pulse Broadening and Scattering due to the Nebula
我们报告的观测螃蟹巨脉冲与澳大利亚望远镜紧凑阵列和基带记录系统，同时在两个频率，1300和1470兆赫。这些观察结果对振幅\ga 3 kJ y和宽度\ga 0.5 $μ$ s的脉冲敏感。我们的分析导致在3个小时内检测到700多个这样的明亮的巨脉冲，并使用这个大样本，我们研究了它们的振幅，宽度，到达时间和能量分布。在我们的数据中检测到的最亮脉冲具有$\sim$ 45 kJ y的峰值幅度和$\sim$ 0.5 $μ$ s的宽度，因此推断出的亮度温度为$\sim 10^{35}$ K。巨脉冲发射的持续时间通常为$\sim$ 1 $μ$ s，然而其也可以长达10 $μ$ s。高时间分辨率（128 ns）的脉冲形状显示出丰富的多样性和复杂性的结构，并以异常低的散射程度为标志。我们讨论了由于星云散射的可能影响，以及潜在的结构和电子密度。
2008-01-02 astro-ph
