An Unusual Discontinuity in the X-ray Surface Brightness Profile of NGC 507: Evidence of an Abundance Gradient?
我们目前的结果，从45 ksChandra/ACIS-I观测附近的（$z=0.01646$）NGC 507集团。该组的外部区域的X射线表面亮度分布很好地描述了等温$β$ -配置文件与早期ROSAT观测一致。我们发现NGC 507的径向表面亮度轮廓55 kpc E和SE中有一个锐边或不连续性，它覆盖了一个$\sim125^\circ$弧。在不连续性的最尖锐部分，表面亮度在6.9 kpc的距离上以$\sim$ 2的因子下降（$\sim 15''$）。内部和外部的气体温度跨越不连续性的差异只有约0.2千电子伏（内部和外部的气体温度分别为1.2和1.3千电子伏）。频谱分析表明，有一个大的梯度，在整个不连续性的元素丰度，并与低分辨率NVSS无线电地图的比较表明，不连续性与低表面亮度射电瓣对齐。我们的结论是，这种不连续性的出现是由于高丰度物质从星系中心通过扩大的射电瓣传输的结果，类似于{ \em Chandra}对英仙座A和长蛇座A的观测中看到的结构。
2003-04-21 astro-ph
The Distance to the Coma Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们报告的第一个确定的距离后发座星系团的基础上获得的表面亮度波动（SBF）测量哈勃空间望远镜WFPC 2观测的明亮的E0星系NGC 4881后发座星系团和地面观测的标准E1星系NGC 3379在狮子座-I组。基于I波段波动幅度I（SBF）的相对距离强烈依赖于恒星星族的金属丰度和年龄。然而，已发表的Mg_2梯度很好地描述了两个巨型椭圆星系NGC 3379和NGC 4881的恒星星族的径向变化，并利用NGC 3379中几个径向点的I（SBF）的地面测量结果，用Mg_2指数校准了I（SBF）。假设到NGC 3379的距离与Leo-I群的平均SBF距离相同，将其与NGC 4881的新SBF测量结果结合起来，得到后发座星系团的距离为102+-14 Mpc。结合彗发的宇宙后退速度（7186 ± 428 km/s），我们得到哈勃常数为H_0 = 71 ± 11 km/s/Mpc。
1997-04-28 astro-ph
Distances to six Cepheids in the LMC cluster NGC1866 from the near-IR surface-brightness method
利用近红外表面亮度技术计算了大麦云星云中年轻星团NGC 1866中六颗造父变星的距离。有六颗恒星在完全相同的距离，我们可以直接测量方法的内在不确定性。我们发现标准差为0.11等，比误差估计大两到三倍，更符合Barnes等人（2005）的贝叶斯统计分析估计。使用所有六个距离估计值，我们确定未加权平均聚类距离为18.30+-0.05。观测结果表明，NGC 1866与LMC主体的距离接近。如果我们使用Gieren等人（2005）提出的p因子对周期的更强依赖性，我们发现距离为18.50 ± 0.05（内部误差），银河系和MC造父变星的PL关系非常一致。
2005-10-06 astro-ph
The Surface Brightness Fluctuations and Globular Cluster Populations of M87 and its Companions
利用HST WFPC-2图像中的表面亮度波动，我们确定M87，NGC 4486 B和NGC 4478都位于~16 Mpc的距离，而NGC 4476位于~21 Mpc的背景中。我们还使用存档的HST场研究了M87的球状星团。我们检测到双峰的颜色分布，并发现红色峰值相对于蓝色峰值的幅度是最大的中心附近。这一特征与椭圆星系形成的合并模型非常吻合，其中一些星系团起源于祖先星系，而另一些则是在合并过程中形成的。
1997-12-29 astro-ph
Detection of Surface Brightness Fluctuations in NGC 4373 Using the Hubble Space Telescope
利用哈勃太空望远镜（HST）上WFPC-2仪器的行星照相机拍摄的边缘采样深度图像，已经探测到三个椭圆星系-狮子座星系团的NGC 3379，室女星系团的NGC 4406和Hydra-Centaurus超星系团的NGC 4373的表面亮度波动（SBF）。的波动图像的功率谱是很好的拟合的经验模型的点扩散函数（PSF）构建使用点源在该领域中确定。恢复了NGC 3379和NGC 4406先前的地基SBF测量，从而证明了WFPC-2的行星照相机使用SBF技术测量距离的能力，尽管图像的边缘采样。由于在所有三个星系的未解决的源的剩余方差是只有2-5%的检测到的波动信号，这证实了HST成像的优势，在最大限度地减少这种SBF校正的不确定性。广泛的一致性检查，包括使用替代软件包进行的独立SBF分析，表明我们的内部不确定性< 0.02等。NGC 4373的波动幅度为I814 bar = 31.31 +/- 0.05等，对应的距离模数为DM = 32.99 +/- 0.11。这意味着该星系的速度为415 +/- 330 km/s，小于由D_n-sigma关系导出的速度。这些结果表明，功率的修复后HST测量距离的椭圆星系在显着的红移使用SBF技术。
1998-09-21 astro-ph
The low surface brightness dwarf members of nearby groups of galaxies
我们提出的光度和光谱的调查结果在附近的团体和穷人集群的宽领域。主要目标是识别和表征低表面亮度矮星系的性质，并确定Mv>-13的星系光度函数。我们测量了星系团NGC 6868（望远镜座）、NGC 5846、HCG 42、Hydra I、Dorado和V和I中的贫星系团IC 4765的面积（通常为0.1- 1.0平方度）。在这项工作中，我们提出的结果和分析的光度和光谱进行了四组：HCG 42，NGC 6868，NGC 5846和IC 4765。在这些星系群中，我们发现了数百个新的低表面亮度矮星系。分析了它们的空间分布、颜色、星系光度函数等性质。
2003-03-19 astro-ph
Structural parameters for globular clusters in NGC 5128. III. ACS surface-brightness profiles and model fits
我们基于F606 W波段的HST/ACS成像，给出了巨大椭圆星系NGC 5128中131个亮度为10^4 - 3 x 10^6太阳光的球状星团候选者的内表面亮度轮廓。几个结构模型适合于每个集群的配置文件，并结合人口合成模型的质光比，以获得一个目录的基本结构和动力学参数的形式平行的目录最近产生的McLaughlin & van der Marel和Barmby等人。GC和大质量的年轻星团在本星系群星系。作为其中的一部分，我们提供了NGC 5128中另外18个簇的校正和扩展参数估计，这是我们以前观察到的。我们发现，像银河系中的GC和它的一些卫星，在NGC 5128中的大多数球状星团都很好地符合各向同性威尔逊模型，它具有本质上更多的膨胀信封结构比标准的国王降低等温球。我们使用我们的模型来预测样本中每个集群的内部速度分散。这些预测同意一般与观察到的分散体在少数集群的光谱数据。在随后的论文中，我们使用这些结果来研究NGC 5128中GC的标度关系。
2007-11-14 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
UBVI Surface Photometry of the Spiral Galaxy NGC 300 in the Sculptor Group
我们提出了UBVI表面测光20。5X20 NGC 300是一个晚型螺旋星系。为了了解NGC300的形态特征和光度分布特征，我们导出了等照度图、表面亮度剖面、椭圆率剖面、位置角剖面和颜色剖面。通过合并我们的表面亮度测量与Boeker等人（2002）基于哈勃空间望远镜观测的I波段数据，我们得到了合并的I波段表面亮度轮廓。“02 < r < 500”，并将轮廓分解为三个部分：核，凸起和指数盘。
2004-04-02 astro-ph
On the Neutral Gas Content and Environment of NGC 3109 and the Antlia Dwarf Galaxy
作为对附近星系持续调查的一部分，我们以前所未有的速度分辨率和亮度灵敏度绘制了低表面亮度的中性气体含量，麦哲伦型星系NGC 3109及其环境，包括Antlia矮星系。NGC 3109的HI质量被测量为（3.8 +/- 0.5）x 10^8 Msun。在HI发射图像中以扩展的低表面亮度特征的形式检测到NGC 3109的盘中的实质性翘曲。我们报告在HI中探测到附近的Antlia矮星系，并测量其总中性气体质量为（6.8 +/- 1.4）x 10^5 Msun。我们发现NGC 3109的翘曲与Antlia矮星系中的气体处于完全相同的径向速度，并推测Antlia在过去的一次温和的遭遇~1 Gyr期间扰动了NGC 3109的盘。HI数据的背景中检测到的另外八个星系。
2001-07-25 astro-ph
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Distances to the Hydra and Coma Clusters
我们对后发座星系团中的NGC 4889以及长蛇座星系团中的NGC 3309和NGC 3311进行了红外表面亮度波动（SBF）距离测量。我们明确地修正了来自球状星团、背景星系和剩余背景方差对波动的贡献。我们测量到NGC 4889的距离为85 +/- 10 Mpc，到Hydra星团的距离为46 +/- 5 Mpc。采用后发座7186 +/- 428 km/s和长蛇座4054 +/- 296 km/s的后退速度，得到平均哈勃常数H_0 = 87 +/- 11 km/s/Mpc。残余方差的校正是所测量的SBF信号的重要部分，并且，如果被低估，将使我们的测量偏向于较小的距离和较大的H_0值。哈勃太空望远镜上的NICMOS和带有新红外探测器的大口径地面望远镜都将使精确的SBF距离测量达到100 Mpc或更高。
1998-07-31 astro-ph
Scale Lengths in Disk Surface Brightness as probes of Dust Extinction in 3 Spiral Galaxies: M 51, NGC 3631 and M 100
我们测量了附近三个正对着的螺旋星系M51、NGC 3631和NGC 4321（M100）在光度带B到I中的径向亮度分布，只增加了M51的K带。测量是通过在三种模式下对每个波段中物体的光度图像中的圆盘上的二维表面亮度进行方位平均来进行的：（a）整个圆盘上，（b）单独的旋臂上，以及（c）单独的臂间区域上。从这些配置文件的尺度长度推导出比较示意性指数盘模型纳入星际尘埃。这些模型在处理辐射转移时包括了吸收和散射。模型拟合表明，在尘埃中的臂比臂间区表现出更大的光学深度。在V中，被每个星系中心3个尺度长度范围内的尘埃熄灭的恒星光的平均比例在任何一个星系中都不会超过20%。我们表明，这一结论也是有效的模型具有类似的总数量的灰尘，但这是集中在车道。这些也可以解释观察到的尺度长度及其变化。
1996-02-19 astro-ph
Surface Photometry of Star Clusters in the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205
本文给出了近距离矮椭圆星系NGC185和NGC205星团的表面测光结果，它们是由深HST WFPC2F555W（V）和F814W（I）图像获得的。我们获得了NGC 185中六个星团、NGC 205中七个星团和NGC 205中一个最近发现的非恒星天体的表面亮度和颜色剖面。其中10个星团的表面亮度分布符合King模型，4个星团的表面亮度分布符合幂律。在符合King模型的星团中，有三个星团存在潮汐尾。
2001-09-14 astro-ph
NIR surface photometry of a sample of nearby spiral galaxies
介绍了一个观测方案的第一批结果，该方案的目的是在近红外光谱中绘制一个面-螺旋星系的样本。本文给出了样品中前十个星系的表面测光。在宽带$J$（1.2 $μ$ m）和$K_{s}$（2.2 $μ$ m）滤波器中采集数据。主要根据光源的大小和亮度选择光源，以适应1.5米卡洛斯·桑切斯望远镜（西班牙特内里费）上CAIN二维近红外相机的特点。主要的科学目标是提供一个全面和统一的数据库的主要结构和光度参数的样品成员从近红外表面光度。为此，对每个星系图像进行椭圆等照度线拟合，以提取有关其形态成分的大小和位置的信息，并提供方位角平均径向亮度分布。然后使用每个分量的亮度分布的分析函数来匹配该轮廓，并且从全局拟合获得其函数参数。NGC 3344，NGC 3686，NGC 3938，NGC 3953，NGC 4254，NGC 4303，NGC 4314，NGC 5248，NGC 6384和NGC 7479的数据。
2003-08-04 astro-ph
The early-type galaxies NGC 1407 and NGC 1400 - I: spatially resolved radial kinematics and surface photometry
这是一个系列的第一篇论文，重点是研究两个早型星系NGC 1407和NGC 1400的恒星形成和演化历史。它们是NGC 1407（或波江座-A）星系群中最亮的两个星系，这是作为星系群演化多波长研究（GEMS）的一部分而研究的60个星系群之一。在这里，我们提出了新的高信噪比长缝光谱数据在ESO 3.6米望远镜和高分辨率多波段成像数据从HST/ACS和宽视场成像斯巴鲁Suprime-Cam。我们的空间分辨积分光谱达到0.6（NGC 1407）和1.3（NGC 1400）的有效半径。测量运动学参数v（rot）、sigma、h3和h4的径向轮廓。表面亮度轮廓拟合不同的星系光模型和颜色分布分析。对多波段图像进行建模，得到等照度线形状参数和剩余星系图像。表面亮度轮廓拟合的参数用于估计NGC 1407中心可能存在的超大质量黑洞的质量。星系被发现是旋转支持，并有一个平坦的核心在表面亮度剖面。椭圆形等照度线在所有的半径和没有精细结构的剩余星系图像中检测到。从我们的结果中，我们也可以排除NGC 1400，NGC 1407和星系际介质之间可能的相互作用。我们估计NGC 1407星系中的超大质量黑洞的质量为1.03 × 10^9 M（太阳）。
2008-01-14 astro-ph
A Direct Distance to the LMC Cepheid HV 12198 from the Infrared Surface Brightness Technique
我们报告的第一个应用程序的红外表面亮度技术的造父变星在大麦云，变量HV 12198在年轻的球状星团NGC 1866。从这一颗恒星，我们确定到星团的距离模数为18.42 ± 0.10（随机和系统不确定性）。当NGC 1866中更多造父变星成员的结果可用时，我们希望用这种技术得到到LMC的距离，精度为± 3- 4%，包括系统误差。
2000-03-15 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
On the remote Galactic globular cluster NGC 2419
本文利用B，V，I时间序列CCD测光方法对银河系球状星团NGC 2419进行了近10年的深（V ~ 26）观测，观测范围超出了星团的潮汐半径。我们已经确定了101颗变星，其中60颗是新发现的，是已知的天琴座RR型变星的两倍，包括12颗SX型凤凰星。天琴座RR型恒星的平均周期（分别<Pab>为0.662 d和<Pc>0.366 d）以及在周期振幅图中的位置都证实了NGC 2419是一个奥斯特霍夫II星团。天琴座RR星的平均视星等为<V>=20.31 +/- 0.01（sigma=0.06，67颗星），导致距离模数（m-M）o=19.60 +/- 0.05。色星等图，在星团关闭点以下约2.6等，没有显示出多个恒星星族的明确证据。在r~ 10.5 '处发现了星团星，可能在r~ 15'处发现了星团星，这表明文献中的潮汐半径可能被低估了。在数据中没有明确检测到潮汐外结构。NGC 2419有许多蓝色离散星和一个从天琴座RR星延伸到一个以“蓝钩”结尾的极蓝色尾巴的人口稠密的水平分支，这是该星团中首次发现。红巨星分支是狭窄的，排除了显着的金属丰度分布。我们的研究结果似乎不赞成将NGC 2419解释为具有河外起源或被银河系潮汐破坏的矮星系的残余。
2007-08-02 astro-ph
Galaxies with a Central Minimum in Stellar Luminosity Density
我们使用HST WFPC2图像来识别六个早型星系，这些星系的表面亮度分布在其中心附近的有限半径范围内向内减小。这些星系的光度密度分布在其核心破裂半径的内部具有局部极小值。NGC 3706拥有一个高表面亮度的星光环，半径约为20 pc。它的中心结构可能与双核星系M31和NGC 4486B有关。NGC 4406和NGC 6876的核心几乎是扁平的，但在仔细观察时，核心是凹陷的。两个星系的颜色暗示这不是由于尘埃吸收。这两个星系的表面亮度分布与恒星环面一致，比NGC 3706中清晰定义的系统更加弥散。剩下的三个星系是A260、A347和A3574中最亮的星系团。这些天体没有颜色信息，但它们的核心与NGC 4406和NGC 6876非常相似。NGC 3706中的薄环可能是耗散性形成的。其他五个星系类似于两个无气体恒星系统合并的模拟终点，每个星系都有一个巨大的核黑洞。在这种情况的一个版本中，当最初与一个黑洞结合的恒星被第二个黑洞潮汐剥离时，就会产生弥漫的恒星环面。或者，一些向内递减的表面亮度剖面可能反映了合并过程中产生的双星黑洞硬化过程中恒星从核心喷出的情况。
2002-06-07 astro-ph
The brightness of SN 1991T and the uniformity of decline-rate and colour corrected absolute magnitudes of supernovae Ia
我们目前的距离NGC 4527，主星系的Ia型SN 1991 T，测量表面亮度波动。这颗超新星被贴上了“特殊”的标签，这是因为它的光谱行为和相对于其他超新星的明显过光度。它到NGC 4527的距离模数为30.26+-0.09，也就是到SN 1991 T的距离模数为30.26+-0.09。这个相对较短的距离在很大程度上消除了与其他具有类似光变曲线特征的Ia超新星的差异，也消除了将SN 1991 T解释为超克拉塞卡爆炸的动机。然而，红化的不确定性导致绝对星等的显著不确定性。
2000-11-23 astro-ph
NGC 6397: A case study in the resolution of post-collapse globular cluster cores
基于Fokker-Planck模拟的模型表面亮度剖面已被用来评估Lauzeral等人（1992）的球状星团NGC 6397的高分辨率表面亮度剖面。在核心半径为0.06 pc（6“）的重力热振荡的最大膨胀阶段，该轮廓与模型拟合良好，但不能排除未解决的核心。在高度演化的星系团中，包括大量的原始双星，也会有这样大小的核心。一个更大的星团将提供更好的统计数据，恒星的数量也是如此。其他球状星团的距离更远，以及恒星计数的要求，将需要非常高分辨率的观测来确定这种大小的核心。
1993-07-15 astro-ph
Non-Parametric Dynamical Analysis of Globular Clusters: M15, 47~Tuc, NGC~362, and NGC~3201
利用成员星的径向速度和星团表面亮度剖面，非参数化地确定了球状星团M15（NGC 7078）、47~Tuc（NGC 104）、NGC~362和NGC~3201的质量密度剖面和各向同性相空间分布函数$f(E)$。假设各向同性，并使用速度色散和表面亮度分布，金斯方程唯一确定的质量密度分布。在两个中心聚集的星系团M15和47~Tuc中，我们发现质光比（M/L）在1 \arcmin附近达到最小值，并向星系团中心增加超过4倍。对于两个中心集中度较低的集群，M/L一直单调下降到中心。所有四个集群都表现出M/L在其外部部分的增加。如果M/L的变化是由于不同质量恒星之间的能量均分，那么我们将中心的增加归因于大质量残余，而外部的增加归因于低质量恒星（m $<0.3$ M $_\odot$）。通过应用局部热力学平衡的粗略近似，我们推导出每个星系团的现今质量函数。在中心2- 3秒差距内，0.7- 1.5 M $_\odot$天体提供了星团质量的大部分。这篇论文是在一个uuencoded压缩tar文件（260 kb）。
1994-08-26 astro-ph
GALEX observations of the UV surface brightness and color profiles of the Local Group elliptical galaxy M32 (NGC221)
M32是仙女座螺旋星系的紧密椭圆星系伴星系，由银河演化探测器（GALEX）在两个紫外波段拍摄，中心在~1500（FUV）和2300（NUV）。对成像数据进行了仔细的分解，以适当地解释来自M31盘的复杂背景污染。我们已经推导出表面亮度和颜色轮廓，发现在一个有效半径内Delta（FUV-B）/Delta log（r）=+0.15+/-0.03的略微正的颜色梯度。早期来自紫外线成像望远镜的数据表明，M32有一个非常大的（负的）FUV光学颜色梯度（Delta（FUV-B）/Delta log（r）<-2），相对于在巨型椭圆星系中看到的大多数梯度而言，这是颠倒的。我们的新结果表明，尽管M32的紫外线上升非常低，但它的紫外线特性与在明亮的椭圆星系中观察到的紫外线特性相似。
2004-11-11 astro-ph
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia. XI. SN 1998aq in NGC 3982
在2000年3月至5月期间，哈勃太空望远镜对NGC 3982进行了重复的成像观测，间隔时间为53天。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1998 aq的宿主。总共有26颗造父变星候选者被确定，周期从10天到45天不等，使用测光与DoPHOT计划。NGC 3982的去红距离是根据这些数据使用各种标准来估计的，以最大化信噪比和可靠性：值在31.71和31.82之间，每种情况下的平均值的不确定性通常为+/- 0.14等。使用HSTphot光度法进行的平行分析发现了13个变量，产生的距离模量为31.85 +/- 0.16。最终采用的模量为（M-m）_0 = 31.72 +/- 0.14（22 +/- 1.5 Mpc）。利用文献中的1998 aq光度测量法，结合NGC 3982的距离计算出这颗超新星的峰值绝对星等。M_V的下限（在宿主星系内没有消光）是-19.47 +/- 0.15等。对衰减率和内禀色进行了修正，将其带入Parodi等人（2000）的简化系统。得到的光度与先前用造父变星校准的8颗正常Ia超新星的平均值完全一致。基于假定的LMC距离模为18.50，它们一起产生H_0 ~ 60 +/- 2（内部）km s-1 Mpc-1。我们指出，纠正一些系统误差，并包括不确定性估计，由于他们导致H_0 = 58.7 +/- 6.3（内…
2001-07-19 astro-ph
A counterrotating central component in NGC 5728
利用I波段测光和近红外Ca II三重态长缝光谱观测，对棒星系NGC 5728的恒星运动学进行了详细的研究。对恒星视线速度分布（LOSVD）的分析表明，在棒的中心区域，存在一个冷的（v/sigma~2.5）逆时针$S$形速度分量，该分量在中心4 kpc处与一个较暗和较热的（v/sigma~0.5）逆旋转分量共存。在距核4kpc以外的地方，LOSVD显示了恒星棒的运动学.速度分量的径向表面亮度轮廓与I波段图像的比较表明，反向旋转的核心遵循r^（1/4）轮廓，而S形分量不遵循扁棒表面亮度轮廓。几种可能的方案占这样的运动学签名发现在中心的酒吧在NGC 5728进行了讨论。
1999-03-17 astro-ph
Hipparcos calibration of the peak brightness of four SNe Ia and the value of Ho
依巴谷几何模型使我们能够校准造父变星周期光度关系，并计算17个星系的真实距离模量。在这17个星系中，我们选择了那些产生Ia型超新星的星系。我们发现了1895 B和1972 E的母星系NGC 5253，1937 C和1981 B的母星系IC 4182和NGC 4536。我们利用现有的B波段光度测定法测定了这四个Ia超新星的峰值亮度。我们得到< M_{B}（MAX）> = -19.65 \pm 0.09。然后，我们建立了一个57个超新星Ia的样本，以绘制哈勃图并确定其零点。我们的结果（ZP_{B} = -3.16 \pm 0.10）与其他测定结果一致，并使我们能够导出以下哈勃常数：Ho = 50 \pm 3（内部）km.s^-1.Mpc^-1。
1997-12-10 astro-ph
Does low surface brightness mean low surface density?
我们比较了两个星系在Tully-Fisher关系上相同位置的动力学性质，但具有不同的表面亮度。我们发现，低表面亮度星系UGC 128具有更高的质光比，但质量密度低于高表面亮度星系NGC 2403。这对于气体表面密度、恒星表面密度和总质量密度都是正确的。
1996-07-08 astro-ph
The Mid-Infrared Color of NGC 6946
我们分析了NGC 6946的新中红外图，以了解7至15微米发射的颜色比例的变化。我们的初步研究结果是，这种中红外颜色是非常恒定的武器和臂间区域之间，并作为半径的函数在磁盘中，不包括核区域。当表面亮度的范围超过一个数量级并且半径从大约0.5到3 kpc时，颜色比率保持恒定到大约+/-20%。我们的解释是：（1）来自OB星的硬紫外辐射并不主导中红外辐射的颗粒的加热;（2）表面亮度变化主要是由盘中的表面填充分数和星暴环境中的辐射强度增加驱动的，例如NGC 6946的核。
1996-10-29 astro-ph
Deep Intermediate-Band Surface Photometry of NGC 5907
我们用施密特望远镜、大幅面CCD和中心波长为6660 A和8020 A的中波段滤光片获得了NGC 5907的非常深的曝光。这两个滤镜是15个滤镜组的一部分，是定制设计的，以避免最亮（和最可变）的夜空线，结果是我们的图像比宽带滤镜拍摄的图像更深，天空噪音更低。我们的观测误差在6660 A图像中为29.00 mag/arcsec-2（R波段= 28.7），在8020 A图像中为27.4 mag/arcsec^2（与I波段相同的零点）。NGC 5907的亮度比R = 27等角秒^还要微弱，其表面亮度非常不对称，大部分都是在星系中面的西北侧。这种不对称性排除了我们看到的微弱表面亮度的来源。相反，这种不对称性可能是一种人为现象，这是由于来自该星系周围微弱环的光（如Shang et al. 1998，ApJL 504，23所述）和来自恒星的微弱水平的残余表面亮度的组合，我们的恒星掩蔽程序无法完全消除。与Morrison等人和其他工作者对NGC 5907的表面光度测量结果的良好一致性使我们得出结论，他们的数据在微弱的水平上受到环形光和恒星掩蔽程序的残余效应的影响。对Morrison等人和Sackett等人发表的图像的检查证实了这一点。因此，我们得出结论，NGC 5907没有一个微弱的，扩展的晕。
1999-02-19 astro-ph
Tidal Interaction of M32 and NGC 205 with M31: Surface Photometry and Numerical Simulations
我们调查的相互作用的历史的M31子集团的星系通过比较其最近的两个卫星，M32和NGC205，与N体模拟卫星的破坏表面测光。最近在M31的外晕中发现了一个巨大的流，显然指向M32和NGC 205，这使得这样的研究特别相关。本研究的观测部分是以M31为中心并覆盖两颗卫星的1.7x5.0度B波段和I波段CCD镶嵌图像为基础的。该项目的模拟部分是基于对单组分球形模型卫星的分析，这些卫星通过与母星系的相互作用而被潮汐破坏。模拟的一般特征包括在大半径处的表面亮度轮廓中的过量、在中间半径处的耗尽区、以及与亮度轮廓中的中断一致的等照度线伸长和扭曲。卫星M32和NGC 205在B和I波段上一致地显示了这些特征，强烈暗示了潮汐的相互作用和可能的M31剥离。我们讨论这些观测到的特征可以告诉我们关于卫星的轨道参数和历史。特别是，M32被发现是在一个高度偏心的轨道上，远离近心点。调查M32的高表面亮度和低光度（紧凑的椭圆星系的标志）的不寻常的组合，我们得出结论，经验的理由，M32是不太可能是一个潮汐剥离正常椭圆星系的剩余核心已经建议，而是它的前身是内在的紧凑。
2002-04-15 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
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia. X. SN 1991T in NGC 4527
在1999年4月至6月期间，哈勃太空望远镜对NGC 4527进行了重复的成像观测，间隔时间为69天。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1991 T的宿主，它表现出相对不寻常的行为，在最大光附近有一个异常的光谱，并且比原型的正常超新星Ia有一个缓慢的光变曲线。总共有86颗变星被认为是造父变星，周期从7.4天到超过70天不等。用DoPHOT程序测光，确定了造父变星的去红距离模为（m-M）_0 = 30.67 +/-0.12（内部不确定度），其红化参数和误差参数是安全的。用ROMAFOT光度计对造父变星进行平行分析，得到（m-M）_0 =30.82 +/- 0.11.最终采用的模量为（m-M）_0 =30.74 +/- 0.12 +/- 0.12（d=14.1 +/- 0.8 +/- 0.8 Mpc）。SN 1991 T的光度数据与造父变星到NGC 4527的距离结合使用，得到这颗超新星的绝对星等M_V^0（max）= -19.85 +/- 0.29。相对较大的不确定性是对超新星变红的估计范围的结果。因此，SN 1991 T被认为只是比光谱正常的超新星的平均亮度略亮（约0.3等），尽管不能排除高达0.6等的星等差异。
2000-12-01 astro-ph
Far Infrared Imaging of NGC 55
我们目前的图像星系NGC 55在24，70，和160微米获得的斯皮策多波段成像光度计（MIPS）仪器搭载斯皮策太空望远镜。新的图像以前所未有的细节显示了远红外发射，并表明红外形态与较短波长的红外形态有很大不同。银河系中最明亮的发射区域在24微米处被边缘解析，并且在光学和近红外线中与峰值发射有近520 pc的投影分离。这个区域在24微米处占总辐射的9%，可能是一个年轻的恒星形成区域。我们表明，这和其他紧凑的来源占总的24微米的排放量的1/3以上。我们计算出NGC 55的总红外光度为1.2*10^9 L_sun。我们的测量结果暗示恒星形成速率为0.22 M_sun/yr。我们证明，冷尘埃比暖尘埃在NGC 55更广泛的短轴尺度高度分别为0.32，0.43和0.49千秒差距在24，70和160微米，分别。尘埃温度图显示了与24微米表面亮度相关的温度范围，从低表面亮度区域的20 K到高表面亮度区域的26 K。
2004-06-07 astro-ph
Asymmetric, arc minute scale structures around NGC 1275
ROSAT HRI观测显示，在英仙座星系团的主要星系NGC 1275周围，X射线表面亮度在$\sim$ 5角分以内存在复杂的亚结构。在距NGC 1275一定距离处，这种变化的典型幅度约为方位平均表面亮度的30%。我们认为，这个子结构可能与NGC 1275过去的活动有关。相对论等离子体的气泡，被喷流膨胀，被浮力强迫上升，与周围的团内介质（ICM）混合，然后扩散。气泡的整体演化可能类似于在强大的大气爆炸期间热气泡的演化。从气泡膨胀的时间尺度与气泡的上升时间的比较，以及从观测到的取代热气体的射电瓣的大小，可以推断出NGC 1275的活性核在相对论等离子体中释放的能量。近似建模意味着在过去$\sim 3~10^7$年中平均的$10^{45}$ erg s $^{-1}$数量级的核电输出。这与同一时期X射线辐射的能量相当。用Chandra和XMM对X射线结构的形态、温度和丰度分布的详细测量可以验证这一假设。
2000-02-18 astro-ph
Quasars and Galaxy Clusters Paired Across NGC 4410
目的是调查NGC 4410/Mrk 1325周围的天空区域，寻找与这个活跃的双核星系有物理联系的物体。我们使用存档的数据来研究明亮的中央星系60'内物体的位置，亮度，X射线特性和红移。研究发现，在NGC 4410上排列着一对类星体，如果从其中被弹射出来，它们具有相等而相反的弹射速度，并且非常接近类星体的量子化Karlsson红移峰。X射线源和阿贝尔星系团在高红移出现拉长沿远离NGC 4410的方向。
2006-05-18 astro-ph
Infall of the Elliptical Galaxy NGC 1404 into the Fornax Cluster
We use three Chandra observations, totalling 134.3 ks, to constrain the dynamical motion of NGC1404 falling towards the dominant elliptical NGC1399 through the Fornax ICM. NGC1404's surface brightness profile shows a sharp edge \~8 kpc from its center in the direction of NGC 1399, characteristic of jump-like temperature and density discontinuities from ram-pressure stripping of the galaxy gas. We find the temperature of the galaxy gas inside the edge is \~2.8 times cooler (kT=0.55^{+0.01}_{-0.02} keV; abundance A = 0.73^{+0.65}_{-0.16} solar) than the cluster gas (kT,A = 1.53^{+0.10}_{-0.13} k…
2004-08-09 astro-ph
Towards an Understanding of the Mid-Infrared Surface Brightness of Normal Galaxies
我们报告了IC 10，NGC 1313和NGC 6946的中红外颜色和表面亮度分析，这三个星系是在红外空间天文台正常星系重点项目下研究的邻近星系。使用LW 2（6.75 μ）和LW 3（15 μ）ISOCAM滤光片获得了这些近正面晚型星系的< 9角秒（170 pc）分辨率的图像。虽然它们的整体I_nu（6.75 mu）/I_nu（15 mu）通量比与正常星系相似，但在中红外表面亮度下，它们的色比变化趋势明显。我们发现，I_nu（6.75 mu）/I_nu（15 mu）~< 1只发生在强加热活动的区域，在那里连续上升到15微米，多环芳烃的破坏可以发挥重要作用。颜色表面亮度趋势的形状似乎也取决于电离辐射的硬度，达到二阶。我们讨论了这些发现的背景下的两个组件模型的阶段的星际介质，并建议恒星形成强度在很大程度上是负责中红外线表面亮度和正常星系内的颜色，而尘埃柱密度的差异是主要的驱动程序之间的磁盘正常星系的中红外线表面亮度的变化。
1999-08-09 astro-ph
The puzzling dynamical status of the core of the globular cluster NGC 6752
我们使用高分辨率WFPC 2-HST和地面宽视场图像来确定星系团NGC 6752的重心，并构建了一个扩展的径向密度和亮度轮廓，包括第一次，在非常内部的区域详细的恒星计数。钱德拉探测到的9个最里面的X射线源的重心距离新的重心只有1.9”。中心区域的密度和亮度轮廓都是双King模型的最佳拟合，表明NGC 6752正在经历一次核心坍缩后的“反弹”。利用我们的新的光学数据，我们讨论了令人困惑的性质所显示的加速度在这个集群中检测到的最里面的毫秒双星。我们讨论了加速的两种可能的起源：1）星系团的引力势，它要求星系团中心的质量与光的比值为6-7量级，并且在星系团NGC 6752内部的0.08pc内存在几千个太阳质量的低光度物质; 2）脉冲星动力学的局部扰动的存在，例如最近提出的中等质量（100- 200兆太阳）的双星黑洞。
2003-06-06 astro-ph
NGC 1427A - an LMC type galaxy in the Fornax Cluster
我们发现，天炉座不规则星系NGC 1427 A在很多方面都是大麦云云的孪生兄弟。基于B，V，I和H alpha图像，我们发现以下内容。该星系的光主要由西南部的高表面亮度区域所控制，这些区域被OB协会和H II区域的半环所叠加，表明最近的恒星形成。主恒星的颜色是（V-I）= 0.8等和（B-V）= 0.4等，与大麦哲伦星系的颜色相当。主体北面的低表面亮度云以及西面的LSB尾具有更典型的蓝色致密矮星系的颜色（V-I = 0.2等）。我们确定了一个平均年龄<2 Gyr（假设LMC金属丰度）的候选星系团系统，该系统包括迄今为止在本星系群外观测到的不规则星系中最丰富的星系团系统。在X射线波段，NGC 1427 A的光谱相对较软且复杂。
1997-07-14 astro-ph
Continuous star cluster formation in the spiral NGC 45
我们测定了低表面亮度螺旋星系NGC 45中52个质量小于10^6太阳质量的星团的年龄。这些候选者中有四个是位于核球中的老球状星团。其余的年龄跨度很大。星系团的年龄表明了一个连续的恒星/团簇形成历史，没有爆发的证据，这与该星系位于玉夫座星系群外围相对平静的环境相一致。
2005-08-31 astro-ph
Variable Stars in the Field of Young Open Cluster NGC 581
本文介绍了在年轻的疏散星团NGC 581中寻找变星的结果。经过19个夜晚的观测，发现了6颗新的变星。其中两个是食双星系统。另外两颗被发现的变星很可能是伽玛多尔型。在我们的观测过程中，位于我们视野中的一颗已知Be星显示出不规则的亮度变化，这是这类恒星的典型特征。第六颗变星是一颗脉动的红巨星。
2002-04-16 astro-ph
Intermediate-band Surface Photometry of the Edge-on Galaxy: NGC 4565
利用中国国家天文台兴隆站0.6米施密特望远镜上的大面阵CCD系统，在北京-亚利桑那-台北-康涅狄格（BATC）6660 A波段上，拍摄了一幅近星系NGC 4565的42.79小时深像。我们得到了一张最终图像，该图像在零点处被校准到精度为0.02 mag，并且我们可以在6660 A的27.5 mag arcsec^-2的表面亮度下测量星系表面亮度，其精度为0.25 mag，对应于距盘中心22 kpc的距离。NGC 4565在我们的滤波器中的积分星等为m6660=8.99（R星等为9.1），表面亮度为28 mag arcsec-2。我们分析了这个星系的微弱的外部使用一个二维模型由三个组成部分：一个指数薄盘，一个指数厚盘，和幂律晕。在我们的模型中总共包含了12个参数。我们通过10，000个随机初始值确定模型参数的最佳值，其中3，700个收敛到最终值。我们在这里确定的薄盘和厚盘参数是一致的，与以前的研究该星系。然而，我们非常深的图像允许更好地确定幂律拟合晕，将幂律限制在r^-3.2和r^-4.0之间，最佳拟合值为r^-3.88。我们发现晕的轴比为0.44，其核心半径为14.4 kpc（采用的距离为14.5 Mpc）。
2001-11-22 astro-ph
Cepheid Calibration of the Peak Brightness of SNe Ia -- IX. SN 1989B in NGC 3627
在1997/98年，在58天的时间间隔内，对NGC 3627与HST进行了重复的成像观测。在F555 W波段的12个历元和F814 W波段的5个历元上获得图像。该星系是Ia型超新星SN 1989 B的原型，也就是“标准分支”。共发现83个变星，其中68个是确定的造父变星，周期从75天到3.85天不等。利用红化参数和误差参数都是安全的造父变星数据子集，确定去红化距离模为（m-M）_0= 30.22+/-0.12（内部不确定度）。Wells等（1994）的光度数据，结合NGC 3627的造父变星数据，给出SN 1989 B的M_B（max）= -19.36+/-0.18和M_V（max）= -19.34+/-0.16。结合本程序中前六次校准，加上其他人确定的两次额外校准，在<M_B><M_V>校准程序的这一过渡阶段，“分支正常”超新星Ia的最大平均绝对星等分别为= -19.48 +/-0.07和= -19.48 +/-0.07。重新研究了蓝Ia超新星M（max）与衰变率、最大色和哈勃型的第二参数相关。<M（max）>对衰减速率的依赖性是非线性的，显示出衰减速率在1.0< Delta m_15 <1.6之间的最小值。经衰变率校正的星等显示不依赖于哈勃类型，但依赖于颜色。用衰变率数据校正34个Ia型超新星的基准样品和当前8个校准Ia型超新星的衰变率和颜色的相关性，得…
1999-04-28 astro-ph
WIYN Integral-Field Kinematics of Disk Galaxies
我们已经完成了一个新的光纤阵列，SparsePak，优化WIYN望远镜的扩展源的低表面亮度研究。我们现在使用这个阵列作为测量引擎的速度和速度色散场的恒星和电离气体在盘星系从高到低的表面亮度。在这里，我们提出了调试数据的速度椭球体，表面密度和质光比在两个蓝色，高表面亮度，但小磁盘。如果我们的初步结果能够通过进一步的观测和更复杂的分析，那么NGC 3949的sigma_z/sigma_R>> 1，意味着强烈的垂直加热，而NGC 3982的圆盘基本上是次最大的。这些星系与银河系明显不同，但在高红移时更容易被看到。
2002-01-24 astro-ph
A photometric catalogue of the Coma cluster core
我们获得了后发座星系团的V波段CCD图像的镶嵌图，覆盖了星系团中心星系NGC 4889和NGC 4874周围大约0.4度$^2$的区域。另外一幅$\sim$ 90弧分$^2$的图像是在NGC 4839附近的西南区域拍摄的。我们导出了一个包含7023个星系和4096颗恒星的星表，其中包括位置、中心表面亮度和等光度线V $_{26.5}$等。我们估计，数据是完整的V $_{26.5}\sim$ 22.5和表面亮度极限检测值为$μ$ $\sim$ 24 MAG/arcsec $^2$。在本文中，我们提出的目录（仅以电子形式提供），以及有关的数据减少和计算参数的质量的步骤的详细说明。
1996-08-23 astro-ph
NGC 300: an extremely faint, outer stellar disk observed to 10 scale lengths
我们用双子座南8米望远镜上的双子座多目标摄谱仪（GMOS）在特殊条件下（0.6 "半高宽视宁度）对玉夫座星系NGC 300的外星盘进行了两个位置的观测。在我们的点源检测阈值r '= 27.0（3-sigma）mag时，我们追踪恒星盘到半径为24'，或2.2 R_25，其中R_25是25 mag/arcsec ** 2等照度半径。这相当于这个低光度螺旋（M_B =-18.6）中的10个标度长度，或者在造父变星距离为2.0 +/-0.07 Mpc时约为14.4 kpc。背景星系数来自最外层的区域，这些都在哈勃深场平均调查数的10%以内。光度分布是很好地描述了一个核加上一个简单的指数分布到10个光学标度长度。我们在55%的完整性下达到30.5 mag/arcsec ** 2（2-sigma）的有效表面亮度，这是光盘的已知径向范围的两倍。这些能级是非常微弱的，因为在B或V中等效的表面亮度大约是32 mag/arcsec ** 2。我们没有发现恒星盘被截断的证据。只有恒星计数才能可靠地追踪到如此微弱的水平，因为表面测光最终受到非恒星辐射源的限制。在附录中，我们得到了一个这样的源的预期表面亮度：在外盘星光的尘埃散射。
2005-03-23 astro-ph
Discovery of a Transient X-ray Source in the Compact Stellar Nucleus of NGC 2403
本文报道了在晚型旋涡星系NGC 2403的动力学中心发现了一个与核星团一致的X射线源。该源的X射线亮度在0.5-8.0 keV波段的探测水平以下（约1 e35 erg/s）到7 e38 erg/s之间变化，时间间隔小于2个月。X射线光谱与由多个黑体组成的吸积盘模型很好地拟合，物理上对应于大于约5个太阳质量的致密物体质量。没有脉动，也没有非周期性的行为是明显的，在其X射线光曲线上的短时间尺度的个人观察。该源的X射线性质更类似于M33中的核源X-8，被认为是一个低质量的X射线双星，然后是NGC 4395中的低光度活动星系核。核星团的亮度为MI-11.8等，是典型的晚型螺旋星团，但它的有效半径r_e12秒差距比平均值大几倍，表明它是一个相对松弛的星团，中心大质量天体的可能性很低。该星团的质量为3e 6太阳质量，根据观测到的颜色和亮度估计年龄为1.4 Gyr。
2007-02-28 astro-ph
Variable stars in the field of open cluster NGC 6939
本文介绍了用波兰哥白尼大学天文台的90/180 cm施密特-卡塞格伦望远镜和保加利亚罗真国家天文台的70/172 cm施密特望远镜对1 Gyr年龄的疏散星团NGC 6939进行CCD测光的结果。探测到22颗变星，其中4颗是已知的。发现了四个食双星系统（3个分离双星和1个接触双星）是星团的成员。对接触双星V20亮度的分析强烈支持它与星团的距离为1.74 +/- 0.20 kpc。NGC 6939中的接触双星数量很少，这也证实了该星系团的年龄相对年轻。
2007-11-30 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
A G1-like globular cluster in NGC 1023
利用哈勃空间望远镜拍摄的两组图像分析了NGC 1023中一个非常明亮（MV = -10.9）的球状星团的结构。通过仔细模拟King轮廓与星团图像的拟合，得出核心半径为0.55+/-0.1 pc，有效半径为3.7+/-0.3 pc，中心V波段表面亮度为12.9+/-0.5 mag / square arcsec。这使得这个星团比半人马座欧米茄更紧凑，但与M31中最明亮的球状星团非常相似，G1 = Mayall II。NGC 1023中的星团看起来非常扁平，椭圆率约为0.37，甚至高于欧米茄Cen和G1，与大麦云中最扁平的星团相似。
2001-07-03 astro-ph
Nuclear Brightness Profiles of Merger Remnants: Constraints on the Formation of Ellipticals by Mergers
我们提出了一个HST/NICMOS计划的初步结果，图像合并残留在J，H和K波段。大多数样本星系的核亮度轮廓与椭圆星系的典型轮廓相似，但有些（包括经过充分研究的NGC 3921和7252）在小半径处具有异常高的光度密度。这与N体模拟的预测一致，即气体在合并过程中流向中心并形成新的恒星。
1999-10-14 astro-ph
An Initial Look at the Far Infrared-Radio Correlation within Nearby Star-forming Galaxies using the Spitzer Space Telescope
我们对四个邻近的、近面对面的星系（NGC 2403、NGC 3031、NGC 5194和NGC 6946）的恒星形成盘内的远红外射电相关性进行了初步研究。使用斯皮策MIPS成像和WSRT无线电连续数据，观察斯皮策红外附近星系巡天（SINGS）的一部分，我们能够探测的变化，在对数24亩/22厘米（q_24）和70亩/22厘米（q_70）的表面亮度比在每个磁盘在sub-kpc尺度。我们发现，随着表面亮度的下降和半径的增加，q_24和q_70降低的一般趋势。q_24和q_70与表面亮度的趋势附近的剩余色散小于q_24和q_70与半径的趋势附近的剩余色散，平均约为0.1 dex，表明恒星形成点的分布在确定红外/射电盘的外观方面比盘的指数分布更重要。我们还使用图像涂抹技术对宇宙射线电子（CRe^-）扩散进行了初步的唯象建模，并发现平滑红外图可以改善其与射电图的相关性。指数核函数往往比高斯核函数更好地工作，这表明除了三维空间中的简单随机游走扩散之外，其他过程也会影响CRe^-s的演化。两个不太活跃的恒星形成星系（NGC 2403和NGC 3031）的最佳拟合平滑核比那些更活跃的恒星形成星系（NGC 5194和NGC 6946）有更大的尺度长度。这种差异可能是由于最近的CRe^-注入星际介质（ISM）的星系有很大的静态磁盘的相对不足。
2005-11-21 astro-ph
Structures in surface-brightness profiles of LMC and SMC star clusters: evidence of mergers?
大麦哲伦星云和小麦哲伦星云有丰富的双星星团，预计会有一些合并。对单簇、二元簇和合并候选簇的特征刻画是非常重要的。我们在每个星云中选择了一个星团样本。用丹麦ESO 1.54米望远镜对25个SMC和22个LMC星团进行了表面测光。首次观察到23个集群。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（1987，EFF）的数据，推导出结构参数，光度和质量。我们还使用等照度图来约束候选簇的相互作用。{The结构参数、光度和质量与文献值吻合较好。样本中的三个二元簇具有双重轮廓。四个星系团（NGC 376，K 50，K 54和NGC 1810）没有同伴，并提出了重要的偏离EFF配置文件。目前的样品包含蓝色和红色的麦哲伦星系团。在一些蓝色簇中检测到扩展的EFF配置文件。我们发现的证据表明，从身体的EFF配置文件的重要偏差可能会被用作一种工具来检测集群合并。
2008-04-25 astro-ph
