半人马座A群矮星系的演化

半人马座A及其附近星系群矮不规则星系的星际介质氧丰度

Interstellar Medium Oxygen Abundances of Dwarf Irregular Galaxies in Centaurus A and Nearby Groups

我们目前的光谱的35个H II区域的半人马座A组的8个矮星系的结果。在ESO 272-G 025和ESO 324-G 024中检测到[O III]4363 A，直接氧丰度分别为12+log（O/H）= 7.76 +/- 0.09和7.94 +/- 0.11。对于其余的星系，丰度是使用常见的亮线方法得出的。为了比较星系群环境对矮星系的影响，我们还从文献中收集了来自Cen A和Sculptor星系群的其他矮不规则星系的数据。我们已经研究了氧丰度，气体分数，有效化学产额，和潮汐指数之间可能的关系。尽管大的正潮汐指数的一些Cen A矮星在本样本中，有没有明确的分离星系之间的正潮汐指数和星系的光度金属，金属气体分数，和金属潮汐指数图中的负潮汐指数。H I表面质量密度随着正潮汐指数的增加而减小，这在强潮汐遭遇中是预期的。在各自星系群中，氧的丰度或产量与星系的投影距离之间没有明显的趋势。我们还提供了附近三个不规则星系：DDO 47、NGC 3109和六分仪B中13个H II区的光谱。对于DDO 47，H II区SHK 91 No. 18的[O III]4363氧丰度（7.92 +/- 0.06）与最近公布的值一致。对于六分仪B，H II区SHK 91 No.5的[O III]4363氧丰度（7.80 +/- 0.13）与已发表的工作一致，其中O^+丰度完全由[O II] 7320，7330通量确…

在半人马座星系团中寻找超致密矮星系

A search for ultra-compact dwarf galaxies in the Centaurus galaxy cluster

目的：将超致密矮星系（UCD）的研究扩展到已研究得很好的天炉座和室女星系团之外。研究方法：我们用VIMOS@VLT测量了半人马座星系团（d= 43 Mpc）中心区域约400个19.2 < V < 22.4等的致密候选天体的光谱红移。候选者的光度范围包括明亮的球状星团（GC）和天炉座和室女座的UCD。结果如下：我们确认了27个致密天体的星团成员，它们的绝对星等范围为-12.2 < M_V < -10.9等，但可能由于观测的不完整性，我们没有发现与天炉座和室女座中两个非常大而明亮的UCD（M_V=-13.5等）对应的天体。致密天体的星等和空间分布与GC星族一致。它们的运动学和空间分布将它们与中央星系联系在一起，而不是与整个星系团的潜力联系在一起。致密天体的平均金属丰度与富含金属的球状星团子群一致。具有高S/N光谱的紧凑物体显示出太阳[α/Fe]丰度，与典型的矮椭圆星系值一致，而不像星系核球球状星团。基于HST对8个致密天体的子样本的大小估计显示，存在一个非常大的天体，其半光半径r_h约为30 pc，M_V=-11.6 mag（~10^7 M_sun）。这个来源显示了超太阳[alpha/Fe]丰度。另外七个源仅略大于r_h在4至10 pc范围内的典型GC。结论：我们认为，在我们的研究中发现的最大的紧凑型物体是唯一真正的UCD。为了提高我们对半人马座UCD的理解，我们的调查完整性的显着增加…

三个星系团的ASCA温度图：Galerkin Abell 1060、AWM7和半人马座星系团

ASCA Temperature Maps of Three Clusters of Galaxies Abell 1060, AWM7, and the Centaurus Cluster

我们提出了两维温度图的三个明亮的星系团阿贝尔1060，AWM 7，和半人马座星系团，多点观测的基础上ASCA GIS。通过考虑XRT响应从硬度比导出温度。对于半人马座星系团，我们使用之前的ASCA和ROSAT结果减去了中心冷分量，并在AWM 7和半人马座星系团中观察到的金属丰度梯度被包括在推导温度中。Abell 1060和AWM 7的团内介质从中心到外围区域几乎是等温的，温度分别为3.3和3.9 keV。半人马座星系团在距离中心30'的范围内有明显的热区，温度比周围的3.5keV升高了+0.8keV，而外围的冷区温度则降低了-1.3keV。这些结果意味着半人马座在最近的2-3 Gyr发生了强烈的合并，并且中心冷分量幸存了下来。相反，Abell 1060中的气体在早期混合良好，这可能阻止了中心冷分量的发展。在AWM 7中，气体的混合应该发生在金属富集时代之前。

从表面亮度波动到半人马座星系团及其子成员的距离

Distance to the Centaurus cluster and its subcomponents from surface brightness fluctuations

利用VLT FORS 1成像数据对半人马座星系团中心区15个早型星系（3个巨星，12个矮星）的I波段表面亮度起伏（SBF）进行了测量。从SBF到我们样本星系的距离，我们确定半人马座星系团的距离为41.3 +/- 2.1 Mpc（33.08 +/- 0.11等），与“大吸引子”的距离大致相同。我们发现Cen 30和Cen 45两个子分量之间的距离差为0.27 +/- 0.34等，排除了两个分量被哈勃流距离分开的可能性。发现两个组成部分的中心星系NGC 4696（Cen 30）和NGC 4709（Cen 45）之间的距离差为0.48 +/- 0.21等，这是由它们各自球状星团系统的不同翻转星等支持的。这表明Cen 45正在落入Cen 30，但尚未达到Cen 30，支持沿着半人马座视线的大规模灯丝的想法（Churazov等人，1999）。Cen 30样品的H_0=83.0 ± 8.3km/s/Mpc。这个数值对应的哈勃流在半人马座方向上的畸变比Tennessee等人（2000）所确定的要小得多，这意味着Tennessee等人估计的GA质量可能太高，并且/或者半人马座星系团几乎垂直于视线落入GA。由于我们的平均单次测量误差非常接近所研究星系的测量距离散射，我们只能得出半人马座星系团径向延伸的上限为+/- 10 Mpc。在11个测量到红移的星系的不确定性中，没有发现进入大吸引子的证据。

半人马座的质量

The Mass of the Centaurus A Group of Galaxies

根据30个可能的星团成员的位置和视向速度估算了半人马座A群的质量M和半径R_h。对于3.9 Mpc的假定距离，发现R_h \sim为640 kpc。Cen A群的速度频散为114 \pm 21 km/s。根据这个值，R_h = 640 kpc，维里定理得出Cen A群的总质量为1.4 \times 10^{13} M_{\sun}。投影质量法给出的质量为1.8 \times 10^{13} M_{\sun}。这些数值表明，岑A群的质量大约是本星系群的7倍。Cen A的质光比为M/L_B = 155-200（太阳单位）。星团的零速度半径R_0 = 2.3 Mpc。

半人马座和玉夫座星系群的HI巡天--对低质量星系空间密度的限制

An HI survey of the Centaurus and Sculptor Groups - Constraints on the space density of low mass galaxies

我们介绍了使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在附近的人马座A和玉夫座星系群中进行的两次21厘米HI调查的结果。这些巡天对致密的HI云和HI质量低至3E+06 Msun的星系敏感，因此是迄今为止最敏感的河外HI巡天。这些调查由稀疏分布的点组成，对天空中约2%的群体区域进行采样。我们探测到了以前已知的星系群成员，但我们没有发现新的HI云或星系，其灵敏度达到了调查的极限。如果HI质量函数在这些天体群中有一个α = 1.5的微弱的末端斜率，低于M_{HI} = 10^{7.5} Msun，我们将预期有~3个新天体。星系形成的冷暗物质理论预言，星系群中可能存在大量的低质量DM亚晕，它们可能以微小的卫星的形式出现。我们的研究结果支持并扩展了类似的结论来自以前的HI调查，HI丰富的人口这些卫星不存在。

邻近星系团II的光度函数：半人马座星系团附近星系团的红移和光度函数

The Luminosity Function of Nearby Galaxy Clusters II: Redshifts and Luminosity Function for Galaxies in the Region of the Centaurus Cluster

我们获得的光谱范围内的0.83平方度的区域为中心的半人马座星系团的核心随机样本。获得了225个星系的径向速度，其极限星等为V < 19.5。在获得速度的星系中，我们发现35%是成员星系。在这78个成员星系中，星等范围为11.8 < V < 18.5（当H_o = 70 km s^-1 Mpc^-1时，-21.6 < M_{V} < -14.9），中心表面亮度极限为μ_o < 22.5 mag arcsec^-2。我们构造了星系团的光度函数，通过使用这些光谱的结果来计算预期的比例的集群成员在每个星等仓。使用这种方法的光度函数的暗端斜率比使用统计方法校正背景星系污染获得的暗端斜率更浅。我们还使用光谱结果来定义表面亮度标准，以建立完整样品的成员资格。使用这些标准，我们发现一个光度函数非常相似的统计背景校正构建的。对于这两种情况，我们发现一个弱端斜率α ~-1.4。调整表面亮度的隶属度标准，我们发现，数据是一致的，与一个暗端斜率为-1.22或陡峭的-1.50。在本文中，我们描述了一些使用这些方法来构建星系光度函数的局限性。

半人马座A星系群中的矮椭圆星系：AM 1339-445和AM 1343-452的恒星星族

Dwarf elliptical galaxies in Centaurus A group: stellar populations in AM 1339-445 and AM 1343-452

我们研究了两个dE星系AM 1339-445和AM 1343-452的红巨星种群，目的是调查任何存在的上渐近巨星分支（AGB）恒星的数量和光度。这些星系是半人马座A星系群（D~3.8 Mpc）的成员，并被归类为半人马座A的外围（R~350 kpc）卫星星系。分析是基于近红外测光的个别红巨星，来自图像与ISAAC上的VLT。测光，以及光学数据来自WFPC 2图像检索HST科学档案，使我们能够调查的恒星星族的dEs附近的红巨星分支（RGB）的尖端。在这两个系统中，我们都发现了RGB尖端以上的恒星，我们将其解释为中等年龄的上AGB恒星。这些恒星的存在表明，在这些恒星扩展的形成类似于在许多，但不是所有的，在本星系群的恒星扩展。对于AM 1339-445，最亮的AGB上部恒星的Mbol~-4.5，而AM 1343-452的Mbol~-4.8等。这些光度表明，这些系统中最后一次重要恒星形成的年龄估计为6.5+/-1和4+/-1 Gyr。在这两种情况下，上层AGB恒星的数量表明，总恒星星族的15%是以中等年龄恒星的形式存在的，比银河系外围的dE卫星（如天炉座和狮子座I）的情况要少得多。

半人马座A群矮椭圆星系表面亮度起伏方法的检验

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。

XMM-牛顿EPIC蒙特卡罗方法在Abell 1689、RX J0658-55和半人马座星系团数据分析和解释中的应用

Application of an XMM-Newton EPIC Monte Carlo Technique to Analysis and Interpretation of Data for the Abell 1689, RX J0658-55 and Centaurus clusters of galaxies

本文提出了一种新的蒙特卡罗方法，用于研究{ \sl XMM-牛顿}上的欧洲光子成像相机（EPIC）的扩展X射线源。在一个配套文件中描述的平滑粒子推断（SPI）技术，在这里应用到星系团Abell 1689，半人马座和RX J 0658 -55（“子弹团”）的EPIC数据。我们的目的是显示这种方法的优势，同时光谱和空间建模比传统的X射线光谱分析。在Abell 1689中，我们证实了我们早期关于温度分布结构的发现，并制作了高分辨率的温度图。我们还发现了气体内部速度结构的暗示，与以前的研究结果一致。在子弹状星系团RX J 0658 -55中，我们制作了该星系团有史以来最高分辨率的温度图，使我们能够追踪星系团中子弹运动的轨迹。我们甚至在子弹内部探测到了南北向的温度梯度。在半人马座星系团中，我们通过将星系团的光度划分为气体温度的波段，发现了星系团核心东北部的一个显著特征。我们假设，这一特点是由一个子集群遗留下来的实质性合并，稍微取代了核心。我们的结论是，我们的方法是非常强大的，在确定等离子体温度的空间分布和非常有用的系统研究团簇结构。

在附近组中的两个矮S0半导体中的HI检测：ESO384-016和NGC 59

HI Detection in two Dwarf S0 Galaxies in Nearby Groups: ESO384-016 and NGC 59

使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对附近的玉夫座和半人马座A群中的10个dE/dS 0星系进行了\hi调查。Jerjen et al（1998; 2000 b）使用表面亮度波动技术得到了观测到的星系的精确距离。它们的绝对量值在$-9.5 > M_B > -15.3$范围内。10个星系中只有两个在我们的探测极限下被探测到（半人马座的$\sim 1.0 \times 10^6$ \msol和玉夫座的$\sim 5.3 \times 10^5$ \msol），半人马座A群的两个dS 0星系ESO 384 -016和玉夫座星系群的NGC 59，其\hi质量分别为$6.0 \pm 0.5 \times 10^6$ \msol和$1.4 \pm 0.1 \times 10^7$ \msol。这两个发现都是用绿岸望远镜证实的。这些小的\hi储存器可以为未来几代低水平恒星的形成提供燃料，并可以解释在探测到的星系中心看到的蓝色。与室女座dE类似，两个带有\hi的物体似乎位于群体的外围。

半人马座A中心超大质量黑洞的Gemini近红外光谱观测

Gemini Near Infrared Spectrograph observations of the central supermassive black hole in Centaurus A

南双子座上的红外光谱仪GNIRS为研究尘埃星系中的中央黑洞提供了新的可能性，这些黑洞是以前黑洞研究无法获得的。利用良好的近红外视宁度测量了半人马座A（NGC 5128）中心黑洞。我们使用2.3微米处CO带头周围的区域测量NGC 5128的恒星运动学，并使用基于轨道的模型确定黑洞质量。黑洞被认为是星系的基本组成部分，它们的演化状态似乎与它们的宿主密切相关。我们目前的知识并没有超出这一点;星系，如NGC 5128（AGN和最近的合并）可以进一步发展这一知识。然而，NGC 5128和像它这样的星系含有大量的尘埃，这阻碍了光学光谱学，使近红外测量成为一个有吸引力的选择。我们发现BH的质量为2.4e8太阳质量的一个边缘上的模型，1.8e8太阳质量的一个模型与倾角为45度，和1.5e8太阳质量的一个模型与倾角为20度。我们采用了边缘上模型的值，它具有显著较低的卡方系数。这些估计与以前的气体动力学估计是一致的，比BH质量和速度色散之间的相关性所预测的高5到10倍。如果NGC 5128最终会遵循静止星系的趋势，那么这一结果表明它的BH在其宿主成分之前首先组装。因此，NGC 5128为我们了解中心黑洞提供了一个重要的例子;这项技术可以应用于其他这样的星系，以进一步探索这个问题。

半人马座星系团核心的冷X射线发射气体

Cool X-ray emitting gas in the core of the Centaurus cluster of galaxies

我们利用XMM-牛顿反射光栅光谱仪对半人马座星系团核心的X射线辐射进行了观测。我们在四个不同的波长处清楚地检测到Fe-XVII发射，这表明在星系团的核心存在冷X射线发射气体。观察到从Fe-XVII至XXIV的Fe离子。Fe-XVII 17.1A线与15.0A线的比率和O-VII发射的极限表明，在0.3至0.45 keV（3.5至5.2x10^6 K）的发射区域内检测到的最低温度。该星团还显示出强烈的N-VII发射，这表明在其非常中心的区域，N丰度是超太阳的。Fe-XVII线的强度与太阳金属量冷却流模型在内部17千秒差距半径的比较给出了质量沉积率在没有加热的情况下为1.6-3 Msun/年。光谱拟合意味着0.4 keV以下的上限为0.8 Msun/年，0.8 keV以下的上限为4 Msun/年，1.6 keV以下的上限为8 Msun/年。该簇包含至少在0.35至3.7 keV范围内的X射线发射气体，温度为10倍以上。我们发现，最佳拟合的金属丰度较冷的组件是小于较热的，确认表观金属丰度下降内1弧分半径。

半人马座A群首次盲测HI发现的新星系

New Galaxies Discovered in the First Blind HI Survey of the Centaurus A Group

我们已经开始对整个南天进行21厘米的观测（δ< 0度，-1200 km/s < v < 12700 km/s），这是“盲”的，即不受先前光学信息的影响。在本文件中，我们报告的一个试点项目的结果，这是基于从这个全天空调查的数据。该项目在以附近的半人马座A（Cen A）星系群为中心的600平方度区域内进行，平均速度为v ~ 500 km/s。这是最近一个单独的和彻底的光学调查的主题。我们发现了10个新的星系团成员，以增加到21个星系中已知的Cen A集团：其中5个是以前未编目的星系，而5个以前已编目，但不知道与该集团有关。我们发现光学对应的所有HI检测，其中大多数本质上非常微弱的低表面亮度矮星。新的群成员增加了大约6%的HI质量和4%的光。HI质量函数是从HI的10^7 \Msun到HI的10^9 \Msun区间内的所有已知星系群中推导出来的，它的暗端斜率为1.30 +/- 0.15，这使得我们可以在95%的置信度下排除斜率为1.7的可能性。即使最低质量箱中的数字增加50%，斜率也仅增加到1.45 +/- 0.15。

在最近的两个星系群中发现大量的矮星系

Discovery of Numerous Dwarf Galaxies in the Two Nearest Groups of Galaxies

我们报告的发现，一个大的人口的矮不规则星系在两个最近的星系群以外的本星系群，雕塑和半人马座A集团（2.5和3.5百万秒差距）。在SRC J胶片上对这些群体中大约940和910平方度的总面积进行视觉扫描，以找到矮候选者。在帕克斯进行的HI巡天测量获得了红移，探测极限为4 \times 10^6 \Msun和7.8 \times 10^6 \Msun，在这两个星系群中成功探测到了33个矮星系。后续的光学测量（Halpha光谱）检测到了更多的，并确认了大部分的HI红移。在玉夫座和半人马座A中分别发现了16个和20个矮星系，其中6个是新发现的天体，另外5个有新的红移。在这两个群体中，矮成员比亮成员显示出更宽的空间和速度分布。从它们的径向速度和投影距离，我们估计的交叉时间的群体，这证实了他们还没有维里化。

扩展基线：半人马座A和草帽星系中球状星团系统的Spitzer中红外测光

Extending the baseline: Spitzer Mid-Infrared Photometry of Globular Cluster Systems in the Centaurus A and Sombrero Galaxies

介绍了NGC 5128（“半人马座A”）和NGC 4594（“宽边帽”）星系的球状星团（GC）系统的Spitzer IRAC中红外测光。现有的光学光度和光谱与这一新的数据相结合，在一个全面的光学中红外颜色目录的260 GC。经验的颜色，金属丰度的关系推导出所有的光学中红外颜色组合。这些颜色被证明是非常有效的量来测试光度预测的简单恒星星族（SSP）模型。一般来说，四个SSP模型显示彼此之间的差异较大，在蓝波长的数据，特别是在高金属丰度。当试图使用颜色-颜色模型预测来限制恒星星族的年龄时，这种差异变得非常重要。此外，从颜色-颜色图和Beasley等人（2008）的光谱年龄的91个NGC 5128 GC确定的年龄-子结构是不一致的，这表明任何由颜色-颜色分析暗示的明显GC系统年龄-子结构必须独立验证。与蓝色波段不同，某些光学到中红外的颜色对来自热水平分支恒星的通量不敏感，因此提供了一个很好的金属丰度代理。NGC 5128 GC系统在光学R波段至中红外颜色分布中显示出强烈的双峰性，因此证明它在金属丰度方面是双峰的。在这个新的颜色空间中，在NGC 5128贫金属GC数据中发现了一种颜色星等趋势，即“蓝色倾斜”。NGC 5128年轻的GC对这一趋势没有贡献。[删节]

半人马座星系团内的两相介质

Two-Phased Intra-Cluster Medium in the Centaurus Cluster of Galaxies

分析了半人马座星系团的ASCA和ROSAT数据。在10 keV以下的硬能带中发现径向亮度分布的中心过剩。这需要一个比国王型更深的中央潜能。双β亮度分布给出了一个很好的数据。在星团中心半径为30 kpc的球形区域内的解投影能谱表明ICM在那里不可能是等温的。同时拟合的三个（PSPC，GIS，和SIS）从中央3'区提取的能谱表明，一个双温度模型，温度为1.4keV和4.4keV和一个共同的金属丰度为1.0太阳与银河系吸收给出了最好的描述的光谱。冷却流谱模型没有给出令人满意的拟合。一个三维集群模型，结合两相图片，双β亮度分布，和中心金属丰度增加复制整体ASCA和ROSAT数据成功。推导出的暗物质的空间分布偏离了King型轮廓，表现出中心过剩，这与Navvaro-Frenk-White模型一致。铁的分布比恒星更广泛，这可能是由高能超新星和cD星系的运动造成的。由于冷相的温度、角幅、气体质量和金属丰度等特征是椭圆星系星际介质（ISM）的平滑延伸，因此冷相可以看作是与cD星系相关的ISM。冷相的X射线辐射大概是由星系团演化过程中质量下落到cD星系所耗散的能量维持的。

半人马座星系群和NGC 5128的外晕：它们是动态连接的吗？

The Centaurus Group and the Outer Halo of NGC 5128: Are they Dynamically Connected?

NGC 5128是一个巨大的椭圆星系，距离我们只有$\sim 4$兆秒差距，它是一个可能有80多个成员的星系群中的主要成员。半人马座星系群为NGC 5128的晕和它周围的卫星星系之间的运动学比较提供了一个很好的样本。这里提出的一项新研究表明，从NGC 5128的球状星团的$\sim340$上确定的NGC 5128的晕与整个半人马座群的晕之间的旋转幅度，旋转轴和速度色散没有运动学差异。这些结果表明，NGC 5128可能部分地表现为星系群的内部组成部分，并且可能已经开始作为一个大型的初始种子星系，通过较小的合并和卫星吸积逐渐建立，与简单的冷暗物质模型一致。校正投影效应后，B波段的质量和质光比被确定为：在银河系中心半径为45千秒差距的范围内，NGC 5128的质量和质光比分别为$(1.3\pm0.5) \times 10^{12}$ M $_{\sun}$和$52\pm22$ M $_{\sun}$ /L $_{\sun}$，半人马座的质量和质光比分别为$(9.2\pm3.0) \times 10^{12}$ M $153\pm50$和$153\pm50$ M $_{\sun}$ /L $_{\sun}$，这与以前的研究结果一致。

Clarification of the Nature of the Galaxy CFC97 Cen 05

The galaxy CFC97 Cen 05 has in the past been considered an HI-rich dwarf galaxy in the nearby Centaurus A group. We have used Australia Telescope Compact Array observations to show that the HI associated with CFC97 Cen 05 by Cote et al. (1997) is most likely a Galactic High Velocity Cloud that is centered ~17' from the optical image of the galaxy. At the optical location of the galaxy, which is not that tabulated by Banks et al. (1999), there is no indication of the presence of HI for velocities less than the upper limit of the HIPASS survey at ~12,500 km/s. In addition, WFPC2 images of CFC97 …

最近的OB协会：天蝎座-半人马座（Sco OB2）

The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)

我们总结了最近的大质量恒星形成区域天蝎座-半人马座OB星协（Sco OB 2）的恒星星族和恒星形成历史的观测结果。它由三个亚群组成，上天蝎座（US），上半人马座-狼疮（UCL）和下半人马座-十字座（LCC），年龄约为5，17，160万年。在上天蝎座，许多研究最近揭示了数百个低质量的协会成员，包括数十个褐矮星。经验质量函数可以在0.1 M_sun到20 M_sun的整个恒星质量范围内建立，并且被发现与最近确定的场初始质量函数一致。低质量恒星的年龄在500万年左右，与先前（独立）推导出的高质量成员的年龄相同。这支持了早期的迹象，即美国的恒星形成过程被触发，并同意以前的说法，即触发事件是来自附近UCL群的超新星和风驱动的冲击波。在较老的UCL和LCC区域，最近在X射线和自行选择的候选者中确定了大量的低质量成员。在这两个亚群中，通过对更知名的区域（主要是狼疮和TW Hya协会）附近的X射线源的调查，也偶然发现了低质量成员。虽然这两个亚群的平均年龄似乎都在1600万年左右，但它们都显示出具有亚结构的迹象。它们的恒星形成历史可能比更年轻、更紧凑的美国集团更复杂。...（摘要缩写;完整摘要见论文）。

来自射电星系的超高能宇宙射线的再研究

Ultra-high energy cosmic rays from radio galaxies revisited

皮埃尔·俄歇天文台在附近的射电星系半人马座A的方向上观测到了一个惊人的超高能宇宙射线（UHECR）事件，这使人们重新认识到射电星系可能是UHECR的主要来源。本文简要介绍了射电星系中质子和核的加速过程及其与喷流功率、射电形态和宇宙源密度的关系。我们认为，除了最强大的FR-II射电星系，在射电瓣的过程是不太可能解释的起源UHECR。然而，费米加速质子在内部冲击的“blazarzone”的所有射电星系，和他们的光强子转换成中子，可能会导致喷射的“UHECR光束”，保持准直超过几个百万秒差距。这种假设的解释的UHECR事件分布，特别是半人马座A的特殊情况下，的后果进行了讨论。

邻近星系团中心区域的球状星团

Globular Clusters in the Central Region of Nearby Galaxy Clusters

本文介绍了长蛇座I和半人马座星系团中心区域深VLT测光（V，I）的初步结果。在这两个星系团中，许多星团已被确定为V=26.0等的球状星团光度函数的周转量。它们不仅分布在几个早型星系周围，而且还分布在距离星系团中心250 kpc的星系团内。在Hydra I和Centaurus的中央星系的凸起之外，团内球状星团系统主要由蓝色星团组成，其空间分布与（新发现的）矮星系相似。

五个邻近矮不规则星系的质量模型

Mass-Models of Five Nearby Dwarf Irregular Galaxies

在最近观测到的玉夫座和半人马座A星系群的矮星系中，有五个邻近的不规则星系（2.5 Mpc和3.5 Mpc），已经用澳大利亚望远镜和甚大天阵在中性氢（HI）中成像。这些物体的绝对星等M_B在-14.9至-12.7范围内，但它们明显受到旋转支撑，最大旋转速度在43 km/s至67 km/s之间。多分量质量模型已被拟合到旋转曲线。我们研究了它们的暗物质晕的性质，以及暗物质晕参数的标度律。

Fanaroff-Riley I射电星系的中微子爆发

Neutrino Bursts from Fanaroff-Riley I Radio Galaxies

基于Fanaroff-Riley I（FRI）射电星系Centaurus A的TeV γ射线爆发的现有观测（在4.5 σ水平上），我们估计了光子和中微子都从π衰变中产生的情况下伴随的中微子通量。我们发现地球上的中微子通量dF_v/dE_v = 4.5 \times 10^{-11}（E_v/TeV）^{-2} TeV^{-1} cm^{-2} s^{-1}，由于最大混合，中微子的味道均匀分布。这样的通量将在IceCube设施中触发大约10次簇射/爆发，来自大气μ子的背景可以忽略不计，初级中微子能量超过100 TeV。在TeV光子能量范围内，在4σ水平上观测到的唯一另一个FRI射电星系是M87。这种活动的爆发性质是不成立的，但是，我们表明，在活跃期间的内在中微子光度是相同的半人马座A爆发。假设半人马座A代表的FRI人口，我们表明，冰立方应收集10阵雨（所有中微子口味）在3年内，达到95%CL的灵敏度从FRI射电星系的扩散中微子通量在一年的观察。

作为LSB星系环核区的活动矮星系

Active Dwarf Galaxies as Circumnuclear Regions of LSB-galaxies

一些争论认为，活动矮星系实际上是LSB星系的环核区，而不是普通星系。

邻近星团中Local Group矮椭球的对应体

The counterparts of Local Group dwarf spheroidals in nearby clusters

在这篇文章中，我们报告了在天炉座星系团的核心发现矮椭球体（dSphs）。它们的光度特性--像星等、颜色、表面亮度--与本星系群dSphs非常相似。然而，在一个给定的总星等下，天炉座的dSphs似乎比它们的本星系群对应的星等更长。麦哲伦望远镜拍摄的深宽视场图像的表面亮度波动测量已经证实了几个矮星系候选者在天炉座的成员资格。对这些图像的分析也证实了天炉座dSphs的光度函数的平坦昏暗的末端斜率，这与λ CDM理论中预期的大量与矮星系相连的小暗物质晕相矛盾。在长蛇座I和半人马座星系团中也发现了矮球状体。对它们光度特性的初步分析表明，它们遵循与天炉座和本星系群相似的标度关系。

矮不规则星系与矮椭圆星系中的巨晕

Giant Halos in Dwarf Irregular Galaxies vs. Dwarf Elliptical Galaxies

我们在本星系群的一个矮不规则星系NGC6822中发现了一个巨大的恒星晕。这个晕主要由古老的红巨星组成，显示出惊人的特征：1）它比光学图像中看到的星系主体大几倍，2）它几乎垂直于NGC 6822的HI盘的方向被拉长。该晕的结构与矮椭圆星系的形状相似，表明矮不规则星系的晕与矮椭圆星系的晕具有相同的起源。

矮星系IV的结构和恒星含量。CVnI云中矮星系的B和R测光

Structure and stellar content of dwarf galaxies IV. B and R photometry of dwarf galaxies in the CVnI cloud

我们对犬座金星I星云中的15个星系进行了B波段和R波段的CCD测光。总的星等，有效半径，有效表面亮度，以及星系半径在不同的等照度水平在两种颜色的确定。还给出了这些星系的最佳拟合指数参数和颜色梯度。这里提出的光度参数将在即将发表的论文中进行分析，以及以前发表的附近矮星系的数据。

Local Group星系的C星巡天。III人马座矮不规则星系和狮子座I矮球状星系

C star survey of the Local Group Galaxies. III The Sagittarius dwarf irregular and Leo I dwarf spheroidal galaxies

我们目前的最新结果，我们正在进行的同质冷C星调查的本群矮星系。我们将双色测光技术应用于两个小星系的研究：人马座矮星系（SagDIG）和狮子座I。我们在SagDIG中识别出16颗C星，在Leo I中识别出13颗C星。尽管这两个星系都有已知的C星群，但我们在每个星系中发现了7颗以前未知的C星。给出了每个星系中所有已知C星的光度特性。它表明，我们的定义的C星，我们的光度标准的基础上，产生一个子集的碳星均匀的属性有用的人口比较。

半人马座A的ISO-LWS光谱学：扩展恒星形成

ISO-LWS spectroscopy of Centaurus A: extended star formation

我们给出了半人马座A（NGC 5128）在43 - 196.7 μ m范围内的第一个完整的FIR光谱。用ISO长波长光谱仪（LWS）获得数据。我们的结论是，在一个70弧秒的光束中心的原子核的远红外辐射是占主导地位的恒星形成，而不是活动星系核活动。远红外线中的通量约为总FIR的1%：[CII]线通量约为FIR的0.4%，[OI]线约为0.2%，其余部分来自[OIII]、[NII]和[NIII]线。这些是星暴星系的典型值。来自尘埃带中HII区域的[NIII]/[NII]线强度的比率可以模拟为约600万年前的星暴。这表明该星系最近经历了一次合并，或者是一次合并引发了一系列爆发。我们估计，<5%的观测到的[CII]出现在冷中性介质（CNM）中，约10%出现在温暖的电离介质（WIM）中。[CII]发射的主要贡献者是PDR，它们位于整个尘埃带和大部分分子物质所在的区域之外。在~ 1 kpc的尺度上，PDR的平均物理性质是用气体密度n ~ 1000 cm^-3、入射远紫外光场G ~ 100倍于本地银河场、气体温度~ 250 K来模拟的。

星系相互作用引起的矮星系形成

Dwarf galaxy formation induced by galaxy interactions

越来越多的证据表明，一些富含气体的矮星系是由星系碰撞和/或合并释放的物质形成的。此外，在星系团的中心区域经常会发现缺乏气体的矮椭圆星系。这些观测强烈地表明，大多数矮星系的形成与星系间的相互作用有关。因此，现在似乎是研究这种潮汐矮星系形成效率的合适时机。采用Silk和Norman提出的星系相互作用方案，我们发现，如果在每次星系碰撞中只形成少数矮星系，我们就能够解释观测到的场中的矮星系和巨星系、星系群和星系团的形态-密度关系。值得注意的是，潮汐矮的形成可能与富气盘星系向早型星系（如S 0和椭圆星系）的转变有关。

矮星系的结构和恒星含量。III：M101群矮星系及其附近区域的B和R测光

Structure and stellar content of dwarf galaxies. III: B and R photometry of dwarf galaxies in the M101 group and the nearby field

我们对M101星系群及其周围的21个矮星系进行了CCD测光。其中11个是星系群的成员和疑似成员，10个是位于星系群投影附近的场星系。我们推导出了两种颜色的总星等，有效半径，有效表面亮度，以及在各种等照度水平的星系直径。最佳拟合的指数参数和颜色梯度也给出了这些星系。一些星系在大半径处表现出明显的光度过剩，超过最佳拟合指数，或者表面亮度比R中的约26 mag/sq_arcsec更暗。这个特徴，虽然对于单一的例子来说并不重要，而且在技术上也很难解释，但可能是矮不规则星中存在一个延伸的旧恒星晕的迹象。这里提出的星系的光度参数将与以前公布的数据相结合，为附近的矮星系和统计分析，在即将发表的论文。

银河系与超致密矮星系的形成

Galaxy threshing and the formation of ultra-compact dwarf galaxies

天炉座星系团NGC 1399周围星系的光谱和形态观测研究（Drinkwater等人，2000 b）发现了几个"超致密矮"星系，其固有大小为$\sim$ 100 pc，绝对$B$带星等为-13至-11等。为了阐明这些神秘天体的起源，摘要对NGC 1399强潮汐引力场作用下有核矮星系的动力学演化进行了数值模拟。采用一个合理的标度关系的矮星系，我们发现，外部恒星的成分的有核矮被完全删除。这是由于它们在经过NGC 1399中心区域的几次过程中被潮汐剥离。然而，细胞核却能存活下来。我们还发现，如果模拟的前体有核矮星系的质量为$\sim$ $10^8$ $M_{\odot}$，则残余物的大小和光度与超紧凑矮星系的观测结果相似。这些结果表明，超紧凑的矮星系以前可能是更明亮的矮球状或椭圆星系，具有相当紧凑的核。

红矮星星系的性质

The nature of red dwarf galaxies

利用从斯隆数字巡天数据第4版中选出的星系群追踪的暗物质晕，我们发现大约1/4的暗星系（$\rmag >-17.05$，以下简称矮星）是它们自己晕中的中心星系，它们不是蓝色的，也不是恒星形成的，正如星系形成的标准模型所预期的那样，而是红色的。相比之下，矮卫星星系的这一比例约为1/2。许多红矮星星系在物理上与更大质量的晕有关。总的来说，大约有$\sim 45$ %的红矮星系作为卫星存在于大质量晕中，而另外$\sim 25$ %的红矮星系的空间分布比其他矮星系更集中于它们最近的大质量晕。我们用模拟星表表明，非卫星矮星系的最红人口分布在其最近的大质量晕维里半径的3倍左右。我们认为，这群矮星系是由穿过其巨大邻居的低质量光环所承载的，并且导致卫星星系变成红色的相同环境效应也是造成这群星系红色的原因。我们没有发现任何显着的径向依赖的人口矮星系的浓度最高，这表明这些星系的运作机制影响的颜色比结构。然而，超过30%的矮星系是红色和孤立的，它们的起源仍然未知。

后发座星系团中矮星系团的结构参数：关于dS0星系团的起源

Structural Parameters of Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: On the Origin of dS0 Galaxies

本文用$-18 \le M_{B} \le -16$分析了后发座星系团中的矮星系的结构参数，并将其分为两类：表面亮度轮廓符合单一Sersic定律的称为矮椭圆星系（dEs），表面亮度轮廓符合Sersic+指数分布的称为矮椭圆星系（dS0 s）。对后发座星系团和室女星系团中矮星系结构参数的比较表明，它们具有相似性。在光度上，后发座中的dE和dS0星系是等价的，具有相似的颜色和全球尺度。然而，dS0星系最里面部分（凸起）的尺度与晚型螺旋星系的凸起相似。相比之下，dEs的尺度比明亮星系的凸起更大。这可能表明dS 0和dE星系有不同的起源。虽然dE星系可以来自矮不规则星系（dIs）或来自与明亮Es类似的过程，但dS 0星系的起源可能是明亮的晚型螺旋星系。

波恩/波鸿-Graduiertenkolleg“麦哲伦星云和其他矮星系”讲习班会议录

Proceedings of the Bonn/Bochum-Graduiertenkolleg Workshop 'The Magellanic Clouds and Other Dwarf Galaxies'

1998年1月在巴特霍内夫物理中心举办了“麦哲伦星云和其他矮星系”讲习班。会议记录包括79份文稿。352页中约有1/3包含以下评论：矮星系中的暴力星际介质：原子气体（Elias Brinks和Fabian Walter），大麦云中的热气（朱幼华），矮星系的天体物理学：结构和恒星星族（John S. Gallagher）、恒星形成区和不规则星系中的电离气体（Deidre A. Hunter），The Law of Star Formation in Disk Galeries（Joachim Koeppen），Strange暗物质in Nearby Dwarf Galeries（Mario Mateo），Holes and Shells in Galeries：Observations versus Theoretical Concepts（Jan Palous），Detailed Recent Star Formation Histories of Dwarf不规则星系则星系and Their Many Uses（Evan D. Skillman等人），和附近的年轻矮星系（Trinh X. Thuan和Yuri I. Izotov）。详情请参阅完整的电子版。

南矮星系附近的星云丰度

Nebular Abundances of Nearby Southern Dwarf Galaxies

本文给出了一个南方矮不规则星系样本中H Ⅱ区的光谱结果，该样本由半人马座A群中的5个矮星系、玉夫座群中的4个矮星系和另外8个矮星系组成。氧丰度使用直接法得出，其中检测到[O III]4363;否则，丰度使用McGaugh和Pilyugin校准的亮线法得出。ESO 358-G 060拥有最低的氧丰度（12+log（O/H）= 7.32），这与已知的第二大贫金属星系（SBS 0335 -052）的值相当。总之，新的氧丰度报告的9个矮星系，更新的值为其余的星系。衍生的氧丰度在太阳值的3%至26%之间。在南部样品中的矮星的氧丰度是一致的金属度-光度关系定义的控制样品的矮不规则与[O III]4363丰度和良好的测量距离。然而，NGC 5264似乎有一个（上分支）的氧丰度大约比其他矮星在类似的光度高出两到三倍。还报道了氮与氧和碳与氧的丰度比;特别是，IC 1613和IC 5152显示出其氧丰度的升高的氮与氧比。

潮汐矮星系

Tidal dwarf galaxies

本文综述了潮汐矮星系的观测证据，潮汐矮星系是由大质量星系碰撞产生的潮汐碎片形成的一类小星系。潮汐矮星被发现远离相互作用的母星系，与位于长潮汐尾巴尖端的大量氢原子云有关。这些新形成的星系是研究附近宇宙中星系形成的最佳案例之一。

附近矮星系的恒星形成历史

Star Formation Histories of Nearby Dwarf Galaxies

简要讨论了邻近矮星系的性质。矮星系的恒星形成历史、子星系群的年龄和它们的富集历史都有很大的不同。此外，许多矮星系在其恒星形成历史中显示出空间变化的证据;通常以非常扩展的老年人口和年龄和金属丰度的径向梯度的形式。矮星系演化的决定因素似乎是星系质量和环境。我们可能会观察到从低质量矮不规则星通过过渡类型到矮椭球体的连续演化，而其他演化过渡似乎不太可能。

矮椭圆星系快速自转的证据

Evidence of fast rotation in dwarf elliptical galaxies

本文通过对现有观测样本的显著放大，研究了早型矮星的运动学性质。本文给出了室女星系团中四个亮矮椭圆星系和两个矮透镜星系的自转曲线和平均速度色散。这些星系中的大多数都呈现出明显的自转曲线。特别是，六个新星系中有五个被发现接近于因旋转而变平的扁球体的预测。因此，与以前的观测提示相反，目前的数据表明，一个重要的部分矮早型星系可能是旋转支撑的。

富含气体的LSB星系--蓝色致密矮星的祖先？

Gas-rich LSB Galaxies -- Progenitors of Blue Compact Dwarfs?

我们分析了附近的蓝色致密矮（BCD）星系的深CCD图像，试图了解的性质，这些祖先正在举办目前的恒星形成爆发。特别是，我们问是否BCD主办正常或低表面亮度dI星系。我们的结论是，BCDs实际上是由富含气体的星系居住在矮星系分布的极端高中心质量密度端。这样的星系倾向于在它们的中心区域有许多强烈的恒星形成爆发。在这张照片中，BCD只能发生在少数矮星系中，而不是所有富含气体的矮星系所经历的共同阶段。

球状星团和矮球状星系

Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies

传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。

镓团簇中矮镓的气提

Gas Stripping of Dwarf Galaxies in Clusters of Galaxies

许多星系团都含有相当数量的热气体，即团内介质。因此，如果撞击压力超过内部引力，气体将从穿过星系团间介质的星系中剥离。利用高分辨率的轴对称二维流体动力学模拟，我们研究了由周围冷暗物质晕限制的矮星系团内介质和扩展气体成分之间的相互作用。结果表明，在一个典型的星系团中，暗物质晕内的气体被完全剥离。因此，冲压压力剥离过程在星系团中的矮星系的化学动力学演化过程中发挥了重要作用。我们的研究结果预测，大多数矮星系的化学演化必须发生在高红移，之前的维里化集群已经形成。

温和恒星形成的矮星系和哈勃深场中星系的计数

Dwarf Galaxies with Gentle Star Formation and the Counts of Galaxies in the Hubble Deep Field

本文用简单的光度演化模型拟合了哈勃深场观测到的暗星系的计数和颜色，该模型包含了大量的暗矮星。观测到的非常微弱的星系的颜色分布现在可以限制矮星的恒星形成历史。它表明，在这些小系统中的恒星形成活动必须以一种温和的方式进行，即通过情节，每一个持续的时间远远超过一个简单的瞬时爆发的恒星形成。通过允许矮星以这种温和的方式形成恒星，预测的红色残余物的数量大大减少，与观测结果非常一致。然后，如果要用矮星来拟合微弱的计数，那么矮星在单个非常短的事件中形成恒星的简单模型就受到了挑战，并且必须调用更复杂的恒星形成历史。最近的观测证据支持这一新的矮模型进行了讨论。

矮椭圆星系中运动学子结构的Harrington起源？

Harassment Origin for Kinematic Substructures in Dwarf Elliptical Galaxies?

我们已经运行了高分辨率的N体模型，模拟了矮星系与明亮的椭圆星系的相遇。矮星吸收轨道角动量，并在星系的外部区域显示出反向旋转的特征。要解释在高密度环境中的一些矮星系中观察到的核心-包络运动学解耦，需要几乎是正面碰撞和很少的暗物质与矮星系结合。这些运动学结构是在相当严格的条件下出现的。因此，在像室女座这样的星系团中，大约1%的矮星系可能会出现由骚扰形成的反旋转。