The Low Surface Brightness Extent of the Fornax Cluster
我们用大面阵CCD相机观测了天炉座星系团附近的低光度低表面亮度星系及其直接环境。最近的观测表明，这些星系是已知的暗物质占主导地位的星系，因此它们很可能是星系团中暗物质的良好示踪剂。我们已经发现了大量的这类星系，它们的光度函数（α ~ -2）有一个陡峭的暗端斜率，低至MB ~-12。这些星系对整个星系团光的贡献几乎与较亮的星系相同，它们的空间范围大约是较亮星系的四倍。他们满足两个重要的预测的N体分层模拟结构形成使用黑暗的晕。质量（mass？）函数是陡峭的，质量分布比较亮的星系所定义的更广泛。我们还发现在附近的星系NGC 1291周围有大量的低表面亮度星系。
2000-05-05 astro-ph
Ultra-Compact Stellar Systems in the Fornax Galaxy Cluster
我们在NGC1399附近的VLT（FLAMES）观测研究了超致密矮星系（UCD）、NGC1399球状星团和团内球状星团之间的联系。我们已经在天炉座星系团中发现了30个暗淡的致密恒星系统，增加了先前报道的62个明亮的UCD。这些恒星系统的星等极限一直延伸到球状星团的区域。我们探测到一条UCD和球状星团的细丝延伸穿过NGC1399，并找到了它旋转的微弱证据。这些紧凑的恒星系统不仅聚集在几个星系团周围，而且还广泛分布在星系团内部空间。
2006-06-02 astro-ph
Multi-colour Imaging of Ultra-compact Objects in the Fornax Cluster
超致密矮星系（UCD）是我们在天炉座和室女星系团的中心区域发现的一种新的星系类型。在地面成像中无法分辨的UCD具有典型的旧恒星系统光谱。在天炉座中已经发现了92个，使它们成为星团中数量最多的星系类型。在这里，我们提出了多色（u 'g' r 'i' z '）使用CTIO 4米马赛克望远镜的天炉座星团的中心区域的成像。明亮的UCD的颜色-幅度关系与UCD是dE，Ns的剥离核定性一致。然而，在微弱的幅度，GC和UCD不能单独通过颜色区分。需要高分辨率光谱来测量它们的内部速度分散和金属丰度，以区分GC和UCD。
2006-05-19 astro-ph
Globular Clusters in Fornax: Does $M^0$ Depend on Environment?
本文给出了天炉座星系团NGC 1344、NGC 1380、NGC 1399和NGC 1404的$V$带球状星团光度函数。我们的观测达到了$V = 24.8$，大约比GCLF周转量$m^0_V$高出一个量级，具有$\sim90\%$的完整性。从星系表面亮度波动的幅度，我们还估计了比这个截止星等更暗的球状星团的数量。这些星系的GCLF很好地拟合了高斯;其周转星等和色散的加权平均值分别为$\langle m^0_V\rangle = 23.88 \pm 0.10$等和$\langleσ\rangle = 1.35\pm 0.07$等。周转$M^0_V$绝对星等的普遍值的假设使天炉座星系团$0.13 \pm 0.11$等比室女座星系团更远。然而，根据最近的造父变星和其他高精度距离测量，以及正在进行的HST观测GCLF以确定河外距离尺度，我们选择重新检查通用GCLF假设。基于星系群和星系团的数据，我们发现了$M^0_V$随着星系局域密度的增加而变暗的证据。我们推测这一趋势的可能原因，如果它得到证实，GCLF观测将是确定距离的有用性较低，但可能会提供重要的信息约束理论的恒星形成的原始星系晕。
1996-04-28 astro-ph
The stellar populations of early-type galaxies in the Fornax cluster
我们测量了天炉座星系团中一个星等有限的早型星系样本的中心线强度，该样本包括11个椭圆星系（E）和11个透镜状星系（S 0），亮度大于MB=-17。与单次爆发的恒星星族模型相比，我们发现天炉座椭圆星系的中心遵循一个固定年龄的轨迹，金属丰度大致从半个太阳到两倍太阳。然而，（低光度）透镜状星系的中心，表现出大量的传播到年轻的光度加权年龄，表明一个更长的恒星形成历史。星系与老恒星星族金属线指数和中心速度色散之间的密切标度关系。值得注意的是，Fe线也与σ很好地相关。我们对恒星星族的详细分析表明，这些比例关系主要是由金属丰度驱动的。具有年轻恒星成分的星系通常偏离主关系式。特别地，较低的光度S 0显示出大的扩散。此外，我们发现，椭圆星系和一个明亮的S 0的隆起是镁过剩，最明亮的星系表现出最强的过剩。年轻和微弱的S 0的恒星星族与太阳丰度比或弱镁丰度不足是一致的。（略）
2000-01-12 astro-ph
The ACS Fornax Cluster Survey. II. The Central Brightness Profiles of Early-Type Galaxies: A Characteristic Radius on Nuclear Scales and the Transition from Central Luminosity Deficit to Excess
我们分析了室女座和天炉座星系团中143个早型星系的HST表面亮度轮廓。Sersic模型提供了对全局轮廓的精确描述，但有一个显著的例外：观测到的轮廓在特征“断裂”半径R_b ~ 0.02R_e（R_e是星系的有效半径）内系统地偏离。这种偏离的感觉是明亮的星系（M_B < -20）的星系，相对于Sersic模型的向内外推，通常表现出中心光亏损，而绝大多数的低光度和中光度星系（-19.5 < M_B < -15）为中心光过剩;对于中等光度范围较窄（-20 < M_B < -19.5）的星系，在所有半径范围内都能很好地用Sersic模型拟合。当在R_e的固定分数下测量时，中心表面亮度轮廓的斜率作为星系光度的函数以敏感地依赖于测量半径的选择的方式平滑地变化。我们表明，最近声称的强双峰斜率很可能是该研究中使用的星系选择函数的神器。为了提供一个更强大的表征星系的内部区域，我们引入了一个参数，描述了中心光度赤字或过剩相对于外Sersic模型向内外推。我们发现，这个参数变化平稳的范围内的720跨越的室女座和天炉座样本星系的蓝色光度，没有证据的二分法。我们认为M_B > -19星系的中心光过剩（核）可能是一些数值模拟预测的通过气体流入形成的致密中心核的类似物。（简略）
2007-11-08 astro-ph
The Fornax Cluster Spectroscopic Survey: A Sample of Confirmed Cluster Dwarfs
Fornax Cluster Spectroscopic Survey（FCSS）项目使用AAT上的2dF多目标摄谱仪。它的目标是获得所有14000个天体的完整样本的光谱，其中16.5<bj<19.7，而不管它们在以天炉座星团为中心的12平方度区域内的形态如何。从第一个2dF场（面积为3.1平方度）中确定了24个天炉座星团成员的样本。这是已知距离的群集对象的第一个完整示例，具有明确的选择限制。其中19个星系（-15.8<M_B<-12.7）可能是常规的矮椭圆星系或矮S_0星系。其他5个天体（-13.6<M_B<-11.3）是我们在Drinkwater等人（2002 b）中描述的星系，并标记为“超紧凑矮星系”（UCD）。一个主要的结果是，传统的矮星都有尺度大小>3 arcsec（约300 pc）。这个视在最小尺度的大小暗示了一个给定表面亮度的矮星的等效最小光度。这就限制了它们在星等-表面亮度平面上的分布，这样我们就不会观察到表面亮度高的dE，而会观察到绝对星等微弱的dE。在这个观测到的最小尺度大小3角秒以上，dEs和dS 0填充了由我们的选择限制采样的星等表面亮度平面的整个区域。最近几项对较亮星系的研究中所观察到的星等和表面亮度之间的相关性，在我们较暗的星系团样本中看不到。我们的结果与福纳斯集群目录（FCC）的弗格森的比较表明，试图确定集群成员的基础上观察到的形态可能会产生显着的错误…
2002-06-28 astro-ph
Internal kinematics and stellar populations of early-type galaxies in the Fornax cluster
利用Gemini South GMOS和VLT-VIMOS的积分场光谱观测资料，对天炉座星系团早型星系的内部运动学和恒星星族进行了研究。用这些积分场单位观测了光度范围为-21.3 < M_B < -17.7的7个星系。作为第一个结果，速度和线强度图NGC 1427和NGC 1419。
2005-10-07 astro-ph
Globular cluster systems of early--type galaxies in Fornax
本文研究了天炉座星系团中的五个早型星系NGC 1374、NGC 1379、NGC 1387、NGC 1427和中央巨椭圆星系NGC 1399的球状星团系统的性质。通过对它们的球状星团数量、比频、颜色分布、表面密度剖面和空间分布的研究，我们得出结论：我们的暗椭圆星系并不比相同质量的螺旋星系多出球状星团，而且它们的其他性质也没有什么不同。对于这些星系，没有必要暗示球状星团系统的不同形成方案。中央的巨型椭圆星系拥有更多的球状星团，并在其球状星团系统的形成过程中显示出不同历史的特征。
1996-08-13 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- I. A catalog and photometric properties of galaxies in selected CCD fields
我们提出了一个光度表（基于V和I光度）的天炉座星系团的中心区域的星系。我们的11个CCD场总共覆盖0.17度。其极限表面亮度约为24 mag arsec^-2，与Ferguson（1989，AJ 98，367）星表中的亮度相似，而我们的极限总星等约为V = 22 mag，比其暗约2等。然而，正是表面亮度的限制，使我们无法探测到最微弱的本星系群矮椭球体的对应物。所有对象的光度学特性都显示为目录。子样本的表面亮度轮廓的属性和拟合参数作为第二目录呈现（两个目录都可以在CDS上以电子形式获得）。我们只能在弗格森的目录中增加4个新的矮星系。然而，我们确认，在天炉座矮星系遵循类似的表面亮度-星等关系的本群矮星。它们也遵循在其他星系团中看到的颜色（金属丰度）关系。先前怀疑的围绕在中央cD星系NGC 1399周围的矮星系过多终于可以被排除了。确实可以看到NGC 1399周围物体的密度增加，但它似乎相对于中央星系发生了位移，并在这些系列的论文II中被确定为z = 0.11的背景星团，该论文将讨论我们样本的光谱结果。
1998-07-14 astro-ph
Spectroscopic metallicities for Fornax UCDs, GCs and dE,Ns
在过去的几年里，人们提出了各种各样的超致密矮星系（UCD）的形成通道。为了更好地判断一些竞争的情况下，我们提出了光谱[Fe/H]估计的样本中的26个紧凑的对象在中央区域的天炉座星团，涵盖的幅度范围内的UCD和明亮的球状星团。我们发现致密天体在M_V ~ -11等处的金属丰度分布有一个突变（~3*10^6 M_sun）：M_V<-11 mag的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.62 +/-0.05 dex，比M_V>-11 mag的高0.56 +/-0.15 dex。这种金属丰度的突变伴随着致密天体的大小-光度关系的变化，HST成像结果表明：当M_V<-11 mag时，rh与光度成正比，而当M_V>-11 mag时，rh几乎与光度无关。因此，我们假设UCD和球状星团之间的极限绝对星等M_V=-11等。在我们的研究中，五个天炉座dE，N核的平均金属丰度比UCD低约0.8 dex，具有4.5 sigma显著性。由于这种巨大的金属丰度差异，我们不赞成这样的假设，即大多数的天炉座UCD是潮汐剥离dE，Ns的残余核。我们对UCD的金属丰度估计值更接近但略低于年轻大质量星系团（YMC）的估计值。因此，我们倾向于这样一种情况，即天炉座中的大多数UCD都是在激烈的星系-星系合并过程中产生的合并YMC的继承者。值得注意的是，与此相反，处女座UCD的属性与剥离情景更一致，这表明不同的UCD形成通道可能在…
2005-12-20 astro-ph
The Fornax Spectroscopic Survey --- Low Surface Brightness Galaxies in Fornax
天炉座光谱巡天（英语：Fornax Spectroscopic Survey）是一个大型的光谱巡天，在天炉座星团中心的12平方度的天空中，对所有14，000个16.5<Bj<19.7的天体进行观测。我们正在使用英澳望远镜上的400光纤两度视场摄谱仪：这一系统的多路复用优势使我们能够观测传统上被归类为“恒星”和"星系“的物体。这是最小化由图像分类或评估聚类成员所引起的选择效应的唯一方法。在本文中，我们提出了第一次测量低表面亮度（LSB）星系，我们已经发现在天炉座星系团和背景场星系之间。新的星系团成员包括一些亮度很低（M_B约-11.5等）的矮椭圆星系，而背景LSB星系是明亮的盘状星系（-19.6<M_B<-17.0等）。
1998-10-20 astro-ph
UCDs in Fornax and Abell 1689
我们回顾了天炉座中超紧矮星系（UCD）和Abell 1689中更亮的对应星系（其中包括两个M32孪生星系）的一些性质，并讨论了各种可能的UCD形成方案。我们注意到，在估计UCD的数密度时，仔细考虑球状星团光度函数的亮端是必不可少的。研究表明，在致密而丰富的星系团中寻找更明亮的UCD是建立UCD作为一个新的星系类别的最佳途径。
2005-05-10 astro-ph
Verifying the Planetary Nebula Luminosity Function Method
行星状星云光度函数（PNLF）技术用于测定星系的距离，现已应用于34个星系，其中6个在室女星系团，3个在天炉座星系团。其中，16个星系是晚型或螺旋星系，可能包含有助于验证PNLF方法的造父变星。其中7个星系存在造父变星距离; PNLF距离与造父变星距离在8%的色散和1%的零点偏移内一致。此外，还研究了3个小组（NGC 1023，Leo I和Coma I），其中获得了螺旋和椭圆距离，以研究任何系统依赖于螺旋与椭圆哈勃类型的大小。由于PNLF方法与造父变星系统吻合得很好，并且没有可测量的依赖于哈勃类型，因此PNLF到室女座和天炉座椭圆星系的距离也在造父变星尺度上。造父变星到几个室女座星系的距离和最近测定的造父变星到天炉座的距离加强了这一结论。
1996-08-20 astro-ph
HST Photometry of the Fornax dSph Galaxy: cluster 4 and its field
利用哈勃空间望远镜的观测资料，绘制了天炉座dSph 4星系中球状星团4及其周围区域的色星等图（CMD）。这些图表延伸到主层序的转折点以下，并得出了人口年龄的测量结果。天炉座星群的CMD最显著的特征是一个密集的红色水平分支恒星（HB），一个宽阔的红巨星分支（RGB）和一个跨越大范围光度的主序星。在这个CMD中，在天炉座的五个球状星团的HB位置上只有很少的恒星，这表明只有很小一部分的星群在年龄和化学成分上与星团相似。主序星亮度的大跨度表明，恒星的形成大约在12光年前开始，并持续到大约0.5光年前。在CMD中有独立的亚巨星分支，这表明恒星的形成不是连续的，而是发生在爆发中。簇4的CMD具有陡峭的RGB，由此我们估计[Fe/H]约为-2.0。这是相当低的估计，从综合轻的集群，这种差异的起源进行了讨论。
1999-07-06 astro-ph
A Survey for Fast Transients in the Fornax Cluster of Galaxies
超新星（M_R>-14）和新星（M_R <-10）之间的光度差是自Zwicky和Hubble的开创性研究以来就被人们所熟知的。附近的星系团和聚集区提供了一个绝佳的机会，可以搜寻比经典新星更亮、比超新星更暗的爆炸。在这里，我们提出了一个B波段调查的23个成员星系的天炉座星系团，在拉斯坎帕纳斯2.5米艾琳杜邦望远镜进行的结果。32分钟的观测发现，没有真正的快速瞬变到一个限制的绝对震级M_B=-9.3马格。我们提供了一个详细的评估瞬态检测效率和由此产生的上限事件率作为峰值震级的函数。此外，我们讨论了五个以前未知的前景变量，我们确定为两个耀斑星，两个乌玛型食双星和候选人三角洲Scuti/SX Phe星的发现。
2008-07-31 astro-ph
Globular Clusters at the Centre of the Fornax Cluster: Tracing Interactions Between Galaxies
本文综合了两项研究的结果：对天炉座星系团中心星系NGC 1399周围的球状星团系统（GCS）的大尺度研究，以及对位于同一星系团中心附近的三个低光度早型星系NGC 1374、NGC 1379和NGC 1387周围的GCS的研究。在这两种情况下，数据由CTIO 4米望远镜的宽视场MOSAIC成像仪的图像组成，这些图像是用华盛顿C和Kron-Mogins R滤波器获得的，这些滤波器提供了良好的金属丰度分辨率。分析了GCSs的颜色分布和径向投影密度。我们专注于跟踪星系之间可能的相互作用过程，如潮汐剥离的球状星团的GCSs的属性。对于蓝色球状星团，我们发现在方位角投影分布中，NGC 1399和邻近星系之间存在尾，并且三个低光度星系显示出低的比频和低比例的蓝色GC。
2006-05-02 astro-ph
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。
2005-05-10 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
Ultra Compact Objects in the Fornax Cluster of Galaxies: Globular clusters or dwarf galaxies?
研究了最近在天炉座星系团中发现的超紧凑天体（UCO）（Drinkwater et al.2000，Hilker et al.1999）与中央星系NGC 1399中最亮的球状星团之间的关系。有人提出的问题是，UCO是否构成与球状星团无关的一个独特的天体群体，或者两个群体之间是否存在平稳过渡。因此，用2.5米的杜邦望远镜（LCO）对天炉座星团中心区域的致密天体进行了光谱观测。观测了UCO和亮度相近的明亮NGC 1399球状星团。球状星团光度函数亮端的12个GC被确认为天炉座成员。八个是新成员，四个是以前的成员。它们的星等分布支持了暗UCO和亮球状星团之间的平滑过渡。没有证据表明两个群体之间存在数量级差距。然而，最亮的UCO明显突出，它太亮太大，无法用球状星团来解释。对于我们调查中包括的唯一UCO，测量到约[Fe/H]=-0.5 dex的相对高的金属丰度。
2002-01-03 astro-ph
Compact Stellar Systems in the Fornax Cluster: Super-massive Star Clusters or Extremely Compact Dwarf Galaxies?
我们描述了一个人口的紧凑对象的中心的天炉座集群被发现的一部分，我们的2dF天炉座光谱调查。这些天体具有典型的古老恒星系统的光谱，但在照相巡天底片上无法分辨。它们的绝对星等为-13<Mb<-11，因此它们的亮度是银河系中任何球状星团的10倍，但比任何已知的致密矮星系都要暗。这些天体都在星系团中央星系NGC 1399的30角分范围内，但分布在比该星系的球状星团系统更大的半径上。我们认为这些天体要么是超大质量星团（团内球状星团或潮汐剥离的矮星系核），要么是一种新型的低光度致密椭圆矮星系（M32型）。测试这些假设的最佳方法是获得高分辨率成像和高色散光谱，以确定它们的结构和质光比。这将使我们能够将它们与已知的致密天体进行比较，并确定它们是否代表了一类新的迄今未知的恒星系统。
2000-02-01 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- II. Spectroscopy and radial velocities of member and background galaxies
测量了94个亮度大于20等的星系向天炉座星系团中心方向的径向速度。除了8个天炉座成员外，所有星系都位于背景中。在这8个成员中，有5个已被FCC列入名单（Ferguson 1989，AJ 98，367）。3个"新“成员中的两个非常紧凑，表面亮度与球状星团相当，但它们的光度在矮椭圆核的范围内。测量的线指数（特别是Mg 2，H β和铁）的明亮的紧凑的对象建议太阳的金属丰度，而较暗的紧凑的对象以及dE，Ns的线指数是类似的老金属贫球状星团（GC）。然而，这些数据是不可能清楚地分类的紧凑对象，无论是非常明亮的球状星团，孤立的核dE，Ns，甚至紧凑的椭圆形。一个z = 0.11的背景星系团被发现就在天炉座星系团中心的后面。这就解释了论文I中所报道的星系数量过多的现象。背景星系团中最明亮的星系位于NGC 1399以南1.1弧分，绝对光度与中央天炉座星系相当。
1998-07-14 astro-ph
The Globular Cluster System of NGC 1316 (Fornax A)
本文用CCD BVI测光方法研究了天炉座合并星系NGC 1316的球状星团系统。从宽带颜色中没有检测到明显的双峰性。然而，在B-I=1.75处将样品分为红色（可能富含金属）和蓝色（贫金属）亚群，我们发现它们遵循惊人不同的角分布。红色的星团与星系的伸长有很强的相关性，而蓝色的星团呈圆形分布。在它们的径向轮廓中没有看到系统性差异，两者都是同样集中的。我们推导出NGC 1316的一个非常低的比频率，只有Sn=0.9，这证实了Grillmair等人（1999）以前的发现。假设一个“正常”的Sn ~4的早期型星系，我们使用恒星星族合成模型估计在2 Gyr的年龄，这个星系，如果一个中等年龄的人口来解释我们观察到的低Sn。这个数值与Kuntschner & Davies（1998）和Mackie & Fabbiano（1998）得出的NGC 1316的光度加权平均年龄一致。通过将t5函数与球状星团光度函数（GCLF）拟合，我们得出了以下周转星等：B=24.69 +/- 0.15，V=23.87 +/- 0.20和I=22.72 +/- 0.14。他们证实，NGC 1316尽管位置偏远，但与天炉座星团的核心距离相同。
2001-03-29 astro-ph
Galaxy Threshing and Ultra-Compact Dwarfs in the Fornax Cluster
我们在天炉座星系团中发现了一种新型星系：“超紧凑”矮星（UCD）。UCD在地面成像中无法分辨，并且具有典型的旧恒星系统光谱。虽然UCD类似于过度生长的球状星团，但基于VLT UVES阶梯光谱，它们似乎是动态不同的系统，具有更高的内部速度色散和M/L比，对于给定的光度比银河系或M31球状星团。我们对它们起源的首选解释是，它们是矮椭圆星系的残余核，这些核被潮汐剥离，或者说是通过与中央星系团星系NGC 1399的反复相遇而被“阈值化”。如果正确的话，那么潮汐剥离有核矮星形成UCD，在哈勃时间内，可能是NGC 1399晕中丰富的球状星团人口的重要来源，并暗示着其他cD星系。在这张照片中，矮椭圆晕的含量高达原始矮光度的99%，对星系团中的星系际恒星、球状星团和气体的数量贡献很大。
2003-01-22 astro-ph
Ultra-Compact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster
通过利用英澳望远镜上2dF摄谱仪的大型多路复用优势，我们已经能够获得预定星等范围内所有物体的完整光谱样本，16.5<Bj<19.7，无论形态如何，在朝向天炉座星系团中心的区域。在未分辨或边缘分辨的目标中，我们发现了五个实际上处于天炉座星系团红移的物体，即它们是非常紧凑的矮星系或非常大的星团。所有五个都有吸收线光谱。它们的内部尺寸小于1.1弧秒高宽（相当于星系团距离的100 pc），比其他已知的致密矮星系更致密，亮度也明显更低，但比任何球状星团都要亮得多。在这封信中，我们提出了新的地面光学观测这些神秘的对象。除了具有极高的中心表面亮度之外，这些物体没有显示出任何周围低表面亮度包络的证据，这些低表面亮度包络比例如，有核矮椭圆星系因此，如果它们不仅仅是其他类型星系的剥离残骸，那么它们似乎具有不同于任何先前已知类型恒星系统的性质。
2001-06-21 astro-ph
AGB Stars in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告了一个多时代的研究天炉座矮球状星系，与红外测量设施，超过了约42'x42'的区域。颜色星等图显示了一个广泛的人口稠密的巨型分支，其尖端从红色到蓝色向下倾斜，这可能是由于天炉座的已知年龄和金属丰度范围所预期的。广泛的AGB包括七个Mira变量和十个周期半正则变量。已知七个米拉中有五个富含碳。它们的脉动周期从215天到470天不等，表明了一系列的初始质量。其中三个天炉座的Miras比类似时期的典型LMC Miras更红，可能表明特别严重的质量损失率。Marigo等人的等时线重现了AGB的许多（但不是全部）特征，其中2 Gyr人口的金属丰度为Z=0.0025。将Mira周期-光度关系应用于这些恒星，得出天炉座的距离模为20.69+/-0.04（内部），+/-0.08（总）（在使LMC为18.39等的尺度上），与其他测定结果非常一致。各种估计的距离天炉座审查。
2008-12-04 astro-ph
The distance to the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
利用三种不同的方法对天炉座矮球状星系的一个大型多色、宽视场光度数据库进行了分析，以根据不同年龄间隔的恒星星族提供订正的距离估计。用一种新的方法测量了红巨星分支的尖端，并利用水平分支星和红团星的光度进行了恒星星族效应的修正，从而得到了红巨星分支到天炉座的距离。假设一个变红的$E(B-V)=0.02$，推导出以下距离模数：基于红巨星分支顶端的$(m-M)_0=20.71 \pm 0.07$，来自水平分支水平的$(m-M)_0=20.72 \pm 0.06$，以及使用红丛方法的$(m-M)_0=20.73 \pm 0.09$。到天炉座的加权平均距离模数是$(m-M)_0=20.72 \pm 0.04$。所有这些测量都在误差范围内，并且与以前的测定以及在一篇配套论文中从近红外色星等图中获得的距离测量完全一致。
2007-07-04 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 astro-ph
Spectroscopy of Dwarf Elliptical Galaxies in the Fornax Cluster
本文给出了天炉座星系团中10个有核矮椭圆星系的光谱观测结果。天炉座dE星系的蓝色光谱表明，在给定的光度下，它们的金属丰度范围很广，类似于中间到\it富含金属的球状星团。本文推导的金属丰度与光学颜色有很好的相关性，并与以前的光谱结果相一致。从红外线颜色推断的金属丰度的差异是明显的;可能的原因包括中间年龄的人口和蓝光过量的光谱特征的稀释。矮椭圆星系的氢线强度变化很大，这表明其恒星形成历史非常复杂。突出的巴耳末吸收线是年轻恒星星族在一些（但不是所有）dE的核中的签名，而相对丰富的金属dE的适度强的巴耳末线更符合扩展的主序。在75%的置信水平下，天炉座矮星系的速度分布比较亮的星系要平坦，这可能表明两个样本的运动学存在差异。
1993-12-17 astro-ph
High surface brightness dwarf galaxies in the Fornax cluster
我们描述了一个紧凑的矮星系的天炉座星系团使用FLAIR光谱仪在英国施密特望远镜的搜索。我们测量了453个致密星系的径向速度比Bt=17.3亮，并发现了7个新的致密矮星系团成员，这些成员在以前的调查中没有被归类为该星系团的成员。它们是已知的最紧凑、表面亮度最高的矮星系之一。这些星系被包含在星系团中并不会显著改变总光度函数，但由于它们的极端性质，它们是重要的;其中一个特别是高（正常）表面亮度的矮螺旋星系。其中三个新的矮星有很强的发射线，似乎是蓝色致密矮星（BCD），使星团中已确认的BCD数量增加了一倍。我们还确定没有一个紧凑的椭圆矮（类似M32）候选者在星团中，绝对星等为Mb=-13.2。我们已经研究了Irwin等人（1990）的主张，即星系团成员的表面亮度和星等之间没有很强的关系，并在较亮的星系（Bt<17.3）中找到了一些支持，但较暗的星系仍然需要测量。
1998-01-04 astro-ph
The Faint End of the Luminosity Function in Abell 426 and 539
本文导出了Abell 426（英仙座和Abell 539，两个中等红移的低银纬星系团）中星系的$I$带光度函数。通过明亮星系的颜色-星等关系选择星系团成员。我们发现英仙座的$α=-1.56 \pm 0.07$在范围$-19.4 < M_I < -13.4$（$15 < I < 21$）和$α=-1.42 \pm 0.14$的$-18.5 < M_I < -14$（$17 < I < 21.5$）的A539。这些LF的是类似的室女座和天炉座，弱支持索赔的存在一个普遍的光度函数星系团。
1998-05-21 astro-ph
Chandra X-ray Observations of NGC 1316 (Fornax A)
本文报道了Chandra ACIS对原型合并射电星系NGC 1316（天炉座A）的亚弧秒分辨率X射线观测结果。我们证实了在热的星际介质（ISM）中存在精细的亚结构。其中一些可能是与射电喷流相互作用的结果，而另一些可能与ISM不同阶段的复杂混合有关。我们探测到一个低光度的X射线活动星系核，其能谱G=1.7，Lx = 5 × 1039 erg sec-1（0.3-8 keV）。我们还在NGC 1316的25等等照度椭圆内探测到81个点源（Lx在2 x 1037 - 2 x 1039 erg sec-1的范围内），具有硬（kT~5 keV）X射线谱，是典型的X射线双星，空间径向分布与光学（即，恒星）表面亮度。我们推导出这些源的X射线光度函数（XLF），修正了NGC 1316中心区域热ISM的漫发射和Chandra PSF在离目标点越来越远的地方变宽所造成的暗端的不完整性。通过这些修正，XLF很好地再现了一个单一的不间断的幂次定律，斜率为-1.3下降到我们的阈值光度约3 × 1037 erg sec-1。热ISM的温度在0.5 - 0.6 keV范围内，其表面亮度分布比点源更集中，并且其温度似乎在较大半径处降低。这些特性表明ISM可能会受到局部风的影响。考虑到ISM的光谱复杂性，以及存在未解析的低光度X射线源（可以从光谱中推断），我们将热ISM的金属丰度限制为Z = 0.25 - 1.3太…
2002-12-23 astro-ph
The relative distances to the Virgo, Fornax, and Coma clusters of galaxies through the Dn-sigma and the Fundamental Plane relations
我们通过对Caon等人、Lucey等人和Jorgensen等人研究的早期型星系的均匀样本数据应用Dn-sigma和基本平面（FP）关系，导出了室女座星系团、天炉座星系团和后发座星系团的相对距离。这两个距离指标给出了一致的结果，相对于室女座的天炉座和后发座的相对距离模数分别为Dmu（FV）=0.45 ± 0.15和Dmu（CV）=3.55 ± 0.15。D（m-M）的形式误差可能小至0.07 mag（距离约3%），前提是考虑所有偏差来源并使用正确的统计方法。星团相对距离的大部分实际不确定性（12-15%）是由于在各种数据集之间的速度分散测量中存在系统偏差，以及孔径效应的校正。上面关于天炉座星团的结果得到了L-sigma-mu关系的支持，而log（m）-log（re）关系的支持精度较低。Dmu（FV）的计算结果与用行星状星云和SNe-Ia得到的结果基本一致，而与用表面亮度涨落、球状星团光度函数和红外Tully-Fisher关系得到的结果则完全相反。在我们的数据中，后发座似乎比其他距离指标所指示的要稍微近一些，但现在似乎存在与塔利-费希尔关系更好的一致性。最后我们发现Dn-sigma的残差与星系的有效表面亮度、总光度、椭圆率和形状参数a_4没有相关性。相反，与最大Vrot、（V/sigma）和与星系长轴光拟合的r^1/m的指数m之间似乎存在相关性。
1997-03-25 astro-ph
The stellar populations of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
（节略）我们目前的B，V，I CCD测光约40000恒星在四个地区的天炉座dSph。使用所得的CMD，许多已知的年龄示踪剂进行了调查，新的CMD功能也被检测到：我们表明，蓝色HB星可能存在于外部区域，并测量光度的AGB凸点。基于RGB尖端光度，我们测量了一个修正的距离模数（m-M）o = 20.70+/-0.12，这与由老HB星的平均星等得到的结果[（m-M）o=20.76+/-0.04]和以前的结果吻合得很好。RG星的（B-I）分布可以近似地描述为两个星族的叠加。占红巨星约70%的主要成分是相对富含金属的中龄星，其平均金属丰度为[Fe/H]=-1.39+/-0.15（年龄校正的金属丰度为[Fe/H] ~ -1.0+/-0.15）。主要的中年龄成分具有固有的色散σ（B-I）=0.06+/-0.01mag，对应于相对较低的丰度色散，σ[Fe/H]=0.12+/-0.02dex。此外，在RGB的蓝色一侧有一个小的巨星星群，其空间分布与老的水平支星一致，而与年轻星群完全不同。这无疑使他们有资格作为旧的和金属贫乏。因此，天炉座RGB特殊的颜色宽度是由于两个主要种群的存在，产生了很大的丰度范围（-2.0<[Fe/H]<-0.7）。这一证据表明，该星系在大约10-13 Gyr前开始形成恒星晕及其周围的星团，然后在几个Gyr后发生了一个主要的SF事件。
1999-12-20 astro-ph
Spitzer Space Telescope spectral observations of AGB stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到了天炉座矮球状（dSph）星系中的5颗富碳AGB星。这些恒星是从对天炉座的近红外线调查中选出的，其中包括该星系中三颗最红的恒星，据推测它们的质量损失率最高。这类碳星可能属于天炉座的中间年龄群体（年龄2-8 Gyr，金属丰度[Fe/H] -1）。本文的主要目的是通过比较几个不同金属丰度的星系中的AGB星，研究质量损失率与光度和金属丰度的关系。用辐射转移模型拟合了三颗恒星的光谱。我们发现这三颗恒星的质量损失率为4- 7 × 10 ^-6 Msun yr-1。另外两颗恒星的质量损失率低于1.3x10^-6 Msun yr-1。我们没有发现这些比率取决于金属丰度的证据，尽管我们确实认为气体与尘埃的比率可能高于太阳金属丰度，在240到800之间。C_2H_2谱带在金属丰度较低时较强，这是因为C/O比较高。相比之下，由于低硅丰度，SiC部分在低金属度下减少。所有已知的富碳AGB恒星进入该星系的星际介质的总质量损失率约为2 × 10 ^-5 Msun yr-1。这比矮不规则星系WLM低得多，后者具有相似的视觉光度和金属丰度。这种差异归因于WLM的年轻恒星星族。被抑制的气体返回率的ISM突出了相对丰富的气体矮不规则和气体贫乏的矮球状星系之间的差异。我们的研究将有助于限制气体和尘埃循环过程中的低金属丰度星系。
2007-09-20 astro-ph
Evidence for a warm ISM in the Fornax dEs FCC046 and FCC207
我们提出了Halpha+[NII]窄带成像的FCC 046和FCC 207，两个dES在天炉座星系团。B-R和B-I彩色图清楚地显示了FCC 207中的灰尘吸收迹象。FCC 046有一个非常明亮的蓝色核心，相对于外部等照度线偏移约1.1“。此外，FCC 046显示出明显的不平衡形状。这两个星系的发射区差别很大。FCC 207只有一个中心发射区，而FCC 046还包含较暗的发射区。基于宽波段的颜色，其扰动的形状和非常明亮的核心，FCC 046类似于无定形矮星。这两个星系的中心发射区的解决，我们估计它们的直径约为60 pc。它们的H α光度可以解释为旧人口中后AGB恒星的光电离。FCC 046中的一些发射区被分辨出来，直径在50-150 pc的量级，H $α$的光度在10^30 W的量级，与沃尔夫-拉叶星周围的超新星遗迹或星云相当。因此，FCC 046显然正在经历恒星形成，而FCC 207的情况并不明确。我们估计FCC 046中的HII气体的质量在M（HII）= 40-150 Mo。FCC 207的电离气体含量略高：M（HII）= 60-190 Mo。
2002-10-15 astro-ph
On the universality of the type-dependent luminosity functions
我们发现，在三个贫星团（Virgo，Fornax和Centaurus）和两个富星团（Coma和Cl 0939 +4713）中，每种哈勃类型的光度函数的亮部分（M_B<-18.5mag）具有相同的形状。事实上，这些类型依赖的光度函数是不变的形状从贫穷到富裕的环境提供了支持的假设，他们可能是普遍的。我们还以表格形式提出了改进的类型相关的光度函数，基于比以前的作品更大的样本。
1998-04-03 astro-ph
The Discovery of the Smallest Blue Compact Dwarf Galaxies
在使用英国施密特望远镜上的FLAIR摄谱仪对天炉座星系团进行的Bj=17.5的光谱测量中，我们发现了七个新的致密矮星系团成员。这些以前被认为是巨大的背景螺旋。这些新成员是已知的最紧凑、表面亮度最高的矮星系之一，绝对星等为M_B=-14，标度长度为α =400 pc。其中之一可能是发现的第一个高（正常）表面亮度的矮螺旋。其中三颗是蓝致密矮星（BCD），它们的加入使BCD光度函数的暗端增加了2倍或更多。我们用2dF摄谱仪扩大了巡天2.5等，在第一个视场中发现了天炉座星系团以外的7个明亮的发射线星系，这些星系在巡天底片上无法分辨。这种类型的星系在大多数现有的星系巡天中都会被遗漏。
1998-04-20 astro-ph
The faint end of the luminosity function in clusters
我回顾最近的测量暗端的星系光度函数在星系团。证据表明，星系团的中心部分的星系的光度函数是显着不变的集群之间，这个光度函数是陡峭的明亮和微弱的幅度和浅之间。曲率是非常重要的-无论是幂律还是Schechter函数都与数据不一致。在任何量级上，α =-1都不能很好地拟合数据。在所有被研究过的星系团中，最暗的星系是矮球状星系。
1998-04-01 astro-ph
Variable stars in the Fornax dSph Galaxy. II. Pulsating stars below the horizontal branch
我们对天炉座矮球状星系的北部地区进行了一次密集的巡天，目的是探测该星系的短周期脉动星（P<0.25天）。在欧洲南方天文台2.2米MPI望远镜的宽视场成像仪连续三个晚上收集的观测数据使我们能够探测到85颗周期在0.046到0.126天之间的高振幅（B光为0.20-1.00等）变星，类似于银河系贫金属恒星星族中的SX凤凰星。观测到的周期与B和V星等的关系图显示了一个大大超过观测误差的色散。为了解开这个问题，我们将第一泛音从基模振荡器中分离出来，并初步确定了一组亚发光变星，比其他变星暗约0.35等。它们的性质是贫金属的中间年龄恒星或由近距离双星系统合并形成的恒星。丰富的天炉座变星样本也使我们重建了短周期脉动星的周期-光度关系。用153颗不同恒星系统中的盾牌座δ和凤凰座SX星的数据，得到了一个极好的线性拟合，M（V）=-1.83（+/-0.08）-3.65（+/-0.07）log P（fund）。
2008-06-27 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: NGC 1379
本文对天炉座星团中的E0星系NGC 1379中的~300个球状星团候选星系进行了B和I测光。我们的数据来自哈勃太空望远镜（HST）和地面观测。HST测光（仅B）基本上是完整的，没有前景/背景污染，比球状星团光度函数的峰值暗约2等。用高斯函数拟合光度函数，我们发现<B>σ_B =24.95 ± 0.30，σ_B = 1.55 ± 0.21。我们估计球状星团的总数为436+-30。对于70角秒的半径，我们导出一个中等的比频，S_N=3.5 ± 0.4。在半径r~ 3-6 kpc处，球状星团系统的表面密度轮廓与其下的星系光的表面密度轮廓是不可区分的。当r \ltsim为2.5 kpc时，球状星团系统的轮廓是椭圆形的，而当r \ltsim为1 kpc时，数密度似乎减小.球状星团的（B-I）颜色分布（来自地面数据）与银河系球状星团的颜色分布相似，但对背景污染进行了校正。未显示双峰或存在[Fe/H] \gtsim-0.5的群体的证据。与更大的、位于中心的椭圆星系团不同，NGC 1379球状星团系统的形成既不需要合并也不需要多相坍缩。我们强调校正背景污染的重要性：背景星系的颜色分布是强烈的峰值略蓝于一个典型的球状星团分布的峰值。这可能会造成扭曲的颜色分布或双峰性的印象，而不存在。
1997-10-03 astro-ph
Globular clusters and dwarf galaxies in Fornax - I. Kinematics in the cluster core from multi-object spectroscopy
我们获得了大量的球状星团（GC）的径向速度在附近的天炉座星系团的星系之间的宽领域，以获得他们的速度色散径向轮廓和探测集群的动力学。我们在VLT上使用FLAMES获得了149个GC的精确速度，这些GC位于以NGC 1399（天炉座中央星系）为中心的~ 500 x150 kpc带内。这些天体位于GC光度函数的非常明亮的尾部（M_V < -9.5），与所谓的“超紧凑矮星”星等范围重叠。八个最亮的火焰确认的成员确实显示了分辨率的暗示，在亚角秒前的成像数据，我们用来选择火焰光谱的约500个目标。用3d_25直径掩模忽略星系周围的GC，我们发现61个20.0 < V < 22.2的GC位于星系团内（IC）介质中。ICGCs群体的速度色散在距离中心NGC 1399约150 kpc处为200 km/s，在200 kpc处上升到近400 km/s，这一数值与矮星系群体的速度色散相比，矮星系被认为是从星系团周围坠落的。
2007-01-12 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale. XV. A Cepheid Distance to the Fornax Cluster and Its Implications
利用哈勃太空望远镜（HST），在天炉座星系团螺旋星系NGC 1365中发现了37个长周期造父变星。由此得到的V和I周期光度关系得出的真实距离模数为31.35 +/- 0.07等，相当于18.6 +/- 0.6 Mpc的距离。这种测量为估算哈勃常数提供了几条途径。(1)假设天炉座星系团整体的距离是这个值，则局部的哈勃常数为70 +/-18_{random} [+/-7]_{systematic} km/s/Mpc。(2)九个以造父变星为基础的星系群的距离，包括天炉座和室女星系团，得出Ho = 73（+/-16）_r [+/-7]_s km/s/Mpc。(3)用NGC 1365和六个邻近的旋涡星系重新校准I波段Tully-Fisher关系，并将其应用于100 Mpc的15个星系团，得到Ho = 76（+/-3）_r [+/-8]_s km/s/Mpc。(4)利用从天炉座到Abell 2147的一组广泛的星系团距离差模，得到Ho = 72（+/-）_r [+/-6]_s km/s/Mpc。最后，（5）假设天炉座中另外两颗Ia型超新星的距离为NGC 1365，并将它们加入SnIa刻度（校正光变曲线形状），得到Ho = 67（+/-6）_r [+/-7]_s km/s/Mpc，距离超过500 Mpc。所有这五个Ho测定值在其统计误差范围内一致。结合所有这些测定结果，得到的哈勃常数估计值为Ho…
1998-12-10 astro-ph
Evidence for a warm ISM in Fornax dEs - II. FCC032, FCC206 and FCCB729
我们展示了天炉座星系团中的三个矮椭圆星系FCC 032、FCC 206和FCCB 729的R波段和H-alpha+[N II]窄带成像。这些dE含有大量的电离气体。FCC 032拥有一个大型的电离气体复合体，由几个单独的云，一个超级气泡和一个远离星系中心延伸的灯丝组成。在FCC 032中观察到的电离气体结构与在更富含气体和更强烈的恒星形成矮星系中观察到的结构非常相似。FCC 206是一个非常低的表面亮度dE，包含一个微弱的扩展发射区和两个致密云。在这个样本中唯一的有核星系FCCB 729中，其中一个电离气体云与恒星核重合。我们得出电离气体质量的几个100至1000太阳质量的这些星系。这使我们的样品dEs与电离气体与H-α +[N II]窄带成像到五个对象。在这些星系的电离气体形态范围从纯核发射峰扩展发射复合物。这种形态上的多样性也可能表明，在温暖的星际介质（活动星系核，星爆，后AGB星，.）的dEs电离过程的多样性。在FCC 206内部，四个星团似乎即将合并，在这个目前无核的dE中形成一个核。了解dEs中原子核的形成可以为我们提供超大质量黑洞形成的重要线索。
2004-07-30 astro-ph
The cluster galaxy luminosity function at $z=0.3$: a recent origin for the faint-end upturn ?
我们推导了Abell 1835（$z=0.25$）和AC 114（$z=0.31$）星系的深光度函数（到$M_z=-15$），并与69个星系团的局域$z'$光度函数进行了比较。数据表明，在高红移星系团中不存在暗端上翘现象，即在$M_z < -17$上超过单个谢克特函数的星系数量。这表明，暗端上翻星系是最近通过落入恒星形成场群的星团或通过较亮物体的潮汐破裂而形成的。M
2007-06-20 astro-ph
The Faint End of the Luminosity Function in the Core of the Coma Cluster
我们提出了光学测量的后发座星系团的核心光度函数的暗端。矮星系被探测到的极限星等约为R。25.75在哈勃太空望远镜拍摄的图像中。这代表了迄今为止对Coma光度函数的最微弱的确定。在假设宇宙变化引起的误差很小的情况下，我们发现了α <-2的陡峭暗端斜率的证据。在再电离和其他反馈过程依赖于密度的理论中，这样的值是预期的。
2006-10-18 astro-ph
The Faint Optical Stellar Luminosity Function in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
对它们内部恒星运动学的分析表明，银河系的矮球状（dSph）伴星系是已知的暗物质占主导地位的系统之一。如果在这些系统中存在以暗恒星形式存在的重要暗物质，那么恒星光度函数一定与金属丰度相似的球状星团有很大不同，因为没有证据表明有暗物质存在。我们提出了微弱的恒星光度函数在小熊座dSph，下到一个光度对应于大约0.45 M太阳，来自新的深HST/WFPC 2数据。我们发现一个显着的相似性之间的光度函数，推断的初始质量函数，和球状星团M92，一个类似的年龄和金属丰度的小熊座dSph.
1999-02-26 astro-ph
The Faint End of the Luminosity Function in the Field
本文综述了低红移场星系光学光度函数暗端的观测现状。越来越多的证据表明，矮星系的数量过多，不能很好地用单一的谢克特函数来拟合。这些矮星系往往是后期形态和光谱类型，蓝色，表面亮度低，目前正在经历显着的恒星形成。
1998-05-19 astro-ph
Discovery of an Optically-Faint Quasar at z=5.70 and Implications for the Faint End of the Quasar Luminosity Function
我们提出了一个光学暗淡的类星体，RD J114816.2+525339，发现从周围的z = 6.42类星体SDSS J1148+5251领域的深多色观测。这两个类星体的投影间距为109角秒，在r-z与z-J色-色空间中都是异常值。凯克光谱显示RD J114816.2+525339是一个宽吸收线类星体，z = 5.70。z_AB = 23.0时，RD J114816.2+525339比SDSS J1148+5251暗3.3等，是已知z>5.5时最暗的类星体。这个物体是在大约2.5平方度的测量中确定的。在这些红移和光度的类星体的隐含的表面密度与以前的推断的类星体光度函数的暗端大致一致，并支持这样的想法，即活动星系在这些红移的再电离紫外线通量只提供一个很小的组成部分。
2005-10-17 astro-ph
The Evolution in the Faint-End Slope of the Quasar Luminosity Function
基于包含黑洞（BH）生长的星系合并的数值模拟，我们预测了类星体光度函数（QLF）的暗端斜率及其随红移的演化。我们的模拟产生了一个新的模型，类星体的寿命取决于瞬时和峰值类星体光度。这激发了对QLF的一种新的解释，其中亮端由接近峰值亮度的类星体组成，但暗端主要由处于较低亮度演化阶段的类星体组成。对于峰值亮度接近观测到的突变点的类星体，其QLF的弱端斜率由类星体寿命的弱端斜率决定。我们确定这个斜率从类星体的寿命作为峰值亮度的函数，基于一个大的模拟跨越各种各样的宿主星系，合并，BH，和ISM气体属性。更明亮的峰值光度（更高的BH质量）系统经历更剧烈的演化，并在类星体演化的最后阶段更快地排出和加热气体，导致更平坦的暗端斜率（因为这些物体更快地落在QLF中观察到的破裂之下）。因此，当QLF突变光度随着红移的增加而向更高的光度移动时，意味着一个更大的典型类星体峰值光度，暗端QLF斜率也随之增大。从类星体的寿命作为峰值亮度的函数和这种解释的QLF，我们预测的暗端QLF的斜率和它的演变与红移的观测符合得很好。虽然黑洞的生长是反层次的（低质量黑洞主要在较低的红移下形成），但在QLF中观测到的斜率和微分或光度依赖的密度演化的变化完全取决于光度依赖的类星体寿命和类星体反馈的物理学。
2005-08-30 astro-ph
Star Clusters in Virgo and Fornax Dwarf Irregular Galaxies
本文介绍了利用HST WFPC 2快拍数据在室女座和天炉座矮不规则星系中寻找星系团的结果。星系样本包括28个星系，其中11个是室女座和天炉座星系团的成员。在11个已确认的成员中，我们检测到237个集群候选者，并确定了它们的V星等，V-I颜色和核心半径。在统计减去背景星系和前景恒星后，大多数候选星团的V-I色为-0.2和1.4，V星等介于20和25等之间，核心半径介于0和6 pc之间。使用H-alpha观测，我们发现26%的蓝色聚类候选者最有可能是HII区域。其余的候选星团很可能是大质量（>10^4 Msol）的年轻和年老星团。我们样本中的红色星团候选者和银河系球状星团之间的比较表明，它们具有相似的光度分布，但红色星团候选者通常具有更大的核心半径。假设红星系团候选者实际上是球状星团，我们得到了星系的特定频率（S_N）范围为~0-9。虽然数值不确定，但其中七个星系的特定频率似乎大于2。这些值在椭圆星系和有核矮椭圆星系中比在螺旋星系或本星系群矮不规则星系中更为典型。
2003-11-04 astro-ph
The faint end of the galaxy luminosity function
本文提出并讨论了在五种不同的局部环境中，在不同的星系密度和形态含量下，对M_R = -10的星系光度函数暗端的光学测量。我们研究的环境，按照星系密度递减的顺序，是室女星系团，NGC 1407集团，后发座I集团，狮子座集团和NGC 1023集团。我们的研究结果来自于一个深广角调查与NAOJ斯巴鲁8米望远镜莫纳克亚山和非常微弱的表面亮度水平是敏感的。根据其表面亮度和形态，将镓团鉴定为组或簇成员。我们样本中最暗的星系的R约为22.5。有数以千计的暗星系，但我们不能区分星系团成员从背景星系在这些微弱的限制，所以不要试图确定光度函数比M_R =-10微弱。在所有情况下，矮星的数量都比冷暗物质理论所预测的低质量晕的数量要少得多。亮度函数在M_R = -18和M_R = -10之间的平均对数斜率为α ~-1.2，远小于冷暗物质质量函数的α ~-1.8。因此，在我们研究的所有环境中，我们需要在样本的暗端缺失大约90%的矮星，以实现与CDM理论的一致性。
2002-05-04 astro-ph
Environmental Effects on the Faint End of the Luminosity Function
最近的研究表明，许多星系团的光度函数（LF）在暗端是陡峭的。然而，同样清楚的是，并非所有集群都具有相同的LF。在本文中，我们探讨是否在LF形状的变化与其他集群或环境属性。
1998-12-11 astro-ph
Photospheric Abundances of the Hot Stars in NGC1399 and Limits on the Fornax Cluster Cooling Flow
我们目前的远紫外光谱的巨大椭圆星系NGC 1399，获得远紫外光谱探测器。在所有静止的椭圆星系中，NGC 1399具有最强的已知“紫外线上升”--一个2500 A的急剧光谱上升。现在已经确定这种辐射来自热水平分支（HB）恒星及其后代;然而，这些恒星的化学成分一直是长期争论的主题。在对任何椭圆星系的观测中，我们的光谱第一次清楚地显示了在紫外线上升区的光球金属吸收线。N的丰度为45%太阳能，Si为13%太阳能，C为2%太阳能。这种丰度异常是引力扩散的自然结果。这些光球丰度落在银河系场的亚矮星B的观测范围内。虽然NGC 1399位于天炉座星系团的中心，但我们没有发现O VI冷却流排放的证据。1032，1038辐射的上限为3.9E-15 erg/s/cm ~ 2，相当于0.14 M_sun/yr，比NGC 1399 X射线光度的简单冷却流模型预测的值要小。
2002-02-19 astro-ph
