Does Amati Relation Depend on Luminosity of GRB's Host Galaxies?
为了检验Amati关系的系统性，我们将24个已确定$E_{γ,\mathrm{iso}}$和$E_{\mathrm p}$的长持续时间伽玛暴按其宿主星系的B带光度分为两个亚群。在不确定性范围内，两个子群的Amati关系是一致的。考虑到星系的光度-金属丰度关系已经建立得很好，本研究并不暗示伽玛暴的Amati关系与环境金属丰度之间存在强烈的演化关系。
2007-10-28 astro-ph
Narrow-line Seyfert 1 Galaxies and the M_BH - sigma Relation
本文研究了窄线Seyfert 1（NLS 1）星系和宽线Seyfert 1（BLS 1）星系在非活动星系M_BH -σ关系上的位置。我们发现NLS 1星系作为一个类-以及我们的比较样本的BLS 1星系-不遵循非活动星系的M_BH-sigma关系，如果我们使用[SII] 6716，6731发射线的宽度作为恒星速度色散，sigma_* 的替代。我们还发现，[OIII]5007的宽度是sigma_* 的良好替代，但仅在（a）去除不对称蓝翼之后，并且更重要的是，在（b）排除具有强蓝移的核心[OIII]线之后（即，不包括星系的[OIII]速度场由径向运动主导，可能是流出）。在[OIII]中是极端异常值的同一星系在[SII]中仍然遵循M_BH - sigma关系.我们证实了以前的发现，NLS 1星系是系统地偏离M_BH -西格玛关系，如果完整的[OIII]配置文件被用来测量西格玛。本文系统地研究了[OIII]_core蓝移、L/L_Edd、强度比Fe_II/H_beta、NLR密度和绝对星等参数对NSL 1星系在M_BH - sigma平面上位置的影响。讨论了NLS 1模型及其沿M_BH - sigma关系演化的意义。
2007-08-02 astro-ph
Morphological Type Dependence in the Tully-Fisher Relationship
Tully-Fisher关系是受形态类型的依赖，这样的星系的形态类似于ScI星系和Seyfert星系更明亮，在一个给定的旋转速度比其他形态分类的星系。这种效应在B波段最为普遍。结果表明，类型效应不仅是一个人工制品的校准品样本，但也存在于集群样本。通过建立ScI群星系和Sb/ScIII群星系的类型依赖的Tully-Fisher关系来校正类型效应。结果表明，与单一的校准，ScI组星系的距离被系统地低估，而Sb/ScIII组星系的距离被系统地高估。Tully-Fisher斜率和散点也在类型相关Tully-Fisher关系的上下文中考虑。它的结论是，使用类型依赖的Tully-Fisher关系提供了显着的改善，个别星系的距离和星系团的距离细化。
2004-01-30 astro-ph
The scatter in the near-infrared colour-magnitude relation in spiral galaxies
利用平面上方边缘星系的I-K色，我们确定了旋涡星系的无尘色-星等（CM）关系。我们发现，在这种关系中的散射是小的，大约大到可以解释的观测不确定性。近红外CM关系的斜率是陡峭的螺旋比椭圆星系。我们提出两种可能的解释。首先，这种差异可能是由旋涡星系中的垂直颜色梯度引起的。在这种情况下，这些梯度应该是类似的所有星系，平均0.15德克斯在[Fe/H]每标度高度，并增加以后的星系类型。然而，最可能的解释是，螺旋和椭圆有本质上不同的CM关系。这意味着螺旋星系中的恒星比椭圆星系中的恒星年轻。然而，螺旋星系中年轻恒星的年龄，或者说比例，完全取决于星系的光度，而不是它的环境。
1998-08-21 astro-ph
Present-day scaling relations of submm galaxies: origin of spheroidal sytems
利用恒星爆发的演化能量分布模型，分析了23个亚毫米星系和3个ISO探测到的具有光谱红移的ERO的光谱能量分布。这个SED模型使我们能够研究恒星爆发的内在属性，如恒星爆发的年龄和平均恒星金属丰度，因为它考虑到了化学演化。此外，星爆区域的内在大小估计从观察到的SED。使用这个SED模型，我们预测的颜色，星等，和尺寸的submm星系的后代，并推导出标度关系，如今天的颜色星等和尺寸星等的关系。我们认为，submm星系的祖先今天的椭圆星系，提供的submm星系的初始质量函数（IMF）略平坦于Salpeter IMF。在这种情况下，我们发现：1）亚毫米星系的现今平均星等与L* 椭圆星系的相似; 2）现今色-星等关系与椭圆星系的一致; 3）如果大质量亚毫米星系由多个星暴区组成，椭圆星系的现今大小-星等关系可以重现。我们估计反馈的影响submm星系作为一个函数的星爆年龄。研究发现，亚毫米星系中的星暴区可能是自我调节的，即反馈效应与星暴区的自引力几乎平衡。
2004-05-17 astro-ph
Observational Support for the Gurzadyan-Kocharyan Relation in Clusters of Galaxies
我们表明，四个Abell星系团的观测数据支持Hausdorff维数与星系系统动力学性质之间的Gur zadyan-Kocharyan关系. Hausdorff维数的计算采用两点关联函数，而动力学参数的估计采用现有的数据和合理的假设的质量函数的星系。这一结果可以在理解的动力学机制，确定星系的分形分布的重要后果。
1994-05-31 astro-ph
The V_c-sigma_c relation in high and low surface brightness galaxies
本文研究了星系中渐近圆速度V_c与中心恒星速度色散σ_c之间的关系。本文用高亮度V_c测量方法研究了一个新的高表面亮度旋涡星系（HSB）、低表面亮度旋涡星系（LSB）和椭圆星系。我们发现：1）HI测量的椭圆星系符合该关系; 2）线性定律和幂律（在以前的工作中使用过）都可以重现数据，即使对于sigma_c < 70 km/s的星系也是如此; 3）LSB星系，第一次考虑这方面，似乎表现出不同的行为，表现出更大的V_c值或更小的sigma_c值。
2004-04-14 astro-ph
The Baryonic Tully-Fisher Relation of Galaxies with Extended Rotation Curves and the Stellar Mass of Rotating Galaxies
我调查的重子Tully-Fisher关系的样本的星系扩展的21厘米旋转曲线跨越范围20 < Vf < 300公里/秒。各种缩放的恒星质量与光的比例被认为是。对于M/L的每一个处方，我给出形式为Md = A Vf^x的拟合。据推测，最接近正确值的处方将使关系中的分散最小化。散射最小时的拟合结果为A = 50太阳质量/（km/s）^[4]，x = 4。这一关系大体上保持了50多年。星系颜色、恒星分数和M/L彼此相关，并与Md相关，在这个意义上，质量越大的星系往往越演化。有一个系统的依赖程度的最大化的磁盘表面亮度。高表面亮度的星系通常有M/L ~ 3/4的最大盘值，而低表面亮度的星系通常达到这个数量的1/4。
2005-08-03 astro-ph
On The Linearity of The Black Hole - Bulge Mass Relation in Active and in Nearby Galaxies
对PG类星体观测结果的分析表明，黑洞质量M_BH和核球质量M_bulge之间存在非线性关系，尽管不能排除这种线性关系，就像对附近星系提出的那样。来自Gebhardt等人的邻近星系的新M_BH值，Virani等人对Seyfert 1星系的L_bulge测量，这里使用的是获得M_BH-M_bulge关系的斜率的更精确的值。40个活动星系和非活动星系的组合样本显示了一个显著的非线性关系，M_BH \propto M_bulge^{1.53 \pm 0.14}。最近发现的M_BH与恒星速度色散关系的斜率以及晚型旋涡星系中发现的低M_BH进一步支持了这种非线性关系。因此，M_BH/M_bulge的平均比值不是一个普适常数，而是从明亮椭圆星系（M_V ~ -22）的~0.5%下降到低光度星系（M_V ~ -18）的~0.05%。Hubble空间望远镜对晚型旋涡星系的M_BH和窄线Seyfert 1星系（两者都被预测为具有低M_BH）的核球星等的测定，可以进一步检验非线性M_BH-M_bulge关系的有效性。
2001-01-23 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
Relation between dust and radio luminosity in optically selected early type galaxies
我们用3.6 cm的VLA测量了附近E/S 0星系的光学/红外选择样品，有和没有核尘埃结构，灵敏度为100 $μ$ Jy。我们可以将这些星系的射电光度函数（RLF）构造为~10^19 W/Hz，并发现这些星系中约有50%的活动星系核处于这一水平。这些活动星系核的空间密度与此光度下的星暴星系相当。一些无尘星系有低光度的射电核心，它们的RLF并不明显小于尘埃星系。
2002-05-15 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. VI. HI observations and the K-band Tully-Fisher relation
本文主要研究棒对星暴星系和Seyfert星系中性氢含量的影响。我们还与“正常”星系的样本进行比较，并研究如何以及星暴和塞弗特星系遵循的基本缩放塔利-费舍尔（TF）关系定义为正常星系。Nancay射电望远镜观测到111个Markarian（Mrk）IRAS星系。这些测量的补充，从文献中的数据，形成一个样本的105 unbarred和113禁止Mrk IRAS星系。有棒星系比无棒星系有更低的总质量和偏差校正的HI质量，这对Mrk IRAS和正常星系都是如此。这个强有力的结果表明，棒将HI气体汇集到星系中心，在那里它在形成新恒星之前变成分子。Mrk IRAS星系比正常星系有更高的偏置校正HI质量。他们也显示出显着偏离TF关系，无论是在B和K波段。从TF关系最偏离点往往有一个强的远红外光度和低的氧丰度。这些结果表明，我们的Mrk IRAS星系的一小部分仍处于形成过程中，它们的中性HI气体，部分外部来源，尚未达到稳定状态。
2004-01-12 astro-ph
Black Holes and Hosts of Active and Quiescent Galaxies: I. The Black Hole-Bulge Relation revisited
在许多邻近星系中心发现的大质量黑洞与主核球的光度呈近似线性关系，黑洞质量为主核球质量的0.001-0.002。以前的工作表明，活动（塞弗特1）星系的黑洞遵循类似的关系，但显然与一个显着较低的值$M_{\rm BH}/M_{\rm bulge}$（Wandel 1999）。新的数据表明，这种差异主要是由于高估了静止星系中的黑洞质量和高估了塞弗特星系的核球星等。使用新的和更新的数据，我们表明，活动星系核（塞弗特星系和类星体）遵循相同的BH-隆起的关系，作为普通（不活跃）星系。我们推导了55个活动星系核和35个静止星系的BH-核球关系，发现宽线活动星系核的平均黑洞/核球质量分数为$\sim 0.0015$，具有很强的相关性（Mbh ~ Lbulge^{0.9 \pm 0.16}）。这种BH-凸起关系与静止星系的BH-凸起关系一致，并且比以前的结果紧密得多。窄线活动星系核的Mbh/Mbulge比值较低，约为10^{-4}-10 ^{-3}。我们发现这是一个更普遍的功能，BH/凸起的比例在活动星系核与发射线的宽度呈负相关，这意味着一个强大的线性关系的宽发射线区域的大小和亮度的凸起。最后，将活动星系核与观测和估计的恒星速度色散结合起来，我们发现了一个显著的相关性（Mbh ~ v^{3.5-5}），与静止星系的相关性一致。
2001-10-25 astro-ph
The near-IR luminosity-metallicity relation of dwarf irregular galaxies
本文报道了我们对邻近星系群中矮不规则星系的近红外光度-金属丰度关系的长期研究的最新进展。从我们的观测数据库中出现了一个非常明确的关系，并对其影响进行了初步讨论。
2005-05-17 astro-ph
Relations between Massive Black Holes in AGN and their Host Galaxies
在许多邻近星系中心发现的大质量黑洞与主核球的光度呈线性相关，黑洞质量约为核球质量的0.1%。黑洞质量（Mbh）和主球中恒星速度色散之间存在更强的关系。我们发现，大规模的BH的活动星系核（混响映射测量）和他们的凸起光度（通过使用凸起/磁盘分解测量）遵循相同的关系，普通（不活跃）星系，与例外的窄线活动星系核，显然有显着较低的BH/凸起比。窄线活动星系核似乎也是杰出的兆赫兹速度色散关系：少数塞弗特星系与测量速度色散似乎表明，窄线塞弗特1星系有一个较小的BH质量/速度色散比比静止的星系和宽线塞弗特。用Faber-Jackson关系从球核光度估计速度色散，使样本增加一倍以上，并支持这些结果。
2003-05-01 astro-ph
The Radial Tully-Fisher relation for spiral galaxies I
我们发现了一个新的Tully-Fisher-like关系的旋涡星系在不同的银河系中心半径举行。这种径向塔利-费舍尔（RTF）关系使我们能够研究物质在螺旋星系光学区域的分布。这个关系，适用于三个不同的样本的旋转曲线的旋涡星系，直接证明：1）螺旋的旋转速度是衡量其引力势的一个很好的尺度，RC的振幅和轮廓都可以通过星系光度很好地预测; 2）暗分量的存在，比亮分量集中得少; 3）标度定律，根据该定律，内盘光学尺寸：$ M_{dark}/M_{lum} = 0.5 (L_B/10^{11}L_{B\odot})^{-0.7}$。
2006-12-15 astro-ph
The metallicity-luminosity relation at medium redshift based on faint CADIS emission line galaxies
Calar Alto Deep Imaging Survey（CADIS）中的发射线巡天通过使用成像法布里-珀罗干涉仪探测具有非常低连续亮度的星系。利用VLT上的FORS 2和TNG上的DOLORES对MB>-19个CADIS星系进行了光谱跟踪观测，得到了5个星系z~0.4和10个星系z~0.64的氧丰度。将这些测量结果与已发表的MB<-19星系的氧丰度相结合，我们发现在中等红移处存在金属度-光度关系的证据，但与局域宇宙中的金属度-光度关系相比，它被移位到更低的丰度和更高的光度。将观测到的z<3时星系的金属丰度和光度与飞马座2的化学演化模型进行比较，我们发现了一个有利的情况，即星系的金属丰度在z~0.7和今天之间增加了~2倍，而它们的光度减少了~0.5- 0.9等。
2004-02-02 astro-ph
The Colour-Magnitude Relation and the Age of Galaxies in the Cluster AC118 at z=0.31
我们推导出z=0.31的星系团AC 118的色-星等关系，并利用该关系在被动演化框架下对星系团的形成年代和年龄分布进行了约束。这项工作是基于ESO NTT（OAC保证时间）的观测。
2001-10-15 astro-ph
Fundamental Planes, and the "barless" M-sigma relation, for supermassive black holes
关于标准M-西格玛关系的残差与主球的有效半径、绝对星等和Sersic指数相关--尽管在这里需要注意的是，椭圆星系并不参与这种相关。此外，它揭示了棒星系（相对较小，微弱，低恒星浓度凸起）可以偏离M-西格玛关系的delta（log M）= -0.5到-1.0 dex（在这个意义上，他们的西格玛值太大了），并产生大部分上述相关性。从Tremaine等人的31个星系集合中删除7个棒星系，结果是一个“无棒M σ”关系，其内禀散射为0.17 dex（参见图1）。0.27 dex的31个星系）和0.25 dex的总散射（参见。0.34 31个星系的dex）。第三参数的引入并没有减少无杆M-西格玛关系的分散性。此外，从一个扩大和更新的40个具有可靠黑洞质量测量的星系中去除棒星系或所有盘星系，得到了一致的结果，即log（M_bh/M_sun）=（8.25+/-0.05）+（3.68+/-0.25）log [sigma/200]。用黑洞质量测量的星系的“无杆”σ-L关系与早型星系的SDSS样品一致。此外，无杆M-σ关系、M-L关系和M-n关系都表明SMBH的质量小于2-4 × 10^9 M_sun。
2008-02-01 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation II: A Sample of Massive Metal-Poor Galaxies from SDSS
我们提出了一个样本的42个高质量的低金属丰度离群恒星形成星系的质量-金属丰度关系。这些星系的恒星质量范围为log（M_*/M_sun）~9.4 ~ 11.1，在12+log（O/H）中偏离质量-金属丰度关系-0.3 ~-0.85dex。一般来说，它们是极蓝的，有很高的恒星形成率，并且在形态上受到干扰。潮汐相互作用预计会引起大规模的气体流入星系的中心区域，我们发现，这些星系的气相氧丰度是一致的，从大的银河系中心半径稀释中央富含金属的气体的大量的低金属含量的气体。我们的结论与推断气相金属丰度的个别星系的光度的基础上，特别是在长伽马射线暴宿主星系的情况下，仅与影响。
2008-11-09 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
The nature of the ultraluminous X-ray sources inside galaxies and their relation to local QSOs
这表明，现在在星系的主体中发现的许多超亮致密X射线源，特别是那些活跃的，如M82，NGC 3628和其他，是“本地”类星体，或BL Lac天体，在从这些星系喷出的过程中具有高的内在红移。支持这一假设的证据进行了总结。
2002-11-07 astro-ph
Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies
利用一种新的粒子数合成程序，构造了椭圆星系的演化模型。模型参数进行校准，重现观测到的色-星等（CM）关系的后发座椭圆在$V-K$与$M_{V}$图。SEDs在恒星年龄和金属丰度方面退化。试图打破这种简并，通过模拟椭圆星系CM关系的演化，基于两种不同的解释，即，CM关系反映了不同平均恒星年龄或不同恒星金属丰度。与两个遥远星系团Abell 2390（$z=0.228$）和Abell 851（$z=0.407$）中E/S 0星系的CM图的对抗再次证实了先前的CM关系主要是金属丰度效应的争论。这个结论既不依赖于模型参数，也不依赖于所采用的宇宙学参数。
1996-09-24 astro-ph
Morphology-Density Relation for Simulated Clusters of Galaxies in Cold Dark Matter Dominated Universe
我们提出了一个利用宇宙学N体模拟研究团星系形成和演化的模型。利用N体模拟方法生成了暗晕的合并历史树。气体冷却，恒星形成，超新星反馈和合并的星系在黑暗的晕内采用简单的处方从半解析模型的星系形成。在这封{ \it Letter}中，我们检验了并合驱动的核球形成模型，并给出了z = 0时星系团的形态-密度关系。我们发现，这种形态演化模型可以很好地解释星系团中椭圆星系的分布，但不能再现S 0星系的分布。这一结果表明椭圆星系主要是由主合并形成的，而在S 0星系的形成过程中，主合并以外的过程起着重要作用。
2000-07-30 astro-ph
Effects of Galaxy Interaction on the Tully-Fisher Relation: CO vs HI Linewidths
我们研究了星系-星系相互作用对Tully-Fisher关系的影响。相互作用星系中的HI线宽明显比CO线宽宽，HI与CO线宽之比与相互作用的强度成正比。这提供了不同的距离，星系测量的塔利-费舍尔关系与CO和HI线宽。对于强相互作用星系，从HI线宽得到的距离比从CO线宽得到的距离大62%，对于弱相互作用星系，从CO线宽得到的距离大25%。我们认为，CO线Tully-Fisher关系将是更可靠的测量相互作用的星系以及星系团丰富的星系的距离。
1997-06-28 astro-ph
The Relationship Between Black Hole Mass and Velocity Dispersion in Seyfert 1 Galaxies
活动星系核（AGN）中的黑洞质量很难用传统的动力学方法测量，但可以用混响映射技术确定。然而，重要的是要验证这些不同方法的结果是等效的。这可以通过黑洞和宿主星系球状体之间的比例关系间接实现。为此，我们已经获得了新的测量的球恒星速度色散，西格玛，在塞弗特1星系。这些被用来与M_bh -西格玛关系，以验证核黑洞质量，M_bh，在活动星系通过混响映射确定。我们发现Seyfert星系和非活动星系一样遵循M_bh -σ关系，这表明M_bh的混响映射测量结果与其它方法得到的结果一致。我们还重新考虑了球的绝对星等、M_bulge和黑洞质量之间的关系。我们发现，塞弗特星系是从非活动星系偏移，但偏差可以完全理解为一个不同的隆起光度，而不是黑洞质量;塞弗特主机比正常星系的速度色散的一个给定的值，可能是由于年轻的恒星星族。
2004-07-18 astro-ph
New evidence for a linear colour-magnitude relation and a single Schechter function for red galaxies in a nearby cluster of galaxies down to M*+8
本文研究了Abell 1185（z=0.0325）星系团中M ~*+8以下的红星系在B、V和R波段的颜色和光度分布。颜色-星等（以下简称CM）关系是线性的，没有证据表明有明显的绝对星等弯曲，这在文献中很少探讨（M_R=-12.5等）。CM关系很薄（+/-0.04等），它的厚度与震级完全无关。Abell 1185中红星系的光度函数可以用Schechter函数来描述，其特征星等和暗端斜率也可以很好地描述其他星系团中红星系的LF。除了由于所考虑的总体的颜色而引起的明显的M* 偏移之外，不存在LF形状的通带依赖性。最后，我们的结论是，基于颜色和光度，红色星系形成一个均匀的人口超过四十年的恒星质量，提供了第二个证据，对微弱的红色星系是一个最近的集群人口。
2006-06-29 astro-ph
Generalisations of the Tully-Fisher relation for early and late-type galaxies
本文利用Tully-Fisher关系（TFR）、恒星质量Tully-Fisher关系（sTFR）和所谓重子或HI气体+恒星质量Tully-Fisher关系（gsTFR）研究了矮星系和巨星系的早型和晚型轨迹。我们发现，早期型和晚期型星系，从矮到巨人，跟踪不同的，但近似平行的TFRs。令人惊讶的是，早型和晚型星系在恒星质量的3.5个数量级范围内追踪到一个单一的弯曲的sTFR。此外，所有的星系跟踪一个单一的，线性的gsTFR，在HI气体+恒星质量超过3.5个数量级。然而，矮椭圆星系位于gsTFR的下方。这可能表明早期型矮星，与晚期型相反，已经失去了它们的气体，例如通过星系风或冲压压力剥离。总的来说，环境在塑造这些关系方面只起着次要的作用，使它们成为一个相当“干净”的宇宙学工具。LCDM模拟大致预测了这些关系的正确斜率。
2007-01-15 astro-ph
Distance Measurement of Galaxies to Redshift of 0.1 using the CO-Line Tully-Fisher Relation
我们报告的第一个长期项目的结果，推导出星系的距离在宇宙学的距离，通过应用CO线宽度光度关系。我们用45米的Nobeyama毫米波望远镜获得了红移高达29，000 km/s的星系的深CO线观测，并用IRAM 30米望远镜获得了一些补充数据。我们探测到了几个星系的CO谱线发射，并利用它们的CO谱线宽度，利用谱线宽度-光度关系估算了它们的绝对光度。为了获得光度数据和倾斜校正，我们还进行了光学成像观测的CO检测星系使用CFHT 3.6米望远镜在高分辨率。结合射电和光学数据，得到了星系的距离模数和距离，并估算了这些星系的哈勃比。我们建议，CO线宽光度关系可以是一个强大的方法来推导星系的距离z = 0.1的红移，并推导出哈勃比在一个显着的体积的宇宙。关键词：宇宙学-Galerkin：概述-距离尺度- CO线
1996-07-16 astro-ph
What determines the slope of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies in the hierarchical clustering scenario?
利用一个星系形成的半解析模型，研究了星系团中椭圆星系颜色-星等关系的物理起源。我们特别研究了恒星形成过程、超新星反馈和紫外背景对椭圆星系形成和演化的影响。观测结果表明，色-星等关系反映了星系的金属度-光度关系，为了再现色-星等关系，抑制暗星系中恒星的化学富集是很重要的。为了抑制化学富集，我们提出了一些解决方案。一个是假设有一个强烈的超新星反馈。二是引入紫外背景辐射的影响。这些解决方案退化，但它们可以区分通过研究星系的其他属性，如光度函数，颜色分布等，此外，我们发现，超新星反馈模型的星暴，使隆起组件是重要的恒星形成的时间尺度时，在光盘是长于宇宙的年龄。另一方面，当恒星形成时间尺度较短时，由于大多数恒星不是由爆发形成的，而是由盘内的普通恒星形成过程形成的，因此所得到的色-星等关系不依赖于这样的星爆模型。
1999-06-10 astro-ph
On the Xray Luminosity - velocity dispersion relation of groups of galaxies
我们分析了新的Mulchaey等人的Lx-sigma关系。我们发现，一旦我们考虑到可能的统计偏差引入的截止光度，我们恢复的关系是一致的集群，即，Lx ~ σ ^[4]。对于星系群来说，这种关系的更大的分散性可能归因于取向效应，由于取向效应，接近垂直于视线的星系群的径向速度分散会被低估。这种效应也可能有助于平坦化组Lx-sigma关系的斜率。
2003-11-03 astro-ph
The relation between circular velocity and central velocity dispersion in low surface brightness galaxies
我们分析了高和低表面亮度（HSB和LSB）盘星系和椭圆星系的样本，以研究圆速度（Vc）和中心速度色散（sigma）之间的相关性。我们更好地定义了HSB和椭圆星系，特别是在较低的西格玛值的VC西格玛相关性。基于动力学模型或直接从HI旋转曲线导出的具有Vc的椭圆星系在V-sigma平面上遵循与HSB星系相同的关系。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）。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。此外，如果Vc-西格玛关系相当于暗物质晕和超大质量黑洞的质量之间的关系，这些结果表明，LSB星系的主机超大质量黑洞与质量较小的HSB星系相比，相等的暗物质晕。另一方面，如果SMBH质量的基本相关性是与晕Vc，那么LSB应该有更大的黑洞质量为给定的凸起西格玛。
2005-12-29 astro-ph
The Colour-Magnitude Relation of Early-Type Galaxies in the Hubble Deep Field
本文给出了中位红移为0.9的哈勃深场中35个早型星系的静止坐标色星等图。虽然有相当大的散射，红序列以及描述的被动演化的固有的老恒星星族观察。与富后发座星系团（$z=0.023$）被动演化的颜色-星等关系相比，表明在这个红移的场中，大约有一半的早型星系与富后发座星系团中的星系一样古老。
1998-10-08 astro-ph
Confronting Scaling Relations of Spiral Galaxies with Hierarchical Models of Disk Formation
自转速度、大小和光度之间的比例关系，形成了任何盘状星系形成理论的基准测试。我们面对最近的理论模型的磁盘形成，最近的大型汇编这样的标度关系。我们强调在模型和观测之间实现公平比较的重要性。
2008-01-09 astro-ph
The near-IR Ca II triplet - sigma relation for bulges of spiral galaxies
我们目前的近红外钙II三重态（CaT，CaT*），Paschen（PaT）和镁（MgI）指数的一个很好的研究样本的19个早期到中期的螺旋星系的凸起的测量。我们发现CaT* 和CaT指数都随着中心速度分散度（σ）的减小而减小。这种依赖关系与Cenarro（2002）最近发现的椭圆星系的依赖关系相似，这意味着从椭圆星系到中间型螺旋星系都存在统一的CaT* - sigma关系。CaT和CaT* 随σ的降低与另一个α元素指数Mg_2随σ的增加形成对比。我们讨论了Ca丰度不足（[Ca/Fe]<0）和IMF变化在所观察到的关系的发病中的作用。
2003-03-21 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation I: A Sample of Metal-Rich Dwarf Galaxies from SDSS
我们已经从Tremonti等人（2004）测量的恒星形成星系的质量-金属丰度关系中识别出41个低质量高氧丰度异常值的样本。这些星系在-14.4 > M_B > -19.1和7.4 < log M_*/M_solar < 10的范围内具有8.6 < [12 + log（O/H）] < 9.3，令人惊讶地是非病理性的。它们有典型的特定恒星形成率，相当孤立，除了少数例外，没有明显的同伴。在形态上，它们类似于矮椭球星系或矮椭圆星系。我们预测，他们观察到的高氧丰度是由于相对较低的气体质量，得出的结论是，这些过渡矮星系接近其恒星形成活动的结束。
2008-07-02 astro-ph
The M-sigma Relation for Nucleated Galaxies
超爱丁顿吸积的动量反馈对观测到的超大质量黑洞（SMBH）与其宿主星系球状体之间的M-σ和M- M_{spheroid}关系提供了一个简单的解释。最近，费拉雷泽等人和韦纳和哈里斯观察到中央星团和它们的宿主之间的类似关系。我们表明，恒星风和超新星从这样的核集群（NC）给出类似的反馈解释这种情况下也，我们讨论了连接到Faber-Jackson关系的球体本身。
2006-09-27 astro-ph
Relations between ISM tracers in galaxies
本文研究了各种形态类型星系的CO（1-0）线、60和100微米波长、B波段和软X射线波段辐射通量之间的关系。我们创建的大数据集允许重新访问的星际介质（ISM）的不同示踪剂之间存在的一些已知的关系：FIR通量和CO线发射之间的联系，在非活动星系的X射线发射和蓝色或FIR光度之间的关系。利用星系星表和文献中的工作，我们分别收集了正常星系和相互作用星系的远红外线、21厘米、CO（0-1）线和软X射线通量。将这些样本结合在一起，我们总共有2953个星系的数据，并不是所有的星系都在上述四个波段中观测到。所有发现的关系都在恒星形成活动的框架内进行了讨论，这是其中大多数关系的联系。我们注意到，当一个活跃的恒星形成存在时，它可能会连接几乎所有波长的星系通量，从X射线到微波。相反，在早期型星系中，目前的恒星形成率已经淡出的X-FIR通量链接消失。早期型星系得到的这一结果进行了讨论，并详细解释了一个合适的理论模型的框架内，得到耦合化学动力学N-体模拟与尘埃分光光度代码的人口合成。
2006-09-26 astro-ph
An Exploration of the Tully-Fisher Relation for Extreme Late-Type Spiral Galaxies
本文探讨了47个极端晚型星系的B-和V-波段Tully-Fisher关系定义的本地校准样本的坚持。在这两个波段中，我们发现极端晚型螺旋在给定线宽下的平均光度低于标准塔利-费舍尔关系所预测的。虽然许多极端的晚型螺旋星系确实遵循塔利-费雪关系，但在我们的观测不确定性范围内，这些星系中的大多数都低于正常的线性塔利-费雪关系，有些星系的亮度低于2 sigma（即V>1.16星等）。这表明，一个可能的向下曲率的塔利-费舍尔关系的一些最小和最微弱的旋转支持盘星系。这可能是暗物质在这些系统中越来越普遍的结果。我们发现，从塔利-费舍尔关系的偏差增加，在我们的样本中，随着光度的降低和光学线性尺寸的减小，这意味着物理上最小和最微弱的螺旋可能是一个结构和运动学上不同的一类物体。
1998-10-02 astro-ph
Internal color gradients and the color-magnitude relation of early-type galaxies
传统的使用固定的孔径在确定早期类型星系的著名的颜色-星等（CM）关系，再加上这些系统内的径向颜色梯度的存在下，在CM关系本身引入了一个偏差。这种偏见的影响进行了研究，在这里推导出CM关系，这是基于均匀进行的颜色测量范围内的孔径半径等于星系的有效半径。在后发座星系团的48个巨大的早型星系的样本，在U-和V-波段的CCD观测，用于此推导。结果发现，在讨论这些系统的颜色时，早期型星系的内部径向颜色梯度不能被忽略，并且使用有效半径内的颜色测量导出的CM关系比基于固定孔径颜色测量的CM关系显着平坦。根据现有的数据，不可能确定这种关系是否完全平坦，或者星系颜色和光度之间是否仍然存在微小的相关性。
2001-02-06 astro-ph
The Color-Magnitude Relation of Early-Type Galaxies: A Tool for Cluster Finding and Redshift Determination
星系团中早型星系的色-星等关系（CMR）为利用双滤波成像数据寻找星系团和确定星系团的光度红移提供了一个强有力的工具。我们证明了高精度的光度红移可达到使用CMR通过应用该技术的样品45阿贝尔集群与已知的红移。此外，通过使用CMR的红色星系序列，我们已经开发出一种非常有效的技术来检测星系团和星系群。我们证明了这一点，使用观测到的光度计的红移目录（从hocC 2调查）和模拟。
1999-07-30 astro-ph
The 2MASS Tully-Fisher relation for flat edge-on galaxies
利用2微米全天巡天（2 MASS）扩展源表对“修正的扁平星系表”（RFGC）中的螺旋边星系进行了识别。2 MASS探测到的星系的相对数量是2996/4236 = 0.71。本文研究了边朝星系的Tully-Fisher关系在B、I、J、H和K_s波段的统计性质。导出的TF关系的斜率稳步增加，从4.9在B波段到9.3在K的一个。这种效应主要是由于从侧面看矮星系和巨星系的内部消光不同，导致星系颜色和光度之间紧密相关。在0.86等的“色-光度”图中，RFGC星系的中等散射，为我们提供了一个新的“廉价”的方法，质量测量的距离星系的基础上，现代测光天空调查。
2002-09-10 astro-ph
The cluster of galaxies A 2163B at z~0.2 II -- Colour gradients, re--mie relations and the Photometric Plane
这篇论文已被作者撤回，因为它已与论文I（astro-ph/0307482）合并。
2004-07-19 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies. I. Coarse Metal Abundances and the Metallicity-Luminosity Relation
我们推导出一个大样本的恒星爆发发射线星系（ELG）的金属丰度估计。我们的样品来自KPNO国际光谱调查（KISS），该调查迄今已发现了2000多个ELG候选者。后续光学光谱已获得约900这些对象。一个三步的过程是用来获得这些星系的金属丰度。我们首先计算了12个星系的准确星云丰度，这些星系的光谱覆盖了从[OII] 3726，29到[SII] 6717，31的整个光学区域，并包括[OIII]4363的探测。使用次级金属丰度指标R_23和P_3，我们计算了另外59个星系的金属丰度，其光谱覆盖类似的波长范围，但缺乏[OIII]4363。结果被用来校准金属丰度和两个容易观察到的发射线比之间的关系，这使我们能够估计粗金属丰度为519个星系。后一种丰度估计值的不确定性为0.16 dex。从大的，均匀观测的恒星形成星系的样本，我们确定未来的研究和调查的金属度低的候选人的光度关系。我们发现金属度-光度的线性关系为：12 + log（O/H）= 4.059 - 0.240 M_B，均方根散射为0.252。这一结果意味着，金属丰度-光度关系的斜率比单独考虑矮星系时更陡，这可能是证据表明，在样本的整个光度范围内，这种关系不是线性的。
2002-02-15 astro-ph
Early-type Galaxies in the Hubble Deep Field. The <mu_e>-r_e relation and the lack of large galaxies at high redshift
我们提出的结果详细的表面测光的样本早期型星系在哈勃深场。得到了有效半径、表面亮度和V_606总星等，以及U_300、B_450、I_814、J、H和K的颜色，并与布居合成的化学分光光度模型的预测进行了比较。光谱红移可用于23个对象。对另外25个给出了光度红移。在<mu_e>-r_e平面上，HDF的早型星系，一旦进行适当的K+E修正，就遵循“静止坐标系”的Kormendy关系。这一证据与Steidel等人收集的动态信息有关。（1996）指出，这些星系，即使在z~2-3处，也处于基本平面中，处于维里平衡状态。在相同的红移下，观测到统计上显著缺乏大星系[即Log r_e（kpc）> 0.2]。
1998-01-10 astro-ph
Evolution of the colour-magnitude relation of early-type galaxies in distant clusters
利用Kodama & Arimoto（1997）椭圆星系演化模型，对17个红移为0.31 < z < 1.27的远距离星系团中早型星系的色-星等关系演化进行了全面的定量分析。对该模型进行了标定，再现了后发座椭圆星系在z ~ 0处的色-星等关系，并给出了斜率和零点随红移的演化。我们发现在我们的样本中的集群的颜色-幅度关系之间没有显着差异。斜率可以复制一个单一的模型序列中，所有的椭圆星系被假定为同样的年龄（最大的年龄差异允许最亮的3个星等只有1 Gyr），并有平均恒星金属丰度作为星系光度的函数而变化。色-星等关系的零点将早型星系的主要恒星形成时代限定在zf>2-4。这项研究提供了两个重要的限制，任何丰富的星系团的形成模型：在早期类型的星系的恒星星族的年龄的均匀性和这些星系的金属丰度序列作为星系质量的函数的普遍性。
1998-02-18 astro-ph
Kinematic Properties and Stellar Populations of Faint Early-Type Galaxies: II. Line-Strength Measurements of Central Coma Galaxies
我们目前的线强度测量74早型星系的后发座星系团的核心达到速度分散，西格玛，30公里/秒。我们样本的指数-sigma关系，包括sigma<100 km/s（低sigma）的星系，根据使用的指数而在形状上有所不同。我们注意到两种类型的金属指数的关系：一个显示在约100公里/秒的斜率的休息，和另一组指数和对数西格玛之间的强线性关系。我们没有发现之间的行为的指数西格玛关系与α或铁峰元素。然而，我们发现的迹象表明，不依赖于恒星大气的微湍流速度的指数的关系更紧密。我们证实了以前的结果，包括dE/dS 0 s的低西格玛星系平均年轻，金属含量较低，与E/S 0 s相比，[alpha/Fe]较低。我们的数据表明，这些趋势来自高西格玛星系延伸到dE/dS 0 s。这是一个因素的~2低西格玛比以前发表的工作。我们证实，所观察到的年龄和金属丰度之间的反相关性高西格玛星系是一致的相关误差的影响。由于相关误差的存在，低西格玛星系的年龄和金属丰度之间也表现出类似的关系。然而，它们与这种关系相抵消，因此平均而言，它们的金属含量较低，并且比高σ对应物更年轻。
2008-11-13 astro-ph
The M-sigma Relation in Local Active Galaxies
我们研究是否活跃的星系遵守相同的黑洞质量和恒星速度色散之间的关系，作为非活跃的系统，使用最大的公布样本的速度色散活跃的核。56个原始测量值与文献中的天体相结合，不仅将样本从以前考虑的15个增加到88个天体，而且使我们能够覆盖恒星速度色散（30- 268 km/s）和黑洞质量（10^5-10^8.6 M_sun）的前所未有的范围。在活动星系的M-sigma关系中，我们发现了一个比Tremaine et al.（2002）的最佳拟合关系更低的零点，以及0.4 dex的内禀散射。也有证据表明，在低质量黑洞时，斜率更平坦。我们讨论了潜在的贡献者所观察到的偏移量，包括在宽线区域的几何形状的变化，在M-西格玛关系的演变，以及黑洞和星系凸起之间的差异增长。
2005-12-17 astro-ph
The v_c-sigma_c relation in low mass and low surface brightness galaxies
本文对大尺度圆盘圆周速度v_c与鼓包速度弥散σ_c之间的关系进行了新的研究。本文测量了11个低表面亮度（LSB）和7个高表面亮度（HSB）旋涡星系的新的核球速度色散，这些星系的v_c是由已发表的光学或HI旋转曲线已知的。我们发现，虽然LSB星系似乎定义了HSB星系所占据区域的上包络（对于任何给定的sigma_c，具有相对较大的v_c），但当sigma_c <= 80 km/s时，LSB和HSB星系在v_c-sigma_c平面上的区别变得不那么明显。我们的结论是，v_c-sigma_c关系的离散度是v_c（因而也是星系质量）的函数，或者v_c-sigma_c关系的特征在v_c ~ 80 km/s处发生变化。我们的研究结果的一些启示进行了讨论。
2006-09-11 astro-ph
Satellite Kinematics I: A New Method to Constrain the Halo Mass-Luminosity Relation of Central Galaxies
卫星运动学可以用来探测中央星系的暗物质晕的质量。为了测量具有足够信噪比的运动学，人们使用大量中心星系的卫星星系，这些星系根据相似的性质堆叠（例如，光度）。然而，一般来说，中心星系的光度与其宿主晕质量之间的关系将具有非零散射。因此，这种叠加导致不同质量的晕中卫星星系的运动学结合在一起，这使得数据的解释变得复杂。在本文中，我们提出了一个分析框架来模拟卫星运动学，适当考虑这种分散和各种选择效果。我们表明，在散射的晕质光关系的存在下，通常使用的卫星星系的速度色散不能用来推断一个独特的晕质光关系。特别是，我们证明了有一个退化之间的平均值和晕质光关系的散射。我们提出了一种新的技术，可以打破这种简并性，其中包括测量速度分散使用两种不同的加权方案：主机加权（每个中央星系得到相同的权重）和卫星加权（每个中央星系得到的权重与其卫星的数量成正比）。使用这两个加权方案获得的速度分散之间的比率是一个强大的功能的晕质量-光度关系的散射，因此可以用来推断一个独特的光和质量之间的关系从卫星星系的运动学。
2008-07-28 astro-ph
Milgrom Relation Models for Spiral Galaxies from Two-Dimensional Velocity Maps
使用二维速度图和I波段测光，我们已经创建了40个螺旋星系的质量模型，使用Milgrom关系（修改后的牛顿动力学的基础，或MOND），以补充以前的工作。贝叶斯技术比较几种不同的暗物质晕模型Milgrom和牛顿模型。伪等温暗物质晕在大多数情况下提供了最佳的统计数据拟合，而Milgrom关系一般也提供了良好的拟合。我们还发现Milgrom模型给出的质光比与星系颜色大致相关，正如恒星星族模型所预测的那样。九头蛇星系团中的一个星系子样本遵循质量与光和颜色之间的紧密关系，但与以前研究中发现的关系有显着不同。排除米尔格罗姆关系与旋转运动学是困难的，由于系统的不确定性，在观察以及基本的模型假设。我们详细讨论了两个星系的Milgrom关系似乎失败，并发现，放松恒星的质量与光比恒定的假设可以保持Milgrom模型的可行性。
2007-01-18 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 astro-ph
The L_x-sigma Relation For Poor Groups of Galaxies
我们用20个贫星系群的样本研究了L_x-sigma关系的低L_x尾。我们已经获得了较暗成员的红移和这些群体的深X射线成像。我们发现Mushotzky & Scharf（1997）对富集群的L_x-sigma关系与我们对20个贫集群的数据是一致的。然而，目前还不可能得出强有力的结论，在L_x-sigma关系的组和集群一般的差异，因为各种集群样本之间的显着差异。
2001-10-01 astro-ph
How Special are Brightest Cluster Galaxies? The Impact of Near-Infrared Luminosities on Scaling Relations for BCGs
利用2 MASS数据库提供的扩展J、H和K星等，我们考虑了最亮星系团（BCGs）在观测到的超大质量黑洞（SMBH）质量与宿主星系性质关系中的位置，以及它们在恒星速度色散和光度（sigma-L）关系中的位置，并与E和S 0星系进行了比较。我们发现，SMBH的质量（M）来自近红外（NIR）的幅度不超过10e9.5Msol，这些质量同意以及从西格玛的预测。在近红外光谱中，没有证据表明BCGs离开了由亮度较低的星系定义的sigma-L关系。从V波段光度（M~10e10.5Msol）预测的较高SMBH质量归因于BCGs周围存在扩展的包络，然而，这需要使用更深的多波长成像来确认。
2007-05-29 astro-ph
