RR Lyrae stars in four globular clusters in the Fornax dwarf galaxy
（节略）我们利用档案HST观测资料，对天炉座矮星系中的四个球状星团进行了天琴座RR型星的观测。我们确定了197个新的RR天琴座恒星在这四个集群。尽管短的观测基线，我们得出的周期，光变曲线，和光度参数为每个。与银河系的球状星团相比，天炉座星团具有特别大的天琴座RR特有频率。此外，天炉座RR型天琴座星的不寻常之处在于，它们的特征介于两个银河系奥斯特霍夫星群之间。在这方面，天炉座星系团类似于几个矮星系中的星群。我们修改以前的测量HB形态在每个集群。天炉座星团与津恩定义的“星”星系晕群非常相似。同时也证实了天炉座星系团之间第二参数效应的存在。最后，我们确定前景红化和距离估计每个集群。我们发现到天炉座的平均距离模为（m-M）_0 = 20.66 +/- 0.03（随机）+/- 0.15（系统）。我们的测量是一致的视线深度为8-10千秒差距的这个星系，匹配其投影的尺寸，并与潮汐模型解释所观察到的高速分散在许多dSph星系不兼容。暗物质占主导地位的建议。
2003-07-14 astro-ph
Large-scale study of the NGC 1399 globular cluster system in Fornax
本文用Washington C和Kron-Gillins R测光研究了NGC 1399的球状星团系统，它是天炉座星团的中心星系。在CTIO 4米望远镜上，MOSAIC II成像仪的三个相邻视场实现了NGC 1399周围1平方度的大面积覆盖。在如此大的视场上工作，我们可以对NGC 1399球状星团系统的总尺寸进行首次指示性测定。从NGC 1399中心到蓝色球状星团的面密度降到背景水平的30%的极限半径测量，估计的角范围为45 +/- 5弧分，相当于天炉座距离的220 - 275千秒差距。这个球状星团系统的双峰颜色分布，以及不同的径向分布的蓝色和红色的集群，这些大的距离从母星系，得到证实。方位角上的球状星团分布呈现出不对称性，这可以从附近星系NGC 1387的球状星团潮汐剥离的角度来理解。蓝色集群的面密度分布和投影的暗物质NFW密度分布之间的良好的协议被强调。
2006-03-14 astro-ph
VLT/UVES Spectroscopy of Individual Stars in Three Globular Clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个高分辨率（R ~ 43000）的丰度分析，共九颗恒星在三个与附近的天炉座矮球状星系有关的五个球状星团。这三个星团（1、2和3）追踪了天炉座中最古老、最贫金属的恒星星族。我们确定了O，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba，La，Nd和Eu在大多数恒星中的丰度，以及一些恒星的Mn和La。我们证明，经典的间接方法（等时线拟合和积分光谱）的金属丰度测定导致的值[Fe/H]这是0.3至0.5 dex太高，这主要是由于这些研究通常使用的基本参考校准。我们发现，星团1，[Fe /H] =-2.5，现在保持最低金属丰度球状星团的记录。我们还测量了一个过剩的铕在3号星团的恒星，以前只在M15的一个恒星群中检测到。我们发现，天炉座球状星团的性质是一个全球性的匹配，发现在银河系的同行，包括深混合丰度模式在两颗恒星。我们的结论是，在时代的形成球状星团的银河系和天炉座矮球状星系共享相同的初始条件，大概是由相同的过程，具有相同的核合成模式的预富集。
2006-03-13 astro-ph
The central region of the Fornax cluster -- III. Dwarf galaxies, globular clusters, and cD halo - are there interrelations?
本文简要地介绍了天炉座星系团核心的矮星系群的性质，以及异常丰富的球状星团系统和围绕中心星系NGC 1399的cD晕的性质。反过来，矮星系在星系团中心吸积和溶解的情况下是否可以解释所观察到的性质的问题得到解决。本文讨论了一定数量的矮星系吸积、球状星团和气体剥离以及剥离的下落气体形成新的球状星团的可能性。只有当剥离的矮星系的下落气体非常有效地形成球状星团和/或吸积和剥离的矮星系本身拥有丰富的球状星团系统时，中央球状星团系统的特定频率才有可能增加。总之，我们认为，虽然矮星系的陷落是一个非常有吸引力的方案来解释系统中的一些属性，可能还有其他的物理机制，也发生。
1999-05-10 astro-ph
Spectroscopy of Globular Clusters in the Fornax dwarf galaxy
我们提出了低分辨率，综合凯克光谱的五个球状星团（GC）的天炉座矮球状星系。我们发现一个暂定的年龄之间的集群，与GC H5年轻2-3 Gyr比别人。团簇通常表现为非常贫金属（[Fe/H] ~ -1.8），团簇H4在[Fe/H] =-1.5处稍微富金属。我们推测，星团H4类似于银河系GC Ruprecht 106，它缺乏银河系贫金属GC中典型的[alpha/Fe]增强。需要对单个星团和场星进行高分辨率的光谱分析，以理清这个星系中GC形成和演化的惊人复杂历史。
2002-11-30 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
A peculiar planetary nebula candidate in a globular cluster in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
背景：到目前为止，在天炉座矮球状星系中只知道一个行星状星云（PN）。目的：报告发现了第二个PN候选者，与天炉座矮星中的5个球状星团之一有关。方法：光谱的球状星团H5，获得的UVES阶梯光谱仪上的ESO甚大望远镜，显示[O III]线发射的径向速度一致的成员的天炉座矮星。在哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2的档案图像中确定了[O III]发射的可能对应物。发射源位于星团中心西南约1.5”（小于一个核心半径）处。结果：发射线源被确定为一个可能的PN，虽然有几个特殊的属性。未检测到H β、He I或He II谱线发射，且[O III]/H β比值>25（2 sigma）。由[O III] 5007 AA线推断的膨胀速度约为55 km/s，这对PN来说是很大的。在HST图像上测得的直径约为0.23”或0.15 pc（在天炉座dSph的距离处）。结论：这个天体使天炉座中已知的PNe数量增加了一倍，并且是与旧GC相关的第五个PN，可以直接成像。它可能是一种罕见的极缺氢PNe，第二个这样的情况下发现的GC。
2007-11-14 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: NGC 1399 and NGC 1404
天炉座星系团星系NGC 1399和NGC 1404是研究星系团环境对球状星团系统影响的理想对象。在这里，我们提出了新的光学成像这两个星系从哈勃太空望远镜的宽视场和行星相机2和塞罗托洛洛美洲天文台的1.5米望远镜。这两个数据集的结合提供了对球状星团的空间和颜色分布的独特见解。从B-I颜色，我们发现，这两个星系有一个广泛的球状星团金属丰度分布，是不符合一个单一的人口。两个高斯函数提供了每个星系金属丰度分布的合理表示。富金属亚群比贫金属亚群更集中。我们发现，径向金属丰度梯度可以解释的两个球状星团子群的相对混合的变化。我们导出了球状星团表面密度分布，发现它们比下面的星光更平坦（即更扩展）。NGC 1399和NGC 1404的球状星团总数和比频率分别为N = 5700 +/- 500，S_N = 11.5 +/- 1.0和N = 725 +/- 145，S_N = 2.0 +/- 0.5。我们的结果相比，预期的球状星团形成的情况。
1997-08-04 astro-ph
Globular cluster systems in low-luminosity early-type galaxies near the Fornax Cluster centre
本文对天炉座星系团NGC 1374、NGC 1379和NGC 1387的球状星团系统进行了测光研究。这些数据由CTIO 4-m望远镜的宽视场MOSAIC成像仪的图像组成，这些图像是用Washington C和Kron-Wavelins R滤波器获得的。这些图像覆盖了36 x 36弧分的视场，相当于天炉座距离200 x 200 kpc。其中两个星系NGC 1374和NGC 1379是低光度椭圆星系，而NGC 1387是低光度透镜星系。他们的星系团系统仍然嵌入在NGC 1399的星系团系统中。因此，使用一个大的领域是至关重要的，一些差异，以前的工作可以解释这一点。所有球状星团系统的颜色分布都是双峰的。NGC 1387在红色和蓝色星团之间呈现出特别明显的分离，并且红色星团的数量过多。蓝色和红色星团的径向分布是不同的，红色星团更集中在各自的星系。不同的颜色和径向分布表明在这些星系中存在两个球状星团子群。比频在S_N= 1.4-2.4之间，小于椭圆星系的典型值。这些星系可能遭受了NGC 1399对蓝色球状星团的潮汐剥离。
2005-11-28 astro-ph
Evolution of globular cluster systems in three galaxies of the Fornax cluster
本文研究和比较了用哈勃望远镜WFPC 2观测到的球状星团和天炉座星系团三个星系中恒星球的径向轮廓。对这些分布的仔细比较分析证实，恒星比球状星团更集中于星系中心，这与在许多其他星系中观察到的情况一致。如果观测到的差异是球状星团系统从类似于晕球-球核恒星组分的初始轮廓开始演化的结果，则它们质量的相关部分（NGC 1379，NGC 1399和NGC 1404分别为74%，47%和52%）在内区消失，可能有助于核场布居，银河系原始生命中的局部动力学和高能现象。一个迹象，有利于进化的解释之间的差异的球状星团系统和恒星球的径向配置文件的正相关性，我们发现从GCS和中央星系黑洞质量的质量损失的值之间的一组7个星系，这些数据是可用的。
2001-01-05 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
Dynamical evolution of globular cluster systems in clusters of galaxies I. The case of NGC 1404 in the Fornax cluster
通过数值模拟研究了球状星团的潮汐剥离和吸积过程。特别是，我们专注于创建模型，模拟天炉座星系团中的NGC 1404和NGC 1399的GC系统的情况，这两个星系分别具有贫（特定频率$S_{\rm N}$ $\sim$ 2）和富（$S_{\rm N}$ $\sim$ 10）GC系统。我们首先将NGC 1404分配为椭圆星系团的典型$S_{\rm N}$（$\sim$ 5），并发现只有当它的轨道是高度偏心的（轨道偏心率为$>$ 0.5），并且GC系统的初始尺度长度大约是NGC 1404自身有效半径的两倍时，它的GC系统才能通过剥离被缩减到目前的观测值。可以说，这些剥离的GC形成了绕天炉座星系团中心运行的星系团内球状星团（ICGC）的“潮汐流”（其中许多将在成像研究中被分配给NGC 1399）。这些GC的物理性质（例如，NGC 1404中GC的轨道和初始分布决定了GC的径向分布。我们的模拟还预测了$S_{\rm N}$随着星团中心距离的增加而上升的趋势--这一趋势在天炉座星团中有一些观测支持。
2003-08-12 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
Does the Fornax dwarf spheroidal have a central cusp or core?
暗物质占主导地位的天炉座矮球体有五个球状星团，距离其中心约1千秒差距。在一个尖锐的CDM晕中，球状星团会在几个Gyrs内从它们目前的位置下沉到中心，这就提出了一个难题，为什么它们在现在的时代还没有被消化。我们表明，解决这个时间问题的办法是采用核心的暗物质晕。我们使用数值模拟和分析计算表明，在这些条件下，下沉时间变成许多哈勃时间，球状体有效地停滞在暗物质核心半径。我们的结论是，天炉座矮球状体有一个浅的内部密度分布与核心半径的观测位置的球状星团的限制。如果相空间密度的核心是原始的，那么它意味着一个温暖的暗物质粒子，并给出了一个上限，其质量约为0.5千电子伏，符合所需的显着减轻子结构的问题。
2006-02-14 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
Surface Brightness Profiles for a sample of LMC, SMC and Fornax galaxy Globular Clusters
我们利用哈勃太空望远镜的档案图像来测量银河系卫星星系周围的球状星团的中心表面亮度轮廓。我们报告的结果，21个集群周围的LMC，5周围的SMC，和4周围的天炉座矮星系。使用最近开发的基于测量集成光的技术获得的配置文件，该技术在广泛的模拟数据集上进行了测试。我们的结果表明，对于70%的样本，我们的轮廓的中心测光点比以前使用恒星计数测量的亮度更高，偏差高达2 mag/arcsec ^[2]。大约40%的天体具有偏离平坦中心核的中心轮廓，中心对数斜率连续分布在-0.2和-1.2之间。这些结果进行了比较，发现为样本的星系团使用相同的方法。我们证实了已知的相关性，其中年轻的集群往往有较小的核心半径，我们发现，他们也有更明亮的中心表面亮度值。这似乎表明，球状星团可能是相对集中的，而具有扩展的扁平核心的轮廓可能不是理论模型中初始轮廓的理想选择。
2007-05-23 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
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: Color and Luminosity Distributions
利用哈勃空间望远镜Wide Field/Planetary Camera 2的成像数据研究了天炉座星系团中三个早型星系的球状星团的亮度和B-I色分布。在大多数情况下，我们推导出的光度函数在B = 26.6时完成了50%以上。我们发现NGC 1399中心区域的球状星团和它的近邻NGC 1404的颜色分布是双峰的，在统计上是不可区分的。从这两个星系的颜色分布推断，它们的金属丰度分布与M 87非常相似。NGC 1399的光度函数也与M 87非常相似，比较它们各自的峰值星等表明，天炉座星团与本星系群的距离与室女星系团的距离几乎相同。由此我们导出H_0 = 82 +/- 8 km/s/Mpc，这里的不确定性只反映了随机误差的影响。我们在距离NGC 1399 440 kpc的投影距离处发现的未分辨物体的数量与紧凑的背景星系一致，尽管WFPC 2的小视场不允许我们对星系际球状星团的数量进行严格的限制。在NGC 1316周围探测到的天体的光度函数更接近于指数而不是对数正态分布，这些天体的颜色和大小分布都将它们与NGC 1399周围的星团区分开来。我们认为这些天体更类似于银河系中的老疏散星团，而不是典型的早型星系中的球状星团。
1998-09-17 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 old globular cluster system of the dIrr galaxy NGC1427A in the Fornax cluster
利用VLT的U、B、V、I、H_α、J、H和Ks波段的多波长观测资料，在良好的观测条件下，对矮不规则星系NGC 1427 A的老球状星团（GC）星族进行了研究。我们应用颜色和大小选择标准来选择旧的GC候选者，并利用哈勃太空望远镜拍摄的ACS档案图像来拒绝GC候选者列表中的污染背景源和混合对象。H_alpha观测被用来检查由于紧凑的、高度变红的年轻星团的污染，这些星团的颜色和大小可以模仿老GC。在考虑污染后，我们得到了38+/-8 GC候选者的总数，其颜色与用简单的恒星星族模型判断的旧（~10 Gyr）和金属贫乏（Z <0.4xZ_solar）族一致。我们的污染分析表明，在天炉座中央cD星系NGC 1399的外围的GC的密度分布可能不是球对称的。我们得到NGC 1427 A的比频率S_N为1.6+/-0.23，这个值明显大于在本星系群矮不规则星系中观测到的值，并且与室女座和天炉座星系团中相同类型星系的观测值相当。假设一个普适的球状星团光度函数转换星等，我们推导出NGC 1427 A的距离模数为31.01+/-0.21等，这使得它位于天炉座中央cD星系NGC 1399前面3.2+/-2.5（统计）+/-1.6（系统）Mpc。这一结果的影响NGC 1427 A和集群环境之间的关系进行了简要的讨论。
2006-02-13 astro-ph
Tramp Novae Between Galaxies in the Fornax Cluster: Tracers of Intracluster Light
我们报告的调查结果新星和之间的天炉座星系团的星系。我们的调查提供了强有力的证据，表明星团内新星的存在，他们提供了一个有用的，独立的测量天炉座的星团内的光。从1993年到2004年，我们在六个不同的时期发现了六颗强新星候选者。这些数据是用CTIO的4米和1.5米望远镜拍摄的。新星候选者的空间分布与$\sim$一致，根据我们在星团内空间发现的新星数量与发现的新星总数的比率，加上一个简单的完整性校正因子，星团中总光线的16-41%在星团内。这一估计与使用星团内行星状星云对天炉座和室女座星团内光的独立测量结果一致。随着更多新星的发现，团内光测量的准确性随着每个测量时期的提高而提高。
2004-11-15 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
Surface Brightness Profiles and Structural Parameters for Globular Clusters in the Fornax and Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的径向表面亮度配置文件的所有五个球状星团在天炉座矮球状星系，和人马座矮球状星系的四个成员。这些配置文件是来自档案哈勃太空望远镜的观测，并已计算使用相同的技术，我们测量配置文件在我们以前的研究LMC和SMC集群（astro-ph/0209031和astro-ph/0209046分别），除了一些小的修改。从表面亮度分布，我们已经确定了每个集群的结构参数，包括核心半径和光度和质量的估计。我们还提供了一个简短的总结文献测量这些集群的其他参数，包括他们的年龄，金属丰度和距离。我们的核心半径的测量大多是在较好的协议与以前的低分辨率的研究，虽然我们的新值是显着不同的几个集群。天炉座星团5的轮廓似乎不适合国王型模型，我们认为它是一个后核心崩溃的候选者。我们研究的两个矮星系系统中的每一个集群的核心半径的分布，并比较这些与老大麦哲伦星系团的核心半径的分布。这三种分布在测量误差和小样本量的范围内匹配。我们讨论了这方面的影响，我们以前强调的麦哲伦星系团的半径年龄的趋势。
2002-11-18 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 Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 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
Distance scale and variable stars in Local Group Galaxies: LMC and Fornax
简要回顾了我们对大麦云云棒中天琴座RR型变星的光度和光谱研究，这使我们能够在mod_LMC=18.51 +/-的值上协调LMC的所谓“短”和“长”距离模量。然后，我们介绍了包含星团Fornax 3的Fornax矮球状星系中33'x34'区域的测光研究的初步结果（NGC 1049）和6。我们确定了大约1000个候选变量在这个领域的天炉座，并报告第一次检测和测量约60个RR天琴座变星的球状星团天炉座3。
2003-04-28 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
Ultra-compact dwarf galaxies: a new class of compact stellar system discovered in the Fornax Cluster
我们已经使用了2dF摄谱仪的英澳望远镜，以获得一个完整的光谱样本的所有对象的星等范围内，Bj= 16.5至19.8，无论形态，在一个区域中心的天炉座星系团。在尚未解决的目标中，有五个是天炉座星团的成员。它们是非常紧凑的恒星系统，尺度长度小于40秒差距。这些超致密的矮星系不同于任何已知类型的恒星系统，它们比其他致密的矮星系更致密，亮度也更低，但比任何球状星团都要亮得多。
2001-06-20 astro-ph
Halo and Bulge/Disk globular clusters in the S0 galaxy NGC 1380
用深BVR测光研究了天炉座星系团中的S 0星系NGC 1380的球状星团系统。我们发现了两个可能很古老的球状星团。蓝色的球状星团似乎是我们银河系中晕状球状星团的对应物。它们的颜色和星等相当，呈球形分布在椭圆星系周围，但表面密度分布非常平坦。红色星群在椭圆率和位置角上与恒星光一致，星等分布与蓝色星群相似，表面密度分布与其他天炉座椭圆星系中的球状星团相当。从颜色上看，红色星团比银河系中富含金属的球状星团略富金属。我们把这个红色的星群与NGC 1380的凸起和盘联系起来。虽然这两个群体与合并形成是相容的，但不幸的是，我们没有看到其他支持或反对这个星系过去合并事件的暗示。这将是第一次通过颜色和空间分布来识别早期星系中的晕和鼓球状星团，并可能暗示所有星系中都存在晕和鼓球状星团。
1997-06-30 astro-ph
The Chandra Fornax Survey - I: The Cluster Environment
我们提出的第一个深钱德拉调查的内部1度的天炉座星系团的结果。10个50千秒的点是在一个以巨大的椭圆星系NGC 1399为中心的镶嵌图中获得的。给出了天炉座的辐射图和温度图，并对771个探测到的X射线点源作了初步研究。小到100 pc的区域都可以分辨。天炉座的星团内气体呈现出高度不对称的形态和温度结构，主要是NGC 1399东北部180 kpc延伸的低表面亮度、冷、~1 keV气体的“羽流”，西南部边缘较尖锐。椭圆星系NGC 1404在星团内也显示出一个X射线气体的冷晕，在它落入星团时有一个高度尖锐的前缘，还有一个彗星状的尾巴。我们估计大约有200-400个点源与天炉座有物理联系。在前人工作的基础上，我们发现NGC 1399中的球状星团是一个X射线非常活跃的星团，甚至可能是星团内部的系统。我们还发现了巨大和矮星系团星系的位置与X射线对应物的存在之间的显着相关性，例如居住在低气体密度区域的系统更有可能显示X射线活动。这不仅与星团内部气体的不对称性有关，而且与连接天炉座中心和西南方向1百万秒差距的下降群的轴有关。我们认为，天炉座可能正在经历一个星系间的"逆风“，由于相对于周围的大尺度结构的运动。
2004-06-08 astro-ph
Fornax compact object survey FCOS: On the nature of Ultra Compact Dwarf galaxies
介绍了天炉座紧凑天体巡天的结果。FCOS旨在研究最近在天炉座星系团中心发现的超紧凑矮星系（UCD）的性质（Drinkwater et al. 2000）。光谱观测到了280个星等空间中的未分辨天体，包括UCD和明亮的球状星团（18<V<21等）。发现了54个新的Fornax成员，加上7个已知的UCD中的5个。研究了它们在径向速度、颜色、大小和空间上的分布。在96%的置信度下，明亮的致密天体（V<20或M_V<-11.4等）（包括UCD）的平均速度高于暗淡的致密天体（V>20等）。明亮致密天体的平均速度与天炉座矮星系群一致，但与NGC 1399的球状星团系统不一致，置信度为93.5%。致密天体遵循的颜色星等关系与正常dEs的斜率非常相似，但向红移动了约0.2等。致密天体的星等分布显示出UCD和GC之间的流畅过渡，相对于NGC 1399的GC光度函数外推，V<20等的天体过剩8 +/- 4个。明亮致密天体的空间分布与微弱天体相比，在88%的置信度下更加广泛。我们所有的发现都与超新星的假设一致（Bekki et al. 2003），这意味着明亮于V~20等的致密天炉座成员中有相当一部分是由超新星E，Ns产生的。比V~20等更微弱，大多数物体似乎是真正的GC。我们的结果也与合并的恒星超星系团（Fellhauer & Kroupa 2002）一致，作为明亮致密天体的另一种解释。
2004-01-29 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
Mergers of Globular Clusters
具有复合色星等图的球状星团，如NGC 1851、NGC 2808和天炉座3号，可能是通过合并形成的。建议这些对象中的每一个都有两个父集群，一个具有红色水平分支，另一个具有蓝色水平分支。如果这两个祖先天体最初都是一个内部速度色散很低的矮球状星系的成员，那么这种合并就可能发生。
1996-09-13 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
Perhaps they are not Globular Clusters after all
我们的2dF天炉座星系团光谱巡天（FCSS）和室女室女星系团的后续工作表明，这两个星系团的核心都包含一个以前未知的对象，超紧凑矮（UCD）星系。我们提出了高分辨率光谱和深多色成像显示，这些神秘的对象是动态不同的球状星团（GC）和有核矮星系（dE，NS）。我们对它们起源的假设可以解释在中央星系团星系中观察到的高“特定频率”的GC。
2003-10-16 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
Ages and Metallicities of Fornax Dwarf Ellipticals
本文介绍了天炉座星系团中27颗矮椭圆星系的窄带测光。用银河系球状星团数据和分光光度星族模型校准后，这些颜色表明矮椭圆星系的平均[Fe/H]为-1.00+/-0.28，范围从-1.6到-0.4。矮椭圆星系的平均年龄也是用光度法测定的，估计为10+/-1 Gyrs，而明亮的天炉座椭圆星系的平均年龄为13 Gyrs。我们的金属丰度颜色和Mg_2指数的比较表明，[Mg/Fe]比在矮椭圆星系比他们更大质量的堂兄弟，这是一致的初始恒星形成的时间较长，以解释他们的年轻的年龄。有一个增加矮金属丰度与距离天炉座星系团中心的核心星系，平均而言，0.5德克斯比晕矮星贫金属。此外，我们还发现晕矮星的平均年龄比核矮星要小。一个可能的解释是，星团内中等的冲压压力将气体从矮椭圆星系中剥离出来，阻止了恒星的形成（老年），并在它们进入核心时停止了富集（低金属丰度）。
2000-12-28 astro-ph
Suzaku observation of the metallicity distribution in the intracluster medium of the Fornax cluster
利用朱雀卫星上的XIS仪器研究了天炉座星团的金属丰度分布。O、Mg的K壳层线清晰分辨，O、Mg、Si、S、Fe的丰度测定准确。在NGC 1399的4'半径范围内，Fe、Si和S的丰度接近太阳，O/Fe和Mg/Fe的丰度比分别约为0.4- 0.5和0.7太阳单位。在半径为6'~ 23'的外围区域，Fe和Si的丰度下降到0.4--0.5太阳级，在该区域内没有明显的梯度。O/Fe和Mg/Fe的丰度比与中心区一致。我们还测得NGC 1404周围的Fe丰度近似于太阳，O、Ne和Mg的丰度是Fe水平的0.5- 0.7倍。在NGC 1399和NGC 1404的130 kpc范围内，Fe的显著相对增强表明起源于SN Ia，与反映恒星金属丰度的O，Ne和Mg物种相反。在NGC 1399的130 kpc范围内，O和Fe的质光比富星系团低一个数量级以上，反映了这个贫星系团的金属富集历史。
2006-09-04 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Clusters in the Magellanic Clouds and Other Local Systems
丰富的LMC和SMC集群的观测显示，随着年龄的增长，核心半径的扩展。这种趋势可能代表了这些系统中真正的物理进化。老麦哲伦星云团看起来要么是扩展的，要么是紧凑的。类似的核心半径分布观察到天炉座和人马座dSph集群系统和在''晕'银河系子系统。这些观测对银河系的形成和球状星团的动力学演化都有意义。
2002-11-04 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
A Large Dark Matter Core in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy?
我们使用的恒星速度色散的天炉座矮球状星系的测量来推导其暗物质分布的约束。虽然数据无法区分小核心和尖点的模型，但我们表明，天炉座中大于1千秒差距的暗物质核心是非常不可信的。不管核心的起源如何，天炉座晕质量的合理动力学极限限制其核心半径不超过700 pc。我们推导出一个上限的核心半径为300 pc的要求，中央相空间密度的天炉座不超过直接推断的低质量的螺旋星系的旋转曲线。此外，如果晕是由温暖的暗物质组成的，那么相空间的约束迫使核心非常小，以避免来自Ly α森林功率谱的保守限制，这意味着核心半径< 85 pc。我们讨论我们的结果的背景下，扩展的球状星团分布在天炉座的想法，可以解释一个大的1.5千秒差距的核心的存在。这种大小的自洽核与标准的热或冷暗物质模型的预期完全不一致，并且还需要一个不合理的大质量暗物质晕，最大圆周速度为200 km/s。
2006-03-29 astro-ph
The ACS Fornax Cluster Survey. I. Introduction to the Survey and Data Reduction Procedures
天炉座星系团（英语：Fornax Cluster）是南半球一个引人注目的星系团，也是仅次于室女星系团的第二大早型星系团，其星系距离小于20 Mpc。在本文中，我们提出了一个简短的介绍ACS天炉座星系团巡天-一个程序的图像，在F475 W（g_475）和F850 LP（z_850）带通，43个早期型星系的天炉座使用先进的相机测量（ACS）的哈勃空间望远镜。与室女座的同伴巡天-ACS室女星系团巡天-相结合，这是迄今为止对星系团环境中早期星系在深度、空间分辨率、样本大小和均匀性方面进行的最全面的成像巡天。介绍了计划星系的选择、基本性质和巡天的主要科学目标，包括测量与这些星系有关的球状星团的光度、颜色和结构参数，分析它们的等照度线性质和表面亮度轮廓，以及精确标定表面亮度起伏距离指示器。最后，我们讨论了数据处理程序采用的调查。
2007-02-13 astro-ph
Distance Scale, Variable Stars and Stellar Populations in Local Group Galaxies
本文综述了我们对大麦云云、矮星系天炉座、狮子座I和NGC 6822中短周期变星的研究。光变曲线的RR天琴座恒星，异常造父变星，第一次，矮造父变星在外地和球状星团#3的天炉座星系。
2003-10-20 astro-ph
The Globular Cluster Systems of NGC 3258 and NGC 3268 in the Antlia Cluster
安特利亚星系团是第三个最近的星系团后室女座和天炉座。我们使用4米CTIO望远镜的宽视场MOSAIC相机在最亮的星系团中寻找球状星团系统，这些系统在两个较大的椭圆星系- NGC 3258和NGC 3268中被发现。这些星系每个都包含数千个星团; NGC 3258比NGC 3268多。球状星团系统的颜色分布是明显的双峰。峰色与其它椭圆星系的峰色一致。两个星系的球状星团系统的径向数密度分布是无法区分的，并且在其他椭圆星系中观察到的红色和蓝色星团的分布没有差异。NGC 3268的光剖面似乎与NGC 1399相似，NGC 1399是天炉座星系团的中央星系。NGC 3258的光剖面在大半径处更陡。这两个星系都呈现出颜色梯度，向外变蓝。在NGC 3268中，内部3”的颜色和形态表明内部尘埃盘的存在。球状星团系统密切跟踪研究的径向制度中的星系光。两个星系团系统的伸长在大半径处近似与两个星系的连接轴成一直线，在4 ′的径向范围内发现了NGC 3268的S_N=3.0+-2.0和NGC 3258的S_N=6.0+-2.5的特定频率。作为测量我们的宽视场框架的副产品，我们描述了一个奇怪的吸收功能在Antlia螺旋星系NGC 3269，我们认为这可能是一个微小的星系尘埃云投射到NGC 3269。
2003-07-10 astro-ph
Intracluster Globular Clusters
超巨型椭圆星系的球状星团数量变化很大，从人口非常多的系统，如UGC 9799，Abell 2052中的中心优势星系，到球状星团贫乏的星系，如Abell 2666中的NGC 5629。在这里，我们提出，这些变化强烈地指向人口的球状星团的存在，不绑定到个别星系，而是自由地移动整个星系团的核心。这样的团内球状星团可能起源于星系相互作用和合并的潮汐剥离碎片，或者它们可能在球状星团形成的某些场景中原位形成。
1995-08-29 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
Stellar Velocities in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dSph Galaxies: Data from the Magellan/MMFS Survey
我们目前的光谱数据，从2004年3月至2008年8月观察到的个别恒星作为我们的密歇根州/迈克光纤系统（MMFS）调查的四个矮球状（dSPH）星系：船底座，天炉座，玉夫座和六分仪。使用MMFS在麦哲伦/粘土望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，我们已经获得了8855光谱从7103红巨星候选人在这些银河系卫星。我们列出了每颗恒星的视线速度（中位误差+/- 2.1公里/秒）和铁和镁吸收特性的谱线指数的测量。我们使用球状星团光谱校准到标准的[Fe/H]金属丰度尺度的指数，但所得到的金属丰度与公布的值的比较表明，MMFS指数最好用作相对的指标，而不是绝对的金属丰度。速度和光谱指数的经验分布也使我们能够量化前景恒星的污染量。在配套文件中，我们开发了一种算法，评估每个恒星的成员概率，显示目前MMFS样本包含超过5000 dSph成员，包括774船底座成员，2483天炉座成员，1365雕塑家成员，和441六分仪成员。
2008-11-01 astro-ph
Virgo's Intracluster Globular Clusters as Seen by the Advanced Camera for Surveys
我们报道了在室女星系团的一个深HST ACS场中发现的4个候选团内球状星团（IGCs）。我们发现，每个集群大致是球形的，有一个接近室女座球状星团光度函数的峰值的幅度，有一个径向的配置文件，是最适合的国王模型，并包围了一个多余的点源的颜色和大小的集群红巨星。尽管我们的IGC候选者中有两个的综合颜色比M87球状星团系统的平均值更红，但我们认为所有的天体都是贫金属的，[M/H] <-1。我们发现，我们的星团内球状星团的潮汐半径都大于银河系星团的平均值，并建议集群经历了比银河系的潮汐应力。最后，将我们的观测结果归一化到团内恒星的光度上，得到室女座团内球状星团的比频值S_N ~ 6。我们使用这些数据来限制室女座的星团内人口的起源，并建议，球状星团在我们的星团内领域有一个不同的起源比球状星团在附近的M87。特别是，我们认为，矮椭圆星系可能是一个重要的源内集群的恒星。
2006-09-08 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
Intracluster Planetary Nebulae
本文综述了团内行星状星云（IPN）的研究进展。在过去的五年里，在室女座和天炉座星系团中已经发现了数百个IPN候选者，在较贫穷的星系团中也正在进行搜索。从迄今为止的观测，并应用已知的河外行星状星云的性质，室女座和天炉座的星团内光：1）是显着的，至少占整个星团恒星光度的20%，2）在室女座沿着我们的视线被拉长，3）可能来自低光度星系，与一些星团内恒星产生的模型一致。一小部分IPN候选者不是真正的IPN，而是观测到的非常大的等效宽度（> 200 A）的发射线源。这些污染天体最有可能的来源是z ~ 3.1的莱曼α星系。IPN候选者的后续光谱将是至关重要的，以区别于高红移星系，并获得集群内恒星星族的速度场。
2002-01-28 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from the Infrared Calcium Triplet
为了研究恒星的金属丰度分布，提高色星等图中红巨星分支（RGB）的年龄-金属丰度简并度，利用VLT上的FORS 1摄谱仪，获得了天炉座矮球状星系中117颗红巨星的近红外光谱。金属丰度是由红外钙三线态线在8498、8542和8662 A的等效宽度计算出来的，并用球状星团、疏散星团M67和大麦哲伦星云的数据进行了校准。对于相当大一部分样本，钙三重态的强度出乎意料地高，清楚地表明天炉座的主要恒星星族比从CMD中RGB的位置推断出的更富含金属。我们表明，在天炉座的RGB的相对狭窄是由非常不同的年龄和金属丰度的恒星的叠加。天炉座的金属丰度分布集中在[Fe/H]~=-0.9处，有一个贫金属的尾部延伸到[Fe/H] ~=-2。虽然我们的观测对高金属丰度的分布不太确定，但与LMC数据的比较表明，它扩展到[Fe/H] ~-0.4。通过比较恒星的金属丰度与它们在CMD中的位置，我们得到了复杂的天炉座年龄-金属丰度关系。在最初的几个Gyr中，金属丰度上升到[Fe/H] ~ -1.0 dex。在过去约1-4 Gyr，富集加速，达到[Fe/H] ~ -0.4 dex。超过一半的样本是由小于4 Gyr的恒星组成的，这表明天炉座中持续的近期恒星形成。这些结果表明，矮球状星系保留它们产生的重元素的能力比预期的要大。（节录）
2003-10-30 astro-ph
The Globular Cluster System of NGC 1399: III. VLT Spectroscopy and Database
利用ESO甚大望远镜FORS 2和掩模交换装置（MXU）获得了天炉座星系团NGC 1399周围468个球状星团的径向速度。这是迄今为止获得的星系周围球状星团速度的最大样本。平均速度不确定度为50 km/sec。这个数据样本是准确的，足够大，用于研究NGC 1399的质量分布及其球状星团系统的性质。在这里，我们描述的意见，减少程序，并讨论了由此产生的速度的不确定性。本文列出了NGC 1399动力学研究中所用的星系团速度的完整样本。将子样本与先前公布的值进行比较。
2004-01-12 astro-ph
