A New Vision of the Coma Cluster: Conference Summary
后发座星系团会议的亮点和主题摘要，“旧星系团的新视角：解开后发座Berenices”。
1997-09-14 astro-ph
Morphology of galaxies in the Coma cluster region down to M_B=-14.25. I. A catalog of 473 members
本文给出了后发座星系团方向上的一个样本星系的形态类型、成员和U-V色，该样本星系的完整度低至M_B =-15.00等，延伸至M_B=-14.25等。我们在CFH-12 K相机的B和V图像上检查了GMP 1983星表中的1155个天体，在大多数情况下得到了哈勃型。后发座星系团成员的473个星系是由形态，表观大小，表面亮度，然后，红移。形态学和红移的成员之间的比较，并从这个形态学选择的样品，或通过使用统计成员或光谱成员之间的光度函数，都表明这里提供的形态学成员是可信的。这是第一次，后发星系的形态分类达到了足够微弱的亮度，可以观察到巨大类型，E，S 0和螺旋阶段的整个星等范围。本文所提供的数据使我们的样品成为最丰富的环境，其中的成员资格和完整的样品的形态，直到微弱的星等M_B~-15等，从而扩大了环境研究的基线。
2008-09-15 astro-ph
Completing HI observations of galaxies II. The Coma Supercluster
使用翻新的阿雷西博望远镜对后发座超星系团中的35个螺旋星系进行了高灵敏度21厘米高电离层线观测，均方根噪声水平为\sim 0.5毫焦耳，结果探测到25个天体。这些数据与文献中的测量结果相结合，提供了后发座超星系团中94%的晚型星系的HI数据，它们的视照相星等m_p <15.7等。我们确认后发座星系团HI亏损的典型尺度为2Mpc，即一维里半径。通过比较后发座超星系团与非星系团成员的HI质量函数（HIMF），我们发现星系团成员中高HI质量星系的数量不足，这可能是由于在富星系团中发现的HI缺乏模式所致。
2005-11-25 astro-ph
Study of the Structure of the Coma Cluster Based on a Hierarchical Powerful Clustering Method
后发座星系团中的六个子星系团已被选定的层次聚类方法的基础上，考虑到星系之间的引力相互作用。其中，围绕星系NGC 4889、NGC 4874和NGC 4839的三个主要子星系团被挑选出来。我们使用了Vennik和Anosova在近距离星系群研究中应用的客观统计准则，以评估包含在子星系团中的每个成员的高概率。氢HI严重不足的星系，包括Bravo-Alfaro列表中的天体，已经被确定为子星系团的成员，其中最多的是在NGC 4874和NGC 4839周围的子星系团。氢赤字的定量估计使用的HI指数在RCG 3目录中揭示了一个统计上显着的过剩值相比，场星系的后发座星系团的研究领域中的氢赤字的成员的那些星系的子团。相当数量的螺旋星系在子星系团中缺乏氢，结果也是射电星系。
2006-04-03 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster - II. Spectroscopic observations
这是研究后发座星系团中不同光度星系的光度和光谱特性的系列论文中的第二篇。文中给出了样品选择、光谱观测和完备性函数。为了研究星系的光谱特性作为其局部环境的函数，选择了两个领域进行光谱观测，以覆盖核心（Coma 1）和外围（即。核心的西南部，以星系团的NGC 4839）-（Coma 3）为中心。使用威廉·赫歇尔望远镜上的WYFFOS多光纤摄谱仪，对两个视场中的490个星系（后发座1中302个，后发座3中188个）进行了中等分辨率（6-9 μ m）的光谱分析。这些星系覆盖的范围为$12 < R < 20$，相当于-23 < M_R < -15（H 0 =65 km/sec/Mpc）。红移的测量精度为100公里/秒。Poggianti等人（2001-论文III）也测量了相同星系的谱线强度和等效宽度并进行了分析。总共有189个（后发座1）和90个（后发座3）星系被确定为后发座星系团的成员。对颜色的分析表明，在我们的样本中，只有两个后发座星系团的成员具有B-R > 2。给出了光谱样品的完备性函数。
2001-07-19 astro-ph
Detection of Non-Random Galaxy Orientations in X-ray Subclusters of the Coma Cluster
对后发座星系团的这项研究表明，在小尺度上，星系的方向与完全随机的星系方向存在偏差。由于我们发现在后发座的最新X射线观测中发现的热气特征与这些局部各向异性有显著的一致性，它们可能表明子星系团内成员星系最近相互作用的区域，这些子星系团目前正落在主星系团内。
2003-04-09 astro-ph
Galaxy Aggregates in the Coma Cluster
我们提出了一个新的形态学定义的后发座星系团，我们称之为星系聚集体的小尺度子结构的形式的证据。这些聚集体由一个中央星系主导，它比几乎所有位于中央星系一侧的较小聚集体成员平均亮三个星等。我们已经发现了三个这样的星系聚集体，主要是S0星系RB 55，RB 60和恒星爆发的SBb，NGC 4858。RB 55和RB 60都位于两个D星系NGC 4874和NGC 4889之间，而NGC 4858位于更大的E0星系NGC 4860旁边。所有三个中央星系的红移都与后发座星系团的成员一致。我们描述了这些独特的对象的空间结构，并提出了几种可能的机制来解释它们的起源。其中包括：来自背景星系的偶然叠加，其他星系之间的相互作用以及与星系团引力势的相互作用，以及冲压压力。我们的结论是，最有可能的情况下创建是通过其潜力与集群的相互作用。
1998-02-05 astro-ph
Galaxy Orientations in the Coma Cluster
我们已经研究了后发座星系团中早期类型星系的取向，以了解最明亮的星系团星系与其宿主星系团共享相同主轴取向的既定趋势是否也延伸到星系群的其余部分。我们没有发现后发座或其周围星系的任何优先取向的证据。这一结果的理论的形成的集群和星系（特别是第一排名的成员）的影响进行了讨论。
2007-03-16 astro-ph
Unveiling hidden structures in the Coma cluster
我们已经收集了后发座星系团中613个星系红移的大型数据集，这是目前最大的星系团。我们已经定义了一个样本的集群成员完成b $_{26.5}=20.0$，使用的成员资格标准的基础上的星系速度，如果可用的话，或星系的大小和颜色，否则。这样一个数据集使我们能够在1~ \Mpc \半径的区域内定义几乎完整的样本，每个样本有足够数量的星系，使统计分析成为可能。利用这个样本和星团的{ \em ROSAT} PSPC X射线图像，我们重新分析了后发座的结构和运动学，通过应用小波和自适应核技术。在星系和热的团内气体的分布中发现了一个惊人的特征重合。两个中心的主要星系，NGC 4874和NGC 4889，被两个星系群包围，其中大部分都是比b $_{26.5}=17$亮的星系，并且在速度空间中分离得很好。相反，暗星系倾向于形成一个单一的平滑结构，中心峰与X射线检测到的次峰位置重合，并位于两个主导星系之间，我们建议将这种结构与后发座星系团的主体。在这些暗淡星系的中心分布中发现了连续的速度梯度，这可能是潮汐相互作用的标志，而不是旋转。有证据表明，在其他最明亮的星系团成员周围存在着一个明亮的星系群。总而言之，后发座星系团的结构似乎可以通过微弱的星系群更好地追踪，明亮的星系位于子星系团中。我们讨论这个证据的一个正在进行的吸积集团到集群。
1995-12-18 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: Galaxies in the Coma I Cloud
在后发座I附近（d ~ 12 Mpc）的星系中，有些星系的成员是不确定的.在这里，我们提出了球状星团光度函数（GCLF）从HST的两个明亮的椭圆可能属于这个群体。在拟合GCLF之后，我们发现NGC 4278的转换幅度为m_V^0 = 23.23 +/- 0.11，NGC 4494的转换幅度为m_V^0 = 23.07 +/- 0.13。我们的极限星等比这些值暗大约两个星等，使这些数据成为迄今为止公布的最完整的GCLF之一。拟合的GCLF色散（~ 1.1 mag.）比其他椭圆星系的典型值稍小。假设绝对转换星等M_V^0 =-7.62，并在应用一个小的金属丰度校正后，我们得出NGC 4278的距离模为（m-M）= 30.61 +/- 0.14，NGC 4494的距离模为30.50 +/- 0.15。将这些距离估计值与其他方法进行比较，并在公布的值范围内。我们的结论是，这两个星系位于相同的距离，都是后发座I云的成员。
1996-11-18 astro-ph
Quantitative Morphology of Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们提出了一个定量形态分析的后发座星系团的中心0.28平方度的区域中的187个星系。最佳拟合Sersic r^{1/n}凸起加上指数圆盘模型（如适用）的结构参数列表如下。通过检查Edwards et al.（2002）汇编的后发座星系方向的星系红移，我们发现187个星系中有163个是后发座星系团成员，其余的是前景和背景物体。对于后发座星系团的成员，我们研究了早型和晚型星系之间，以及矮星系和巨星系之间的结构和运动学性质的差异。对椭圆星系的分析揭示了类似于先前在室女座和天炉座星系团中发现的结构参数之间的相关性。比较后发座星系团盘星系的结构特性与盘星系在该领域中，我们发现的环境依赖性的证据：后发座星系盘星系的尺度长度小30%。运动学分析表明，在Sersic指数n<2的椭圆星系（矮星）和n>2的椭圆星系（巨星）的速度分布之间存在着微小的差异;矮星系具有更大的（星系团）速度色散。最后，我们对所有421个背景星系的分析揭示了红移的不均匀分布，密度对比度为~3，其特征是空洞从~ 10，000 km s^{-1}延伸到~ 20，000 km s^{-1}，以及两个密集和延伸的结构，中心在~ 20，000 km s ^{-1}和~ 47，000 km s^{-1}。
2003-10-19 astro-ph
On the galaxy luminosity function in the central regions of the Coma cluster
我们获得了后发座星系团中心48~ $\times$ ~25~arcmin $^2$区265个天体的新红移。当用文献数据补充时，我们的红移样本在b $_{26.5}$ =18.0的星等下完成了95%（这些星等取自Godwin等人1983年的光度样本）。利用红移确认的205个星系的成员资格和另外91个星系在色星等图中的位置，我们已经建立了一个完整的星系团成员样本，b $_{26.5}$ =20.0。我们证明了后发座星系团的光度函数不能用单一的Schechter（1976）函数来充分拟合，因为在b $_{26.5}$ $\sim$ 17处星等分布有一个下降。Erlang（或Gauss）和Schechter函数的叠加提供了更好的拟合。我们比较了后发座的光度函数的其他集群，和字段。富星系团的光度函数看起来很相似，最大值在$M_{b} \simeq -19.5 + 5 \times \log h_{50}$，而室女座星系团和场星系团的光度函数表现出几乎单调的行为。这些差异可能是由与环境有关的物理过程产生的，这些物理过程影响了某一类星系团的光度。
1994-11-07 astro-ph
UV (2000 A) luminosity function of Coma cluster galaxies
基于后发座星系团120多个成员，计算了后发座星系团的UV（2000 A）光度函数（以下简称UV LF），并将其作为后发座方向和视场中计数的统计差异。我们的UV LF是对先前在没有必要的背景计数的情况下计算的UV LF的初步约束的更新。UV LF可以很好地用斜率α ~0.46的幂律来描述，或者等价地，可以用Schechter函数来描述，其中M* 比最亮的星团星系亮得多，斜率α_S~-2.0或更大。不管在光学波段发生了什么，低光度星系对整体光度的贡献很大，并由此推断，对总金属生产率的贡献很大。星系蓝在UV-b和/或b-r中占主导地位的后发座星系团UV LF，无论是在数量和光度。在估计的UV LF的主要来源的误差来自后发座方向的背景测定，这仍然是不确定的，即使限制在高和低振幅的红移调查覆盖的研究领域。
1999-09-14 astro-ph
New Results on the Coma cluster: Revealing the Primary Component
最近对后发座星系团中心区域的观测提供了大约250个新的红移--这使得为更亮的星系建立了一个良好的成员标准--以及来自光度数据的同一区域内8000个天体的星等，最高可达V $_{26.5}$ =22.5。一个彻底的星系团星系的星系分布的结构研究，结合X射线小波分析，并与运动学分析的速度分布，使我们能够发现一个主要的机构的集群，速度梯度的证据。
1995-08-31 astro-ph
The X-ray luminosity function of galaxies in the Coma cluster
后发座星系团的XMM-牛顿巡天覆盖了1.86平方度的区域，镶嵌了16个点，总有用积分时间为400千秒。探测到的范围小于10”的X射线源与后发座星系团区域的编目星系相关。在天空的这一区域，红移信息非常丰富，使我们能够将星系团成员从背景和前景星系中分离出来。对于背景源，我们在0.5-2.0 keV波段的1.e-15 - 1.e-13 ergs/s/cm ^2通量范围内恢复了典型的LogN-LogS。团星系的X射线辐射呈现出典型的热辐射的X射线颜色。后发星系的光度在0.5- 2.0keV波段位于1.e39- 1.e41ergs/s区间。后发座星系的光度函数表明，它们的X射线活动被抑制相对于场的5.6倍，表明一个较低水平的X射线发射为一个给定的恒星质量。
2004-03-09 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Galaxies in an Off-Center Region of the Coma Cluster
为了研究正常星系的X射线性质和光度函数，我们对后发座星系团的一个偏离中心的区域进行了一次试验性的Chandra巡天。我们目前的结果13钱德拉探测星系的光学光度匹配，包括光谱确认后发座成员星系。在这一范围内，所有7个经光谱学证实的后发座星系都具有与低X射线/光通量比（fX/fR < 10^-3）相一致的探测或极限。我们没有足够数量的X射线探测到的星系来直接测量星系的X射线光度函数（XLF）。然而，由于我们有一个测量良好的光学LF，我们采取这种低X射线光通量比的7个光谱确认的星系翻译的光学LF的XLF。我们发现与Finoguenov等人（2004）的结果非常一致，表明星系团中每个星系单位光通量的X射线发射受到抑制，但将这项工作扩展到后发座星系团中的特定偏心环境。最后，我们报告发现了一个区域的弥漫X射线通量，这可能对应于一个小集团与后发座内集群介质（ICM）的相互作用。
2005-12-22 astro-ph
Optical spectroscopy of galaxies in the direction of the Virgo cluster
本文报道了76个星系的光学光谱，其中48个星系投射到室女星系团的方向，28个投射到后发座-A1367超星系团的方向。将这些新的测量结果与文献中的测量结果相加，室女座区的红移完整性在B_T<=16.0时为92%，在B_T<=18.0时为68%。在后发座-A1367超星系团方向上的CGCG星系之一变为98%。Binggeli等人（1985）根据形态学原理对室女星系团成员的估计在所有情况下都得到了证实。然而，在室女星系团的背景中发现了几个被归类为BCD的“可能成员”（如果在星系团中的话），而不是巨大的发射线星系
2000-07-11 astro-ph
Substructure in the Coma Cluster: Giants vs Dwarfs
形成和塑造星系团的过程，如坍缩、合并和动力学弛豫，往往会在星系团的巨星系和矮星系的分布之间产生明显的差异。因此，星系团中矮星系的动力学可以提供有价值的洞察其动力学历史。考虑到这一点，我们寻找后发座星系团中巨星系（b<18）和矮星系（b>18）的空间和速度分布之间的差异。我们的红移样本包含来自2dF和WYFFOS光谱仪的新测量结果，使其在微弱的星等上比任何以前研究的后发星系样本更完整。它包括745个星团成员- 452颗巨星和293颗矮星。我们发现巨星的视向速度分布是显著的非高斯分布，但矮星的视向速度分布不是。在我们的样本中，对星系的空间和局部速度分布进行了一系列统计测试，没有发现强有力的证据表明巨星和矮星之间存在差异。这些结果排除了集群作为一个整体已显着走向均分，他们是一致的集群通过合并之间的动态松弛的子集群。
2001-11-02 astro-ph
Intrinsic spectral blueshifts in rapidly rotating stars?
附近几个疏散星团的光谱视向速度表明，相对于缓慢旋转的恒星，快速旋转恒星（特别是早期类型）的光谱系统性地蓝移了3 km/s或更多。与毕宿星团中天体测量确定的径向运动相比，这是一个绝对的蓝移，相对于从恒星径向运动和引力红移天真地预期的波长。类似的趋势也出现在大多数其他研究的星团中（昴星团，后发座，Praesepe，英仙座α，IC 2391，NGC 6475，IC 4665，NGC 1976和NGC 2516）。可能的机制进行了讨论，包括光球对流，恒星脉动，纬向环流，冲击波传播，以及在确定波长位移模板失配所造成的影响。对于早期型恒星，一个合理的机制是冲击波向上传播通过光球线形成区。这样的波长变化使得研究某些类型的恒星大气动力学成为可能，而且--不管其原因如何--可能会影响推导出的疏散星团成员资格（当从共同速度中选择时）和推导出的星团动力学（某些类型的恒星可能会表现出偶然的速度模式）。
2003-09-12 astro-ph
Multiaperture $UBVRIzJHK$ Photometry of Galaxies in the Coma Cluster
我们提出了一套$UBVRIzJHK_s$测光745 $J+H$波段选择对象的$22.5' \times 29.2'$区域中心的后发座星系团的核心。这包括516个星系，至少有80%的H=16，光谱上完整的样本有111个星系团成员（几乎所有的都有形态分类），为$H < 14.5$。对于每个对象，我们提出了总\cite{kron80}的幅度和光圈测光。作为一个例子，我们使用这些数据来获得后发座早期型星系的颜色-星等关系，测量这些关系的内在散射及其对星系质量的依赖性，并解决颜色梯度的问题。我们发现，颜色梯度是温和的，并且关于颜色-幅度关系的内在散射是小的（在$U-V$中为$\sim 0.05$ mag，在$B-R$、$V-I$或$J-K$中小于$\sim 0.03$）。没有证据表明内禀散射随星系光度而变化，这表明星团红色序列是在恒星质量$\sim 100$范围内的早期建立的。
2006-11-29 astro-ph
On the nature of faint Low Surface Brightness galaxies in the Coma cluster
这个项目是我们在一个已知的密集的邻近星系区域后发座星系团中研究微弱的低表面亮度星系团（fLSB）的继续。我们的目标是提高我们的理解，这些对象的性质，通过比较宽带光谱能量分布与人口合成模型。这些数据是由CFHT的MEGACAM和CFH12K相机获得的。我们在5个宽带滤波器（u*，B，V，R和I）中使用所得到的测光，其中包括新的u* 波段数据，以拟合光谱模型。通过这些光谱拟合，我们推断出了一个集群成员资格标准，以及这些fLSB的年龄，尘埃分布和光度类型。我们发现，大约有一半的后发座集群fLSB的光谱能量分布，以及在我们的模板库，而另一半目前在紫外波长的通量赤字。根据光谱能量分布，其中约80%可能是后发座星系团的一部分。它们是相对年轻的（90%的样本小于2.3 Gyr）非星暴天体。他们的类型越晚，fLSB越年轻。fLSB的很大一部分是非常多尘的物体。fLSB是低恒星质量物体（类型越晚，质量越小），最暗的恒星质量与球状星团相当。它们的特征与坠落方向相关，证实了其中一部分的破坏性起源。
2008-11-27 astro-ph
A Photometric and Spectroscopic Study of Dwarf and Giant Galaxies in the Coma Cluster - IV. The Luminosity Function
对后发座星系团中的星系进行了一次大型光谱巡天。该调查涵盖了广泛的地区（1度$^2$）深等（R ~ 19.5），包括核心（高密度）和外围（中到低密度）的集群。光谱样本由1191个星系组成，其中760个星系被确认为后发座星系团的成员。一种统计技术的发展，以纠正光谱样品的不完整性。然后用校正后的样本构造了R波段亮度函数（LF），其范围为7个星等（-23 < M_R < -16），包括星团的核心和外围。探讨了昏迷状态下LF对局部环境的依赖性。的LF被发现是相同的，在误差范围内，内部和外部区域之间，并接近那些从最近的测量场星系。还测量了后发座星系团的总B带LF，拟合成Schecter形式，并在M（B）= -18 mag.处显示出下降，与以前的研究一致。这一功能的影响进行了讨论。在B-R色间隔中研究了LF，并显示出红色（B-R > 1.35）星系的陡峭的暗端斜率，无论是在星系团的核心还是外围。这群低光度的红色星系比蓝色（B-R < 1.35）的恒星形成星系有更高的表面密度，主导着后发座星系团LF的暗端。结果表明，高表面亮度星系的相对数量在星系团的核心较多，这意味着低表面亮度星系在致密的核心环境中的毁灭。
2003-01-03 astro-ph
Optical spectroscopy and the UV luminosity function of galaxies in the Abell 1367, Coma and Virgo clusters
本文报道了93个星系的光学光谱，其中60个投射到Abell 1367方向，21个投射到后发座星系团，12个投射到室女座星系团。选择这些目标是因为它们在以前的Hα、UV或r'调查中被检测到。目前的观测使后发座Hα选择星系的红移完全性达到100%，Abell 1367的红移完全性达到75%。除了一个星系外，所有观测到的星系都有Hα发射，属于星系团。这证实了之前对这两个星系团的Hα光度函数的测定，该测定是基于所有Hα探测到的星系都是星系团成员的假设。利用新获得的数据，我们重新确定了Coma的紫外发光度函数，并首次计算了A1367的紫外发光度函数。由于对背景计数的了解不足，其微弱末端斜率仍不确定（-2.00 < α< -1.35）。如果90%的无红移的紫外选择星系位于背景中（正如我们的观测所表明的那样），则紫外光度函数的斜率将为α~-1.35，与场的紫外光度函数（Sullivan et al. 2000）和两个星系团的H $α$光度函数（Iglesias-Paramo et al. 2002）一致。我们在室女星系团中发现了一个与巨星系VCC 873有关的点状Hα源，它可能是一个类似于Gerhard等人（2002）在室女星系团中观测到的河外HII区。
2003-01-16 astro-ph
The Relative Distance between the Clusters of Galaxies A2634 and Coma
Tully-Fisher和基本平面关系被用来获得两个独立的估计集群A2634和后发座之间的相对距离。先前发表的A2634的研究表明，用TF和Dn-sigma关系获得的距离估计值之间存在很大的差异，质疑使用这些关系获得的红移无关距离的可靠性。由于这个问题的重要性，我们已经获得了A2634的新的距离估计，基于比以前使用的更大的样本，并根据严格的成员标准进行选择。新的I波段CCD测光的175个星系，新的21厘米观测的11个星系，和新的速度色散测量的62个星系一起使用以前公布的数据在建设这些样本。经过适当的修正样本的不完整性已被考虑在内，我们发现TF和FP距离估计是在良好的协议，都表明，A2634有一个可忽略不计的小的特殊速度相对于宇宙微波背景参考系。由于这两个距离估计的高精度，它们的一致性强烈支持TF和FP关系的普适性，因此它们对于红移无关距离估计的可靠性。
1996-10-11 astro-ph
The Luminosity Function of the Coma Cluster Core for -25<M_R<-11
本文测定了后发座星系团核心星系的光度函数（LF），其中M_R<=-11.4（假设H_0=75 km/s/Mpc），这是一个以前只在本星系群中探索过的星等区域。在具有27.7 R mag~arcsec $^{-2}$的RMS噪声的后发座的深CCD图像中对对象进行计数。在后发座星系团的前景或背景中的物体的校正--以及这种校正的不确定性--是从其他五个高纬度地区的图像中确定的，这些图像在分辨率和噪声水平上都与后发座星系团的图像仔细匹配。对后发座星系团成员的精确计数是在R=25.5或M_R=-9.4的微弱范围内得到的。在-19.4<M_R<-11.4的范围内，星系的LF很好地符合幂律dN/dL \propto L^α，α=-1.42 \pm 0.05;在这个范围内，星系是无法分辨的，与球状星团无法区分，但数据与幂律的外推一致。表面亮度偏差最小化，因为星系不受形态选择，和极限检测等照度线为27.6 R mag~arcsec $^{-2}$。我们发现典型的$M_R\approx-12$后发座星系团具有指数尺度的长度$\approx200$ ~pc，类似于本星系群星系的可比规模。这些极矮星系的表面密度随着朝向巨型椭圆星系NGC~4874的方向而增加，其分布形式为$r^{-1.3}$，类似于漫射光和球状星团的分布。被探测到的矮星系的光度最多只占星系团中巨星系总漫射光的百分之几，而矮星系对星系团质量…
1995-03-28 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. IV: WFPC2 Photometry for Five Giant Ellipticals
我们分析了后发座星系团中五个巨型椭圆星系（NGC 4874、4881、4889、4926和IC 4051）中球状星团（GC）系统的V和I测光数据。我们发现GC光度函数彼此非常相似，在V = 27.71 +-0.07（M_V = -7.3）处由9，000多个GC的复合样本导出的转换。简单的高斯曲线和演化的谢克特函数都同样适合GCLF的亮半部分，尽管Coma GCLF比任何处女座巨星都更宽并且具有更高的“截止质量”（M_c ~ 3 x 10^6 M_Sun）。这5个后发座的GC比频率变化范围很大，从NGC 4881的SN = 0.7到IC 4051和NGC 4874的SN = 12。没有一个单一的形成场景似乎能够解释这些差异，否则类似的星系。超巨星NGC 4874拥有已知最丰富的球状星团系统，可能拥有超过30，000个星团;它的真实范围尚未确定，可能会延伸到后发座势阱。对于三个最大的GC系统（NGC 4874，4889，IC 4051），所有三个种群都由红色，富金属的星系团主导。它们的金属丰度分布也可能都具有正常的双峰形式，两个序列的预期平均颜色<V-I>（蓝色）= 0.98和<V-I>（红色）= 1.15。然而，富金属星系团的颜色分布和相对数量显示了Peng等人2008年（ApJ 681，197）为处女座星系建立的趋势的有趣反例。在以后发座超巨星为代表的密度最高、质量最大的区域，富含…
2008-11-10 astro-ph
Mid-Infrared Emission from E+A Galaxies in the Coma Cluster
我们已经使用ISO观察在12 $μ$ m的7个E+A星系加上一个额外的发射线星系，所有的后发座星系团。缺乏窄发射线的E+A星系有2.2 $μ$ m到12 $μ$ m的通量密度比或极限，类似于古老的恒星星族（典型的早型星系）。只有具有发射线的星系具有增强的12 $μ$ m通量密度。因此，过量的12 $μ$ m辐射与正在进行的恒星形成或活动星系核（AGN）的存在有关。通过比较目前的恒星形成率与以前的速度估计的巴尔末吸收功能，我们分为两组：那些恒星形成显着下降后戏剧性的峰值$\sim$ 1 Gyr前;和那些具有显着水平的正在进行的恒星形成或/和活动星系核。这两组在天空中的空间分布没有很大的差异。然而，第一组的系统速度高于平均聚类值，第二组低于该值。这表明两组在运动学上不同。根据后发座星系团的射电观测、IRAS源观测和H $α$辐射观测，我们总结了星系团中星系的远红外光度函数。我们发现晚型星系中的恒星形成可能是后发座星系团远红外光度的主要组成部分。星团内尘埃的显著辐射的存在还没有被确定。一般来说，成员星系也占了附近富星系团远红外输出的大部分。
1999-01-11 astro-ph
Chemical composition of A and F dwarfs members of the Pleiades open cluster
18种化学元素的丰度已被推导出16 A（正常和化学特殊CP）和5 F矮星成员的昴疏散星团，以设置限制的演化模型。丰度，旋转速度和微湍流速度是通过迭代调整合成光谱的观测在高分辨率（R~42000和R~75000）和高信号噪声比（S/N）。得到的丰度没有表现出任何明确的相关性与有效温度，也没有预计的旋转速度。有趣的是，A星在C、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Sr、Y、Zr和Ba的星与星之间的变化比F星大。F星显示出几乎所有元素的太阳丰度。在A星中，Si、Ti和Cr的丰度与Fe的丰度相关，这三种元素的[X/Fe]比是太阳的。推导出的丰度已被比较公布的演化模型的预测在昴宿星（1亿年）的年龄。对于F星，预测的轻元素的轻微的丰度不足和Cr，Fe和Ni的过剩确实证实了我们的研究结果。对于A星，预测的铁峰元素的过剩只在少数恒星中得到证实。在毕宿星团、后发座和乌玛星系群以及场星中已经发现了A星的丰度的大分散，这似乎是矮A星的一个特征。与辐射扩散竞争的流体动力学过程在A型矮星的辐射区的发生可能会解释发现的散射丰度。
2008-02-21 astro-ph
Membership, metallicity and lithium abundances for solar-type stars in NGC 6633
我们对NGC 6633（一个与毕宿星团年龄相似的疏散星团）中的F、G和K型候选星进行了光谱观测。我们确定了10个新的星系团成员，包括一个短周期双星系统。结合Jeffries（1997）的调查，我们总共确定了30个太阳型成员。我们用F星和早期G星的光谱估算出NGC 6633的[Fe/H]=-0.096+/-0.081，更精确地说，NGC 6633的铁比昂星团少（0.074+/-0.041）dex，比毕星团少（0.206+/-0.040）dex。NGC 6633成员的锂丰度已被估计，并与其他星团中一贯确定的锂丰度进行了比较。NGC 6633中的几颗中F星在大约相同的有效温度下显示出强烈的Li耗尽现象，这一现象在毕宿星团中被观察到。在较冷的温度下，几个年龄相似的疏散星团（NGC 6633，Hyades，Praesepe和Coma Berenices）的Li丰度模式非常相似，尽管它们的[Fe/H]不同。然而，有证据表明，NGC 6633的晚期G星和K星比毕宿星消耗的Li更少。这在定性上与主序前Li耗尽模型一致，该模型仅具有对流混合，但这些模型不能同时解释为什么这些恒星与昂宿星团中的ZAMS对应物相比，Li耗尽超过1 dex。提出了两种解释。第一个是元素丰度比，特别是[O/Fe]，在NGC 6633中可能有非太阳值，并且必须高于毕宿星团或昂宿星团。第二个是，额外的非对流混合，驱动角动量损失，…
2002-06-20 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
The star formation properties of disk galaxies: Halpha imaging of galaxies in the Coma supercluster
我们提出了综合H α测量获得的成像观测的98晚型星系，主要是在后发座超星系团。这些数据与文献中的H α光度测量相结合，包括了一个星等选择样本，这些样本是属于“长城”的旋涡星系（Sa到Irr），其完整星等为mp=15.4，因此由亮度大于Mp=-18.8（H 0 =100 km Mpc^-1 s^-1）的星系组成。H α电磁波的频率分布，第一次从光学完整的样品中确定，在E.W. ~25 A.我们发现，在目前的极限光度下，后发座星系团和A1367星系团中的螺旋+Irr星系的恒星形成性质与长城星系团中的孤立星系的恒星形成性质没有明显的区别。目前的分析证实了众所周知的哈勃型大质量恒星形成率（SFR）的增加。此外，在SFR和盘状星系的质量之间可能存在一个更基本的关系：低质量螺旋星系和矮星系的SFR比巨螺旋星系高50倍。这一结果是一致的想法，盘星系是同时代的，发展为“封闭系统”的指数下降的SFR和他们的祖先原星系的质量是主要参数控制他们的演变。具有高坍缩初始效率或短坍缩时间尺度的大质量系统几乎没有保留气体来供给恒星形成的当前时期。这些发现支持了Gavazzi & Scodeggio（1996）的结论，他们研究了一个局部星系样本的色质关系，并同意Cowie等人（1996）的分析，他们追踪了星系的恒星形成历史，直到z>1。
1998-01-28 astro-ph
Spectrophotometry of 237 stars in 7 Open Clusters
本文介绍毕宿星团、昂宿星团、英仙座α星、天鹰座、后发座、IC~4665和M39疏散星团中237颗恒星的光电分光光度测量结果。在350 ~ 778 nm范围内观察到16个带通，带宽为3.2 ~ 6.4 nm。将数据标准化为Hayes-Latham系统，每个通带的相互精度为0.016 mag。通过与SIMPAD可用的BV和ubvy颜色的比较，以及与1993年Kurucz合成光谱的比较，我们表明，对于400 nm或以上的13个通带，我们的数据精确到0.01 mag，对于400 nm以下的3个通带，我们的数据精确到0.02 mag。我们还表明，散射的分光光度计的颜色和UVBY过滤器的颜色的配合是一个合理的方式来确定哪些特定的恒星是准确的1-西格玛，2-西格玛，.模型和这些数据之间的非常好的一致性验证了这些数据的准确性，也验证了Kurucz模型在定义这个温度范围（>5000 K）的恒星的分光光度测量方面的有用性。这些数据定义了明亮的疏散星团恒星的精确分光光度法，可以用作基于CCD的分光光度测量的二次通量校准。
1997-05-20 astro-ph
IR observations of MS 1054-03: Star Formation and its Evolution in Rich Galaxy Clusters
利用MIPS 24微米数据、400多个星系的光谱和一个非常深的K波段选择星表，研究了星系团MS 1054-03中z=0.83的星系的红外光谱性质。19个红外星系团成员是通过光谱法选出的，另外15个是通过光度红移选出的。我们推导出的红外光度函数的集群，并发现强大的演化相比，类似的质量后发座星系团。最佳拟合的Schechter函数给出L* IR =11.49 + 0.30/-0.29 Lsun，其暗端斜率固定，比Coma的暗端斜率大一个数量级。从后发座到MS 1054-03的红外光度演化速率与场星系中发现的一致，这表明一些内部机制，例如，气体燃料的消耗，是宇宙恒星形成率（SFR）在不同环境中普遍下降的原因。MS 1054-03的质量归一化积分SFR在0.5R_200以内，与其他富星系团相比，在较低的红移处也显示出演化，但如果考虑质量选择效应，这种趋势就不那么确定了。一个不可忽略的部分（13%）的星系团成员，正在积极地形成恒星，红外星系的密度约为20。星系团不太可能只是被动地从周围的磁场中吸积恒星形成星系，然后迅速熄灭它们的恒星形成;相反，许多星系团仍然有大量的气体，它们的恒星形成可能会通过与星系团的相互作用而增强。
2007-04-06 astro-ph
1.65 micrometers (H-band) surface photometry of galaxies. IV:observations of 170 galaxies with the Calar Alto 2.2m telescope
我们目前的近红外（H波段）表面测光的170个星系，在1997年获得的Calar Alto 2.2米望远镜配备了NICMOS 3相机MAGIC。我们的大部分目标都是从室女星系团的明亮成员中选择的，但是A262和巨蟹座星系团以及后发座/A1367超星系团中的星系也包括在内。该数据集旨在补充Boselli等人（1997）讨论的室女星系团和本系列论文I、II和III中介绍的后发座超星系团的近红外观测。导出了光学半径处的星等、总星等、等照度半径和聚光指数。（表1和表2仅以电子形式提供，可向gavazzi@uni.mi.astro.it索取）
1999-11-22 astro-ph
Astrometric radial velocities III. Hipparcos measurements of nearby star clusters and associations
附近运动星团中恒星的径向运动是由精确的自行和三角函数确定的，而不需要使用任何光谱学。假设集群成员共享相同的速度矢量（除了随机分散），我们应用最大似然法从依巴谷天体测量数据计算径向和空间速度（和他们的分散）在大熊座，毕宿星，后发座，昴星团，Praesepe集群，和α英仙座，天蝎座-半人马座，和'HIP 98321'协会。毕宿星团的径向运动被确定在0.47公里/秒（标准误差）以内，其单个恒星的径向运动在0.6公里/秒以内。对于其他星团，依巴谷的数据产生的天体测量径向速度的典型精度为几公里/秒。这些天体测量值与文献中的光谱径向速度的比较显示出良好的一般协议，并在最好的确定毕宿星团的情况下，也允许搜索微妙的天体物理差异，如增强对流的F-矮星光谱蓝移的证据，并减少在巨人的引力红移。对天蝎座OB 2复合体的类似比较表明其关联的一些扩展，尽管比它们的年龄预期的要慢。作为径向速度解的副产品，获得了单个恒星的运动学改进的视差，使赫兹-罗素图在光度上具有前所未有的精度。对于毕宿星团（视差精度0.3 mas），它的主序类似于一条细线，可能有摆动。
2001-10-29 astro-ph
Activity and rotation of low mass stars in young open clusters
我们目前的第一个结果，从多目标光谱运动在IC 2602，毕宿星团，昴星团，后发座星系团使用VLT/火焰。我们分析了径向速度，旋转速度和H-α活动的数据。在这里，我们强调本研究的三个方面的背景下，旋转制动和低质量恒星之间的旋转活动的关系。最后讨论了IC 2602中源的簇成员关系。
2008-11-15 astro-ph
Testing the Universality of the (U-V) Color-Magnitude Relations for Nearby Clusters of Galaxies
本文对3个本地（z <0.06）Abell（A85，A496，A754）星系团进行了详细的U-V CMR分析，共包含637个光谱成员，最小到0.1L ^-星。我们发现这些团簇具有相似的CMR，在M_V =-20 +5logh时，平均颜色为U-V = 1.4，本征颜色散射和斜率的范围很窄，分别为[0.047，0.079]和[-0.094，-0.075]。红星系的核心星团人口遵循与后发座密切一致的CMR。我们测试了CMR均匀性对颜色孔径大小和样本选择的变化有多敏感，并发现散射[0.047，0.112]和斜率[-0.104，-0.054]的范围略宽。这个U-V散射的上限与红团星系中大部分恒星的z_form> 1.2和最大年龄差5.2 Gyr是一致的。我们注意到，没有一个斜坡表现出梅特卡夫等人所声称的断裂，并且使用来自等光孔径的颜色不会消除CMR斜率。我们的研究结果扩展了单个Coma数据点，并提供了一个急需的z = 0基线，用于与高z集群U-V CMR进行比较。低z星系团中的CMR散射范围与高z星系团中的一致，表明红色星系团中的恒星在z~1范围内几乎没有演化。为了识别最近吸积的星系，我们根据CMR相对U-V颜色将每个星系团的成员划分为3个星系群。蓝色星系占每个星系团中0.1L ^星以上星系的18 - 23%。我们测试的假设，巨磁共振相对颜色代表粗糙的星系团坠落的时间，发现蓝色星系的空间，运…
2004-10-05 astro-ph
The Fundamental Plane in RX J0142.0+2131: a galaxy cluster merger at z=0.28
本文给出了z = 0.28星系团RX J0142.0+2131的基本面。没有证据表明FP的斜率与后发座星系团相比存在差异，尽管内部散射更大。RX J 0142.0 +2131中的恒星星族平均具有静止坐标系V波段质光比（M/L_V）0.29 ± 0.03 dex，比后发座低。这明显低于在z_f=2处形成的被动演化集群的预期。与椭圆星系相比，透镜星系的平均M/L_V值较低，M/L_V值的分布具有较大的散射。较低的质光比不是由于最近的恒星形成：我们以前对RX J0142.0+2131 E/S 0星系的光谱观测表明，在过去的~4 Gyr内没有显著的恒星形成的证据。然而，星系团成员的α-元素丰度比增加，这可能导致M/L_V降低。RX J0142.0+2131 FP散射的增加反映了M/L_V的大的散射，暗示星系在一个时期内经历了恒星形成的爆发。最东边的7个星系团，包括第二亮的成员，其M/L_V符合被动演化，z_f = 2。我们推测RX J0142.0+2131是一个星团-星团合并，其中东边的星系尚未落入主星团，或者没有经历合并的恒星形成。
2006-08-07 astro-ph
Cats and Dogs, Hair and A Hero: A Quintet of New Milky Way Companions
我们介绍了斯隆数字巡天（SDSS）成像数据中发现的五颗新的银河系卫星，其中四颗是用斯巴鲁或艾萨克牛顿望远镜跟踪的。它们包括四个可能的新矮星系--后发座、猎犬座、狮子座和武仙座各一个--以及一个异常延伸的球状星团，Segue 1。我们提供了所有五颗卫星的距离，绝对星等，半光半径和颜色星等图。颜色星等图的形态特征通常可以用老的、贫金属的球状星团M92的脊线来描述。在过去的两年中，共有10颗新的银河系卫星，其有效表面亮度μ_v>~28 mag/sq。在SDSS数据中发现了arcsec。它们的亮度较低，更不规则，似乎比以前已知的九个银河系矮球体更贫金属。这些对象和其他人群之间的关系进行了讨论。我们注意到半光半径在~40 pc和~100 pc之间的天体很少。我们推测，这可能代表了星团和矮星系之间的划分。
2006-08-21 astro-ph
Infall, the Butcher-Oemler Effect, and the Descendants of Blue Cluster Galaxies at z~0.6
利用宽场HST/WFPC 2成像和广泛的Keck/LRIS光谱，我们提出了一个详细的研究MS 2053 - 04，一个大质量的，X射线发光的星系团在z=0.5866的星系种群。对149个已确认的星团成员的分析表明，MS 2053由两个相互引力束缚的结构组成;它们各自的速度色散分别为865 km/s（113个成员）和282 km/s（36个成员）。MS 2053的总动力学质量为1.2x10^15 Msun。MS 2053是一个经典的Butcher-Oemler星团，蓝色成员的比例很高（24%），恒星形成成员的比例甚至更高（44%），这是从它们的[OII]发射确定的。蓝色/恒星形成星系的数量比例在下降结构中比在主星系团中高得多。这个结果是迄今为止最直接的证据，表明布彻-欧姆勒效应与星系坍缩有关。就它们的颜色、光度、估计的内部速度色散和[OII]等效宽度而言，下落星系与场总体是无法区分的。MS 2053缺乏S 0星系，再加上其过多的蓝色螺旋星系，意味着这些晚期类型的星系中有许多将演化为S 0成员。蓝团成员在主星系团和下落结构中的性质表明，它们将演化成低质量的L<L* 星系，并具有类似后发座中低质量S 0星系的扩展恒星形成历史。我们的观测结果表明，大多数的MS 2053的蓝色集群成员，并最终大多数的低质量的S 0的，起源于外地。最后，我们测量到MS 2053中巨弧的红移为z=3.1462;…
2004-09-28 astro-ph
The Universality of the Fundamental Plane of E and S0 Galaxies. Sample Definition and I Band Photometric Data
作为比较基本平面和Tully-Fisher距离尺度的项目的一部分，我们在这里提出了在8个星系团和星系群的636个早型星系的I波段CCD测光。它们是A262、A1367、后发座（A1656）、A2634、巨蟹座和飞马座星团，以及NGC 383和NGC 507星团。样本选择，集群属性，集群成员分配标准进行了讨论。我们提出的光度参数，用于基本平面关系，有效半径r_e和有效表面亮度μ_e，从r^{1/4}拟合到每个星系的观测径向光度分布。与Coma星系团文献中的类似数据的比较表明，在测量r_e和mu_e时，采用特殊的方法可以引入很大的系统不确定性。然而，进入基本平面关系的这两个参数的特定组合是可以以高精度测量的量。
1998-09-28 astro-ph
The Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem
我们目前的凯克/DEIMOS光谱的恒星在8个新发现的超暗矮星系周围的银河系。我们从每个星系的18 - 214颗恒星的速度中测量了猎犬座I和II，大熊座I和II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和狮子座T的速度色散，发现色散范围从3.3到7.6 km/s。绝对星等M_V < -4的6个星系是高度暗物质主导的，质光比接近1000。测量到的速度色散与它们的光度成反比，这表明发光星系系统的最小质量可能还没有达到。我们还测量了所观测到的恒星的金属丰度，发现6个最亮的超暗矮星将光度-金属丰度关系扩展了2个数量级;其中几个天体的平均金属丰度低至[Fe/H] = -2.3，因此代表了一些已知的最贫金属的恒星系统。我们检测到金属丰度的蔓延高达0.5德克斯在几个对象，这表明多个恒星形成的时代。在确定了超暗矮星的质量之后，我们重新研究了丢失卫星的问题。在对SDSS的天空覆盖范围进行校正后，我们发现超暗矮星系大大减轻了银河系周围卫星预测和观测数量之间的差异，但在相当大的质量范围内，矮星系仍然是4倍。我们发现，如果低质量暗物质晕中的星系形成在再电离后被强烈抑制，则CDM晕的模拟圆速度函数可以与银河系卫星星系的观测圆速度函数近似一致。[略加删节]
2007-07-26 astro-ph
