Large-scale distribution and spectral properties of galaxies in the Shapley Concentration
我们提出了一个红移调查的结果，在中央部分的沙普利浓度，最丰富的超星系团的集群在附近的宇宙，包括~2000径向速度的星系团和星系团间星系。我们估计的超星系团和它的质量在星系中的总的过密度，我们讨论这些结果的宇宙学意义。此外，利用主成分分析技术，我们研究了星系团和超星系团动力学对星系光谱形态的影响。
2000-11-21 astro-ph
On the mass distribution in the Shapley Supercluster inferred from X-ray observations
我们提出了一个马赛克的ROSAT PSPC和爱因斯坦天文台IPC X射线观测的14个星系团和2组星系，封闭在一个天空区域15度20度的沙普利超星系团区域内的A3558为中心的分析。从每个星团的质量外推到500的密度差，我们定义了4个大结构：（1）半径为13 $h_{50}^{-1}$ Mpc的Shapley超星系团的核心;（2）核心加上A1736;（3）核心，A1736和西部延伸（A3528-A3530-A3532）和A3571;（4）在结构（3）中加入北方星团对A1631-A1644，整个超星团被包围在半径$\sim 90 h_{50}^{-1}$ Mpc内。观察到的总质量范围为3.5-8.5 $\times 10^{15} M_{\odot}$。从观察到的团内气体（假设重子分数与原始核合成一致）导出的质量值是$10^{16} M_{\odot}$的几倍。根据这些估计，核心是一个束缚结构，具有至少5倍于临界密度的非常显著的超密度，表明它在坍塌之前接近最大膨胀。结构（2）在$\sim 30 h^{-1}_{50}$ Mpc的尺度上具有1.7的超密度。然后，核心是一个2- 3.7西格玛波动的初始高斯扰动场，规范化的星系和星系团。如果我们外推到200的密度对比度并假设$Ω_b < 0.095$。沙普利超星系团核心的重子部分，即A1736，在半径为28 $h^{-1}_{50}$ Mpc…
1997-04-11 astro-ph
Structure and dynamics of the Shapley Supercluster
我们提出了我们的宽视场红移调查的星系在285平方度的沙普利超星系团（SSC）的区域，基于一组10529速度测量（包括1201新的）8632星系从各种望远镜和文献。我们的数据显示，SSC的主面（v~ 14500 km/s）比以前的估计延伸得更远，填满了我们在天空上12 ° × 30 °的整个测量区域（30 × 75 h-1 Mpc）。此外，还存在一个与Abell~3571星系团复合体（v~ 12000 km/s）较近的连接结构。这些星系似乎连接了两个先前确定的星系片，并与第三个在V= 15000 km/s附近的R.A.= 13小时它们也倾向于填补前景Hydra-Centaurus区域和更遥远的SSC之间的星系间隙。在Shapley超星系团的速度范围内（9000 km/s < cz < 18000 km/s），我们发现在225平方度的中心区域中，bj < 17.5的红移空间超密度为~5.4，在192平方度的区域（不包括富星系团）中，bj <3.8。在我们的调查的大区域，我们发现，星系团间星系占48%的观测星系在SSC区域，并占不同的完整性，可能会贡献近两倍的星系团星系的质量。本文讨论了速度星表的完备性、超星系团的形态、整体过密度以及超星系团中单个星系团的一些性质。
2005-09-30 astro-ph
The Large Scale Distribution of Galaxies in the Shapley Supercluster
我们提出了新的结果，我们的宽视场红移调查的星系在182平方度区域的沙普利超星系团（SSC）的基础上与FLAIR-II光谱仪在英国施密特望远镜的观测。我们给出了710个明亮星系（R<16.6）的红移的新测量结果，其中464个星系是SSC的成员（8000<v<18000 km）。我们的数据显示，SSC的主平面比以前认识到的延伸得更远，填充了我们在天空中10度乘20度的整个测量区域（35 Mpc乘70 Mpc）。还有一个重要的结构与稍近的阿贝尔3571星团复合体有关，其焦散结构明显，半径为6 Mpc。这些星系似乎连接了两个先前确定的星系片，并与v=15000公里的第三个星系建立了联系。它们也倾向于填补前景Hydra-Centaurus区域和更遥远的SSC之间的星系间隙。我们计算的星系密度为5.0+/-0.1在182平方度的区域调查和3.3+/-0.1在159平方度的区域不包括丰富的集群。
2004-02-15 astro-ph
ROSAT and BeppoSAX evidence of soft X-ray excess emission in the Shapley supercluster: A3571, A3558, A3560 and A3562
到目前为止，在星系团中探测到的过量软X射线发射源位于视线方向，银河系HI柱密度非常低（如后发座，A1795，A2199和室女座，N_H 0.9-2.0 10^{20} cm-2）。研究表明，即使在较高的N_H下，也可以研究团簇的软过剩发射，这为研究大量团簇的软X射线发射特性提供了机会.对Shapley浓度的某些成员（A3571，A3558，A3560和A3562，在N_H 4-4.5 × 10^{20} cm-2）的ROSAT PSPC分析证明了在1/4 keV波段的过量发射。我们能够通过一个有针对性的SAX观察来证实A3571病例的发现。在当前的样品中，软X射线通量再次被发现始终高于热维里化等离子体的预期水平。然而，数据质量不足以区分过量低能通量的替代模型。
2001-03-21 astro-ph
Star Formation and AGN in the Core of the Shapley Supercluster: A VLA Survey of A3556, A3558, SC1327-312, SC1329-313, and A3562
沙普利超星系团（A3556、A3558、SC 1327 -312、SC 1329 -313和A3562）的核心是研究星系团合并对单个星系活动影响的理想区域。本文介绍了该地区最全面的无线电连续调查，依靠63点马赛克获得的超大阵列产生近7平方度的面积覆盖。该镶嵌图在16”分辨率下提供了约80 uJy的典型灵敏度，能够探测到恒星形成率低至每年1个太阳质量的星系。射电数据与B和R波段的光学成像相补充，产生了一个包含210个射电探测星系的星表，其m_R <= 17.36（M_R <= -19）。根据公开的速度测量，这些无线电探测到的星系中至少有104个是超星系团的成员。在整个超星系团的核心，似乎有一个显着的赤字的射电星系在中等光学星等（M_R之间的-21和-22）。这一不足在一定程度上被较亮星系（M_R小于-22）拥有射电源频率的增加所抵消。更引人注目的是，在A3562和SC 1329 -313附近的较暗星系（M_R在-20和-21之间）与射电辐射有关的概率显著增加。这些来源的无线电和光学数据强烈表明，这些活跃的星系是由恒星形成提供动力的。结合最近的X射线分析，这被解释为与最近SC 1329 -313与A3562以及超星系团其余部分合并有关的年轻恒星暴。
2005-08-05 astro-ph
Spatial Distributions of A3558 in the Core Region of the Shapley Supercluster
核心区主要由三个富Abell簇和两个贫簇组成。它们的气体温度和金属丰度的空间分布为我们提供了关于成员团的相互作用和运动的信息。从八个ASCA指向观测，温度，丰度，和X射线光度的五个成员集群是类似的其他领域的集群不属于超星系团。这一结果和核心区域的平均引力质量密度表明，成员星系团和非成员星系团以同样的方式增长，而超星系团的核心正处于收缩的过程中。基于对4 'x4'尺度的详细空间结构的分析，这三个Abell团簇显示出不对称的温度分布。由于统计优势，A3558用2 'x2'尺度进行了分析，发现A3558具有明显的气体温度和X射线表面亮度的不对称分布。这被认为是由簇-簇合并和/或组落入引起的。在A3558的东南方向，距离星团中心约12'处，还发现了一个约320千秒差距的金属富集区。据估计，要么是合并核心的残余物在一次大合并后留下，要么是一组星系最近正在坠落。
2003-10-28 astro-ph
The Shapley Supercluster. III. Collapse dynamics and mass of the central concentration
我们提出的球形坍缩模型的超星系团的第一个应用程序。利用Shapley超星系团（SSC）中$\sim 3000$星系的位置和红移定义了速度焦散线，该焦散线限制了中心部分的引力坍缩结构。发现这至少延伸到中心簇A 3558的$8 h^{-1}$ Mpc，包围11个ACO簇。入流速度达到$\sim 2000$ km s $^{-1}$。塌陷区的动力学模型被用来估计其质量分布。基于一个纯球形下落模型的质量上限给出了爱因斯坦-德西特（临界）宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 1.3\times 10^{16}h^{-1}M_\odot$和空宇宙的$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc}) ^{<}_{\sim} 8.5\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$。Diaferio & Geller（1997）的模型基于逃逸速度的估算，给出了一个明显较低的值，$M(<8 h^{-1}{\rm Mpc})\approx 2.1\times 10^{15}h^{-1}M_\odot$，与用相同方法在后发座星系团周围发现的质量非常相似（Geller et al. 1999），与SSC同一区域内星系团的维里化区域的动力学质量相当或略低。在这两个模型中，这个区域的过密度都很大，但远没有达到解释本星系群相对于宇宙微波背景的特殊运动所需的值。
2000-07-14 astro-ph
BeppoSAX - ROSAT PSPC observations of the Shapley Supercluster: A3562
我们提出了一个综合分析的BeppoSAX和ROSAT PSPC观测星系团A3562，沙普利超星系团的核心的大规模成员。与一个复杂的和相互作用的结构组成的两组星系和A3558的西方，A3562的表面亮度显示过剩的部门，以东部和南部相比，方位角平均模型的排放。沿合并轴和与两组相反的方向，排放趋于平坦，气体分布较宽。本文首次测定了离星系团中心较远的Shapley区星系团的气体温度梯度和金属丰度梯度。通过对BeppoSAX号卫星环空和扇形数据的分析，我们观察到这两个剖面在8弧分（0.62 Mpc）内都是平坦的，发射加权值为kT = 5.1 ± 0.2 keV，Z = 0.39 ± 0.05 Zsolar。温度值与ASCA最近的测量值一致，明显高于ROSAT和EXOSAT先前的估计值。我们讨论了这种分歧的可能原因。在8至20弧分之间，等离子体温度下降至约3.2 keV。当用多变分布来表示气体温度分布时，最佳拟合多变指数为1.16 ± 0.03。这些结果意味着维里半径内的总质量为3.9（+-0.4）10^14 h_50^-1 M太阳能，比光学估计值低40%~ 80%，气体质量分数约为30%。
2000-06-01 astro-ph
A deep AAOmega survey of low-luminosity galaxies in the Shapley Supercluster: Stellar population trends
我们提出了新的光学光谱的342 R<18星系的沙普利超星系团获得的AAOmega设施在英澳望远镜。我们描述了中心速度色散，发射线等效宽度和吸收线指数的观测和测量。该调查的显著特点是其速度离散范围很宽（30-300公里/秒），同时始终实现高信噪比（平均每角60）。在大约20%的红色序列Shapley成员中检测到H-α的显著发射。使用线比诊断，我们发现，在高光度的发射是线性的，但在低光度星系的恒星形成驱动。我们使用Lick指数来拟合吸收光谱。我们定义了一个子集的星系非常低的排放污染，并适合这个子集的指数西格玛关系。通过比较单次爆发恒星星族模型预测的指数-σ斜率，我们推断出年龄、总金属丰度[Z/H]和α元素丰度比[a/Fe]的标度关系。为了再现所观察到的指数-σ斜率，所有三个参数必须随着速度分散的增加而增加。具体来说，我们恢复：年龄\propto σ ^0.52 +/-0.10，Z/H \propto σ ^0.34 +/-0.07，a/Fe \propto σ ^0.23 +/-0.06（误差反映了系统效应），这些数据是在十年的速度离散基线上得出的。恢复的年龄σ关系被证明是一致的，在红移z=0.4-0.8的星系团中的巨矮星系比观察到的演变。另一篇配套论文将分析单个星系的年龄分布、[Z/H]和[a/Fe]。（节录）
2007-07-12 astro-ph
Radio Study of X-ray Clusters I: A3528 --- a pre-merging cluster in the core of the Shapley Supercluster
作为对长蛇座区域ROSAT星系团进行广泛的射电-红外-光学-X射线研究的一部分，我们用Molonglo天文台合成望远镜在843 MHz和澳大利亚望远镜紧凑阵列在1.4和2.4 GHz观测了位于Shapley超星系团（z ~ 0.053）核心的双峰Abell星系团A3528。这是一系列论文中的第一部分，这些论文着眼于ROSAT选定星团样本中无线电和X射线发射之间的关系。射电源的特征-尾部形态和陡峭的频谱-是一致的密集的集群内介质和合并前的环境A3528的影响。特别是，我们提出的证据表明，位于A3528的北部组成部分的中心的射电大声哑铃星系的小成员是在一个暴跌的轨道上。我们推测，这个轨道可能是由A3528的合并组件之间的潮汐相互作用引起的。此外，与哑铃星系的主要成员相关的射电源表现出紧凑陡谱源的许多特征。我们认为，这个源的射电辐射是在10^6年前由哑铃星系两个成员之间的潮汐相互作用触发的，这加强了CSS源年轻的论点。使用多分辨率过滤的档案点PSPC数据的重新分析表明，在A3528的南部组件的活动星系核和/或冷却流的存在。
1997-11-27 astro-ph
Shapley Optical Survey. I: Luminosity Functions in the Supercluster Environment
我们介绍了沙普利光学巡天，这是一项测光研究，覆盖了沙普利超星系团核心z ~ 0.05处2度^2区域的两个波段（B和R）。星系样本的完整性为B=22.5（>M^*+6，N_{gal} =16588），R=22.0（>M^*+7，N_{gal} =28008）。由于在B ~ 17.5处有明显的下降，星系光度函数不能用单一的Schechter函数来描述（M_B ~ -19.3）和R ~ 17.0（M_R ~ -19.8）和比B和R ~18等暗的星系的计数明显上升。是数据的合适表示。我们研究了环境对星系光度特性的影响，根据星系的局部密度选取了三个区域，导出了星系的光度函数，发现在不同密度的区域，LF暗端在大于3sigma的置信水平上存在明显的光度分离.此外，红色和蓝色星系人口的光度函数表现出非常不同的行为：虽然红色序列计数是非常相似的全球星系人口，蓝色星系的光度函数很好地描述了一个单一的谢克特函数，不随密度而变化。如此大的环境依赖性偏差，从一个单一的谢克特函数是很难产生单独的星系合并或窒息的情况下。相反，这些数据支持这样一种观点，即与星系环境相关的机制，如星系骚扰或冲压压力剥离，通过终止恒星形成并在M^*+2时产生星系质量损失来塑造星系LF，在M^*+2的星等范围内，蓝色晚型螺旋曾经主导星系群，但现在不存在了。
2005-12-19 astro-ph
The violent environment of the Shapley Concentration: a multiwavelength view
丰富的超星系团是检测星系团合并的理想环境，因为大尺度结构增强的局部密度引起的高特异速度有利于星系团-星系团碰撞，与模拟中看到的方式相同。沙普利浓缩超星系团代表了一个独特的实验室，在那里可以跟踪星系团合并并测试相关的天体物理后果，如激波，射电晕，遗迹和广角尾射电辐射的形成，以及具有增强恒星形成的星系的存在。我们提出了一个广泛的多波长调查的沙普利浓度的中心部分的结果，使用光谱，无线电和X射线数据。
2000-11-21 astro-ph
The large-scale distribution of galaxies in the Shapley Concentration
本文给出了沙普利集中区中心区域的星系红移测量结果。我们的总样本包含约2000个星系的径向速度都在集群和集群间的领域。我们重建了这个超星系团的密度剖面，计算了它的过密度和总质量。此外，我们还探测到沙普利浓度背后的巨大结构，速度约为30000 km/s。
1998-11-02 astro-ph
Shapley Optical Survey II: The effect of environment on the colour-magnitude relation and galaxy colours
我们提出了一个分析的环境对星系的光度特性的影响在沙普利超星系团的核心，在z=0.05，在本地宇宙中最大的结构之一。沙普利光学巡天（SOS）包括一个2.0 deg^2区域的档案WFI光学图像，该区域包含丰富的星系团A3556、A3558和A3562，它们展示了一个高度复杂的动力学情况，包括正在进行的星系团合并。B-R/R颜色-星等关系的内禀色散为0.045等，在密度最高的区域红0.015 \pm 0.005等，这表明红序星系群在星系团核心的年龄比在维里半径的年龄大5亿年。星系的B-R色依赖于它们的环境，而它们的光度与局域密度无关，除了非常亮的星系（M_R<-22）。暗（>M*+2）星系的整体颜色从星系团核心（约90%的星系位于星系团红色序列）到维里半径（约20%）发生变化。这表明，与超星系团环境相关的过程负责转变暗淡的星系，而不是星系合并，这在这里研究的任何区域都应该是罕见的。最大浓度的淡蓝色星系被发现之间的集群，与区域包含高比例的~L* 星系与无线电发射指示星暴。它们的位置表明恒星的形成是由星团合并引发的，特别是A3562和较差的星团SC 1329 -313的合并，尽管它们也可能是最近到达超星团核心复合体的。（摘要截断）
2006-06-07 astro-ph
FLASH redshift survey - I. Observations and Catalogue
FLAIR Shapley-Hydra（FLASH）红移巡天星表包括4613个亮度超过$\bJ = 16.7$（经银河系消光校正）的星系，面积为605平方公里。天空中的度区域在本地组运动的一般方向。巡天区域是一个大约为$60\degr \times 10\degr$的带状区域，从沙普利超星系团到九头蛇星系团，包含3141个测量到红移的星系。为了探索这个方向的星系浓度（特别是超星系面和沙普利超星系团）对本星系群运动的影响，68%的完整性使我们能够比类似的稀疏抽样调查更好地对大尺度结构进行抽样。该测量区域与正在进行的广角（斯隆或2dF）完全红移测量所覆盖的区域不重叠。本文是系列文章的第一篇，我们描述了观测和数据处理过程，对红移误差和测量完整性的分析，并给出了测量数据。
2001-09-24 astro-ph
A study of the core of the Shapley Concentration: VI. Spectral properties of galaxies
我们提出的沙普利浓度的中心部分的星系的光谱特性的研究结果，涵盖了非常广泛的密度，从丰富的集群核心的基础超集群环境。我们的样本是均匀的，在一个明确定义的星等范围（17=<b_J=<18.8），并包含约1300个光谱的星系在相同的距离，覆盖面积约26平方度。这些特征允许一个准确的光谱分类，我们使用主成分分析技术进行。这种光谱分类，连同[OII]等效宽度和恒星形成率，已被用来研究不同密度的星系的性质：星系团，星系团间（即超星系团中但在星系团外的星系）和场环境。在低密度区域（即星系团间星系和场星系）的样本之间没有显着差异。相反，团星系不仅具有与场星系显著不同的值，而且还表现出对局部密度的依赖性。此外，一个定义良好的形态密度关系是存在于集群复合物，虽然这些结构是已知的参与重大合并事件。此外，[OII]的平均等效宽度显示出与当地环境的趋势，减少在增加密度，即使它可能是诱导的形态密度关系。最后，我们分析了平均恒星形成率作为密度的函数，再次发现了下降趋势（在~ 3sigma显著性水平）。我们的分析与Balogh等人（1998）的主张一致，即星团中的恒星形成受到抑制。
2001-01-23 astro-ph
Future Evolution of Bound Superclusters in an Accelerating Universe
在一个加速的LambdaCDM宇宙的边缘绑定的超星系团状物体的演变如下，通过宇宙学模拟，从现在的时间膨胀因子a = 100。根据Dunner等人（2006年）提出的结合密度标准识别物体。超星系团被认为是质量M > 10^15 M_sun/h的超星系团，最大质量的超星系团的M约为8 × 10^15 M_sun/h，与沙普利超星系团相当。超星系团的空间分布在本纪元之后基本上保持不变，反映了随着λ开始主导宇宙的膨胀，宇宙网的停止增长。同样的趋势可以在维里化晕和束缚物体的质量函数的发展停滞中看到。情况是相当不同的，当看内部的演变，量化的形状，紧凑性和密度分布，和子结构的多重功能。我们发现一个持续的演变，从一个广泛的三轴形状在a = 1到几乎完美的球形在a = 100。我们还发现了一个系统的趋势，向更高的浓度。与此同时，我们看到它们的子结构逐渐消失，因为周围的子块落入并合并形成一个连贯的，维里化的系统。
2009-06-19 astro-ph
Study of the Core of the Shapley Concentration: I.the Sample
我们报告的第一个结果的光谱调查星系的核心沙普利浓度，最丰富的附近超星系团的星系团。我们在以阿贝尔星系团A3558为中心的$\sim 4.5$平方度区域内测量了311个新的星系红移。考虑到文献中已有的数据，这一区域的星系红移总数超过500个。在此基础上，我们估算了Abell星系团A3556、A3558和贫星系团SC 1329 - 314的平均速度和速度频散。最后，通过对该区域星系的投影分布和三维分布的分析，我们估计了星系的过密度，并发现沙普利集中区的核心具有一个有趣的、非常复杂的动力学状态：主星系团似乎相互作用，形成一个包含许多次凝聚的单一细长结构。
1993-10-14 astro-ph
Large-Scale Velocity Structures in the Horologium-Reticulum Supercluster
我们提出了547光学红移获得的星系在该地区的钟表-网状超星系团（HRS）使用6dF多光纤光谱仪在英国施密特望远镜在英澳天文台。HRS覆盖的天空面积超过12度x12度，中心约为RA = 03 h19 m，DEC =-50 deg 02 min。我们的6dF观测集中在HRS的簇间区域，从中我们描述了四个主要结果。首先，HRS的红移范围至少在17，000 ~ 22，500 km/s之间。其次，在这个红移范围内，HRS星系团间区域的星系密度估计为2.4，或del rho/ rho ~ 1.4。第三，我们发现了HRS中沿东南-西北（SE-NW）空间轴红移增加的系统性趋势，在12度区域内，HRS成员的平均红移从东南到西北增加了1500 km·s^-1以上。第四，HRS的红移是双峰的，高红移峰和低红移峰之间的距离约为2500 km s^-1（35 Mpc）。这一事实是特别明显的，如果上述空间红移趋势是拟合和删除。简而言之，HRS似乎由红移空间中的两个分量组成，每个分量沿着SE-NW轴表现出类似的系统性空间红移趋势。最后，我们比较了HRS和Shapley超星系团的结果，发现了相似的性质和大尺度特征。
2005-05-17 astro-ph
Radio observations of the Horologium-Reticulum Supercluster -I. A3158: Excess star-forming galaxies in a merging cluster?
我们提出的星系团A3158（z=0.0597），这是位于中央部分的时钟-网状超星系团（HRS）的1.4和2.5 GHz的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的观测。HRS中心部分的光谱数据表明，A3158在超星系团中处于一个动态的重要位置，它正在向HRS中心的双星系团系统A3125/A3128移动。在1.4GHz的频率下，在星系团周围35弧分半径范围内共观测到110个射电星系，其中30个在2.5GHz频率下也观测到，我们从ATCA光束全宽半功率区域内的88个源中选取源计数并计算了1.4GHz的射电光度函数（RLF）。根据Prandoni等人（2001年）的计算，将该区域的源计数与背景进行比较，发现有一些证据表明L（1.4）GHz < 2 x 10^22 W/Hz的星系过多。这一结果似乎表明了一个恒星形成的群体，并且与Owen et al.（2005）最近发现的合并星团A2125的结果相似。此外，我们还发现log P（1.4）= 22.5以下的早型星系（E和S 0）的射电光度函数低于复合星系团环境的射电光度函数（Ledlow & Owen，1996），但与Shapley超星系团中心星系团的早型射电光度函数相似（Venturi et al. 2000），后者被认为处于合并的后期阶段。这一结果意味着超星系团的核心是无线电发射，特别是来自活动星系核的无线电发射，在合并的后期阶段受到抑制的环境…
2008-07-29 astro-ph
Suppressed radio emission in supercluster galaxies: enhanced ram pressure in merging clusters?
本文分析了包含Shapley超星系团（SSC）的本征宇宙600 ° ~ 2区域中环境对星系1.4GHz连续射电辐射的影响。FLASH和6dFGS红移巡天中的Galerkin与NVSS射电源交叉识别，选择在体积和光度双重完整的子样本中。环境影响的研究通过一个平滑的密度场（归一化与随机目录具有相同的调查边缘和红移选择功能）和最近的集群（R/r200，其中r200是维里半径，其关系的孔径速度色散量化）的距离。在10 Mpc的Abell 3558星系团复合体中，位于SSC核心的高射电响度（R_K=L_radio/L_K）星系所占的比例是其他星系的一半。在SSC-CR中，R_K与大尺度环境的密度反相关，并与R/r200相关：SSC-CR中的中央最亮星系团（BCGs）的射电响度比其他地方的BCGs小10倍，SSC-CR中的射电响度被抑制的迹象也存在于BCGs之外，至少达到0.3 r200。在SSC-CR内部，这种相关性几乎与L_K与R/r200（K光度分离）的紧密相关性一样强。在SSC-CR BCGs中射电响度的抑制可以归因于星团-星团合并，它破坏了冷核，从而破坏了对活动星系核中心的气体供应。我们分析表明，SSC-CR集群内的非BCG星系的低射电响度不能解释直接的主要星系合并或快速的星系飞越碰撞，但通过增强冲压压力时，这些星系穿过2个合并的集群之间的冲击波阵面，后来受到更强的风从第二个集群的气…
2009-06-29 astro-ph
Extragalactic Large-Scale Structures behind the Southern Milky Way. - I. Redshifts Obtained at the SAAO in the Hydra/Antlia Extension
用南非天文台的1.9米望远镜对银河系中的星系进行了光谱观测。这些星系是从覆盖266<l<296 |b| <10 deg的深光学星系搜索中选出的。这是在Hydra和Antlia星系团的外延上，也是宇宙微波背景辐射偶极各向异性的近似方向。SAAO观测计划中的星系是绘制ZOA三维星系分布的三种补充方法之一，被选为高中心SB和均匀分布在搜索区域。这些星系的星等范围是14.5<B_J<17.5。对115个星系进行了良好的信噪比红移测定。一个光谱证实了PN，另一个天体（v= 57 km \s）很可能也是星系。其他25个光谱的信噪比较低或主要由叠加的前景星组成。我们确实发现了长蛇座/Antlia超星系团在ZOA中延续到b=-10的证据，使其成为更大的结构之一（超星系团？）在附近的宇宙。然而，在船帆座星系搜索中发现的显著的过密度（l~280，b~+6）并没有与2D分布的预期相反，与Hydra和Antlia超星系团（v~ 3000 km/s）混合。后者似乎集中在v~ 6000 km/s$。它是否与大吸引力有关还无法评估。在v ~ 16000 km/s附近有明显的红移过剩，对应于北半球邻近的致密Shapley（Alpha）区和南半球的Horologium超星系团。这可能表明，这两个超密度是一个单一的大质量结构的一部分，被银河系一分为二。
1994-11-22 astro-ph
The Bulk Motion of Flat Edge-On Galaxies Based on 2MASS Photometry
本文报道了应用2 MASS Tully-Fisher（TF）关系研究星系体流的结果。对1141个全天分布的平坦RFGC星系，我们构造了J，H，K_s的TF关系，发现Kron $J_{fe}$星等在TF图上的色散最小。对于971个V_{3K} < 18000 km/s的RFGC星系样本，我们发现了一个色散$σ_{TF}=0.42^m$和一个体流振幅V= 199 +/-61 km/s，指向l=301 degr +/-18 degr，b=-2 degr +/-15 degr。我们的低振幅相干流的测定是在很好的协议与一组最近的数据来自EFAR，PSCz，SCI/SCII样品。由此产生的二维平滑奇特的速度场跟踪星系分布的大尺度密度变化。大的正的特异速度区域位于大吸引子和Shapley浓度的方向。一个显着的负的特殊速度被认为是在Bootes的方向上，并在当地的空白的方向。在双鱼座-英仙座超星系团以及武仙座-后发座-北冕超星系团区域，观测到一个小的正的特殊速度（100 - 150 km/s）。
2003-05-25 astro-ph
The Heavy Element Enrichment of Lyman alpha Clouds in the Virgo Supercluster
利用3C 273的高信噪比STIS阶梯光谱（FWHM = 7 km/s），对室女星系团附近的两个Lya云的金属丰度进行了约束.我们检测C II，Si II和Si III吸收线在Lya吸收器在z = 0.00530。FUSE以前的观测已经揭示了在这个红移处的Ly β-Ly θ线，从而精确地限制了N（H I）。我们模拟了气体的电离，并得出[C/H]=-1.2 ^{+0.3}_{-0.2}，[Si/C]= 0.2 +/-0.1，log n_{H} =-2.8 +/-0.3。该模型意味着吸收体厚度很小，约为70 pc，热压力p/k约为40 cm ^{-3} K。最有可能的是，吸收体是由外部介质压力限制的，因为引力限制需要非常高的暗物质与重子物质的比例。基于银河系的视线中，碳和硅的丰度已被可靠地测量在同一星际云（包括本文提出的新的测量），我们认为，过剩的硅相对于C是不是由于尘埃耗尽。相反，这可能表明气体主要由II型超新星富集。这种浓缩最有可能是由一个未束缚的星系风提供的，因为在100 kpc的投影距离内没有星系，而存在能够在更大距离上驱动风的星系。我们还限制的金属性和物理条件的处女座吸收剂在z = 0.00337的基础上检测的O VI和H I和C IV的上限。如果该吸收体是碰撞电离的，则O VI/C IV极限要求T> 10 ^{5.3} K。无论是碰撞电离还是光电离，在z = 0.00337…
2002-08-23 astro-ph
Stellar Population Constraints on the Dark Matter Content and Origin of Ultra-Compact Dwarf Galaxies
我们分析中分辨率VLT火焰/长颈鹿光谱的超紧凑矮（UCD）星系的天炉座星系团。用PEGASE.HR模型对速度色散和恒星星族特性进行了全谱拟合。天体的金属丰度范围很大（-0.95至-0.23 dex），其中4个年龄超过8 Gyr。恒星质量和动力学质量的比较表明，UCD充其量只有很少的暗物质。对于UCD 3，Salpeter初始质量函数（IMF）导致恒星质量显著超过动力学质量，而对于Kroupa IMF，其值一致。虽然，这个对象可能有特殊的动力学或/和恒星星族，Kroupa IMF似乎更现实。我们发现，UCDs位于远高于早型星系的金属度光度关系。同样的行为也被一些大质量的银河系球状星团所证明，这些球状星团已知含有复合的恒星星族。我们的结果支持了两种UCD形成机制：（1）有核矮椭圆星系的潮汐剥离;（2）星系合并中潮汐超星系团的形成。我们还讨论了一些替代渠道的UCD形成绑定他们的球状星团。
2008-08-04 astro-ph
A spectroscopic survey of dwarf galaxies in the Coma Cluster: Stellar populations, environment and downsizing
利用MMT的高信噪比光谱研究了后发座星系团中89个暗（M*+2至M*+4）红星系的恒星星族。我们的样本是从两个1度的领域，一个集中在集群的核心和其他位于一定程度的集群中心的西南。作为比较样本，我们使用已发表的沙普利超星系团中红序列星系的高信噪比数据。我们使用最先进的恒星星族模型来推断每个星系的SSP等效年龄和金属丰度（Fe/H），以及轻元素Mg，Ca，C和N的丰度。后发座矮星的年龄跨度很大，从<2 Gyr to >10 Gyr开始，具有很强的环境依赖性。最古老的星系只在核心被发现，而大多数在西南外区域的星系年龄约为3 Gyr。这些星系的金属丰度范围为-1.0 < [Fe/H] < 0.0，并遵循与高质量星系相同的年龄-金属丰度-质量平面，但增加了内在散射。Mg/Fe丰度比平均略高于太阳，范围为-0.1 < [Mg/Fe] <+0.4。最高的镁增强只发现在集群的核心，而太阳能的比例占主导地位的郊区。根据假设的恒星形成历史（猝灭与爆发主导），后发座核心红色序列上的矮星系数量自z~0.4-0.7以来翻了一番。这些估计包括了通过对遥远星系团的直接研究发现的红序增长时间尺度。在西南区，红色序列仅在z~0.1-0.2处建立。我们的观测证实了之前的迹象，即在星团的这一部分中，最近出现了淬灭恒星的形成。我们的研究结果支持的图片中，大部分的集群被动矮人口产生的环境驱动的转变的…
2008-10-30 astro-ph
