The Environmental Dependencies of Star-formation and the Origin of the Bimodality in Galaxy Properties
我们通过比较巨星系和矮星系群体恒星形成的环境依赖性，研究了在星系的全球性质中观察到的双峰性的起源。利用斯隆数字巡天（SDSS）DR4光谱数据创建一个体积有限的样本完成M*+3，我们发现巨和矮星系的环境依赖性是相当不同的，这意味着它们的演化有根本的差异。而巨星系的恒星形成历史主要由它们的合并历史决定，导致被动进化的巨星系被发现在所有的环境中，我们表明，这是不是矮星系的情况。特别是，我们发现老的或被动的矮星系只在大质量晕（星系团、星系群或巨型星系）中作为卫星被发现，在密度最低的区域没有。这意味着矮星系中的恒星形成必须对合并的影响更具弹性，并且矮星系的演化主要是由其宿主晕的质量驱动的，通过窒息，冲压压力剥离或星系骚扰等效应。
2006-11-08 astro-ph
Galaxy bimodality versus stellar mass and environment
我们分析了斯隆数字巡天中z<0.1的星系样本，重点关注星系颜色双峰性随恒星质量和投影邻近密度Sigma的变化，以及星系恒星质量函数的测量。对于Sigma，在0.1- 10/Mpc ^2的范围内，特征质量随环境密度的增加而增加，从10^10.6 Msun增加到10^10.9 Msun（Kroupa IMF，H_0=70）。星系群体自然地分为红色和蓝色序列，其色质量和色浓度指数序列的轨迹不随环境而强烈变化。红色序列上星系的比例是在对数西格玛和对数质量（12 x 13箱）中确定的。红色部分fr在σ和质量上都是连续增加的，因此有一个统一的关系式：fr = F（σ，质量）。提出了两个简单的功能，提供良好的拟合数据。这些数据与基于Millennium N体模拟的半解析模型中的类似量进行了比较：Bower et al.（2006）和Croton et al.（2006）模型包含了活动星系核反馈。这两个模型都预测了红色部分对恒星质量和环境的强烈依赖性，这在定性上与观测结果相似。然而，定量比较表明，Bower等人的模型明显更匹配;这似乎是由于中央星系对反馈的不同处理。
2006-09-20 astro-ph
The VIMOS-VLT Deep Survey. Color bimodality and the mix of galaxy populations up to z~2
本文利用第一历元VIMOS-VLT深空巡天（VVDS）观测数据，讨论了z~2范围内的恒星形成星系和被动星系的混合，发现星系静止坐标系颜色分布在z<=1处服从双峰分布，并建立了这种双峰分布在z~2范围内也是成立的。然而，静止坐标系颜色分布的细节取决于红移和星系的光度：在我们数据的整个红移范围内，暗星系比亮星系更蓝，随着红移的增加，星系变得更蓝。这种蓝化趋势在一级近似下并不依赖于星系的光度。使用我们的光谱数据集，我们还可以根据恒星形成来分离星系，结合[OII]发射线的等效宽度和Dn（4000）断裂的强度进行估计。这个光谱分类与静止坐标系颜色的比较显示，大约35- 40%的红色天体是恒星形成星系。因此，我们的结论是，红色序列不能用来有效地隔离一个样本的纯粹被动演变的对象在宇宙学调查。我们还发现，颜色和光谱选择的早期型星系的颜色-星等关系具有显着相似的属性，与污染的恒星形成星系内的红色序列对象引入没有显着的偏移在休息帧的颜色。因此，红色天体的平均颜色并不是衡量早期型星系演化的一个非常敏感的指标。最后，我们利用多波段VVDS测光数据和SED拟合得到多色星系类型，它在分离VVDS样本中的被动非恒星形成星系方面比静止坐标系颜色的效率略高。
2007-01-19 astro-ph
Color bimodality: Implications for galaxy evolution
利用SDSS中的69726个星系样本研究了双峰色星等分布随环境的变化。用环境（Sigma_5）和光度（-23<M_r<-17）划分星系的总体，用双高斯函数模拟u-r色函数。这使得能够将CM分布解卷积为两个群体：红色和蓝色序列。随着环境密度的增加，变化可以分为两种效果：在红色分布的星系的比例大幅增加，和每个分布的CM关系中的一个小的色移。对于红色和蓝色分布，平均色移分别为0.05 ± 0.01和0.11 ± 0.02，在投影相邻密度的100倍上。红色部分在低光度星系中约为0%至70%，在高光度星系中约为50%至90%。这种差异也表现在光度函数随环境的变化上。我们证明了环境和亮度的影响是可以统一的。一个组合量Sigma_mod = Sigma_5/Mpc^{-2} + L_r/ L_{-20.2}预测了红星系的比例，这可能与转变事件的概率有关。我们的研究结果是一致的主要相互作用（合并和/或骚扰）导致星系从蓝色到红色的分布。我们讨论了这一点和其他影响星系的演化从早期的结果和模型的颜色函数上的缓慢转变的效果。
2004-12-01 astro-ph
Modelling the Galaxy Bimodality: Shutdown Above a Critical Halo Mass
我们重现了蓝色和红色序列中观察到的联合分布的颜色和大小的星系在低和高红移混合N体/半解析模拟星系形成。如Dekel & Birnboim（2006）所预测的那样，通过模拟冷流与激波加热耦合到活动星系核（AGN）反馈的影响，实现了模型和数据的匹配。在z=3的临界时期之后，只有低于临界冲击加热质量10^12 MSun的晕才能通过冷流获得气体供应并形成恒星，而在此质量以上，冷却和恒星形成突然停止。被冲击加热的气体之所以保持高温，是因为它被稀释，容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈的影响。关闭详细解释了亮端截断的蓝色序列在~L*，出现明亮的红色和死亡的星系的红色序列已经开始在z~2，颜色双峰，其强烈的依赖于环境密度和它的相关性与形态和其他星系的属性。在z~2-3之前，即使是在激波加热物质之上的晕也是通过冷气流穿透热气体而形成的。这解释了在z~3-4处的明亮恒星形成星系，在红序列上大质量星系的早期出现，在高红移处的高宇宙学恒星形成速率和随后的低红移速率。
2006-01-13 astro-ph
The bimodal spiral galaxy surface brightness distribution
我们已经评估了Tully和Verheijen（1997）双峰大熊座星系团螺旋星系近红外表面亮度分布的意义，重点是这种双峰是否只是一个小数字统计的人工制品。一个Kolmogorov-Smirnov风格的显著性检验表明，总的分布是由一个单峰分布，但他们的孤立星系子样本（在约80 kpc的投影距离内没有重要的邻居）是双峰在96%的水平。我们还研究了孤立星系表面亮度分布的假设，发现在构建这种分布时使用的（通常很大的）倾斜校正降低了双峰的意义。我们的结论是，大熊座星系团数据集是不足以建立一个双峰近红外表面亮度分布的存在：一个独立的样本约100个孤立的，低倾角星系需要建立双峰在99%的水平。
1999-08-13 astro-ph
The zCOSMOS redshift survey: the three-dimensional classification cube and bimodality in galaxy physical properties
目标。我们调查三个主要的光学星系观测（光谱特性，颜色和形态）之间的关系，利用COSMOS/zCOSMOS调查提供的数据集。本文的目的是定义一个简单的星系分类立方体，使用精心挑选的样本约1000个星系。方法.使用中分辨率光谱的第一个1 k zCOSMOS明亮的样品，光学光度学的斯巴鲁/COSMOS观测，和来自ACS成像的形态测量，我们分析了星系人口的属性到z~1。应用三个简单的分类方案（光谱，光度和形态），我们确定了两个主要的星系类型，这似乎是联系在一起的双峰星系人口。这三个参数分类构成了“分类立方体”的轴。结果一个非常好的协议之间存在的分类光谱数据（静止/恒星形成星系）和基于颜色（红/蓝星系）。第三个参数（形态）是不太好的相关性与前两个：事实上，一个很好的相关性之间的光谱分类和基于形态分析（早期/晚期型星系）的实现后，部分补充的形态分类与额外的颜色信息。最后，分析样本中所有星系的3D分布，我们发现大约85%的星系显示出完全一致的分类，要么是静止的，红色的，以膨胀为主的星系（~20%），要么是恒星形成的，蓝色的，以盘为主的星系（~65%）。这些结果意味着星系双峰性在形态、颜色和占优势的恒星星族方面都是一致的，至少在z~1范围内是这样。
2008-10-13 astro-ph
Color Bimodality in M87 Globular Clusters
本文分析了50轨道HST ACS对M87球状星团系统的观测。我们使用这个数据集的非凡深度来测试颜色和星等是否显示球状星团种群中质量-金属丰度关系的证据。我们只发现球状星团贫金属子群的颜色和星等之间的关系很弱或不存在。色星等关系的微弱或缺失是在从$M_V=-11$到$M_V=-6$的广泛光度范围内建立的，包括大部分的M87球状星团。我们在50个轨道上观测到的贫金属子群颜色的恒定性与单轨道ACS数据的建议形成对比，该数据表明M87和其他几个星系中的贫金属球状星团显示出“蓝色倾斜”。“在我们更深的数据中，贫金属亚群的质量-金属丰度关系的正式最佳拟合是$Z\propto M^{0.08\pm0.05}$。我们对这些数据的分析还显示，在富含金属的球状星团子种群中可能存在一个小的“红色倾斜”。虽然这些微小的倾斜可能是真实的，但它们也可能说明了即使在如此非常深入的数据中，质量-金属丰度关系也可以确定的极限。我们专门测试了广泛的系统效应，发现虽然小的倾斜不能被证实或拒绝，但数据对$|0.20|\pm0.05$的任何倾斜都有很强的上限。这个上限比一些早期的单轨道数据要小得多，并且强烈地限制了球状星团内的自富集。这种球状星团的质量-金属丰度关系也比星系的关系浅，这表明这两种类型的天体的形成机制是不同的。
2008-11-03 astro-ph
Bimodal Galaxies and Bimodality in Globular Cluster Systems
各种星系的性质在大范围的质量上并不连续，而是在3 x 10^{10} Mo的恒星质量上显示出显着的转变或“双峰性”。这些性质包括颜色、恒星星族、X射线发射和质光比。Dekel & Birnboim（2005）将这种行为解释为从热流动到冷流动的转变。在这里，我们探讨是否球状星团（GC）系统也揭示了双峰性质，关于这个临界质量尺度。球状星团探测宇宙早期的恒星形成，并在随后的星系合并和吸积中幸存下来。我们使用ACS室女星系团巡天（Peng et al 2005）的新数据，该数据提供了一个围绕100个室女座早期型星系的GC系统的均匀样本，覆盖了500个星系质量的范围。他们对GC颜色分布的分类被用来检验一个关键的量--每单位星系光度的GC数量。在临界质量以下，这个量（称为GC特定频率）的平均值和分布急剧增加。这种增加可能是由于低质量星系中恒星形成的调节，这反过来又是由于风和从热到冷的气体吸积流的转变造成的质量损失。我们还注意到，在临界质量以上，星系拥有两个GC亚群（蓝色和红色的平均颜色），但低于这个质量，星系揭示了越来越多的比例单一（蓝色）GC系统。
2005-11-10 astro-ph
The evolution of the near-IR galaxy Luminosity Function and colour bimodality up to z ~ 2 from the UKIDSS Ultra Deep Survey Early Data Release
我们提出了近红外星系光度函数的宇宙学演化的新结果，来自于对UKIDSS超深巡天（UDS）早期数据发布的0.6平方度范围内的22，000个K（AB）< 22.5星系的新样本的分析。我们的研究利用了新的UKIDSS WFCAM K和J波段成像，斯巴鲁/XMM-牛顿深度调查和斯皮策-SWIRE调查提供的UDS领域的多波长覆盖。这项新的调查提供了大面积和深度的独特组合，最大限度地减少了宇宙方差的复杂影响，并使我们能够首次以良好的统计精度追踪最亮源的演化到z~2。与以前的研究一致，我们发现近红外光度函数的特征光度在z=0和z~2之间增亮1个星等，而总密度减小了2倍。利用静止坐标系（U-B）色将样本分成红色和蓝色星系，我们证实了经典的亮度依赖色双峰在z<1。然而，发现颜色双峰的强度是红移的递减函数，并且似乎在z>1.5时消失。由于我们的样本量很大，我们能够研究红色和蓝色星系种群的不同宇宙学演化。结果表明，最亮的红星系（M_K < -23）的空间密度随红移近似保持不变，并且在红移z<1时，这些源在光度函数的亮端占主导地位。相反，蓝色星系群的特征光度变亮，空间密度略有下降，这使得它们在红移z>1的光度函数的亮端占主导地位。
2007-08-09 astro-ph
Observed Bimodality of the Einstein Crossing Times of Galactic Microlensing Events
分析了OGLE数据$^1$的爱因斯坦环穿越时间，$t_E$，微透镜事件向银河系隆起。分析表明，交叉时间是双峰的，表明两个人口的透镜可能是负责观察到的微透镜事件。由于在这个方向上的微透镜可能是由于主序星和白矮星的可能性，我们分析并表明，所观察到的双峰的$t_E$可以从两个人口的公认的密度分布。我们的Kolmogorov-Smirnov（KS）单样本检验表明，星系中所有恒星中约有$25% $的白矮星种群与所观测到的双峰态一致，KS显著性水平大于97%。
2008-05-15 astro-ph
Radio Bimodality: Spin, Accretion Mode, or Both?
一个新的方案，建议解释了大的多样性的活动星系核的射电性质和它们对星系形态的依赖。该方案是基于这样的假设，即超大质量黑洞的增长是由吸积只在类星体（高吸积率）阶段，否则-合并质量较小的黑洞。在此之后，黑洞在巨大的椭圆星系中的旋转速度预计要比在盘星系中快得多。在自旋范式的框架内，这解释了观测到的射电二分法与星系形态的关系。这种二分法的各种理论和观测方面进行了讨论。特别是，在高吸积率的喷射生产的不稳定性和抑制的问题得到解决，并起草了一个方案，生产强大的，扩展的无线电源。
2008-11-19 astro-ph
A Connection Between Bulge Properties and the Bimodality of Galaxies
星系的整体颜色最近被证明遵循双峰分布。星系云分为“红色序列”和“蓝色云”，前者的原型是早期星系，后者的典型物体是晚期盘状星系。中间型（Sa-Sbc）星系分布在这两个区域。有人认为，这种双峰性反映了盘核星系的双组分性质。然而，现在已经确定有两种类型的凸起：“经典凸起”是类似于（小）椭圆的动态热系统，“伪凸起”是动态冷的，扁平的，盘状结构，不可能通过剧烈松弛形成。因此，问题是，在两种凸起类型都存在的Sa-Sbc类型中，红蓝二分法是否以某个盘-凸起比$B/T$值分离星系，或者，它是否分离不同凸起类型的星系，而不管它们的$B/T$。我们确定经典的隆起和pseudocluges形态与HST图像在附近的星系样本。详细的表面光度测量结果表明：（1）红蓝二分性是球核类型的函数：在相同的$B/T$下，蓝星系有假球核，红星系有经典球核。(2)膨胀型还预测了星系在其他（双峰）全球结构参数中的位置。(3)因此，红-蓝二分法并不仅仅是因为星系的隆起日珥减少，星系的隆起类型对星系的演化历史具有重要意义。（节录）
2007-05-07 astro-ph
Accretion, feedback and galaxy bimodality: a comparison of the GalICS semi-analytic model and cosmological SPH simulations
我们比较的星系人口的SPH模拟的GalICS半解析模型和剥离版本没有超新星和活动星系核反馈的预测。SPH模拟和无反馈GalICS模型对星系的重子质量函数以及这些质量函数对环境和红移的依赖性做出了类似的预测。这两种方法也作出类似的预测星系的暗物质晕作为晕质量的函数和星系的气体吸积历史的内容。SPH和无反馈GalICS模型都预测了z=0时的双峰星系群。“红色”序列的气体贫乏，老星系主要由卫星系统组成，而与观测相反，大质量晕的中央星系位于“蓝色”恒星形成序列上，这是由于后期持续的热气吸积。此外，这两个模型都高估了观测到的重子质量函数，特别是在高质量端。在完整的GalICS模型中，超新星驱动的外流使低质量和中等质量星系的质量减少了大约两倍。活动星系核的反馈作用抑制了大质量晕中的气体冷却，使重子质量函数急剧截止，并将这些大质量晕的中心星系移向红色序列。我们的结果意味着SPH模拟和无反馈GalICS模型的观测失败是缺少输入物理而不是计算不准确的结果，卫星星系截断气体吸积自动产生红色序列的双峰星系分布，但要解释大部分质量星系的红色，需要一种类似活动星系核反馈的机制来抑制中心星系的吸积，在巨大的光环中。
2006-06-01 astro-ph
Bimodal Color Distribution in Hierarchical Galaxy Formation
我们如何观察到的双峰性的颜色分布的星系可以解释的框架中的层次聚类图片的合并历史和反馈/恒星形成过程中的祖先的本地星系的属性之间的相互作用。利用一个半解析的分层星系形成模型，计算了不同光度星系的颜色分布，并与观测结果进行了比较。我们的基准模型符合观测分布的基本性质，即：1）亮度大于M_r = -18的天体的分布明显是双峰的，红色天体的比例随亮度增加而增加：2）亮度大于M_r = -21的天体的颜色分布主要是红色天体，颜色u-r = 2.2-2.4; 3）红色星群分布的扩散小于蓝色星群; 4）在密度较大的环境中，红色星系的比例较大，即使对于低光度天体也是如此; 5）分布中的双峰性持续到z = 1.5。我们讨论了模型中不同物理过程在产生上述结果中的作用。
2005-06-16 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
Bimodal Infrared Colors of the M87 Globular Cluster System: Peaks in the Metallicity Distribution
许多星系的球状星团（GC）系统呈现出双峰的光学颜色分布。基于恒星演化模型和双峰的颜色和金属丰度的银河系GC，这被认为是反映了一个潜在的双峰金属丰度分布。然而，处于恒星演化许多不同阶段的恒星都对可见光有贡献。I-H颜色是金属丰度的更清晰的示踪剂，因为它主要对金属丰度敏感的巨型分支进行采样。因此，我们使用深HST-NICMOS H和WFPC 2光学观测，M87 GC的金属丰度分布研究。M87星团在I-H中呈双峰态，除了双峰金属丰度分布外，没有已知的物理解释。此外，由B-I和I-H颜色定义的两种模式由大致相同的两组物体组成，证实了光学颜色也主要追踪金属丰度。这是不一致的，最近的建议的基础上的一个模型的金属丰度影响的水平分支，双峰性来自一个潜在的单峰金属丰度分布，由于一个特定的颜色-金属丰度关系。我们还发现，由于红-蓝GC的比例下降，M87 GC的峰值颜色在大约75 kpc处没有明显的变化，正如这个模型所暗示的那样。类似地，没有证据表明具有大的蓝-红GC比的系统的双峰更蓝。我们的观察结果证实，双峰性的主要原因是集群系统中的一个潜在的双峰金属丰度分布，而不是特定的颜色金属丰度的关系定义的水平分支模型。
2007-03-19 astro-ph
The Long Faint Tail of the High-Redshift Galaxy Population
我们研究了z~2-5处的非常微弱的亚L * Lyman break星系的性质-迄今为止，这是一个在很大程度上被忽视但在数值和能量上非常重要的群体。我们发现LBG光度函数经历了光度依赖的演化：亮星系的数量保持不变，而暗星系的数量随着时间的推移而增长。总的紫外光密度随着宇宙时间的增加，至少从z~5开始，直到在z~2附近达到一个峰值或一个平台，这是由LF的“暗尾”中的sub-L* 星系控制的。利用宽带SED拟合，我们发现在z~2处SFR与星系恒星质量之间存在近似线性关系。一个典型的z~2的L* LBG显示恒星质量约为10^10M_sun，与低红移的双峰质量非常相似。这种相似性表明，在低z时造成星系双峰的机制可能也在z~2时起作用。
2006-12-05 astro-ph
Red Giants in the Halo of the S0 Galaxy NGC 3115: A Distance and a Bimodal Metallicity Distribution
利用哈勃空间望远镜，我们解析了S 0星系NGC 3115晕中的红巨星分支。我们测量恒星的星等和$(V-I)$颜色，直到红巨星分支尖端以下1.5等。从最亮的恒星，我们估计距离模数$(m-M)_0=30.21 \pm 0.30$，对应于距离$11.0 \pm 1.5$ Mpc。这与从行星状星云光度函数确定的值$(m-M)_0=30.17 \pm 0.13$非常一致。我们的研究结果排除了较短的距离模量$(m-M)_0=29.65$确定的表面亮度波动。$(V-I)$颜色的直方图显示出明显的双峰性，表明存在两个大小大致相等的不同晕圈群。一个具有[Fe/H] $\sim -0.7$，一个具有[Fe/H] $\sim -1.3$。这是第二星族晕被解析的最遥远的星系，也是第一次在任何早期类型星系的晕星中观察到颜色双峰。
1996-12-06 astro-ph
Globular Clusters as Tracers of Stellar Bimodality in Elliptical Galaxies: The Case of NGC 1399
球状星团系统（GCS）的星团积分颜色经常呈现双峰分布。这项工作探讨的论点，以支持相同的功能是共享的弥漫恒星星族的星系，他们是与。在NGC 1399的特殊情况下，结果表明，星系亮度剖面和颜色梯度以及球状星团累积特定频率的行为，与两个主要的恒星星族的存在是相容的，与所谓的“蓝色”和“红色”球状星团家族。这些球状星团家族的特征在于不同的固有频率（根据每个恒星星族定义）：红色球状星团的Sn=3.3 +/- 0.3，蓝色球状星团的Sn=14.3 +/- 2.5。我们强调，这一结果并不一定与最近的作品，指出（解决）晕星和球状星团的金属丰度分布之间的明显差异时，比较他们的数量统计相矛盾。推断出的特定频率意味着，就其相关的恒星星族而言，蓝色球状体的形成效率比红色球状体高出约6倍。蓝色球状体的空间分布与推断的暗物质的相似性，以及与NGC 1399相关的发射热气体的X射线的相似性。一个相对不显眼的低金属丰度人口的影响，共享的蓝色球状星团的属性，作为一个可能的来源的化学富集早期的星系的形成历史也简要讨论。
2004-11-02 astro-ph
Explaining the Color Distributions of Globular Cluster Systems in Elliptical Galaxies
大部分大椭圆星系中的球状星团的颜色是双峰的。这通常被认为是存在两个具有不同基因的集群亚群的证据。然而，在这里，我们发现，由于非线性性质的金属性颜色转换，一个同时代的一组古老的集群与单峰金属性传播可以表现出颜色双峰。星团颜色模型表明，水平分支恒星是经验非线性背后的主要驱动力。我们表明，该方案给出了简单和连贯的解释，所有的关键意见，并可以简化理论的椭圆星系形成。
2006-03-01 astro-ph
Angular Clustering with Photometric Redshifts in the Sloan Digital Sky Survey: Bimodality in the Clustering Properties of Galaxies
理解星系的聚集一直是现代观测宇宙学的目标。利用我们的光度红移技术，包含超过200万个星系的体积有限的样本构建的SDSS星系目录。在迄今为止最大的这样的分析中，我们研究了角聚类作为光度和光谱类型的函数。使用Limber方程，我们计算出完整数据集的聚类长度为r 0 =5.77+/-0.10 Mpc/h。我们发现，r 0增加与光度的一个因素为1.6的采样光度范围内，与以前的红移调查。我们还发现，无论是集群长度和关联函数的斜率依赖于星系的类型。特别是，通过分裂的星系在四个群体的休息框架类型，我们发现一个双峰行为，在他们的集群属性。光谱类型与椭圆星系相似的星系团的相关长度为6.59 +/- 0.17 Mpc/h，角度关联函数的斜率为0.96 +/- 0.05，而蓝色星系团的相关长度为4.51 +/- 0.19 Mpc/h，斜率为0.68 +/- 0.09。这两个中间颜色组的行为就像他们更极端的“兄弟”，而不是表现出一个渐进的过渡斜率。我们讨论这些相关性的背景下，目前的宇宙学模型的结构形成。
2003-05-30 astro-ph
Globular clusters and galaxy fomation
我们首先讨论了最近的进展，使用银河系球状星团（GC）系统作为一个“试验台"的综合光谱和恒星星族模型的属性。标准技术可能会在低金属丰度下产生虚假的高α元素比率。然后，我们讨论早期（z > 2）形成的证据，大多数GC在今天的星系。最近的GCs（和他们的宿主星系）的吸积作出了很小的贡献，但最近的合并形式很少，如果任何新的GCs在今天的椭圆星系。早期形成的金属贫GC和双峰看到GC的具体频率需要一个“截断”，这可能是由于再电离。
2006-05-08 astro-ph
Evolutionary SED diagnostics of starburst galaxies: signature of bimodality
我们构建了一个演化的光谱能量分布（SED）模型的星爆区域，从紫外到亚毫米波长。这个模型可以让我们得到恒星的形成率，光学厚度的尘埃和视有效半径的星爆区域在不同的波长，因此，本征表面亮度的星爆区域可以推导出来。利用这个SED模型，我们分析了16个紫外选择星暴星系和10个超亮红外星系。导出的恒星形成率和光学深度与发射线测量进行比较，发现是一致的。导出的视有效半径也与观测结果一致。从SED分析，我们发现一个双峰性质的恒星形成率与光学厚度和恒星分布的紧凑性。虽然温和的恒星爆发具有有限的内在表面亮度L（bol）x r_e^{-2} ~ 10^{12} Lsun kpc^{-2}，但强烈的恒星爆发往往更严重地被遮蔽，并集中在r_e ~ 0.3 kpc的特征尺度内。我们认为，温和的星爆可以触发的自引力盘不稳定性，反馈是有效的，在浅引力势。另一方面，强烈的星暴可以通过外部动力学扰动诱导，如星系合并，其中反馈是不太有效的，由于在中心星暴区域内的大气体浓度所获得的深引力势。
2003-02-07 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Science highlights
千年星系表（MGC）提供了一个结构数据库，包括从37.5平方英尺的星系中提取的10，095个清晰的星系。天空的10度区域，具有$B_{\tiny \sc mgc} < 20.0$ mag和96.1%的光谱完整性。这些数据正被用来研究一些不同的主题，包括：附近的星系合并率（通过密切对和不对称）;尘埃衰减;隆起和盘光度函数;光度大小关系;超大质量黑洞质量函数;星系双峰;高和低表面亮度星系的空间密度;蓝色球状体;和总$B$带光度函数。计划扩大MGC的面积（200平方米）。度）、深度（$K_{Vega}=16.5$ mag）、分辨率（0.5 $''$）和波长$(u-K)$正在进行中。
2007-01-16 astro-ph
Globular Cluster Metallicity Subpopulations in NGC 4472
双峰性是星系中球状星团颜色分布的一个共同特征。虽然银河系GC系统的金属丰度是双峰的，这一点在椭圆星系中还没有得到直接的证明。我们使用舔指数测量从文献中推导出47 GC在巨大的室女座椭圆星系NGC 4472的金属丰度。由此产生的分布显示了明显的证据，两个金属丰度亚群的GC。
2007-01-15 astro-ph
A2163: Merger events in the hottest Abell galaxy cluster I. Dynamical analysis from optical data
我们提出了一个详细的光学分析的星系团A2163的基础上，新的广角成像和中高分辨率（R~2000）光谱。虽然X射线观测显示，合并过程存在于这个集群中，合并的情况是复杂的，没有明确的定义。我们进行了补充的光学分析，旨在了解系统的动力学，增加合并的情况下的约束条件，并测试其对星系的属性的影响。我们提供了512个新天体的光谱目录，其中361个星系被确定为星系团成员。我们得出了平均红移和速度色散的估计：z= 0.2005 +/- 0.0003和1434 +/- 60 km/s，并进行了详细的动力学分析前所未有的精度。我们发现了多个合并事件的证据：i）星系密度分布中的强子集群，显示出一个主要的中心分量A2163-A，一个北向分量A2163-B，在光学和X射线中都可见，以及光学检测到的其他子结构，ii）A2163-A密度分布中的双峰性，气体和星系之间以及不同光度的星系之间的强分离，iii）沿特定轴向的低密度结构：主要是EW方向和NS方向，嵌入主要子结构，iv）速度分布的双峰性和沿集群的NE/SW轴的速度梯度（~1250 km/s）。A2163的质量非常大，Mvir = 3.8 +/- 0.4 10**15 Msol/h70。我们的分析支持这样一种情况，即A2163-A最近（t ~ 0.5 Gyr）沿NE/SW（或E-W）轴合并，A2163-B与主复合体相连，可能落在A2163-A上。（节略）
2007-12-17 astro-ph
The Peculiar Globular Cluster System of the S0 Galaxy NGC 7457
介绍了S 0星系NGC 7457中球状星团的HST测光和Keck谱学。GC的V-I色星等图缺乏大多数早期类型星系中存在的明显双峰性;可能有大量的中间色天体。在13个光谱观察到的GC中，有两个异常富含金属，并具有明亮的[O III]发射线。我们的结论是，一个可能拥有行星状星云，另一个可能是超新星遗迹。这种发射线天体在中等年龄的恒星星族中应该比在老恒星族中更常见。因此，我们建议，除了典型的老富金属和老贫金属GC亚群，可能有第三个亚群的中间年龄。这样一个亚星群可能在2-3 Gyr前形成，与支配星系中心恒星星族的恒星形成事件相同。
2008-04-28 astro-ph
The red and blue galaxy populations in the GOODS field: evidence for an excess of red dwarfs
我们研究的星系人口的演变z \sim 3作为其颜色属性的函数。特别是，光度函数和光度密度已被推导为红移的蓝/晚和红/早人口的函数。我们使用来自GOODS-MUSIC目录的数据，对于大多数样本，这些数据具有典型的震级限制z<26和Ks<23.5。大约8%的星系有光谱红移;其余的星系有很好的校准光度红移，来自14个波段（从U波段到斯皮策8 μm波段）的极宽的多波长覆盖范围。我们导出了一个完整的静止坐标系B带星系表，它根据静止坐标系U-V色（或导出的比恒星形成率，SSFR）性质分为两个子样本。我们确认了双峰的U-V颜色和SSFR的星系样本z \sim 3。该双峰用于计算蓝色/晚期和红色/早期子样本的LF。蓝/晚和总样品的LF很好地代表了陡峭的Schechter函数的光度随着红移的增加而变化。红色/早期人口的LF的体积密度随着红移的增加而减小。红/早期LF的形状显示出相对于平坦谢克特函数的外推，有过量的微弱红矮星，可以用两个谢克特函数的和来表示。我们的模型星系形成的层次聚类的情况下，其中还包括外部反馈，由于弥漫的紫外线背景，显示出一般广泛的协议与两个人口的LF，较大的差异是目前在暗端的红色人口。根据它们的恒星质量和空间分布，给出了关于红矮星种群性质的提示。
2007-10-19 astro-ph
The Dependence of Galaxy Colors on Luminosity and Environment at z~0.4
利用基于红序列星系团巡天的大光度红移星表，分析了星系的B-R_c色随光度和局部星系密度的变化。我们选取了两个星系样本，它们的星等极限为MRc <-18.5，红移范围分别为0.2<z< 0.4和0.4<z<0.6，每个样本包含10^5个星系。我们模拟了星系子样本的颜色分布，并推导出红色星系比例和红色和蓝色星系的峰值颜色作为星系光度和环境的函数。结合斯隆数字巡天的结果，分析了这些关系在z~0.5到z~0.05的红移范围内的演变。我们发现，有一个强大的演化明亮的蓝色星系的restframe峰值颜色，它们变得更红，减少红移，而暗淡的蓝色星系的颜色保持近似不变。这种效应支持了星系中恒星形成的“缩小规模”情景。虽然星系颜色分布对环境的一般依赖性很小，但我们发现红星系分数随时间的变化是局部星系密度的函数，这表明缩小效应可能在不同星系密度的区域中以不同的时间尺度起作用。
2005-07-31 astro-ph
Ages of galaxy bulges and disks from optical and near-infrared colors
我们比较光学和近红外颜色的磁盘和凸起的直径有限的样品倾斜，明亮，附近，早期型螺旋。沿着楔形孔径在15度的长轴和短轴上的一侧的星系对面的尘埃带的颜色配置文件被用来指定名义颜色的内盘（在2尺度长度）和隆起（~ 0.5 r_eff），分别。我们估计，尘埃变红的影响和两个组件之间的颜色的串扰是可以忽略不计的。我们发现色差（凸起-圆盘）非常小：Delta（U-R）=0.126 +/- 0.165，Delta（R-K）=0.078 +/- 0.165。Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's的蓝度比Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's蓝度小三倍。星系之间的颜色变化要比每个星系的盘和球之间的颜色差异大得多。也许，潜在的盘和凸起的旧种群比种群范式引导我们相信的要相似得多。假设金属丰度相同，隐含的年龄差异小于30%。
1996-02-20 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Color and Luminosity Dependence of Galaxy Clustering at z~1
本文介绍了在DEEP 2星系红移巡天中对z~1处星系团的颜色和光度依赖性的测量结果。在颜色和亮度两个区间中使用体积有限的子样本，我们发现：1）聚类对颜色的依赖性比对亮度的依赖性强得多，并且在z~1处与局部发现的颜色一样强。我们发现没有依赖的集群振幅的颜色星系的红色序列，但显着的依赖颜色的星系内的蓝色云。2)对于L/L*~0.7-2范围内的星系，所有星系的大尺度光度依赖性都比红星系和蓝星系的大尺度光度依赖性强。对于蓝星系，小尺度成团振幅与光度有显著的相关性，当rp <0.5Mpc/h时，较亮的样本团振幅有较大的上升。3)红星系表现出更强的小尺度红移空间畸变（“上帝的手指”），红星系和蓝星系由于相干的坍缩，在xi（r_p，pi）上都表现出大尺度的畸变。4)虽然聚类长度r_0随星系颜色（在窄区间内）平滑增加，但其幂律指数gamma从蓝色云到红色序列呈现急剧跳跃。中间颜色的“绿色”星系群可能包括从蓝色星云向红色序列移动的过渡星系;在大尺度上，绿色星系和红色星系一样聚集，但显示出类似于蓝色星系群的下落运动学和小尺度相关斜率。5)我们将我们的结果与应用于Millenium Run模拟的半解析星系形成模型进行比较。数据和模型之间的差异表明，在模型中，卫星星系中的恒星形成被关闭得太有效了。
2007-09-11 astro-ph
A Halo Model of Galaxy Colors and Clustering in the SDSS
成功的晕模型描述的光度依赖的集群区分中央星系晕和所有其他（卫星）。包括颜色，我们提供了一个处方的颜色-星等关系的中心和卫星取决于晕质量。这是由两个假设得出的：（i）在固定光度下颜色分布的双峰性与晕质量无关，（ii）红色序列中卫星星系的比例随着光度的增加而增加。我们发现，这两个假设允许一个建立一个模型，星系团如何依赖于颜色没有任何额外的自由参数比那些需要模型的星系团的光度依赖。然后，我们表明，由此产生的模型是在很好的协议与SDSS中的颜色的分布和聚类，无论是通过比较预测的关联函数的红色和蓝色星系与测量，并通过比较预测的色标关联函数与测量的。标记关联函数是识别和量化星系属性与其环境之间的相关性的强大工具：我们的研究结果表明，晕质量与环境之间的相关性是星系颜色与环境之间的相关性的主要驱动因素;与晕“装配偏差”相关的其他相关性相对较小。我们的方法明确地展示了如何构建包括光度{ \em和}颜色的模拟目录-从而为例如，寻找星系团的算法。我们的处方是将整个光谱能量分布纳入晕模型方法的第一步。
2008-09-30 astro-ph
On the Origin of [OII] Emission in Red Sequence and Post-starburst Galaxies
我们利用SDSS DR 4的光谱研究了具有红色静止坐标系颜色的星系的发射线性质。在超过一半的红色星系中检测到发射线。我们专注于两个通常用作恒星形成率指标的发射线之间的关系：Ha 6563和[OII] 3727。在完整的SDSS样本中，[OII]/Ha比率存在强烈的双峰性，其与静止帧颜色中的双峰性密切对应。几乎所有的线发射的红色星系都具有各种类型AGN的典型线比率-最常见的是LINER，一小部分过渡物体，更罕见的是Seyfers。只有约6%的红色星系显示出恒星形成线比率。[OII]-Ha等效宽度平面中的直线将LINER类星系与其他类别分开。没有可探测到的发射线的静止星系和LINER类星系结合在一起，在颜色-星等-浓度空间中形成一个单一的、紧密的红色序列。[OII]LINER和AGN类星系的EW可以和恒星形成星系一样大。因此，除非排除具有活动星系核/LINER型谱线比率的天体，否则[OII]辐射不能直接用作恒星形成率的代表。缺乏[OII]发射通常被用来表明缺乏恒星形成时，后星爆星系在高红移选择。然而，我们的研究结果意味着，这些样本已经削减活动星系核的属性以及恒星的形成，因此可能会提供严重不完整的星爆后星系集。此外，在SDSS中识别出的星暴后星系需要最小的哈EW一般表现出弱，但非零的线发射与典型的AGN的比率，其中很少有剩余的恒星形成。这表明大多数后恒星暴增可能拥有AGN/LINER。
2006-06-11 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Bulge/Disc Decomposition of 10095 Nearby Galaxies
我们模拟了千年星系目录（MGC）中10095个星系的光分布，为本地宇宙中具有代表性的大型星系样本提供了可供参考的结构目录。使用了三种不同的模型：（1）整个星系的单一Sersic函数，（2）使用de Vaucouleurs（R^{1/4}）凸起加指数盘的凸起-盘分解模型，（3）使用Sersic（R^{1/n}）凸起加指数盘的凸起-盘分解模型。对700个星系的重复观测表明，对于半光半径相当于或大于半高视半宽的天体成分，可以获得稳定的测量结果。我们表明，通过仔细的质量控制，可以获得强大的测量大样本，如MGC。我们使用的目录表明，星系的颜色双峰是由于星系的两个组件的性质（即凸起和光盘），而不是两个不同的星系人口。我们的结论是，了解星系演化需要在所有红移的巨星系人口的常规膨胀盘分解。
2006-05-29 astro-ph
The overdensities of galaxy environments as a function of luminosity and color
我们研究了斯隆数字巡天中星系的平均环境作为静止帧光度和颜色的函数。本文估计了SDSS光谱样品中以$125,000$星系为中心的$8 h^{-1} \mathrm{Mpc}$和$1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$球体中星系数的超密度。我们发现，在恒定的颜色，过密度是独立的光度与蓝色的螺旋星系。这表明，在固定的恒星形成历史中，螺旋星系的质量是环境的一个非常弱的函数。对于早期类型的红色星系来说，过密确实取决于光度;低光度和高光度的红色星系都被发现位于高度过密的区域。
2002-12-04 astro-ph
Assessing the galaxy population out to z ~ 2 using the Hubble Deep Field South
在这项工作中，我们使用哈勃深场南（HDF-S）版本2的图像，以评估星系人口的z ~ 2。我们用两种光谱能量分布的模板拟合方法来获得光度红移和分类天体。贝叶斯光度红移给出了更好的结果相比，54光谱红移在文献中。静止帧颜色分布的分析示出了到z ~ 1.4的双峰性。我们在B-V = 0.29处将样本分为蓝色和红色群体。在低红移（0.2<z<0.6）时，约60%的星系B-V > 0.29，而在高红移时，约60%的星系B-V < 0.29。虽然数量很少，但在z ~ 2处可以看到一群早期星系（或被严重遮蔽的低红移星系）。
2004-07-07 astro-ph
Central and Satellite Colors in Galaxy Groups: A Comparison of the Halo Model and SDSS Group Catalogs
目前的解析和半解析暗物质晕模型区分了晕中的中心星系和晕子结构中的卫星星系。使用最近的晕模型描述的星系团的颜色依赖性（Skibba & Sheth 2008），我们调查的颜色的中心和卫星星系的模型预测，并比较它们的两个星系群星表构建的斯隆数字巡天（杨等2007年，Berlind等2006年a）。在该模型中，星系颜色的环境依赖性由晕质量的环境依赖性决定，预测的色标相关性与SDSS测量结果一致。该模型假设卫星倾向于遵循一个颜色-星等序列，在明亮的光度下接近红色序列;该模型的成功表明，明亮的卫星倾向于“红色和死亡”，而较暗的卫星的恒星形成正在被熄灭。在模型和SDSS星表中，我们发现在固定的光度或恒星质量下，中心星系往往比卫星星系更蓝。相比之下，在固定的星系团丰富度或晕质量下，中央星系往往比卫星星系更红，星系的颜色随着质量的增加而变得更红。我们还比较了中央和卫星星系的颜色分布，作为光度的函数和丰富度的函数，在模型和两组目录。除了暗星系和小星系团外，模型和两个星系团星表都符合得很好。
2008-10-17 astro-ph
Galaxy evolution by color-log(n) type since redshift unity in the Hubble Ultra Deep Field
我们探索使用的颜色log（n）平面（其中n是全球Sersic指数）作为一种工具，细分高红移星系人口的物理动机的方式。使用一系列的体积有限的样品在哈勃超深场（UDF）的z=1.5，我们确认的颜色对数（n）平面位置和视觉形态观察本地和其他高红移研究中的颜色和/或结构域之间的相关性。通过与千年星系目录中的低红移样本进行比较，我们通过颜色对数（n）类型量化了进化，分别考虑了每个样本的特定选择和测量偏差。具体来说，我们测量的B波段表面亮度的减少1.57 +/- 0.22 mag/sq.arcsec和1.65 +/- 0.22 mag/sq.arcsec的“蓝色，弥漫”和“红色，紧凑”星系分别在红移单位和现在的一天。
2008-11-06 astro-ph
Globular Cluster Systems I: V-I Color Distributions
我们已经从HST WFPC 2档案中汇编了50个星系的球状星团系统的数据，其中43个是S 0或更早的类型。在本文中，我们提出的数据集，并推导出V-I颜色分布。我们推导出的颜色分布的前四个时刻，以及他们的非单峰性的措施。每个星系中的球状星团数量从18个（NGC 2778）到781个（NGC 5846）不等。对于那些具有超过100个簇的系统，十六个中的七个（44%）显示出显著的双峰性。总的来说，我们的样本中大约有一半的系统显示出双峰颜色分布的迹象。一般来说，暗星系的分布是一致的单峰，而那些较亮的星系不是。通过比较早型星系V-I分布的矩与不同星系性质的关系，发现场星系与团星系的相关性存在如下差异：对于团环境中的星系，球状星团分布的峰值V-I颜色与中心速度色散相关，从而与Mg 2指数和总光度相关;场星系不存在这种相关性。团星系和场星系之间的这种差异可能反映了它们的球状星团系统的不同形成情景。在对这种相关性的解释中，我们认为要么是一个更大的年龄分布在现场人口或星系团星系总是受到显着吸积的可能性，而一些场星系可以主机纯“原位”形成的人口。
1999-06-30 astro-ph
The asymmetric relations among galaxy color, structure, and environment
以颜色和H-alpha等效宽度为恒星形成历史指标，以浓度和中心表面亮度为形态指标，以团心距为环境指标，研究了星系恒星形成历史和星系形态对环境的依赖关系.集群中心距离的优点在于，它可以在大的动态范围内以非常高的精度测量。我们发现以下形态和恒星形成历史参数之间的不对称性：恒星形成历史参数直接关系到clustocentric距离，而形态参数只涉及clustocentric距离间接通过它们与恒星形成历史的关系。这种不对称性对环境在塑造星系特性中所扮演的角色有着重要的影响，它对星系形成的理论模型有着很强的约束。目前的半分析模型没有再现这种效果。
2006-11-15 astro-ph
Modeling Galaxy Clustering by Color
我们扩展了质量晕形式主义的分析产生的功率谱，以允许不同的星系子种群中观察到的聚类行为。虽然适用于其他分离，我们集中我们的方法在一个简单的分离休息帧的颜色成“红色”和“蓝色”的子群体通过修改的<N（M）>关系和晕分布函数为每个子群体。这种分离是在当前几代模拟和星系调查的能力范围内，这表明当前和未来模拟可能存在强大的观测约束。在预期中，我们证明了所得到的功率谱的模型参数的选择的敏感性。
2001-12-14 astro-ph
The Distribution of High Redshift Galaxy Colors: Line of Sight Variations in Neutral Hydrogen Absorption
通过蒙特卡罗模拟，我们模拟了中性氢（HI）引起的视线不透明度变化在1.75<z<5范围内观测到的U-B，B-V，V-I星系颜色的分布。我们还包括HI内部的源星系。即使没有内部HI吸收，模拟颜色分布与Madau（1995）和Madau等人（1996）的解析近似值的比较也揭示了系统性的不同平均颜色和散射。差异的出现部分是因为我们使用了更真实的列密度和多普勒参数分布。然而，应用平均值和标准差不透明度也存在数学问题，这种应用会产生非物理结果。这些问题是纠正使用我们的蒙特卡罗方法。在给定的红移下，星系内部的HI吸收一般会减少观测到的颜色的散射，但对于感兴趣的红移，这种减少只发生在使用最蓝带通的颜色中。小于10^17 cm ^2的内部柱密度不会影响观测到的颜色，而大于10^18 cm ^2的内部柱密度会产生高红移星系颜色的有限分布。作为我们的分析的一个应用，我们考虑样本完整性作为红移的函数，对于一个单一的光谱能量分布（SED）给定的多色选择边界的哈勃深场提出的Madau等人（1996）。我们认为，从颜色选择的样本中估计z>3星系光度函数的唯一正确方法是测量红移和内禀SED类型的（观测）分布，然后考虑每个SED和红移的颜色变化。一个类似的论点适用于颜色选择，高红移类星体的光度函数的估计。
1999-01-15 astro-ph
Quantitative morphology and color gradients of E+A galaxies in distant galaxy clusters
对z=0.4-0.5的四个星系团的星系群进行了窄带多重滤光光度测量，获得了73个E+A星系的样本。其中34个国家有HST图像（WFPC 2）。我们已经确定了表面亮度分布，并通过指数或r^1/4定律拟合，根据星系的球盘比对星系进行了分类。我们发现，这些星系中的大多数是盘系统判断，从指数性质的档案。我们还导出了Cl 0016 +16中10个E+A星系的颜色梯度，以研究星暴的空间分布，并区分其起源的物理机制。颜色梯度表明，大多数的E+A星系在Cl 0016 +16显示很少的空间变化的V-I颜色（restframe U-V）。因此，我们对遥远的E+A星系的大而均匀的样本证实了这样一种说法，即它们增强的恒星形成是一种星系范围的现象。
1997-01-20 astro-ph
Radial B-V/V-K color gradients, extinction-free Q_BVK combined color indices, and the history of star formation in the Cartwheel ring galaxy
本文模拟并分析了车轮环星系中观测到的B-V/V-K径向色梯度。随着颜色-颜色图，我们使用Q_BVK组合的颜色指数，这最大限度地减少了所观察到的B-V和V-K颜色的不确定性所引入的尘埃消光。为了模拟车轮星系的光学和近红外颜色特性，我们假设入侵者星系在车轮盘中产生一个膨胀的环形密度波，这反过来又根据施密特定律触发了沿着波的周长的大质量恒星形成。我们用星族合成方法计算了膨胀密度波中形成的恒星星族的颜色性质。颜色模型的结果表明，碰撞前的车轮是一个晚型螺旋，嵌入在一个广泛的气体盘的亚临界表面密度。旧星盘的性质是晚型弗里曼星盘的典型特征，其中心表面亮度在V波段，标度长度分别为21.0 mag arcsec^-2和2 kpc。碰撞前气体盘的金属丰度梯度从外部区域的z=z_sun/5到中心区域的z=z_sun。目前，恒星形成波已经通过了碰撞前的旧恒星盘的初始范围，目前正在以16千秒差距半径的主要气体，低金属含量盘中移动。无论是在膨胀的密度波中形成的年轻恒星星族，还是它们与碰撞前的老恒星星族的混合物，都不能再现车轮核+内环的B-V和V-K颜色。我们发现，额外的10万年前的恒星形成爆发的核区域，随着1.3等的视觉消光，可能是负责车轮的核的特殊颜色。
2001-11-13 astro-ph
Morphological Classification of the OSU Bright Spiral Galaxy Survey
为了量化螺旋星系中条形的分布，我们分析了俄亥俄州立大学明亮螺旋星系巡天的113个H波段和89个B波段星系图像。在每个波段获得了测量哈勃序列上条形形状和位置的参数。在棒形分布中发现了双峰性的证据，这意味着棒星系和非棒星系不仅仅是单一分布的极值，而且这两种状态之间的任何演化都必须发生在快速的时间尺度上。在H-波段测量的客观酒吧的形状被认为是更密切相关的视觉分类比B-波段酒吧的强度，因为B-波段的图像是有点妥协的局部恒星形成，特别是在后来的类型系统。发现镓在红外线中更集中。晚型星系在光学波段比红外波段表现出更大的不对称性，这可能是由于局部的恒星形成，但平均而言，两个波段的棒强度是相同的。
2002-07-22 astro-ph
The Galaxy Correlation Function in the CNOC2 Redshift Survey: Dependence on Color, Luminosity and Redshift
我们研究如何从hocC 2场星系红移巡天星系的空间关联函数取决于星系的颜色，光度和红移。在0.04 Mpc/h < r_p < 10 Mpc/h的同向投影分离范围内，对于0.12 < z < 0.51和经演化补偿的Rc绝对星等M <-20的物体的体积有限样本，确定了投影关联函数w_p。我们的样本由2937个星系被归类为早期或晚期类型的对象根据其光谱能量分布（SED），确定从UBVRcIc测光。为了简单起见，星系的SED是独立的红移分类：我们的分类方案，因此不考虑星系的颜色演变。
2001-06-14 astro-ph
M31 Globular Clusters: Colors and Metallicities
本文给出了一个新的M31球状星团的光度和光谱数据表。该目录包括新的光学和近红外测光的435个集群和集群候选人的很大一部分。我们使用这些数据来确定单个星系团的变红和固有颜色，并发现银河系和M31的消光规律没有显着差异。有显着的（高达0.2等的V-K）之间的集群的固有颜色和简单的恒星星族的颜色预测人口合成模型的偏移，我们认为，这些是由于系统误差的模型。M31团簇的金属丰度和金属丰度敏感色的分布呈双峰型，峰值分别位于[Fe/H]-1.4和-0.6。在椭圆星系的球状星团系统中，V-I的分布往往是双峰的，但在M31和星系团系统中，V-I对金属丰度的敏感性不足以显示双峰性。两个M31金属丰度组的径向分布和运动学意味着它们类似于银河系的“晕”和“盘/球”星系团系统。M31中的球状星团有一个小的径向金属丰度梯度，表明在GCS形成过程中发生了一些耗散。M31 GC的光度与金属丰度之间缺乏相关性，表明自富集在GC形成中并不重要。
1999-11-09 astro-ph
Tracing out the northern stream of the Sagittarius dwarf galaxy with color- magnitude diagram techniques
标准宇宙学预测，矮星系是宇宙中最早形成的星系，其中许多星系后来合并形成更大的星系，如银河系。这一过程会在外晕中留下潮汐碎片或潮汐流等痕迹。我们在这里报告的检测两个新的潮汐碎片的北流人马座矮星系，基于宽视场，深色星等图的分析。这些探测提供了强有力的观测证据，证明人马座的剥离碎片从其中心延伸到60度，这表明这个星系的流完全包裹了银河系，几乎是极轨道。我们的负面探测也表明流是狭窄的，支持一个接近球形的银河系暗物质晕势。
2001-10-31 astro-ph
The Holmberg effect of Main galaxy pairs of the SDSS Data Release 4 (SDSS4)
我们研究了SDSS数据发布4（SDSS 4）中主星系对的Holmberg效应。发现除i-z颜色外，主星系对两个分量的颜色指数明显具有较大的相关系数。进一步的分析还表明，星系的Holmberg效应不仅取决于色指数，而且还取决于星系对两个分量的形态类型。
2006-05-12 astro-ph
The Extraordinary `Superthin' Spiral Galaxy UGC7321. I. Disk Color Gradients and Global Properties from Multiwavelength Observations
我们目前的B-和R-波段成像和测光，H-α窄带成像，近红外H-波段成像，HI 21厘米光谱附近的Sd螺旋星系UGC 7321。UGC 7321是一个非常薄的恒星盘，没有凸起部分。该星系有一个非常分散的，低表面亮度的盘，尽管它的边缘几何形状，似乎很少遭受内部消光。UGC 7321圆盘在径向和垂直方向上都显示出显著的B-R颜色梯度。这些颜色梯度不能仅仅用尘埃来解释，而是表明恒星年龄和/或金属丰度的混合变化是星系平面以上半径和高度的函数。UGC 7321盘的外部区域太蓝，不能单独用低金属丰度（B-R<0.6）来解释，必须是相对年轻的。然而，该星系也包含B-R>1.1的恒星星族，表明它不是一个年轻或新近形成的星系。UGC 7321的圆盘不是简单的指数型，而是在小半径处表现出光过剩，以及明显的表面亮度区。UGC 7321的性质意味着它在动力学和恒星形成意义上都是一个欠进化的星系。（节录）
1999-09-08 astro-ph
An Internal Second Parameter Problem in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文给出了V=22的玉夫座矮星系的BV测光。这些数据提供了一个双峰的证据，在雕塑家的金属丰度分布的基础上的不连续性的光度水平分支（HB）的恒星和存在两个不同的红巨星分支（RGB）颠簸。一个关于玉夫座演化恒星的一致图像是由以下两种情况给出的：（1）贫金属的[Fe/H] ~ -2.3，只有蓝色的HB，对应于玉夫座RGB的蓝色侧和更明亮的RGB凸起，（2）需要较少的贫金属的[Fe/H] ~ -1.5来解释较不明亮的红色HB，RGB的红色侧，和第二个亮度较低的RGB凸起。HB种群的最佳拟合与增强的氧丰度，[O/Fe] ~+0.5。在全球HB和RGB形态的雕塑家的变化可以解释这两个人口的径向分布的差异。这两个群体的存在表明，玉夫座矮星系有一个内部的第二参数问题。
1999-05-18 astro-ph
J- and Ks-band Galaxy Counts and Color Distributions in the AKARI North Ecliptic Pole Field
利用美国基特峰国家天文台（KPNO）2.1米望远镜上的FLAMINGOS多目标成像近红外光栅观测光谱仪（FLAMINGOS），给出了AKARI北极（NEP）深视场中覆盖750平方角分的J-和KS-波段星系数和星系颜色。在织女星星等系统中，最深区域的信噪比为3的极限星等在J波段为21.85，在KS波段为20.15。AKARI NEP场中的J-和KS-波段星系计数与文献中的其他结果基本一致，但是我们发现在J~19.5和18.0 < Ks < 19.5的星等范围内星系数计数斜率有变化的迹象。我们将该特征解释为在这些幅度处的主导群体的变化，因为我们还发现在这些幅度处的B-Ks颜色分布的相关变化，其中幅度范围18.5 < Ks < 19.5中的蓝色样本的数量显著大于Ks < 17.5的数量。
2007-02-09 astro-ph
