Interacting clusters and their environment
超星系团的中心区域是研究星系团合并现象的理想场所：事实上，正如宇宙学模拟所预测的那样，吸积活动得到了增强。在本文中，我回顾了沙普利浓度的案例研究，旨在了解主要合并对集群内的介质和星系人口的参与集群的影响。
2004-04-30 astro-ph
Morphology of Clusters and Superclusters in N-body simulations of Cosmological Gravitational Clustering
本文分析了在幂律初始谱P（k）\propto k^n，n =-3，-2，-1，0的引力成团控制N体模拟中过密区（团和超团）的形状。在渗流过渡的密度值以上的不同的（孤立的）集群峰值的数量，我们用这个“自然阈值”来研究集群和超集群的形状和多重性功能。我们发现，随着模拟的发展，两者的一致性和煎饼的程度增加，前者明显大于后者在几乎所有的时代，我们认为所有的光谱。我们的研究结果还表明，非常大质量的集群/超集群内的高密度区域很可能是显着的椭圆形或煎饼/带状相比，这些对象内的密度较低的区域。我们做了一个详细的研究，目前提出的两个基于“形状统计”，分别由BELTON和Starkman（BS）和罗和Vishniac（LV），并发现LV和BS有一定的内置的限制：LV是偏向于扁圆结构，并倾向于过分强调这一属性;无论是BS还是LV正确地描述形状的强烈弯曲或拓扑非平凡的对象。例如，一个薄的螺旋环面和一个丝带都被BS和LV描述为煎饼！相比之下，Shapefinders，一个新的形状诊断不是从密度的时刻，但从Minskowski泛函，不受这些限制，似乎忠实地再现简单和拓扑复杂的对象的形状。
1998-05-21 astro-ph
Discovery of Extreme Examples of Superclustering in Aquarius
我们报告发现两个高度延伸的细丝和一个极高密度的结内的宝瓶座地区。超星系团候选者是通过Abell和ACO星表的渗滤分析选择的，并且只包括最富的星系团（R >= 1）。被检查的区域是一个10 x45度的条带，现在在星系团红移测量中完成了87%，mag_10 = 18.3。在所有，我们报告737星系红移在46个集群领域。其中一个超星系团被称为宝瓶座，由14个阿贝尔/ACO星系团组成，长度为110 h ^-1 Mpc，距离视线仅7度。在宝瓶座暗条的近端，另一个超星系团被称为宝瓶座-鲸鱼座，在垂直于视线的方向上延伸了75 h ^-1 Mpc。在将椭圆拟合到宝瓶座和宝瓶座-鲸鱼座之后，我们发现宝瓶座和宝瓶座-鲸鱼座的轴比（长轴与中轴）分别为4.3和3.0。我们将椭球拟合到Abell/ACO测量的z簇样本中的所有N>=5簇。轴比>=3.0（~20%）的细丝的出现频率与随机和随机成团团的蒙特卡罗模拟中“超团”中发现的频率几乎相同，但是，丰富的Abell/ACO团并没有特别的双折射倾向。宝瓶座的灯丝在Z ~0.11处也包含一个由6个簇组成的“结”，其中5个簇足够接近，代表了150的明显超密度<n>。在较低的红移下，还有另外三个R >= 1的星团密度增强类似于这个结：北冕、Shapely浓度和显微镜座的另一组7个星团。所有这四个致密的超星系团都出现在脱离哈勃流的点附近，其中一些可能正在坍缩，但几…
1999-06-25 astro-ph
Characterizing Barred Galaxies in the Abell 901/902 Supercluster
在密集的星系团中，早期的高密度以及物理过程，如冲压压力剥离和潮汐相互作用变得重要，并可能对酒吧及其宿主磁盘的演变产生直接影响。为了研究作为环境函数的棒和盘，我们正在使用Abell 901/902超星系团（z~0.165）的STAGES ACS HST调查，以及早期基于SDSS和俄亥俄州立大学明亮螺旋星系调查（OSUBSGS）的实地研究。我们探讨了传统的方法来表征酒吧分数的局限性，特别是突出的不确定性，在星系团环境中的磁盘星系的选择。我们提出了另一种方法来探索酒吧的比例，并调查酒吧作为宿主星系的颜色，Sersic指数，恒星质量，恒星形成率（SFR），特定的SFR和形态的函数的属性。
2008-02-26 astro-ph
Morphological Transformations of Galaxies in the A901/02 Supercluster from STAGES
作为STAGES巡天的一部分，我们基于HST ACS F606 W，COMBO-17，Spitzer 24 um，XMM-Newton X射线和引力透镜图，对Abell 901/902超星系团中z~0.165的星系进行了研究。我们的特点与强大的外部触发的形态扭曲和正常的相对不受干扰的星系，使用视觉分类和定量CAS参数。我们比较正常和扭曲的星系在其频率，分布在集群内，恒星形成的属性，并与暗物质（DM）或表面质量密度，和集群内介质（ICM）密度的关系。我们重新审视的形态密度关系，假设一个更高的分数的早期类型的星系在稠密的环境中，通过单独考虑星系与低膨胀盘（B/D）比和低气体含量，因为这两个参数可能不相关的集群。我们在这里报告我们的初步分析。
2008-02-26 astro-ph
Chandra Observations of the Cl1604 Supercluster at z=0.9: Evidence for an Overdensity of Active Galactic Nuclei
我们提出的结果，钱德拉观测的Cl 1604超星系团在z~0.9。该系统是在红移接近1的情况下绘制的最大结构，包含至少八个光谱确认的星系团和星系群。使用两个50 ksec的ACIS-I点，我们研究的X射线点源人口和系统中的单个集群的漫发射。我们发现在硬带（2-10 keV）中检测到的点源相对于Chandra观察到的空白场中发现的源的数量多2.5σ。在软带（0.5-2 keV）中没有观察到这种过量。硬带源密度是空白场的1.47倍，与先前报道的过密度振幅和星系团红移之间的相关性一致。使用极大似然技术，我们已经匹配了112的161个检测到的X射线点源的光学对应物，并发现15个源，是与超星系团。所有15个源的静止框架光度与活动星系核（AGN）的发射一致。我们发现，超星系团活动星系核在很大程度上避免了系统的密集区，而是分布在大规模星系团的外围或较贫穷的星系团和星系群内。我们还探测到了系统中八个星系团中的两个，即星系团Cl 1604 +4304和Cl 1604 +4314的漫发射。这两个系统的辐射热光度分别为1.43x10^44和8.20x10^43 h70^-2 erg s^-1，气体温度分别为3.50（+1.82-1.08）和1.64（+0.65-0.45）keV。使用更新的速度色散，我们比较这些系统的属性集群标度关系，其次是其他X射线和光学选择的星系团在高红移。
2008-04-11 astro-ph
Star formation in galaxies along the Pisces-Cetus Supercluster filaments
我们调查的变化，目前的恒星形成的星系作为一个函数的距离沿三个超星系团灯丝，每个加入对丰富的集群，在双鱼座鲸鱼座超星系团，这是2dFGRS的一部分。我们发现，尽管恒星形成的速率和恒星形成星系的比例都在稳步下降，但当我们接近星系团的核心时，在3-4/h_（70）Mpc的狭窄距离范围内，恒星形成的活动却在增加，这个距离是星系团维里半径的1.5-2倍。这一恒星形成高峰完全是由矮星系（-20<M_B<-17.5）引起的。峰值的位置似乎并不依赖于最近的星系团的速度分散，这削弱了所涉及的星系团的引力效应的重要性。我们发现，这种增强的恒星形成发生在同一个地方的星系属于这些细丝内的群体，而其他地方的2dFGRS组成员不显示这种效果。我们的结论是，这种增强的恒星形成最有可能的机制是星系-星系骚扰，在拥挤的星系团在细丝的末端，这会导致星系中恒星形成的爆发，在他们被剥夺了他们的气体在更密集的核心集群的密集的下落区域。星系团核心的绞杀效应，以及沿着暗条的坠落区的过量恒星形成，在矮星系中更为明显，因为它们比巨星系更容易受到绞杀和骚扰的影响。
2006-12-13 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
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
Obscured star formation in intermediate-density environments: A Spitzer study of the Abell 901/902 supercluster
我们探讨了在A901/902超星系团在z=0.165的环境的函数的模糊恒星形成的量，结合从A901和CDFS领域，与HST成像的阶段和GEMS调查的一部分领域的样本。我们结合COMBO-17近紫外/光学SED和Spitzer 24 μ m光度测量，估算了Mstar>10^{10}Msun的星系中未遮蔽和遮蔽恒星的形成。我们发现，在密集的环境中，大质量星系中的恒星形成活动受到抑制，与以前的研究一致。然而，近40%的恒星形成星系在中等和高密度下具有红色光学颜色。这些红色系统不是恒星爆发;它们每单位恒星质量的恒星形成率类似于或低于蓝色恒星形成星系。超过一半的红色恒星形成星系具有低的红外-紫外光度比，相对较高的Sersic指数，并且它们在所有密度下都同样丰富。它们可能会逐渐熄灭恒星的形成，可能但不一定是在气体去除环境过程的影响下。其他>40%的红色恒星形成星系具有高的红外-紫外光度比，表明高尘埃遮蔽。它们具有相对较高的恒星形成率，并且在中等密度下更丰富。我们的研究结果表明，虽然有一个整体的恒星形成的星系部分密度的抑制，少量的恒星形成幸存的集群环境在很大程度上是模糊的，这表明环境的相互作用触发一个阶段的模糊恒星形成，完全淬火之前。
2008-12-18 astro-ph
Dark matter at viscous-gravitational Schwarz scales: theory and observations
最小自引力凝聚尺度的Jeans准则被扩展到包括在Schwarz尺度下非声学密度核上凝聚的可能性，其中结构形成开始于大爆炸后约10，000年的原超星系团质量的等离子体时代，在300，000年时减少到星系质量。然后，等离子体宇宙变成相对无粘性的气体，并凝聚成10^23-26 kg的“原始雾粒子”（PFP）质量。根据这一理论，重子暗物质应该主要是非聚集的PFP，它们存在于星系晕中。Schild（1996）从类星体Q 0957 +561的微透镜现象中提出，“流氓行星”很可能是透镜星系“缺失的质量”。由弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成的非重子暗物质应该在大粘性Schwarz尺度下缓慢凝聚，形成星系超星系团晕，以及Tyson和Fischer（1995）在富星系团Abel 1689中观察到的大质量星系团晕。
1999-04-21 astro-ph
Antibiasing: High Mass-to-Light Ratios in Dense Clusters
对本超星系团速度场的模拟得出的结论是，大多数星系的质光比与少数特殊地方的质光比之间必然存在实质性差异。具体来说，M/L=1000表示完整的室女星系团，而M/L=150则适用于大多数环境。有人认为，一个较高的M/L值的特点是E/S 0结，星系密度高，崩溃的时间尺度短的地区。在比星系大的区域中，坍缩只发生在宇宙年龄的量级上，在这种环境中，螺旋和不规则粒子占主导地位，其特征是M/L很低。总的来说，宇宙的平均密度远低于闭合。在相对罕见的E/S 0结中，总质量可能与螺旋和不规则天体占主导地位的环境中的总质量相当。
1998-10-20 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
Disturbed isolated galaxies: indicators of a dark galaxy population?
我们报告的结果，我们的搜索非常孤立的星系之间的干扰（相互作用）的对象。对来自KIG的1050个北方孤立星系和500个附近的、位于本超星系团中的非常孤立的星系的检查分别产生了5个和4个强烈扰动的星系。我们认为，“暗”星系的存在解释了观察到的相互作用的迹象。这一假设导致宇宙中暗星系的丰度（具有亮星系的典型质量）小于可见星系总数的1/20。
2006-02-13 astro-ph
XMM-Newton observation of the interacting cluster Abell 3528
我们分析了XMM数据集的相互作用星系团阿贝尔3528位于西部的核心沙普利超星系团，在附近的宇宙中最大的质量浓度。A3528是由两个相互作用的团簇（北A3528-N和南A3528-S）形成的，在红移0.053处，两个团簇之间的距离为0.9 $h_{70}^{-1}$ Mpc。XMM数据将这些团簇描述为弛豫结构，在A3528-N和A3528-S中的总温度分别为$4.14 \pm 0.09$和$4.29 \pm 0.07$ keV，核心冷却器为1.4- 1.5倍，在内部30弧秒内具有超太阳金属丰度。这些团块由X射线软桥状发射连接，并呈现不对称的表面亮度，在A3528-N的西北区域和A3528-S的东北区域显著过量。然而，无论是在表面亮度还是在温度图上，我们都没有观察到任何激波加热气体的证据。考虑到A3528-N周围的可见光分布更加集中，使得A3528-S几乎无法检测到，我们没有找到最初建议的迎面合并前场景的支持，并得出结论，A3528处于离轴合并后阶段，其中最近的核心相遇发生在大约1- 2 Gyrs之前。
2003-07-18 astro-ph
Mapping the Cosmic Web with the Sloan Digital Sky Survey
宽角度、中等深度的红移巡天，如斯隆数字巡天（SDSS）的一部分，可以研究星系大尺度分布的结构元素之间的关系--包括星系群、星系团、超星系团和空洞--以及星系形成和演化对这些环境的依赖性。我们提出了一个进展报告的映射工作与SDSS和讨论最近构建的星系团，空洞，和空洞星系的目录，和420 Mpc/h的超星系团或``长城的证据。“对SDSS的多波段测光和中等分辨率光谱的分析揭示了星系恒星形成历史的环境依赖性，其密度超过100倍，从星系团一直到空洞的内部深处。平均而言，在稀薄的空洞环境中的星系表现出更蓝的颜色，更高的特定恒星形成率，更低的尘埃含量，以及比密度更高的区域中的物体更像盘状的形态。这种趋势持续存在于具有相似光度和形态的低密度与高密度区域中的样品的比较中，因此这种依赖性不仅仅是形态-密度关系的延伸。星系晕质量函数和星系际介质温度的大尺度调制可以解释星系演化对大尺度环境的依赖。
2004-08-31 astro-ph
Head-Tail Galaxies: Beacons of High-Density Regions in Clusters
使用无线电数据在1.4 GHz的ATCA，我们确定了五个头-尾（HT）星系的中心区域的钟表-网状超星系团（HRS）。在HRS中测定了HT星系的物理参数和子结构，以探讨环境与射电性质之间的关系。通过对A3125/A3128周围2度× 2度区域的582个光谱测量数据进行密度增强，我们发现所有5个HT星系都位于密度极高（>100个星系/Mpc ^[3]）的区域。事实上，HT星系周围的环境在统计上比非HT星系周围的环境和星系团中的致密环境更致密。此外，HT星系被发现在增强的X射线发射的区域，我们表明，增强的密度继续出子结构群的10名成员。我们建议，这是高密度，允许冲压压力弯曲HT星系，而不是以前提出的机制，依赖于异常高的特殊速度。
2008-10-27 astro-ph
On the Formation of Cool, Non-Flowing Cores in Galaxy Clusters via Hierarchical Mergers
我们提出了一个新的模型，在丰富的星系团冷核心的创建在LambdaCDM宇宙学框架内使用的结果，从高空间动态范围，自适应网格水/N体模拟。有人提出，冷气体的核心首先在子星系团中形成，这些子星系团合并，创造出丰富的星系团与冷，中央X射线过剩。丰富的冷星团不具备“冷却流”，由于存在的整体速度在集群内介质超过1000公里/秒所产生的持续吸积气体从超星系团灯丝。这个新模型有几个有吸引力的特点，包括在冷核心内存在大量的核心子结构，它预测了冷子弹，冷锋和冷灯丝的出现，所有这些都是最近用X射线卫星观察到的。这种分层的形成模型也是一致的观察，在阿贝尔集群冷核心优先发生在密集的超集群环境。另一方面，我们的模拟在几乎所有的数值集群中过度产生冷核心，中心密度很高，物理核心温度通常低于1 keV（与最近的观测结果相反）。我们将讨论额外的初步模拟，以“软化”涉及恒星形成和超新星反馈的冷核心。
2003-09-30 astro-ph
Studies of galaxies in voids. I. HI observations of Blue Compact Galaxies
在这里，我们提出的研究结果的性质的星系位于非常低的密度环境。在第二次Byurakan（SBS）巡天和Case巡天中观测到26个径向速度V < 11000 km/s的空区中的蓝色致密星系（BCGs），其中2个位于室女星系团后方的空区中，另外11个位于致密环境中。HI通量和轮廓宽度，以及总HI质量的估计，提出了27个检测到的星系（其中6个是在三个星系对，并没有解决的射电望远镜光束）。利用氢-蓝光度比M（HI）/L_B对空BCGs与中密度区的类似天体进行了初步比较--在一般场和本超星系团（SBS区中BCGs的子样本）以及在室女星系团的稠密环境中（BCD样本）。我们发现，在相同的蓝色光度下，当M_B >-18.0时，低密度环境中的BCGs平均具有更多的HI。BCGs的M（HI）/L_B与L^（β）成正比的斜率（β）显示出随着亮星系密度的减小而变陡的趋势，在这里考虑的致密环境中非常接近于零，而在空洞环境中达到（β）= -0.4。
2002-05-23 astro-ph
The Equation of State for Cold and Dense Strongly Interacting Matter
我们讨论了最近的结果，冷和密集的强相互作用物质的状态方程。我们考虑极高密度的极端情况下，弱耦合的方法可能在原则上给出合理的结果，和极低的密度，我们使用的框架重子手征微扰理论。我们还推测的手征过渡的性质，并提出可能的天体物理意义。
2003-11-24 astro-ph hep-ph nucl-th
XMM-Newton and Chandra Observations of Abell 2626: Interacting Radio Jets and Cooling Core with Jet Precession?
我们提出了一个详细的分析的XMM牛顿和钱德拉观测阿贝尔2626的X射线和无线电的相互作用。在射电小晕（~70 kpc）区域内，存在可能由中央射电源和冷却核产生的子结构。我们发现，有没有明显的相关性之间的无线电酒吧和X射线图像。Abell 2626的形态比在其他冷核心星团中看到的标准X射线射电泡更复杂。因此，Abell 2626对冷却流-射电源相互作用的模型提出了挑战。我们确定了两个软X射线（0.3- 2keV）峰与两个中央cD核，其中之一有一个相关的硬X射线（2- 10 keV）点源。我们认为，这两个对称的射电棒可以用两个旋进喷流从活动星系核中喷出来解释。在中心区域之外，我们发现两个扩展的X射线源的西南和东北的集群中心，这显然是与合并子集群。主Abell 2626星系团和这两个子星系团沿着英仙座-飞马座超星系团的方向延伸，我们认为Abell 2626优先从这个大尺度结构细丝中吸积子星系团和群。我们还发现了一个与星系团S 0星系IC 5337相关的扩展X射线源;这个源的形态表明它是从西边坠落的，而不是像以前建议的那样与西南子星系团相关。
2008-03-12 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 Structure in the Local Universe: The 2MASS Galaxy Catalog
使用两个地面望远镜，两微米全天巡天（2 MASS）扫描了两个赤道半球，探测了5亿多颗恒星，并在近红外（1 - 2.2微米）波段解析了150多万个星系。扩展源“星系”星表（XSC）体现了测光和天体测量的全天一致性，揭示了局部宇宙中的大尺度结构，并将我们的视野扩展到银河系的尘埃遮蔽的“回避区”。XSC代表了一个独特的“正常”星系的无偏样本，对星系的基本、主导、恒星质量成分特别敏感。XSC的基本属性，包括光度灵敏度，源计数，和空间分布在这里。我们说明了空间聚类特性，从相互作用的星系群和集群，最后到最大的“宇宙网”的超星系团跨越天空。
2004-05-04 astro-ph
Morphology-dependent trends of galaxy age with environment in Abell 901/902 seen with COMBO-17
我们调查的Abell 901/2超星系团的不同形态的星系年龄和环境之间的相关性。使用COMBO-17数据，我们定义了一个样本的530个星系，完成在$M_V -5\log h<-18$上的面积为$3.5\times 3.5$（Mpc/ $h$）$^2$。我们探讨了几个年龄指标，包括颜色-震级关系（CMR）的校正残差。其结果是，我们发现一个明确的趋势，年龄与密度的星系的所有形态，包括一个球状体组件，在这个意义上说，星系在密集的环境是老年人。这种趋势在Scd/Irr星系中没有看到，因为它们都有年轻的年龄。然而，其他类型的趋势在较暗的星系中更强。虽然我们也看到了预期的年龄-形态关系，但我们没有发现固定年龄的形态-密度关系的证据。
2006-11-30 astro-ph
Bimodal Coherence in Dense Self-Interacting Neutrino Gases
当中微子-反中微子非对称性存在时，得到了描述中微子振荡的非线性方程组的解析解。如果中微子的化学势不为零，那么这样的系统就会出现在早期宇宙中。方程的解导致由两种模式支配的新型相干行为。这些双峰解提供了对早期宇宙中稠密中微子气体和中微子振荡的新见解，从而使人们能够用非零化学势来观察中微子的味道行为。
1996-04-19 astro-ph hep-ph hep-th
Globular Clusters in Dense Clusters of Galaxies
利用Keck II望远镜的深成像数据研究了6个富Abell星团核心的球状星团（GC）布居。样品包括A754、A1644、A2124、A2147、A2151和A2152，并且跨越红移范围z = 0.035-0.066。星系团的形态也从螺旋丰富，不规则的系统集中在早期类型的星系丰富的cD集群。测量了球状星团6个中心场中9个星系的比频SN和光度函数色散。六个最亮星系团的S_N测量值均高于巨椭圆星系的典型值，与已知的S_N-密度相关性一致。分析的三个非BCGs也具有升高的S_N值，证实中心位置是主要因素。这些场的每单位质量GC数与早期样品中发现的一致，进一步证明GC数与质量成比例，S_N变化是由于晕光不足，即，S_N反映了质光比。讨论建立在早期的建议，GC（富金属和贫金属）周围的中央星系团星系组装在早期，恒星形成过早地停止在中央星系团崩溃的时代。这与最近BCG/团簇形成的模拟一致。随后通过星系团动力学演化增加的发光物质可以导致S_N减小，我们可能会看到这一点的第一个证据。最后，GC光度函数的测量被用来约束的相对距离的三个集群，使武仙座超星系团。
1999-06-23 astro-ph
