The morphological segregation of galaxies in clusters. III. The distant cluster Cl0939+4713 (Abell 851)
利用哈勃空间望远镜拍摄的照片对遥远星系团Cl 0939 +4713（Abell 851）（z=0.4）进行了等照度线分析。给出了星系的形态类型估计。对这些类型的性质进行了严格的比较，结果表明，在目前的统计误差或系统误差范围内，Cl 0939 +4713中的早型星系与后发座中的早型星系在椭圆率剖面、近紫外到近红外色-星等关系的斜率、平均表面亮度和光度函数在restframe摄影J波段，均匀的颜色（周围的颜色-星等关系）。此外，椭圆星系和椭圆星系的平均表面亮度分别是均匀的，并且在两个星系团中具有相似的相对平均表面亮度。螺旋是过剩的Cl 0939 +4713相对于后发座，但比以前估计的两倍少，更类似于现场螺旋比集群螺旋。我们认为，在光度特性的差异，在两个集群的螺旋产生的集群气体密度分布的差异，最终使恒星形成的螺旋停止在后发座，但不是在Cl 0939 +4713。形态类型沿一个特殊的方向分离，该方向与星团外部X射线等照度线长轴的位置角相一致，就像后发座和英仙座一样。
1996-12-03 astro-ph
The Stellar Populations in spiral disks.III. Constraining their evolutionary histories
我们研究的化学演化模型的唯一性的老问题，通过分析一组多相模型的星系NGC 4303计算各种合理的物理输入参数。我们的目的是确定输入参数时，星云丰度和恒星光谱指数径向分布可能会受到强烈的约束。我们对NGC 4303运行了大量的模型（500个），改变了输入参数。不到4%的模型（19）在95%的概率范围内拟合当今的观测数据。当我们还要求模型再现由光谱指数表示的时间平均丰度时，模型的数量减少到约1%（6）。因此，通过证明，只有一小部分的模型是有利于在再现目前的径向丰度分布和光谱指数的数据同时，我们表明，这些光谱指数提供了强大的时间依赖性的额外限制可能的恒星形成和化学历史的螺旋盘。
2002-03-22 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
Near-infrared luminosity function and colours of dwarf galaxies in the Coma Cluster
本文介绍了后发座星系团中低光度星系的K波段观测结果，它们是最近发现的光学光度函数在M_R ~-16处急剧上升的原因。主要结果是：（1）这些星系的光学$-$近红外色表明它们是矮椭球体。（ii）后发座星系团暗端的K波段光度函数不受限制，因为背景的场-场变化引起的不确定性。然而，在估计的大误差范围内，它与R波段光度函数一致，移动了$\sim3$量级。(iii)在B-K vs. B-R色图中，许多矮星系团位于背景星系稀少的区域，而本地矮球状星系也位于该区域。这表明，一个更好的测量的K-波段集群光度函数可以作出，如果场到场的变化的背景可以作为一个函数的颜色进行测量。(iv)如果我们假设在我们的星系团场中，在（iii）中给出的B-K与B-R平面区域中没有一个星系是背景星系，并且所有具有$15.5 < K < 18.5$的星系团星系都位于这个平面区域中，那么我们测量α = -1.41 +/- 0.35（-19.3 < M_K <-16.3），其中α是光度函数的对数斜率。
1997-08-25 astro-ph
Detection of Intracluster Planetary Nebulae in the Coma Cluster
[OIII]后发座星系团中16个行星状星云候选者的λ 5007 AA发射线是用斯巴鲁望远镜上的FOCAS多狭缝成像光谱（MSIS）技术探测到的。将这些微弱的发射源识别为PNe的支持是：（i）它们在空间和波长上的点状通量分布，对连续通量有严格的限制;（ii）在唯一一个速度足够高的物体中识别出第二条[OIII] λ 4959线，该线也落入滤波器带通;（iii）在100 Mpc距离上，发射线通量与PNe一致，在2.8 x 10^{-19}-1.7 x 10^{-18} erg/s/cm ^2的范围内;（iv）一个狭窄的速度分布，大约集中在后发座星系团的系统速度上。通过与我们观测到的星系速度的比较，我们得出结论：这些候选星系中的绝大多数都是在后发座星系团核心中自由漂浮的团内PNe星系。它们的速度色散约为760 km/s，其平均速度低于星系。速度分布表明，星团内的恒星星族有不同的动态后发座星系团核心的星系。
2005-01-28 astro-ph
A new comprehensive set of elemental abundances in DLAs III. Star formation histories
我们获得了11个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）在z_DLA=1.7-2.5范围内的元素丰度。在本系列的第一篇论文中，我们证明了三个DLA星系，我们可以从它们的内在丰度模式与化学演化模型的详细比较中得出它们的恒星形成历史和年龄。在本文中，我们确定了另外六个DLA星系的恒星形成性质。衍生的结果证实，没有一个单一的恒星形成的历史解释了DLAs的丰度模式的多样性。我们证明，各种恒星形成的历史再现DLA丰度模式是典型的本地不规则，矮星暴和静止的螺旋星系。独立的恒星形成的历史，DLAs有一个共同的特点是弱恒星形成的星系，高恒星形成效率的模型被排除在外。所有导出的单位面积DLA恒星形成率都是中等或较低的，其值在-3.2 < log SFR < -1.1 M_sol yr^{-1} kpc^{-2}之间。DLA丰度模式需要一个大的年龄跨度从20万年到3 Gyr。在我们的样本中，最古老的DLA在z_DLA=1.864处被观测到，年龄估计超过3 Gyr;这很好地表明星系在z_f>10时已经形成。但是，大多数DLA显示的年龄比观测时宇宙的年龄年轻得多。年轻的星系似乎在z>2的高红移宇宙中聚集，这表明大多数高红移星系的形成红移相对较低（z~3）。DLA恒星形成的属性进行了比较，与其他高红移星系的深成像调查，目的是获得一个全球性的高红移物体的图片。
2007-05-11 astro-ph
Morphological classification and structural parameters for early-type galaxies in the Coma cluster
我们提出的等照度线形状分析后发座星系团的三个样本的结果。定量形态，连同结构和光度参数，给出了每个星系。特别强调的是早期星系的详细分类。这三个样本是：i）97个亮度超过m $_B$ = 17.00的早期星系样本，它们位于后发座星系团中心1度以内;这些星系是用CCD相机观测的，大多数分辨率都很好; ii）107个星系的星等完整样本，所有形态类型的星系都在m $_B$ = 17.00以下，落在直径为50弧分的圆形区域内，稍微偏离星系团中心的西北方向;这个和下一个样本的图像来自数字化的照相底片; iii）一个完整的比较样本，包含26个所有形态类型的星系，低至m $_R$ = 16.05（或m $_B$ $\simeq$ 17.5），也在50弧分直径的区域内，但中心位于星系团中心以西2.6度。我们的星系的形态分类和结构参数的可靠性，到所采用的星等限制，进行评估，通过比较这些星系的结果，我们有不同的仪器和/或看到的条件下拍摄的图像，并通过比较我们的结果与类似的数据从其他观察者。
1995-10-19 astro-ph
Simulating cosmic rays in clusters of galaxies - III. Non-thermal scaling relations and comparison to observations
在射电同步加速器、硬X射线逆康普顿和高能伽马射线系统中，星系团的互补视图对于将它们校准为高精度宇宙学探测器至关重要。我们提出了预测集群质量和这些非热观测之间的标度关系。为此，我们使用高分辨率的模拟样本的星系团跨越近两个数量级的质量范围，并遵循自洽的宇宙射线物理的辐射流体动力学。用法拉第旋转测量（RM）校准我们模型的磁场，我们的相对论电子布居的同步辐射与观测到的巨型射电晕和迷你晕的射电同步辐射光度和形态相匹配。使用ROSAT观测到的最亮的X射线团的完整样本，结合我们的伽马射线标度关系，我们预测GLAST将检测到大约10个团，允许爱丁顿偏差，由于在标度关系中的散射。最明亮的伽马射线星团是蛇夫座、天炉座、后发座、A3627、英仙座和半人马座。我们提供了一个绝对的低通量限制的伽玛射线发射的后发座的强子模型，可以更严格的磁场值来自RM值匹配GLAST灵敏度，从而提供了一个独特的测试可能的强子起源的射电晕。我们预测的硬X射线发射，由于逆康普顿发射的冲击加速和强子产生的相对论性电子，低于后发座和英仙座的检测到的50倍。这对逆康普顿解释提出了质疑，并加强了法拉第RM值和同步加速器和逆康普顿发射相结合获得的磁场估计的已知差异。[删节]
2008-02-06 astro-ph
High-Redshift Gamma-Ray Bursts from Population III Progenitors
从z > 7的红移中探测到伽马射线暴（GRB）将为宇宙恒星形成的最早时期打开一扇新的窗口。我们构建单独的恒星形成的历史，在高红移正常（流行I和II）的恒星，并占主导地位的大质量（流行III）的恒星。基于这些不同的历史，我们预测了{ \it Swift}任务将观测到的GRB红移分布。无论Pop III祖细胞是否能够触发GRB，我们发现{ \it Swift}探测到的所有爆发中有10%的一部分将起源于z > 5。这一基线贡献是由于波普I/II型恒星的形成，它必须延伸到比典型星系更早富含重元素的稀有大质量星系的高红移。此外，我们认为可能的贡献的Pop III祖细胞的可观察到的伽玛射线暴率。Pop III星是长持续时间伽玛暴的可行祖先，伽玛暴是由双星机制触发的，只要它们可以通过质量转移到近距离双星中的伴星而失去外壳。我们发现，可能性的流行III二进制文件，以满足所需的条件，由Bullsar机制可以显着提高相对于流行I/II二进制文件。如果Pop III双星很常见，{ \it Swift}将是第一个探测红移z > 7的Pop III恒星形成的天文台。
2006-01-10 astro-ph
An ultraviolet-selected galaxy redshift survey - III: Multicolour imaging and non-uniform star formation histories
我们利用Milliard等人的球载FOCA仪器，在2000 A的紫外波段对一个完整的低红移（0<z<0.4）星系样本进行了全景u'和光学地基成像观测。我们利用这些新数据进一步研究了该样品的恒星星族和恒星形成性质。结合我们早期的光谱调查，这些新的数据使我们能够比较恒星形成的措施，来自孔径校正的哈线通量，紫外线（2000 A）和u '（3600 A）连续通量的星系的星系。正如我们早期的研究所预期的那样，我们发现尘埃校正的恒星形成诊断之间存在广泛的相关性，尽管分散度大于观测误差，但与根据简单恒星形成历史（SFH）模型预期的趋势存在显著偏移。不同的金属丰度和/或初始质量函数似乎无法解释所观察到的差异。我们进一步研究恒星形成的性质，通过模拟观测到的光谱和光度特性的星系在我们的调查。近一半的星系调查拥有的功能，似乎与简单的常数或平稳下降的SFH不兼容，而有利于不规则或随时间变化的SFH。我们演示了如何这可以调和我们的大部分意见，并确定经验修正计算固有的恒星形成率的措施的基础上UV（或u '）的观测。我们讨论了更广泛的影响，我们的发现，一个显着的部分恒星形成星系有复杂的SFH，特别是在最近确定的宇宙SFH的背景下。
2003-10-14 astro-ph
Probing the History of Cluster Assembly by Intracluster Planetary Nebulae
我们描述的结果和我们的计划，以寻找在室女座星系团和后发座星系团内的行星状星云（ICPNe）的现状。对于室女星系团，ICPNe候选者被窄带成像与宽带成像相结合检测到。使用两个窄带滤波器的H $α$和[O III]线调整的集群红移使我们能够检测安全ICPNe候选人。探测到的ICPNe的动力学证实了室女星系团处于高度非弛豫状态。为了在比室女星系团远5倍多的后发座星系团中探测ICPNe，我们设计了一种多狭缝成像光谱技术，并在该星系团中首次成功探测到35个安全的ICPNe候选者。我们已经发现了一个暗示，昏迷集群目前正在进行子集群合并。
2008-04-10 astro-ph
Stellar populations of early-type galaxies in different environments III. Line-strength gradients
我们目前的线强度梯度的22个光谱指数测量的样本中的82个早型星系在不同的环境中，包括高密度核心的后发座星系团，室女星系团，穷人集团，和场星系。我们推导出年龄和金属丰度梯度，并比较不同的星系形成模型的预测的平均值。我们用不同的指标推导出金属丰度梯度，探讨了单个化学物种的行为，发现由恒星星族模型推导出的金属丰度梯度的强度依赖于所采用的Lick指数。特别是，用CN 2和C4668与Hb组合获得的金属丰度梯度比用Ca 4227或Fe 4383测量时更陡。金属丰度梯度与其他参数的相关性也取决于所采用的具体指数。如果用CN2和Mgb得到金属丰度梯度，那么它与星系的中心年龄相关。相反，如果使用Fe 4383或Ca 4227，则金属丰度梯度与速度弥散梯度相关，这可能表明多种机制有助于确定早型星系的年龄和金属丰度梯度。虽然我们没有发现任何金属丰度梯度和中心的速度分散在低密度环境中的星系之间的相关性，我们发现金属丰度梯度和星系的后发座星系团的中心的质量之间的边缘相关性。我们还发现了一个趋势，即星系在密集的环境比星系在较低的密集environment.We解释这些结果的光不同的模型来解释星系之间的差异作为一个功能的环境。
2006-04-27 astro-ph
Simulating galaxy Clusters -II: global star formation histories and galaxy populations
宇宙学（LambdaCDM）TreeSPH模拟星系群和星系团的形成和演化已经完成。模拟调用恒星形成，化学演化与非瞬时回收，金属依赖的辐射冷却，强恒星爆发和（可选）AGN驱动的星系超级风，元银河系紫外线场和热传导的影响。本文讨论了两个星系团（室女座星系团（T~3 keV）和（亚）后发座星系团（T~6 keV））中星系的总体性质。星系团星系的整体恒星形成率随时间从红移z=2到0显著降低，与观测结果一致。星系团的总K波段光度与星系团的总质量密切相关，对于没有附加活动星系核反馈的模型，这种关系的零点与观测到的零点相当吻合。与观测星系光度函数的匹配是合理的，除了明亮星系的不足（M_B < -20），这与超风强度变得越来越明显。高分辨率测试的结果表明，这种缺陷不是由于“过度合并”。从z=1到0的亮度函数的红移演化主要是由亮度演化驱动的，但也受到明亮星系与cD合并的驱动。星系团星系的颜色-星等关系与观测到的“红色序列”非常吻合，平均而言，星系金属丰度随光度增加。由于较亮的星系基本上是同时代的，因此颜色-星等关系是由金属丰度而不是年龄效应引起的。
2005-06-01 astro-ph
1.65 micrometers (H-band) surface photometry of galaxies. III: observations of 558 galaxies with the TIRGO 1.5m telescope
我们目前的近红外H波段（1.65微米）的后发座超星系团和室女星系团的558个星系的表面测光。该数据集是通过安装在戈尔内格拉特红外望远镜上的Arcetri NICMOS 3相机ARNICA获得的，旨在通过对大多数早期类型物体的观测来补充我们对这些地区螺旋星系的近红外调查，该调查在本系列的前几篇论文中提出。导出了光学半径处的星等、总星等、等照度半径和聚光指数。我们确认存在的近红外浓度指数和星系H-波段光度之间的正相关性。（表1和表2仅可通过gavazzi@uni.mi.astro.it请求以电子形式提供）
1999-11-22 astro-ph
The ages, metallicities and star formation histories of early-type galaxies in SDSS
我们利用从斯隆数字巡天中选出的~ 22，000个早型星系的光谱来推断这些星系的年龄、金属丰度和恒星形成历史。我们发现了“缩小”的明显证据，即具有较大速度色散的星系具有较老的恒星星族。特别是，大多数速度色散超过200 km s-1的早型星系在红移z > 2.5时形成了它们当前恒星质量的90%以上。因此，恒星的形成在这个红移附近受到抑制。我们还表明，化学富集是迅速的，持续1-2 Gyr，并找到证据，[Fe/H]是太阳下。我们通过比较三种不同的方法研究了这些结果的鲁棒性：（i）使用Lick吸收线指数;（ii）将单爆发恒星星族模型拟合到整个光谱（线+连续）;以及（iii）在多个年龄箱中重建恒星形成和金属丰度历史，提供了一种测量质量加权年龄和金属丰度的方法。我们发现，这三种方法计算的光度加权年龄和金属丰度之间有很好的协议。
2006-10-25 astro-ph
Two populations of metal-free stars in the early Universe
我们构建恒星形成的历史，在红移z > 5的两个物理上不同的人口的原始，无金属的恒星，理论和观测参数的动机，已经暗示对存在一个中间恒星一代之间的人口III和人口I/II。考虑到宇宙学参数最近修订的WMAP经过三年的操作，我们确定自洽再电离的历史，并讨论由此产生的化学富集从这些早期恒星世代。我们发现，在高红移时产生的大量电离光子和重元素必定起源于星族II.5星，它们是由原始气体形成的晕，维里温度>= 10^4 K，典型质量>= 10 M太阳。另一方面，在小晕中形成且质量大于等于100 M_sun的经典第三星族恒星对再电离和早期金属富集只有很小的影响。具体来说，我们发现只有10%的无金属恒星形成质量进入第三星族。
2009-10-20 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
The Evolution of Early-Type Galaxies in Distant Clusters III.: M/L_V Ratios in the z=0.33 Cluster CL1358+62
利用Keck光谱和哈勃空间望远镜WFPC 2对CL 1358 +62在z=0.33的1.5 × 1.5 Mpc视场上的成像，研究了基于53个星系的新的大样本的星系基本面。首先，我们构造了30个E和S 0星系的基本面，发现它具有如下形状：r_e = sigma**（1.31+-0.13）*<I>_e**（-0.86+-0.10），与局部观测结果相似。在M/L（V）中，关于该平面的1-sigma固有散射为14%，与在昏迷中观察到的结果相当。我们的结论是，这些E和S 0星系的结构成熟和均匀的，像那些在附近的星系团。这些早型星系的M/L（V）比偏离后发座基面的距离为delta log M/L（V）= -0.13+-0.03（q 0 =0.1），表明光度演化较为温和。这种演化表明z > 1的恒星有一个形成时代。我们还分析了S_0/a及以后类型星系的M/L（V）比。这些早期型螺旋星系与E和S 0星系遵循不同的平面，其散射是E/S 0星系散射的两倍。螺旋平面和E/S 0 s平面之间倾斜的差异是由于早期型星系平面的速度色散与残差的系统相关性。这些残差还与“颜色-幅度”关系的残差相关。因此，对于星系团中的螺旋，我们看到了具有中心速度色散的恒星星族的光度加权平均性质的系统变化。如果这是一个相对的年龄趋势，那么亮度加权年龄与分散度呈正相关。[删节版]
1999-08-19 astro-ph
Spectroscopic study of blue compact galaxies III. Empirical population synthesis
这是一系列致力于研究蓝色致密星系（BCGs）样本的恒星形成率、恒星形成历史、金属丰度和尘埃含量的论文中的第三篇。我们约束73个蓝色紧凑星系的恒星内容，通过分析其连续谱和强恒星吸收功能的等效宽度，使用经验人口合成技术的基础上观测到的星团光谱库。我们的研究结果表明，蓝色致密星系是典型的年龄复合恒星系统，除了年轻的恒星，中老年恒星显着贡献的5870 A连续发射的大多数星系在我们的样本。蓝色致密星系的恒星星族也有各种各样的金属丰度。恒星形成的持续事件通常开始于不到10亿年前。一些星系可能正在经历它们的第一个恒星形成的全球事件，而对于我们样本中的大多数星系，发现较老的恒星贡献了高达一半的光发射。我们的研究结果表明，BCGs主要是不连续的恒星形成历史的老星系。在合成光谱中测量的吸收等效宽度的范围通常从1.5 A（对于H α）到2 - 5 A（对于H β、H γ和H δ）。发射线强度的精确测量将用于以后的研究，以限制蓝色致密星系的恒星形成率和气相化学元素丰度。
2003-03-24 astro-ph
Differences in carbon and nitrogen abundances between field and cluster early-type galaxies
测量了98个不同环境下的早型星系样本的蓝光谱区中心线强度指数。对于大多数指数（Mgb，<Fe>特别是）椭圆星系在丰富的集群和低密度区域遵循相同的指数西格玛关系。然而，显着的光谱差异之间的领域椭圆形和他们的同行在后发座星系团的中心区域被发现的第一次，与星系在密集的环境中表现出显着较低的C4668和CN 2的吸收强度。对这些结果最有说服力的解释是丰度比的差异，这是由不同环境中星系的不同恒星形成和化学富集历史引起的。一个方案中，椭圆星系的集群完全组装在较早的阶段比他们的低密度同行进行了讨论。
2003-05-20 astro-ph
The relation between galactic properties and cluster structure
到目前为止，对星系性质依赖于其环境的起源的满意理解仍然遥不可及。根据过去几年中星系团获得的大量观测结果和实质性理论进展，主要目标是了解恒星形成活动如何取决于星系团的子结构，即星系团的合并/吸积历史。在这方面的贡献，我们提出了一个案例，在这种情况下，它是可能的，以确定集群环境，特别是集群内介质和最近的星系到集群的历史，在后发座星系团的一个子集的恒星形成历史的突然变化的原因。
2003-11-18 astro-ph
The K band galaxy luminosity functions of three massive high redshift clusters of galaxies
本文给出了三个高红移（z=0.8-1.0）、X射线选择的大质量星系团的K波段观测结果。观测深度K=21.5，对应K ~*+3.5等，根据K波段光度函数和最亮星系团的K波段哈勃图讨论了星系性质的演化。由Schechter（1976）函数中的参数K* 表征的大部分星系光度与被动演化一致，形成红移z_f~1.5-2。这与其他高红移星系团的观测结果一致，但可能与场中类似红移的星系不一致。通过简单地将高红移光度函数调暗与被动演化一致的量，可以找到与后发座星系团光度函数形状的良好匹配。K波段光的累积分数作为光度的函数的演化表明，在较亮的星系中没有合并活动的证据。本文用K波段哈勃图和K波段星系团光在最亮星系团中所占比例检验了最亮星系团的演化。观测到的演化与最近的观测结果是一致的，尽管哈勃图中的分散允许一系列的演化历史。BCGs中包含的星团光的比例并不小于Coma，这表明它们已经非常庞大，不需要假设它们的未来会发生重大合并。
2003-10-28 astro-ph
Population III Generated Cosmic Rays and the Production of Li6
我们计算了早期大质量恒星群体产生的宇宙射线产生的Li 6的演化。计算是在分级结构形成的框架下进行的，并基于宇宙恒星形成历史，该历史被约束以再现在红移z \la 6处观测到的恒星形成率，在阻尼莱曼α吸收体和星系际介质中观测到的化学丰度，并允许宇宙在z \sim 11处被Pop III星早期再电离，如WMAP发布的第三年结果所示。我们表明，银河系前生产的锂6同位素在IGM通过这些流行III型恒星可以占锂6高原观察到的贫金属晕星没有额外的过剩生产的锂7。我们的结果依赖于宇宙射线传播出微晕的效率和超新星能量沉积在宇宙射线中的比例。我们还计算了IGM气体的宇宙射线加热。一般来说，我们发现有些高的温度（10^5 K量级），这意味着Li 6的宇宙射线产生可能需要限制在所谓的温热IGM中。
2006-05-24 astro-ph
The Effects of Photoionization on Galaxy Formation -- III: Environmental Dependence in the Luminosity Function
利用半解析模拟技术，计算了不同质量的冷暗物质晕中星系群的光度函数。我们特别注意宇宙的再电离对暗星系数量的影响，以及卫星的动力学摩擦和潮汐限制对亮星系数量的影响。我们发现不同质量的晕中星系光度函数的形状有很大的差异，这反映了星系形成的冷暗物质模型的一般特征，从而提供了检验它的机会。令人惊讶的是，全球功能最终有一个较浅的暗弱端斜率比组成晕光度函数。我们将我们的模型预测与Trentham & Hodgkin编制的有限数据集进行比较。我们发现很好的协议与室女座和后发座集群中测量的光度函数，但显着的分歧与本星系团和小熊座集群中测量的光度函数。我们推测在我们的建模和现有的观测样本中可能存在的不足之处。在2dF和SDSS星系红移巡天中确定的星系群和星系团的光度函数提供了详细检验星系形成模型的前景。
2002-10-15 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
Population III star formation in a Lambda CDM universe, I: The effect of formation redshift and environment on protostellar accretion rate
我们进行了12个极高分辨率的自适应网格细化宇宙流体动力学模拟的第三族恒星形成在一个Lambda CDM宇宙，不同的盒子大小和大尺度结构，以了解系统的影响，在形成的原始原恒星核。我们发现的结果是定性类似于以前观察到的。我们观察到，在所研究的红移范围内（33 > z > 19），形成第三星族原恒星的阈值晕质量并不随时间显著变化，但由于不同的晕组装历史而表现出相当大的分散性：组装较慢的晕比组装较快的晕以较低的质量发展冷却核心，这与Yoshida et al.（2003）一致。然而，我们确实观察到了星族III原恒星的吸积速率随红移的显著变化，形成较晚的天体具有更高的最大吸积速率，变化幅度为两个数量级（10^-4 - 10^-2兆太阳能/年）。这可以通过考虑红移晕的维里性质和低密度下分子氢形成的物理过程来解释。我们的结果意味着，从它们的吸积率推断的第三星族恒星的质量分布可能比以前认为的更广泛，并且可能随着红移而演变。最后，我们观察到坍缩的原恒星云核并没有碎裂，这与以前的结果一致，这表明形成质量为10^5 ~ 10^6 Msun晕的星族III恒星总是孤立形成的。
2006-09-15 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
Extragalactic large-scale structures behind the southern Milky Way. - III. Redshifts obtained at the SAAO in the Great Attractor region
在关于南银河系后面的大尺度结构的系列论文的第三篇中，我们在这里报告了南非天文台（SAAO）在大吸引子区域（318度<1 <340度，|b| <= 10度，Woudt 1998）获得的红移。这个区域包含了重建的质量密度场的峰值，与大吸引子有关（Kolatt et al. 1995，Dekel et al. 1998），并覆盖了超银道面与银道面的交叉点。我们用SAAO的1.9米望远镜的"单元"摄谱仪（先用Reticon，后用CCD探测器）获得了大吸引子区309个星系的可靠红移。我们在这里认识到，大吸引子区域由ACO 3627（以下简称为诺玛星系团）主导，这是一个高度模糊的，靠近银河系平面的大质量星系团（l，b，v）=（325.3deg，-7.2deg，4844 km/s）（Kraan-Korteweg et al. 1996，Woudt 1998）。先前在GA区域的红移巡天未能测量诺玛星系团的重要性，主要是由于银河系前景消光对部分遮蔽星系的影响逐渐减弱。如果没有银河系的遮蔽效应，诺玛星系团看起来会像著名的后发座星系团一样突出，但在红移空间中更近。这个星团最有可能标志着大吸引子的势阱的底部（Woudt 1998）。
1999-11-15 astro-ph
Narrow Band Continuum Colors of Distant Cluster Populations
在这张海报中，我们介绍了A2218（$z$ = 0.18）和A2125（$z$ = 0.25）的窄带测光的新结果，这两个星系团具有相似的红移，但非常不同的星系团性质。A2218是一个密集的椭圆形星团（Bautz-Morgan II型），在演化上与后发座相似。A2125是一个密度较低、疏散星团（鲍茨-摩根II-III型），但丰度相似。颜色-星等关系表明，A2125比A2218有更发达的蓝色星系群（Butcher-Oemler效应），尽管这两个星系团与现在的星系团相比都有大量的蓝色星系（正常的恒星形成或星暴）。A2125和A2218中的红色种群是相同的，并且通过被动进化模型拟合良好。
2003-03-11 astro-ph
The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos III. Clustering and streaming among A-F type stars
本文给出了在距离太阳125秒差距以内的一个体积有限和绝对星等有限的A-F型矮星样本中寻找密度-速度不均匀性的详细结果。一个3-D小波分析是用来提取不均匀性，无论是在密度和速度分布。在没有任何假设的情况下建立了相空间的真实图像之后，我们回到先前已知的关于星团和星协、超星团的观测事实。在3-D位置空间中，检索了著名的疏散星团（毕星团、后发座和大熊座）、星协（天蝎座-半人马座星协的一部分）以及毕星团蒸发轨迹。三个新的可能松散的集群被确定（牧夫座，飞马座1和2）。样本在位置空间中的混合相对较好，因为只有不到7%的恒星属于具有连贯运动学的结构，最有可能是引力束缚。在速度空间中，大尺度速度结构（$σ$ ~ 6.3 $km s-1$）主要是Eggen超星系团（Pleiades SC 1，Hyades SC 1和Sirius SC 1）和整个半人马座星协。发现了一个新的超星系团结构，其平均速度介于太阳和天狼星SCl速度之间。这些结构的特点都是年龄范围大，反映了整个样本的年龄分布。此外，一些老的流~ 2 Gyr也提取在这个规模与高U成分。我们发现，所有这些大的速度色散结构代表样品的46%。较小的尺度（σ~ 3.8和2.4 $km s-1$）表明超星系团总是由2个或更多的年龄分布一致的星系流构成。这两条星流中的恒星占比分别为38%和18%。
1998-09-22 astro-ph
Gravitational Waves from the First Stars
我们考虑的随机背景下产生的引力波的早期世代的第三族恒星与正常模式的恒星形成在较低的红移。计算是在层次结构形成的框架内进行的，并基于宇宙恒星形成的历史，约束再现观测到的恒星形成率在红移$z \la 6$，观测到的化学丰度在阻尼莱曼α吸收和星系际介质，并允许早期再电离的宇宙在$z\sim 10-20$所示的第一年的结果由WMAP发布。我们发现恒星形成的正常模式产生了一个引力波背景，峰值在300-500 Hz，并在LIGO III灵敏度范围内。第三星族分量的峰值频率较低（30-100 Hz，取决于模型），可以被LIGO III以及计划中的BBO和DECIGO干涉仪探测到。
2006-03-20 astro-ph hep-ph
Cluster Populations in Abell 2125 and 2218
我们结合新的窄带测光与档案WFPC 2数据A2218（$z$ =0.18）和A2125（$z$ =0.25），两个集群的中间红移，但非常不同的集群属性，以检查星系人口的演变。A2218是一个致密的、富含椭圆的星团（鲍茨-摩根II型），在演化上与后发座相似;而A2125则是一个密度较低、更疏散星团（鲍茨-摩根II-III型），虽然在丰度上与A2218相似。颜色-星等关系表明，A2125比A2218有更发达的蓝色星系群（Butcher-Oemler效应），尽管这两个星系团都有大量的蓝色星系（从正常的恒星形成盘到星暴系统的恒星形成率不等）。A2125和A2218中红色种群的颜色相同，符合被动进化模型。我们能够，第一次，将存档的WFPC 2图像与我们的窄带光度法相结合，对蓝色Butcher-Oemler种群进行颜色，形态和结构分析。我们发现蓝色星群由两个亚星群组成，一个是明亮的螺旋星群，另一个是暗淡的矮星爆星群。A2125更富含明亮的星暴系统，这显然是由星团的年轻动力学状态引起的。此外，A2125和A2218中的大部分S 0星群由凸起+星盘系统组成，而后发座等附近的星系团主要由柱镜（纯星盘S 0）组成。A2125/A2218中S 0凸起的结构参数与星系团椭圆星系的结构参数相同，表明中等红移星系团中某些S 0的盘被剥离，剩余的凸起演化为现今的椭圆星系。
2005-06-08 astro-ph
Simulating Galaxy Clusters - III: Properties of the Intracluster Stars
用TreeSPH方法对星系团进行了宇宙学（LCDM）模拟，包括恒星形成、非瞬时再循环的化学演化、依赖于金属的辐射冷却、强烈的星暴和（或）活动星系核驱动的超级风、元星系紫外线场的影响以及热传导。两个集群，一个处女座样（T~3 keV）和一个（子）昏迷样（T~6 keV）的结果。在z=0时，两个星系团的恒星内容都由一个中央主导（cD）星系和星系团内（IC）恒星所包围。发现IC星贡献了整个星系团B波段光的20-40%，其平均红移z_f~3，比星系中的恒星早0.5 Gyr左右。给出了IC星群的UBVRIJHK表面亮度轮廓，较大星群的轮廓与Abell 1413（T~8 keV）中观测到的cD V带轮廓相匹配。IC恒星星族的B-R=1.4-1.5，与较大的E星系相当。在团簇的中心部分（r~100 kpc）的平均[Fe/H]~0.0在r_vir处降低到约-0.3。IC星是α-元素增强型的，[O/Fe]随r增加的趋势较弱，总体[O/Fe]约为0.4 dex. IC星在运动学上比星系冷：IC星的速度色散在r~100-500 kpc只有星系的一半，在r=1-2 Mpc时增加到70%。在R>~50 kpc的室女座星系团中，根据方向和R的不同，预计速度色散为300-600 km/s。旋转是动态的IC星无关紧要。IC星和星系的速度分布是在一个集群高度径向各向异性，在其他接近各向同性。
2006-03-04 astro-ph
Neutralinos and the Origin of Radio Halos in Clusters of Galaxies
我们假设超对称最轻的中性伴子是CDM的一个很好的候选者，并探讨了在团内介质充满大尺度磁场的星系团中，中性伴子湮灭产生的高能电子产生弥散射电辐射的可能性。我们发现，这些电子适合人口的种子相对论电子假设在许多模型的起源集群无线电晕。对于中心值为$3 ÷30$ $μ$ G的磁场（取决于DM剖面），中性伴子湮灭产生的种子相对论电子的布居可以拟合后发座和1 E0657 -56的射电晕谱。射电晕谱的形状和频率扩展与中性伴子的质量和物理组成有关。一个质量为$M_χ \geq 80$ GeV的纯的高偶中子中性伴子可以合理地拟合Coma和1 E0657 -56的光谱。这个模型提供了许多额外的预测，使其绝对可测试。一方面，它与观测结果一致：{ \it（i）}射电晕集中在星团动力学中心，通常与X射线中心重合;{\it（ii）}射电晕表面亮度与X射线亮度相似;另一方面，该模型预测，无线电晕应该存在于每个集群，这是没有实际观察到的，虽然预测的无线电晕光度可以改变了很大的量（$\sim 10^2 ÷10^6$），这取决于振幅和结构的IC磁场。此外，中性伴子湮灭产生的中性π介子应该会产生大量的伽马射线发射，可以通过下一代伽马射线实验进行测试。
2000-08-08 astro-ph
The properties of field elliptical galaxies at intermediate redshift. III: the Fundamental Plane and the evolution of stellar populations from z~0.4 to z=0
我们报告的25场早型星系的样本的研究，在红移范围z~0.1-0.5，从HST-MDS的颜色和形态的基础上选择。场早型星系定义了一个紧密的基本面（FP）到z~0.4，在观测误差范围内，相对于局部样本的散射不变。中间红移的FP相对于后发座星系团的FP有偏移。FP的偏移量随着红移的增加而增加。用Bayesian-Montecarlo方法定量研究了FP的演化。通过应用这种技术，我们发现FP的截距（Δγ）相对于局部FP的偏移随着Δγ= τz而增加，并具有以下68%的极限：0.33<τ<0.44（对于Ω=1，Ω_Λ=0）或0.44<τ<0.56（对于Ω=0.3，Ω_Λ=0.7）。此外，我们解释的结果方面的演化的恒星星族，被动演化的假设。在单次爆发的情况下，观测到的性质与z>2（对于Ω=1，Ω_Λ=0，H_0=50 \kms Mpc^{-1}）或0.8<z<1.6（对于Ω=0.3，Ω_Λ=0.7，H_0=65 \kms Mpc^{-1}）时形成的恒星星族一致。如果恒星质量的一小部分是在次级爆发中形成的，那么初级爆发可能发生在更高的z。最后，在观测误差范围内，场早型星系和z~0.4星系团数据的FP的截距和散射是相互一致的。如果更高的红移（z=0.83）集群数据被认为是，年龄的恒星星族的场早型星系推断从一个单一的爆发的情况下被发现是稍微小于年龄的星系团星系。[缩短]
2001-06-08 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. III. The Star Formation History
我们利用WFPC 2测光系统测量了六分仪A的恒星形成历史，完成了50%的测量，测量值为V=27.5（M_V ~+ 1.9），I=27.0。通过对CMD模型的模拟，测量了恒星的形成历史和化学富集历史。我们发现证据表明，在最年轻的恒星星族和内在的金属丰度分布在所有年龄的增加变红。六分仪A在大约2.5 Gyr前一直在以高速率活跃地形成恒星，并且在大约0.1 Gyr前开始增加速率。我们发现了一个非零的恒星年龄大于2.5 Gyr，由于测光的深度有限，详细的恒星形成历史中，老年人有相当大的不确定性。该星系的平均金属丰度为[M/H] ~- 1.4，大部分富集发生在10 Gyr以上的年龄。我们还发现，在所有年龄的均方根金属丰度的传播0.15德克斯允许最适合所观察到的CMD。我们使用BHeB恒星重新测定了最近的恒星形成历史（年龄<= 0.7 Gyr），发现除了最后的2500万年外，所有恒星都有很好的一致性，这主要是由于两种分析中使用的距离不同以及最年轻种群的差异灭绝造成的。这表明，恒星形成的历史确定单独从BHeB星应限于CMD地区没有污染的红MS星是本。
2003-04-04 astro-ph
A Large Stellar Evolution Database for Population Synthesis Studies. III. Inclusion of the full Asymptotic Giant Branch phase and Web tools for stellar population analyses
恒星演化轨迹和等时线是广泛的天体物理学研究的关键投入;特别是，它们对于解释分辨和未分辨恒星星族的光度和光谱观测至关重要。我们已经向天体物理学界提供了一个大型的、同质的最新恒星轨迹和等时线数据库，以及一套在星族合成研究中有用的程序。在本文中，我们首先总结了我们的恒星模型数据库（BaSTI）已经介绍了Pietrinferni等人（2004）和Pietrinferni等人（2006）的主要性质。然后，我们讨论数据库的一个重要更新，即，所有恒星模型和等时线的延伸，直到沿着渐近巨星分支的热脉冲结束。这个扩展的图书馆是特别相关的恒星星族分析在近红外线，或更长的波长，其中的贡献的综合光度特性的冷和明亮的渐近巨星分支的明星是显着的。与经验数据的一些比较也presentend和简要讨论。然后，我们提出了三个网络工具，允许交互式访问数据库，并有可能计算用户指定的进化轨迹，等时线，恒星光度函数，加上合成的颜色星等图和综合星等任意恒星形成历史。所有这些网络工具都可在BaSTI数据库官方网站上查阅：http://www.oa-teramo.inaf.it/BASTI。
2006-12-21 astro-ph
Carbon and Nitrogen Abundances in Early-type Galaxies
对于第一次，我们进行了系统的检查的氮丰度的样本的35个早期类型的星系跨越范围的质量和本地环境。在3360 ° C的氮敏感的分子特征已被用于与一套原子和分子敏感的指数，以提供这些系统的化学含量的独特和明确的约束。通过使用NH3360，我们现在能够打破使用CN指数所固有的碳、氮和氧简并性。我们表明，NH3360功能显示对星系的速度色散（我们的代理质量）的依赖性很小，相反，所看到的碳和镁敏感指数。从表面上看，这些结果与以前使用对碳和氮都敏感的指标（如氰）得出的结论不一致。借助于恒星星族模型，我们发现这些星系中的N/Fe比与相对于太阳比的轻度增强是一致的。我们还探讨了这些发现对环境的依赖性，通过分析在现场和后发座星系团的共同添加的光谱。我们证实了先前发现的低密度和高密度环境中星系之间碳丰度的差异，同时表明这些差异似乎不存在氮。我们讨论了这些发现的影响，在早期类型的星系的恒星形成历史的推导，以及碳和氮的起源，本身。
2008-11-21 astro-ph
Small Scale Systems of Galaxies. III. X-ray detected E+S galaxy pairs in low density environments
我们提出了一个全面的研究的本地环境的四个E+S星系对的主要目标是调查他们的形成/演化历史。获得了两对卫星（RR 143和RR 242）的新的XMM-牛顿数据，补充了另外两对卫星（RR 210和RR 216）的现有ROSAT数据。新的观测结果揭示了这两对星系都有弥散的X射线发射。在这两种情况下，辐射都是不对称的，在RR 143和RR 242中分别延伸到120 kpc和160 kpc。RR 242的核心有一个低光度的活动星系核，它被轻度吸收。我们发现，早期类型的组件对扩散热气体似乎是放松的对象，而在RR 210和RR 216，没有扩散发射已被发现，显示明确的签名正在进行的相互作用。宽视场V和R波段数据被用来研究早型成分的光度特性，并在每对星系周围寻找一个候选的微弱星系群。虽然没有发现任何一对的漫射光，但所有早期类型的成员都表现出非常广泛和同心的发光包络。我们确定了一个微弱的星系样本在每个领域，我们考虑是否可以物理上与发光对（V-R）的颜色和光度特性的基础上。我们发现在三个场（RR 143，216和242）中，候选者的r_e和M_R的分布是相似的。同样的选择标准适用于RR 210的领域建议一个更微弱和更紧凑的人口可能表明一个更大的背景分数比其他领域。
2006-10-04 astro-ph
Probing early-type galaxy evolution with the Kormendy relation
本文研究了z=0.4的四个星系团（Abell 370，Cl 0303 +17，Cl 0939 +47和Cl 1447 +26）和z=0.55的一个星系团（Cl 0016 +16）中早型星系的演化。这些星系是根据它们的光谱类型来选择的，包括E，S 0和Sa星系。结构参数是由HST图像的表面亮度分布的两个组件的拟合。利用Bruzual和Charlot模型探索了K-校正的实际范围，我们为不同的簇构建了休息帧B带Kormendy关系（mu_e-log（R_e））。我们没有检测到一个系统的变化的斜率的关系作为一个函数的红移。我们详细讨论了如何光度的演变，通过比较遥远的集群与本地的后发座的Kormendy关系，取决于各种假设，并给出了一个完整的描述随机和系统误差的影响，探索选择偏差，不同的恒星形成历史和K-校正。早期型星系与适度的磁盘组件（S 0和Sa）没有显着不同，在他们的演化从无盘椭圆。观测到的光度演化与纯被动演化模型（形成红移z>2）兼容，但也与允许低水平恒星形成的模型兼容，如指数衰减的恒星形成模型，e折叠时间为τ =1 Gyr。
1999-03-15 astro-ph
The Relic Neutrino Backround from the First Stars
我们考虑的遗迹中微子背景产生的人口III星加上正常模式的恒星形成在较低的红移。计算是在层次结构形成的框架下进行的，并基于宇宙恒星形成的历史，约束再现观测到的恒星形成率在红移z \la 6，阻尼莱曼α吸收体和星系际介质中观测到的化学丰度，并允许宇宙在z ~ 10-20的早期再电离。我们认为这两个爆发和非爆发模型的人口III恒星形成。我们发现，虽然星族III星的高红移爆发确实导致了相当可观的能量较低（E_ν \approx 1 MeV）的中微子流，但可观测到的中微子流主要是由正常的恒星形成模式决定的.我们还发现，预测的通量在SuperK极限的目前水平。因此，超新星遗迹中微子背景对化学演化和/或超新星动力学模型有直接影响。
2006-03-09 astro-ph hep-ph
The Las Campanas/AAT Rich Cluster Survey III: Spectroscopic Studies of X-ray Bright Galaxy Clusters at z~0.1
本文分析了拉斯坎帕纳斯/英澳望远镜富星系团巡天中11个z=0.07-0.16的X射线发光星系团的光谱和光度星表。我们的光谱数据集包括超过1600个星系团成员，其中三分之二在r_200之外。我们分配集群成员使用一个详细的质量模型，并扩大我们以前的工作，集群的颜色-幅度的关系，成员统计推断。我们证实，在色星等关系上，星系的模态色随着半径的增大和局部星系密度的减小而逐渐变蓝。解释为年龄效应，我们假设，这些趋势的星系颜色应反映在平均Hdelta等效宽度。我们证实，星系团中的被动星系的H δ线强度增加为dH δ/dr_p = 0.35 +/-0.06。恒星形成率的变化，测量的[OII]，随着当地密度的环境是明显的，并显示出广泛的协议与以前的研究从2dFGRS和SDSS。我们发现在z~0.1的团簇比它们的高红移类似物的活性低。我们还调查了不寻常的人口的蓝色和非常红色的nonstarforming星系，我们认为，前者很可能是祖先的星系，将躺在颜色-星等关系，而后者的颜色可能反映尘埃变红。大半径的星系团包括后溅星系和第一次落入星系团的星系。我们在z~0.1处与田间种群进行了比较，并研究了两个种群之间的广泛差异。单独来看，这些星系团的星系数量有着显著的变化，这反映了它们最近的坠落历史。
2005-11-23 astro-ph
