Intrinsic Inclination of Galaxies embedded in Cosmic Sheets and its Cosmological Implications: An Analytic Calculation
本文在潮汐力矩理论的框架下，解析地研究了二维片状结构中星系取向的大尺度相干性。假设星系自旋和周围的物质场本质上是按照潮汐力矩模型对齐的，我们首先推导出分析的概率分布的星系位置角，并评估其相对于平面的倾斜度。然后，我们将我们的分析方法应用到本地超星系团附近的螺旋，并提供理论解释为什么以及在什么程度上附近的螺旋相对于超星系平面倾斜。最后，我们得出结论，所观察到的大规模的相干性，在附近的螺旋相对于超星系平面的方向可以定量地理解的潮汐力矩理论预测的星系的内在对齐方面，发光星系的自旋可能更强烈地与周围的物质比底层的黑暗晕对齐。如果应用于像斯隆数字巡天（SDSS）的大规模调查，我们的分析方法将使我们能够准确地测量星系的内在排列的强度，这在弱透镜搜索中起着统计误差的作用，并可用作化石记录来重建宇宙学。
2004-08-27 astro-ph
A K-band central disk surface-brightness correlation with scale-length for early-type disk galaxies, and the inclination correction
用视见卷积的Sersic r^{1/n}球和视见卷积的指数盘同时模拟了两个统计上完整的、直径有限的盘星系样本的K波段光剖面。这使得能够精确地分离凸起和盘光，并因此估计中心盘表面亮度mu_{0,K}和盘尺度长度h。在mu_{0,K} -log h图中存在一个明亮的星系盘包络;对于早型（<Sc）盘星系，mu_{0,K}随log h增加，斜率约为2，相关系数为0.75。这种关系存在于0.5 ~ 10 kpc（H_0=75 km/s/Mpc）的盘尺度范围内。一般来说，星系类型Scd或以后被观察到偏离这个关系;他们有较暗的表面亮度为一个给定的标度长度。以59个低倾角（i<50度）和29个高倾角（i>50度）星系为子样本，其形态类型从S 0到Sc不等，证明了K波段盘表面亮度需要进行倾角校正。测量中心盘表面亮度被发现是显着（>5-sigma）明亮的高倾角盘星系比低倾角盘星系。在没有表面亮度倾斜校正或允许mu_{0,K}和log h之间的趋势的情况下，mu_{0,K}值的分布的标准偏差为~1 mag arcsec^{-2}，而当没有应用倾斜校正时，关于平均mu_{0,K} -log h关系的标准偏差从0.69 mag arcsec^{-2}减小，当应用倾斜校正时，为0.47 mag arcsec^{-2}。
2001-04-06 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The severe attenuation of bulge flux by dusty spiral discs
使用千年星系目录，我们量化的光盘和星系倾角的隆起光度函数的依赖性。使用当代尘埃模型，我们表明，我们的结果是一致的星系盘在其中心区域的光学厚度（tau_B^f=3.8+/-0.7）。因此，所测量的B波段流量的凸起可以严重衰减50%至95%，这取决于光盘倾斜。我们认为，一个星系的光学外观可以从根本上改变，通过简单地去除尘埃，例如在集群的下降，与中型星系变得更早，更红，更明亮。最后，我们从0.1微米到2.1微米的范围内的综合星系人口得出的平均光子逃逸分数，并使用此来表明，在我们的模型中，尘埃吸收的星光的能量与总的远红外辐射是密切一致的。
2007-09-10 astro-ph
Inclination-Dependent Luminosity Function of Spiral Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey: Implication for Dust Extinction
利用SDSS DR2中选取的61506个旋涡星系样本，研究了不同倾角旋涡星系的光度函数。我们发现LF的特征光度$L^*$随倾角的增加而减小，而暗端斜率$α$仅与倾角有微弱的相关性。LF的倾角依赖性与一个简单模型中光学深度与倾角的余弦成正比的预期一致，我们使用似然方法恢复余弦前面的系数，$γ$的值与给定波段的星系光度完全无关，用这种方法得到的5个SDSS波段的$γ$值给出了一条消光曲线，它是波长的幂律（$τ\proptoλ^{-n}$），幂指数为$n=0.96\pm0.04$。利用Kauffmann et al.（2003）得到的星系尘埃消光，我们导出了旋涡星系的“消隐校正”光度函数。尘埃消光使$M^*$在$z$波段变暗约0.5星等，在$u$波段变暗约1.2星等。由于我们的分析是基于一个样本的选择效果得到很好的控制，边缘上的星系相对于面对星系的调光是最好的解释，假设星系盘在光学厚的尘埃粒子。
2006-11-22 astro-ph
Dependence of Spiral Galaxy Distribution on Viewing Angle in RC3
给出了RC 3中旋涡星系的标准化倾角分布。结果表明，除$81^{\circ}$ - $90^{\circ}$面元中用于求取倾角的视小等照度线直径受中心凸起的影响外，Sa、Sab、Scd和Sd的分布与3- $σ$范围内随机倾角的蒙特卡罗模拟基本一致，Sb和Sbc的分布基本一致，但Sc不同。Sc的真实分布与蒙特卡罗模拟之间的差异的一个原因可能是，一些相当倾斜的螺旋，其臂固有地松散地缠绕在银道面上，应该被归类为Sc星系，被错误地归类为早期的星系，由于作为哈勃分类标准之一的旋臂紧密度在银道面上和切平面上不同，在天球上。我们的结果还暗示，如果螺旋星系只是在视觉上分类，可能会存在偏差的亮度函数的个别哈勃类型。
2000-02-25 astro-ph
Deprojection Galaxy Cluster X-ray, Sunyaev-Zel'dovich Temperature Decrement and Weak Lensing Mass Maps
一种将二维图像反投影以重建投影物体的三维结构的一般方法--特别是X射线、Sunyaev-Zel'dovich（SZ）和丰富星系团的引力透镜图--假设轴对称（Zaroubi et. 98），是可以考虑的。在这里，我们测试的方法的适用性，现实的，数值模拟的星系团，从三个正交投影在四个红移输出。我们证明了轴对称的假设是一个很好的近似的三维结构在这个系综的星系团。应用该方法，我们证明了一个独特的确定的集群倾斜角是可能的SZ和X射线图像之间的比较，并独立地，SZ和表面密度图之间。此外，发现这些比较的结果彼此一致，并且与全3D结构倾角确定一致。径向暗物质和气体密度分布的实际和重建的三维分布计算显示出非常好的协议。该方法还示出，以提供一个直接确定的集群中的重子分数，独立的集群倾角。
2001-12-19 astro-ph
The Integrated Polarization of Spiral Galaxy Disks
我们提出了附近的螺旋星系在4.8 GHz的综合偏振特性，螺旋星系盘的综合偏振模型作为倾角的函数。我们样本中的螺旋星系已经观察到积分分数偏振在< 1%到17.6%之间。在倾角小于50度时，分数极化主要取决于随机与规则磁场强度的比率。在更高的倾角，法拉第去极化与规则的磁场变得更加重要。对于更明亮的星系，特别是那些L_{4.8} > 2 x 10^{21} W/Hz的星系，观测到的偏振度较低（<4%）。对于没有棒的星系，积分辐射的偏振角与盘的视短轴一致。在我们的轴对称模型中，积分辐射的偏振角与波长无关。给出了随机取向螺旋星系在4.8GHz和1.4GHz频率下的分数偏振分布的模拟结果。我们的结论是，偏振测量，例如与SKA，未解决的螺旋星系允许使用大样本在本地宇宙和高红移的盘星系的磁场的统计研究。由于这些星系表现为理想的背景源，没有内部法拉第旋转，它们可以用来探测星系际介质中的大尺度磁场。
2008-10-13 astro-ph
A Constant Bar Fraction out to Redshift z~1 in the Advanced Camera for Surveys Field of the Tadpole Galaxy
在186个大于0.5角秒的盘星系样本中研究了棒状结构，这些星系是在HST ACS拍摄的蝌蚪星系的I波段图像中。我们发现了22个明显的棒星系，21个星系的小酒吧，主要出现在等高线图中的等照度扭曲，和11例特殊的酒吧在团块星系，这是面对链星系的版本。后者酒吧可能是年轻的，因为星系只包含微弱的团间发射。在z~0.8-1.2的明显棒星系中，有四个具有宏伟的螺旋设计。棒分数被确定为星系倾角的函数，并与本地宇宙中的类似分布进行比较。棒分数也被确定为星系角大小的函数。这些分布表明，倾斜和分辨率的影响掩盖了近一半的酒吧在我们的样本。棒分数也被确定为红移的函数。我们发现，从z~0到z=1.1，棒分数几乎恒定为0.23 ± 0.03。当校正倾斜和尺寸效应时，这个分数与本地宇宙中的棒分数相当，约为0.4，如第三参考星系表中所有棒和哈勃类型的列表所示。在我们的样本中的棒星系的平均长轴是~10千秒差距后，用LambdaCDM宇宙学的红移校正。星系棒至少在~8 Gy前（z~1）以正常丰度存在;除非棒的形成速率与溶解速率相当，否则在哈勃时间内棒的溶解不可能是常见的。
2004-07-28 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus: II. Extinction effects and disk opacity
我们研究了154个旋涡星系的样本的H-波段盘和凸起结构参数和I-H颜色配置文件的倾斜度的相关性，以检测可能的影响，由于内部消光的尘埃。样本的选择确保了不同倾角的星系本质上并不不同，因此观察到的相关性代表了所考虑参数的真实行为。所有的参数都来自于星系图像的二维拟合。我们发现，消光，虽然在近红外波长小，是足以产生可观察到的效果。特别是观察到的平均磁盘scalelength的增加和红色的磁盘I-H颜色在高倾角是明确的签名存在的灰尘。总的H-波段磁盘亮度依赖于倾角不大，另一方面，显着的修正面方面的H-波段中央磁盘亮度和磁盘scalelength。凸起参数表现出很少或没有依赖于倾斜。用一个简单的模型对一个内旋星系进行了模拟，结果表明中心H波段的光学厚度在0.3到0.5之间。
1998-08-11 astro-ph
Bulge-Disk Decomposition of 659 Spiral and Lenticular Galaxy Brightness Profiles
我们提出了一个最大的同质套螺旋和透镜状星系亮度剖面分解完成的日期。在我们的样本中的659个星系已被安装与deVaucouleurs'法律的凸起组件和内部截断指数盘组件。在样本中的659个星系中，有620个成功地与选定的拟合函数拟合。拟合通常是定义良好的，超过90%的拟合与观测曲线的RMS偏差小于0.35个量级。我们没有发现拟合质量的相关性，测量这些RMS残差，无论是形态类型或倾斜。同样，拟合系数的估计误差也没有显示出随类型或倾角的显著变化趋势。这些分解为螺旋星系和透镜星系的光分布研究提供了有用的基础。这个天体库足够大，可以从中选取定义明确的星系样本。
1998-07-04 astro-ph
First Results from the HI Jodrell All Sky Survey: Inclination-Dependent Selection Effects in a 21-cm Blind Survey
详细介绍了HI Jodrell全天巡天（HIJASS）。HIJASS是一个对北方天空的盲目中性氢（HI）调查，使用Jodrell Bank的Lovell望远镜上的多光束接收器进行。HIJASS的速度范围为-3500 km/s至10000 km/s，速度分辨率为18.1 km/s，空间位置精度为~2.5弧分。到目前为止，已经调查了大约1115平方度。我们描述的方法，检测星系的HIJASS数据和测量其HI参数。由此产生的HI选择的星系样品的属性进行了描述。在迄今为止确认的222个来源中，有170个（77%）显然与以前编目的星系有关。另外23个（10%）的源靠近（在6弧分以内）以前编目的星系，以前没有红移存在。另外29个来源（13%）似乎与任何先前编目的星系无关。讨论了峰值通量、积分通量、HI质量和cz的分布。我们表明，使用HIJASS的数据，HI自吸收是一个显着的，但往往被忽视，在星系的视线与大倾角的影响。适当地解释它可以增加导出的本地宇宙的HI质量密度至少25%。这将对HI质量函数的形状产生的影响将取决于自吸收如何影响不同形态类型和HI质量的星系。我们还表明，星系与小倾角的视线也可能被排除在HI选择的样品，因为许多这样的星系将观察到的线宽太窄，他们从窄带射频干扰区分。
2003-02-17 astro-ph
Discrete Components in the Radial Velocities of 83 ScI Galaxies: Examining the Accuracy of Tully-Fisher Distances
我们先前对星系红移和距离的分析包括三个独立的星系群中的55个螺旋星系和36个Ia型超新星星系。所有的组都显示出证据表明，他们的径向速度包含相同的离散速度分量，从早期的工作蒂夫特预测。在这里，我们研究另一个新的源样本包含83个ScI星系。当使用B波段的距离，我们发现明确的证据表明，蒂夫特的最常见的速度周期定义的离散速度存在于这些星系的径向速度。假设这是真的，那么我们就能够使用离散分量的可见性或易于检测性作为星系距离精度的指标，比较B和I波段距离，星系倾角范围和星系旋转速度范围。我们发现：（a），与预期相反，这些源的B波段距离比I波段精确得多;（b），正如预期的那样，距离精度随星系倾角而变化，倾角在48度和65度之间获得的距离最一致;（c），距离可能在小旋转速度下更精确。有了83个ScI星系的这些结果，现在已经在所有174个星系中检测到离散的速度分量。
2003-12-04 astro-ph
Probing IGM large-scale flows: warps in galaxies at shells of voids
上下文流体动力学宇宙学模拟预测了星系际介质沿着空洞径向矢量的流动，大致沿着星系形成早期物质下落的方向。目标。这些流动可能会被检测到通过分析的依赖性的弯曲幅度的倾斜度的星系在壳的空隙相对于径向矢量的空隙。这一分析将是本文的主题。方法.我们发展了一种统计方法来分析弯曲幅度和星系在空洞表面的倾角之间的相关性。这是适用于从斯隆数字巡天的97个边缘星系的样本。我们的结果进行了比较与理论预期，这也是本文所得出的。结果我们的结果允许我们拒绝零假设（即，在94.4%C时，星系相对于空表面的翘曲幅度和倾角的不相关性）。L.，这还不是决定性的目前不能排除径向流的不存在，尽管我们可以对<~ 4 Ω_b ρ_crit的径向流的重子物质的最大平均密度加以限制<rho_b>。
2008-07-07 astro-ph
NGC 4244: A Low Mass Galaxy with a Falling Rotation Curve and a Flaring Gas Layer
我提出了灵敏的高分辨率HI VLA B+C+D阵列观测的Scd星系NGC 4244的边缘。NGC 4244的气体层在所有方面都是相当对称的，即表面密度分布，张开和翘曲，因此旋转曲线（RC）被准确地确定，尽管i~ 90 ^o。RC在6 kpc内缓慢上升，在10 kpc外以100 km/s恒定，在14 kpc的最后一个测量点以开普勒方式下降15%。RC将恒星的质光比限制在“最大圆盘”值的50%到100%之间。本文提出了一种新的方法，它利用多道视宽，在i ≥ 60时，由HI观测同时确定气层的倾角和厚度。未翘曲的盘的倾角约为84.5度：超过D25/2，倾角逐渐变化，直到82.5度，而在大半径处，盘似乎翘曲回到由内部盘限定的平面。在光盘内，气体速度色散大致恒定（8.5+/-1 km/s），超过光盘后略有增加。气体层的厚度从0.4 kpc逐渐增加到1.5 kpc。在随附的论文（AJ，1996年8月; astro-ph/9605111）中。我使用本文中的测量结果来推断NGC 4244的暗物质晕是高度平坦的。
1996-05-18 astro-ph
The Alignments of Disk Galaxies with the Local Pancakes
我们分析了附近星系的Tully星表，研究了盘状星系取向的局部压扁效应。首先，我们只选择那些轴比小于0.1的盘状边缘星系来明确地测量它们的自旋轴。在每个选定的星系的位置上，一个局部的薄饼被发现是一个包含两个最近的相邻盘的平面。然后，我们统计检查星系的自旋轴相对于本地煎饼平面的倾角。研究发现，Tully盘星系倾向于向局部饼状平面倾斜，且平均倾斜角随饼状尺度的增大而减小。在线性潮汐力矩理论的框架下，我们还建立了盘星系相对于本星系饼倾斜的理论模型。理论预测与观测结果的比较表明，两者符合较好。最后，我们得出结论，这是第一次检测到的本地煎饼效应盘星系的方向，这是一致的情况下，引力潮汐场促进小质量尺度煎饼的形成。
2006-02-27 astro-ph
Jet directions in Seyfert galaxies
我们目前的吸积盘（或无线电喷流）和星系盘之间的相对角度的研究，从大多数各向同性的性质，60 $μ$ m流量的塞弗特星系的样本。对于每个星系，我们有一对点（$i$，$δ$），分别是星系相对于视线的倾角和喷流投射到天空平面与主星系主轴之间的角度。这些数据与统计技术相结合，以确定$β$角的分布{ \it在3维}，喷流和主星系平面轴之间的角度。对数据的分析（不区分Seyfert 1和2）表明，观察到的$i$和$δ$值的分布可以很好地由$0^{\circ}\leqβ\leq90^{\circ}$范围内的均匀$β-$分布表示。然而，当我们区分塞弗特1和2的，模型不能充分代表塞弗特1的。有必要引入视角限制，只有当喷流和视线之间的角度（$|ϕ|$）小于给定的角度$ϕ_c$，并且星系倾角$i$小于角度$i_c$时，才能将星系识别为塞弗特1，以获得统计上可接受的模型。这是对统一模型基本概念的直接和独立确认。我们讨论了几种方法来解释吸积盘轴和宿主星系盘轴之间的错位。
2000-02-06 astro-ph
Galaxy Morphology - Halo Gas Connections
利用Keck/HIRES和VLT/UVES类星体光谱测量了38个中等红移MgII吸收选择星系的晕气体运动学，利用HST/WFPC-2图像研究了吸收星系的形态。我们已经搜索了量化的气体吸收特性之间的相关性，和主机星系碰撞参量，倾角，位置角，和量化的形态参数。我们报告了3.2西格玛之间的相关性不对称扰动的主机星系形态和镁II吸收等效宽度。我们认为，这种相关性可能表明过去的合并和/或相互作用的MgII吸收选定的星系和周围的气体的速度色散和数量之间的连接星系。
2005-05-10 astro-ph
Artificial Neural Networks as a Tool for Galaxy Classification
我们描述了一个人工神经网络（ANN）的方法来分类的星系图像和光谱。人工神经网络可以复制人类专家对星系图像的分类，其一致程度与两个人类专家之间的一致程度相同，在2个T型单位内。类似的方法被应用于星系光谱的分类。特别是，星系光谱的主成分分析可以用来压缩数据，抑制噪声，并提供输入到人工神经网络。这些和其他分类方法将很快应用于英澳2dF红移调查的250，000星系。
1996-12-10 astro-ph
Kinematic Effects of Tidal Interaction on Galaxy Rotation Curves
我们使用自洽的N体模型，结合模型的测试粒子在星系的潜力，探索相互作用的螺旋星系的旋转曲线的初始效果。使用近自洽的磁盘/隆起/晕星系模型（Kuijken和Dubinski 1995），我们模拟了第一次通过星系的近抛物线轨道，我们改变轨道倾角，星系晕质量和碰撞参量。对于每个模拟，我们模仿观察到的模型星系的旋转曲线。瞬态相互作用引起的曲线特征包括在大半径处明显上升或下降的轮廓和在中心区域的明显凸起。显着相似的功能发生在我们的统计样本的光发射线旋转曲线的螺旋星系紧对和n元组。
1998-11-20 astro-ph
On the deprojection of axisymmetric bodies
构造轴对称密度分布，当从一定范围的倾斜角$i$观察时，该轴对称密度分布是不可见的。通过将这样的分布添加到模型星系中，它可以被制成盘状或方形，而不会以任何方式影响其投影图像。当星系的倾角从边缘到正面逐渐减小时，“不可见”密度的范围、离投影的不确定性以及离投影对噪声的敏感性都增加了。这些现象之间的关系是澄清帕尔默的解投影算法的分析。这些结果意味着，盘凸比是在原则上不确定的测光，除非磁盘是强大的或系统被认为是精确的edge-on. The不确定的第三次积分在星系中的作用，使它不清楚在何种程度上可以解决这种不确定性的运动学研究。
1995-08-25 astro-ph
Compression and Classification Methods for Galaxy Spectra in Large Redshift Surveys
本文综述了对大星系红移巡天（如SDSS、2dF、6dF和VIRMOS）有用的星系光谱压缩和分类方法。特别是，我们描述和对比三种方法：（i）主成分分析，（ii）信息瓶颈，（iii）Fisher矩阵。我们展示了应用程序的2dF星系光谱和模拟半解析光谱，我们讨论了如何使用这些方法来研究物理过程中的星系形成，集群和星系偏置的新的大红移调查。
2000-12-19 astro-ph
Galaxy Classification by Human Eyes and by Artificial Neural Networks
在低和高红移的星系图像数据的迅速增加要求重新审查的分类方案和新的自动客观的方法。本文提出了一种基于人工神经网络的分类方法。我们还展示了我们使用830幅APM数字化星系图像的新样本进行的比较研究的结果。这些星系图像由6位专家独立分类。结果表明，人工神经网络可以复制的分类由一个人类专家之间的协议几乎相同的程度，两个人类专家，在2 $T$型单位。类似的方法可以应用于星系光谱的自动分类。我们说明它的星系光谱的主成分分析，并讨论未来的大型调查。
1995-05-19 astro-ph
A difference boosting neural network for automated star-galaxy classification
在本文中，我们描述了使用一种新的人工神经网络，称为差分增强神经网络（DBNN），在天文数据分析的自动分类问题。我们通过使用最近发布的深度成像数据将其应用于恒星星系分类来说明网络的功能。我们已经比较了我们的结果与分类广泛使用的源提取器（SExtractor）包。我们表明，虽然DBNN在恒星星系分类中的性能与SExtractor相当，但它在训练和分类过程中具有显着更高的速度和灵活性。
2002-02-06 astro-ph
Some Implications of the Anisotropic Distribution of Satellite Galaxies
我们研究了卫星星系围绕巨螺旋星系的各向异性分布和卫星系统的演化之间可能存在的联系。观察到的极性各向异性（Zaritsky等人，1997年）要么是由初始条件的印记，或从最初的对称分布。我们试图通过探讨后一种可能性的含义来区分这两种可能性。从观测到的卫星星系相对于主星系盘的分布，我们得到当前卫星人口的轨道倾角的约束。使用这个派生的倾角限制，并假设初始人口没有首选的轨道倾角，我们估计的大小假设的原始人口。我们发现，我们的最佳拟合模型意味着人口的破坏（或抑制）的卫星，其合并光度（假设相同的M/L的观测卫星）是目前的磁盘光度的18%和103%之间。
1999-08-17 astro-ph
Disk Galaxies in the Outer Local Supercluster: Optical CCD Surface Photometry and Distribution of Galaxy Disk Parameters
本文报道了对乌普萨拉星系表中亮度大于B_T = 14.5等的76个盘状星系进行的新的B波段CCD表面测光。利用我们早期发表的I波段CCD和高信噪比的21 cm HI数据（Lu et al.1993），本文完成了我们对该星系样品的光学表面光度测量。作为该数据集的一个应用，本文用B波段光度学来说明文献中忽略的两种选择效应，它们在从直径或/和通量有限的样本中导出盘星系盘中心表面亮度（CSB）分布函数时可能是重要的：在给定的CSB下，对盘尺度长度（DSL）较小的盘星系的Malmquist型偏差;以及依赖于盘倾斜的选择效应，如果盘在光学上不是完全不透明的，则该效应例如可以偏向接近直径受限选择的阈值的倾斜盘。考虑到这些选择的影响，我们提出了一种方法来构造一个体积抽样函数和一种方法来解释CSB和DSL的派生分布函数。将这种方法应用于我们的星系样本意味着，如果星系盘在光学上很薄，CSB和DSL可能在某种意义上是相关的，直到我们的星系样本充分探测到的约24.5 mag/square arcsec的倾斜校正限制CSB，具有较低CSB的星系的DSL分布可能具有朝向大值的较长尾部，除非盘状星系的分布是CSB向微弱值快速上升。
1998-06-05 astro-ph
The Relative Orientation of Nuclear Accretion and Galaxy Stellar Disks in Seyfert Galaxies
利用核射电辐射与宿主星系长轴的位置角之差（δ），研究了Seyfert星系核吸积盘与宿主星系盘轴夹角（β）的分布。我们提供了一个关键的评价质量的所有测量，并发现，数据是有限的观测不确定性和偏见，如众所周知的不足，塞弗特星系的高倾角。有微弱的证据表明，塞弗特2星系的三角洲分布可能与均匀分布不同（在90%的置信水平上），而塞弗特1星系的三角洲分布与均匀分布或塞弗特2星系的三角洲分布没有显著差异。讨论了Seyfert 2星系δ分布不均匀的可能原因。晚型旋涡星系中的塞弗特核可能倾向于大的δ值（在~96%的置信水平），而早型星系中的塞弗特核显示出或多或少的δ随机分布。这可能意味着，核吸积盘在非相互作用的晚型螺旋往往与恒星盘对齐，而在早型星系更随机取向，也许是由于吸积星系合并后。我们指出，在统一方案的上下文中，倾斜度分布的偏差转化为β的有偏估计。当考虑到这种效应时，所有塞弗特星系的β分布，以及塞弗特1和塞弗特2的β分布，都与射电喷流相对于星系盘随机取向的假设一致。数据与统一方案的预期一致，但不要求统一方案。
1999-01-16 astro-ph
Mathematical Morphology: Star/Galaxy Differentiation & Galaxy Morphology Classification
我们提出了一个应用数学形态学（MM）的天体分类，无论是恒星/星系分化和星系形态分类。我们证明，对于CCD图像，99.3 +/-3.8%的星系可以使用MM从恒星中分离出来，19.4 +/-7.9%的恒星被错误分类。我们证明，对于照相底片图像，使用我们的MM衍射尖峰工具可以增加与恒星正确分离的星系数量，这使得51.0 +/-6.0%的高亮度星系在当前技术中不可分割，正确分类，只有1.4 +/-0.5%的高亮度恒星污染人口。我们证明，椭圆形（E）和晚型螺旋（Sc-Sd）星系可以使用MM在91.4 +/-7.8%的准确性进行分类。这是一种比现有技术，特别是自动机器学习算法，涉及更少“自由参数”的方法。最后指出了基于视宁度和距离的MM星系形态学的局限性。我们研究了各种恒星/星系分化和星系形态学分类技术今天常用的，并表明，上述MM技术比较非常有利。
2006-11-02 astro-ph
The Kinematically Measured Pattern Speeds of NGC 2523 and NGC 4245
本文应用Tubee-Weinberg连续性方程方法，利用钙三重态吸收线，计算了SB（r）b星系NGC 2523和SB（r）0/a星系NGC 4245中的条斑速度。之所以选择这些星系，是因为它们具有强大的内环，可以用作模式速度的独立示踪剂。假设倾角为49.7 $^{\circ}$，距离为51.0 Mpc，NGC 2523的模式速度为26.4 $\pm$ 6.1 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。假设倾角为35.4 $^{\circ}$，距离为12.6 Mpc，NGC 4245的模式速度为75.5 $\pm$ 31.3 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。NGC 2523和NGC 4245的正转半径与棒半径之比分别为1.4 $\pm$ 0.3和1.1 $\pm$ 0.5。这些数值使明亮的内环靠近并稍微靠近共转半径，正如棒星系理论所预测的那样。在不确定性范围内，发现两个星系都有快速条，这可能表明中心浓度低的暗晕。本文还讨论了这两个星系的光度特性、棒强度和盘稳定性。
2007-06-26 astro-ph
Wakes of ram pressure stripped disc galaxies
由于冲压压力的剥离，穿过团内介质的螺旋星系会失去大量的气体盘。Oosterloo & van Gorkom 2005年对NGC 4388的最新观测显示，在源星系后面有一个约100 kpc的剥离气体尾部。我们提出了第一个三维流体动力学模拟这样的冲压压力剥离尾巴的演变。我们发现，如果ICM风没有显着变化，在一段时间内的几个100万年，亚音速星系产生一个尾巴与经常功能类似的冯卡门涡列。在这种情况下，在源星系后面每100 kpc距离，尾巴系统地加宽约45 kpc。在很大的倾角范围内，加宽的速率与星系的倾角无关。超音速星系的尾部比亚音速星系的更不规则。观察到的NGC 4388的尾巴比我们模拟的尾巴窄。这种差异的原因可能是额外的物理过程，如热传导或粘度。此外，我们得出结论，观察到的S形尾巴不是由于冯卡门振荡，因为这个星系很可能以超音速运动。观察到的形状的原因可能是周围ICM中的运动。最后，我们讨论了由于冲压压力stipping的ICM中的金属分布的影响。
2006-03-21 astro-ph
Recovering the Internal Dynamics and the Shapes of Galaxy Clusters: Virgo Cluster
我们描述了一种恢复星系团的子结构、内部动力学和几何形状的方法。将该方法应用于室女星系团，首先利用S-树技术揭示了室女星系团中心4弧度场的亚结构。揭示了三个主要星系群的存在，并估计了它们的动力学特征。然后，使用先前建议的技术（Gurzadyan和Rauzy 1997），基于星系的红移分布来评估子组的整体流速。这些结果也使我们能够得到一个可靠的指示的伸长的室女星系团和它的位置倾斜。
2001-07-16 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Spectral classification of galaxies at z~1
我们提出了一个主成分分析（PCA）为基础的光谱分类，eta，在深2红移巡天观测到的第一个5600星系。这个参数提供了一个非常明显的吸收和发射主导星系光谱之间的分离-分别对应于调查中的被动演化和主动恒星形成星系。此外，它表明，尽管观测到的光谱的高分辨率，这个参数单独可以用来相当准确地重建任何给定的星系光谱，这表明有没有很多的“自由度”，在观测到的光谱，这个星系人口。有人认为，这种形式的分类，eta，将是特别有价值的，在未来的比较高和低红移星系的调查，非常大的光谱样本，现在很容易获得，特别是当与高分辨率的光谱合成模型，将在不久的将来公开使用。我们还讨论了这种方法的相对优势，以遥远的星系分类相比，其他方法，如颜色和形态。最后，我们比较了这里得出的分类与2dF星系红移巡天，并在这样做表明，这两个系统是非常相似的。这在随后的分析中特别有用，因为这些调查的结果之间进行比较，以研究星系人口和大尺度结构的演变。
2003-09-12 astro-ph
Inclination-Dependent Extinction Effects in Disk Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
本文分析了Sloan数字巡天数据Release 6中的低红移（z<0.06）星系的绝对星等（M_r）和色（u-r）。具有近似指数分布（Sloan参数fracDeV < 0.1）的星系落在色-星等图的蓝色序列上，另外，如果这些指数星系的M_r <-19，则它们的u-r色与尘埃盘星系的视轴比q有关。通过对不同q值的指数星系的光度函数进行拟合，我们发现其变暗可以用关系式Δ M_r = 1.27（log q）^[2]来描述，而不是通常假设的Δ M = C log q定律。当明亮指数星系的绝对星等被校正为其“正面”值M_r^f = M_r - Delta M_r时，对于给定的q值，平均u-r颜色与M_r^f线性相关。近面对面指数星系（q > 0.9）的平均u-r色对M_r^f的依赖性很小（每亮一个星等，红0.096星等）。相比之下，近边缘指数星系（q < 0.3）每亮一个星等，就会红0.265个星等。当使用变暗定律Δ M = 1.27（log q）^2来创建一个倾斜校正的明亮指数星系样本时，它们的表观形状被证实与轻度非圆形圆盘的分布一致，短轴与长轴之比的中值γ = 0.22，圆盘椭圆率的中值γ = 0.08。
2008-01-15 astro-ph
Radial Dependence of Extinction in Parent Galaxies of Supernovae
在获得核坍缩超新星（SNe）的真实绝对星等的过程中，灭绝问题是需要解决的最重要的问题。过去广泛使用的平行平面模型给出了依赖于星系倾角的吸收，但它并不能充分描述消光。我们试图应用另一种模型，它引入了径向ependence的灭绝。对于一个选定的带状包络SNe样本，发现随着距离星系中心半径的减小，SNe有一定的变暗趋势。
2007-07-17 astro-ph
An Artificial Neural Network Approach to Classification of Galaxy Spectra
我们提出了一种方法自动分类的星系与低信号噪声（S/N）光谱典型的红移调查。我们开发的光谱模拟的基础上的参数为2dF星系红移巡天，并与这些模拟，我们调查的技术时，专门适用于低S/N光谱的主成分分析。我们将客观的主成分与光谱中的特征联系起来，并使用少量的成分成功地从低质量的光谱中重建出潜在的信号。使用的主成分作为输入，我们训练人工神经网络分类的噪声模拟光谱到形态类，揭示了成功的分类对所观察到的$b_{\rm J}$幅度的来源，我们与其他方法的分类比较。我们发现，超过90%的正常星系的样本被正确地分为五个广泛的形态类之一，模拟在$b_{\rm J}$ =19.7。通过将数据分成单独的组，我们表明，到哈勃序列的分类是唯一相关的正常星系和光谱与不寻常的功能应纳入一个分类方案的基础上，主要是他们的光谱签名。我们讨论了如何人工神经网络可以用来区分正常和不寻常的星系光谱，并讨论了可能的应用这些结果的光谱星系红移调查。
1996-08-13 astro-ph
