Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. IV. Surface Photometry: Colour Distributions
本文是系列文章中的第四篇，研究了中红外暖塞弗特星系样本和中红外冷星系对照样本的光学性质。本论文致力于分析表征宿主星系的颜色分布。暖塞弗特1号和2号星系显示出相反的颜色梯度，它们的颜色剖面描绘了单次爆发太阳金属丰度模型中的年龄和尘埃效应。特别是，我们发现了大量的证据，发生在塞弗特2磁盘强大的恒星形成：他们的颜色和发射线的二维地图表明，尘埃灭绝与正在进行的恒星形成的螺旋和潮汐功能;他们的颜色配置文件显示0.5-1 Gyr或年轻的恒星爆发，叠加在老的底层星系人口。大部分这些性质都与冷星系相同，而温暖的塞弗特1型星系则显示出更古老的恒星星族，只有在少数情况下，有环核恒星形成的证据。
1999-12-13 astro-ph
New UBVRI colour distributions in E-type galaxies I.The data
本文用宽场UBVRI坐标系导出了36个北半球亮椭圆星系和一些望远镜的新的色分布。经典的线性表示的颜色对log r的推导，与零点颜色和梯度的准确性的一些改进。重要测量的径向范围向银河系中心和每个物体的外围都扩大了。因此，还可以获得在3”半径内积分的“中心颜色”和在mu_V = 24表面亮度附近平均的“最外层颜色”。一些典型的偏离线性的颜色配置文件进行了说明。颜色的颜色关系的兴趣。非常紧密的相关性之间的U-V的颜色和Mg 2线指数，测量在银河系中心或在有效半径。
2002-01-19 astro-ph
Blue colours of BL Lac host galaxies
利用BL Lac主星系的近红外和光学成像研究了它们的颜色特性。我们发现BL Lac宿主的R-H颜色和颜色梯度分布比正常椭圆星系宽得多，许多物体具有非常蓝色的宿主和/或陡峭的颜色梯度。蓝色很可能是由最近的恒星形成造成的。然而，缺乏明显的相互作用迹象可能需要一个显着的时间延迟之间的相互作用事件与相关的恒星形成事件和核活动的开始。
2004-04-20 astro-ph
The evolution of the bi-modal colour distribution of galaxies in SDSS groups
我们分析了$u-r$颜色分布的几个样本的星系群从斯隆数字巡天的第四次数据发布。对于所有的亮度范围和环境考虑的颜色分布很好地描述了两个高斯函数的总和。我们发现，在红色序列中的星系的分数是一个群维里质量的递增函数。我们还研究了星系的颜色分布在低红移，$z\le0.18$在外地和集团的星系比$M_r-5\log(h)=-20$亮的演化，发现显着的证据，最近的演化群体中的星系的人口。红星系的比例随着红移的减小而单调增加，这种效应意味着星系群中的演化要比场中的演化强烈得多。
2006-07-12 astro-ph
New evidence for a linear colour-magnitude relation and a single Schechter function for red galaxies in a nearby cluster of galaxies down to M*+8
本文研究了Abell 1185（z=0.0325）星系团中M ~*+8以下的红星系在B、V和R波段的颜色和光度分布。颜色-星等（以下简称CM）关系是线性的，没有证据表明有明显的绝对星等弯曲，这在文献中很少探讨（M_R=-12.5等）。CM关系很薄（+/-0.04等），它的厚度与震级完全无关。Abell 1185中红星系的光度函数可以用Schechter函数来描述，其特征星等和暗端斜率也可以很好地描述其他星系团中红星系的LF。除了由于所考虑的总体的颜色而引起的明显的M* 偏移之外，不存在LF形状的通带依赖性。最后，我们的结论是，基于颜色和光度，红色星系形成一个均匀的人口超过四十年的恒星质量，提供了第二个证据，对微弱的红色星系是一个最近的集群人口。
2006-06-29 astro-ph
Spitzer IRAC Infrared Colours of Submillimetre-bright Galaxies
在毫米和亚毫米波长的空白场巡天中发现的高红移亚毫米亮星系出现在IRAC色图的区域中，该区域以前被确定为发光的活动星系核（AGN）。我们使用一组经验和理论尘埃星暴光谱能量分布（SED）模型的分析表明，与年轻（<1亿年）加热的热尘埃相关的幂律连续源，z>2的极端星暴也占据了IRAC颜色图中AGN的相同区域。对IRAC颜色和SED的详细比较表明，这两个群体彼此不同，亚毫米亮星系具有系统平坦的IRAC光谱（在观察到的[4.5]-[8.0]颜色中>1等蓝）。只有大约20%的天体在彩色图中重叠，这个低比例表明，由尘埃遮蔽的活动星系核提供动力的亚毫米星系并不常见。亚毫米星系的红色红外颜色是不同的无处不在的前景IRAC源，我们提出了一套红外颜色选择标准，用于识别SMG同行，即使在没有无线电或斯皮策MIPS 24微米数据。
2008-06-12 astro-ph
The Colour-Magnitude Relation of Early-Type Galaxies in the Hubble Deep Field
本文给出了中位红移为0.9的哈勃深场中35个早型星系的静止坐标色星等图。虽然有相当大的散射，红序列以及描述的被动演化的固有的老恒星星族观察。与富后发座星系团（$z=0.023$）被动演化的颜色-星等关系相比，表明在这个红移的场中，大约有一半的早型星系与富后发座星系团中的星系一样古老。
1998-10-08 astro-ph
Physical interpretation of the near-infrared colours of low redshift galaxies
我们使用经验的技术来解释的近红外颜色的一个样本的5800个星系从斯隆数字巡天（SDSS）的主要光谱样本与YJHK测光从英国红外深空巡天（UKIDSS）的数据发布之一。我们研究了近红外光谱内测得的SDSS纤维和物理参数的光谱之间的相关性。这些参数包括特定的恒星形成率、恒星年龄、金属丰度和尘埃衰减。所有的相关性进行了分析，在红移，恒星质量和浓度指数密切匹配的星系样本。虽然更强烈的恒星形成星系具有更蓝的光学颜色，但在近红外波长处则相反-具有更高特定恒星形成率的星系具有更红的近红外颜色。这一结果同意定性模型的预测，其中热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）的恒星占主导地位的H和K-波段的光的星系爆发后的恒星形成。我们还发现了一个令人惊讶的强相关性的近红外颜色的恒星形成的星系和他们的尘埃衰减从巴尔末减量测量。然而，与光学颜色不同的是，近红外颜色对星系倾角的依赖性很小。这表明近红外颜色与尘埃衰减的相关性是因为TP-AGB恒星是星系中尘埃的主要来源。最后，我们比较了近红外颜色的星系在我们的样本中的三个不同的恒星星族模型的预测：Bruzual和Charlot 2003年模型，一个新的模型的初步版本正在开发的Charlot和Bruzual，其中包括一个新的处方AGB恒星演化，和Maraston 2005年模型。
2007-09-10 astro-ph
The cosmological evolution of colour gradients in spheroids
通过对哈勃深场星系四色图的分析，发现在0.4<z<1的早型场星系样本中存在着同时代恒星星族占优势的椭圆星系。然而，还有另一个出乎意料的HDF早期星系类别，其中星系核心比外部区域显着更蓝。我们证明，这些颜色梯度的多区化学动力学模型的椭圆星系的演化预测。我们认为，颜色梯度可以被用来作为椭圆星系的演化的计时器：星系年轻比几个陀螺仪表现出比周围星系的核心蓝，由于正在进行的恒星形成，而更多的进化星系有红色的核心，由于金属丰度梯度增加向中心。
2001-02-21 astro-ph
The scatter in the near-infrared colour-magnitude relation in spiral galaxies
利用平面上方边缘星系的I-K色，我们确定了旋涡星系的无尘色-星等（CM）关系。我们发现，在这种关系中的散射是小的，大约大到可以解释的观测不确定性。近红外CM关系的斜率是陡峭的螺旋比椭圆星系。我们提出两种可能的解释。首先，这种差异可能是由旋涡星系中的垂直颜色梯度引起的。在这种情况下，这些梯度应该是类似的所有星系，平均0.15德克斯在[Fe/H]每标度高度，并增加以后的星系类型。然而，最可能的解释是，螺旋和椭圆有本质上不同的CM关系。这意味着螺旋星系中的恒星比椭圆星系中的恒星年轻。然而，螺旋星系中年轻恒星的年龄，或者说比例，完全取决于星系的光度，而不是它的环境。
1998-08-21 astro-ph
The Colours of HII Galaxies
利用北欧光学望远镜和加那利群岛的Kapteyn望远镜对15个HII星系的光学V、R和I滤波器进行了高空间分辨率CCD面测光研究。测量了星暴连续体和底层星系的颜色。HII星系底层星系的颜色分布与其他晚型低表面亮度星系的颜色相似，这表明它们与HII星系的静止阶段有密切的关系。然而，与最近的演化人口合成模型的比较表明，观测误差和模型中的不确定性仍然太大，不能严格限制他们过去的恒星形成历史。
1995-11-21 astro-ph
Competition between dust scattering albedo and 2175 A bump for ultraviolet colours of nearby disc galaxies
观测到的附近盘星系的紫外线（UV）颜色显示出相对于它们预期的固有颜色的变红。由于在银河系的尘埃消光定律中发现的2175年的隆起使紫外线的颜色变蓝，这可能表明附近盘状星系的尘埃没有隆起，银河系是例外。然而，这一结论可以通过散射效应进行修正。如果散射的波长越短，可见的紫外线颜色就越红。通过对观测到的紫外线颜色和辐射转移模拟的紫外线颜色进行广泛比较，发现有两种类型的尘埃适合于附近的盘状星系：（1）有凸起的尘埃，波长较短的尘埃具有较小的散射度（凸起范围除外）;（2）没有任何凸起但散射度几乎恒定的尘埃。如果非常小的碳质颗粒负责共同的未识别的红外发射带也是凸块载体，前粉尘是有利的。
2006-05-06 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts.II. Nuclear, disk and global colours in the Groth Strip
我们分析了中等红移盘星系核区的颜色，目的是获得0.1 < z < 1.3时星系核球和盘的相对年龄的经验信息。我们的工作与视直径有限的母样本的248个星系从HST格罗斯带调查。我们采用保守的标准，以确定隆起和潜在的前兆，目前的隆起的基础上核表面亮度超过指数分布的外部。我们测量膨胀的颜色楔形配置文件上的半短轴上打开，并将它们与磁盘和全球星系的颜色进行比较。对于60%的星系与凸起，休息帧核颜色分布显示红色的序列，是很好地适应被动演化模型的各种年龄，而其余的40%分散向蓝色。相比之下，没有中心亮度过剩的星系显示出典型的恒星形成群体的颜色，并且缺乏红色序列。我们还看到，在本机宇宙中，大多数短轴的颜色轮廓是负的（向外更蓝），并且相当温和，表明核颜色与盘颜色没有明显的不同。这一点在比较核、球和盘的颜色时得到了证实：这些颜色显示出很强的相关性，对于任何中央亮度突出的凸起值。与红色序列凸起颜色的合成模型的比较表明，这种红色凸起已经停止形成恒星的时代早于观测前的~ 1 Gyr。核和盘的颜色之间的相关性和小的颜色梯度暗示在一个交织的恒星形成的历史隆起和磁盘：可能，我们的大多数红色隆起形成的过程中，截断恒星形成的隆起没有破坏磁盘。
2008-07-18 astro-ph
What determines the slope of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies in the hierarchical clustering scenario?
利用一个星系形成的半解析模型，研究了星系团中椭圆星系颜色-星等关系的物理起源。我们特别研究了恒星形成过程、超新星反馈和紫外背景对椭圆星系形成和演化的影响。观测结果表明，色-星等关系反映了星系的金属度-光度关系，为了再现色-星等关系，抑制暗星系中恒星的化学富集是很重要的。为了抑制化学富集，我们提出了一些解决方案。一个是假设有一个强烈的超新星反馈。二是引入紫外背景辐射的影响。这些解决方案退化，但它们可以区分通过研究星系的其他属性，如光度函数，颜色分布等，此外，我们发现，超新星反馈模型的星暴，使隆起组件是重要的恒星形成的时间尺度时，在光盘是长于宇宙的年龄。另一方面，当恒星形成时间尺度较短时，由于大多数恒星不是由爆发形成的，而是由盘内的普通恒星形成过程形成的，因此所得到的色-星等关系不依赖于这样的星爆模型。
1999-06-10 astro-ph
The Colour-Magnitude Relation and the Age of Galaxies in the Cluster AC118 at z=0.31
我们推导出z=0.31的星系团AC 118的色-星等关系，并利用该关系在被动演化框架下对星系团的形成年代和年龄分布进行了约束。这项工作是基于ESO NTT（OAC保证时间）的观测。
2001-10-15 astro-ph
Tracing the vertical composition of disc galaxies through colour gradients
利用对一组统计上完整的边缘盘星系样本进行的光学观测，研究了星系盘中固有的垂直色梯度，以限制人口梯度、残余尘埃消光和星系金属丰度梯度的影响。看来，内在的垂直颜色梯度要么是不存在的，要么是小的，相对恒定的，作为沿着星系主轴的位置的函数。我们的结果是一致的，没有任何垂直的颜色梯度的早期类型的样本星系的光盘。在大多数星系中，垂直梯度的大小甚至方向都有小尺度的变化：在较大的银河系中心距离处，它们通常随着z高度的增加而显示出更红的颜色，而在银河系中心及其附近经常观察到相反的情况。对于我们的样本星系的另一个机制，除了恒星星族梯度的影响的显着比例是必需的，以解释所观察到的梯度的大小。在我们的样本星系中，很大一部分的非零颜色梯度可能（至少）部分是由于在这些z高度处的残余尘埃消光，这也可以从银河平面两侧测量的垂直颜色梯度之间的有时显着差异中得到证明。我们认为，初始的垂直金属丰度梯度，如果有的话，可能没有加重吸积或合并事件在我们的样本星系的生命周期。另一方面，它们可能削弱了任何现有的垂直金属丰度梯度，尽管它们也可能使现有的相关性保持不变。
1999-11-22 astro-ph
The cluster of galaxies A 2163B at z~0.2 II -- Colour gradients, re--mie relations and the Photometric Plane
这篇论文已被作者撤回，因为它已与论文I（astro-ph/0307482）合并。
2004-07-19 astro-ph
The mid-infrared colour-magnitude relation of early-type galaxies in the Coma cluster as measured by Spitzer-IRS
我们利用后发座星系团中50个早型星系的16微米、Spitzer-IRS、蓝色峰上光度测量来定义中红外色-星等关系。我们比较了最近简单的恒星星族模型，其中包括中红外发射的扩展，尘埃信封的演变恒星。这些模型中的Ks-[16]色对尘埃渐近巨星分支（AGB）星的相对星族非常敏感。我们发现，被动发展的早型星系定义了一个序列的近似恒定的年龄（~10 Gyr）与不同的金属丰度。有几个星系处于光学/近红外色等关系，但不处于中红外关系。这说明了Ks-[16]颜色对年龄的敏感性。在中红外线中可以看到颜色与星等的关系，这一事实强调了后发座星系团中大多数（68%）早型星系的极端被动性质。由此推论，在我们的样本中，32%的早期类型星系不是“被动的”，因为它们要么比10 Gyr年轻得多，要么在过去的几个Gyr中有一些复兴事件。
2008-10-15 astro-ph
The colour-magnitude relations of ClJ1226.9+3332, a massive cluster of galaxies at z=0.89
研究了已知质量最大、高红移星系团之一的色-星等关系。在V，R，I，z，F606 W，F814 W，J和K波段测量了K*+2.5的深度，光谱学证实了27个K波段选择的簇成员。V-K色相当于~ 2700 A-J的静止色，提供了一个非常灵敏的恒星形成活动的测量。HST ACS成像已被用于星系的形态分类。与邻近的星团相比，该星团具有较低的早期类型比例，只有33%的星团成员具有E或S 0类型。早型成员星系形成了一个清晰的红色序列。与相当的后发座星系团关系相比，这种关系的离散度和斜率没有显示出演化，这表明恒星星族已经非常古老了。将关系的标准化与基于合成恒星星族的模型进行了比较，并且与z>3时形成的恒星星族最一致。一些晚型星系被发现位于红色序列上，这表明它们与早型星系具有非常相似的恒星星族。这些结果提出了一个星系团中的早期型星系都是老的，但其中必须有未来的星系形态转换，以匹配附近的星系团的早期型部分的图片。为了保持在附近星系团中看到的早期类型的紧密的颜色-星等关系，晚型星系必须在形态转变发生之前通过停止恒星形成来改变它们的颜色。这种演化在位于色-星等关系上的晚型中观察到。
2006-02-06 astro-ph
Evolution of the colour-magnitude relation of early-type galaxies in distant clusters
利用Kodama & Arimoto（1997）椭圆星系演化模型，对17个红移为0.31 < z < 1.27的远距离星系团中早型星系的色-星等关系演化进行了全面的定量分析。对该模型进行了标定，再现了后发座椭圆星系在z ~ 0处的色-星等关系，并给出了斜率和零点随红移的演化。我们发现在我们的样本中的集群的颜色-幅度关系之间没有显着差异。斜率可以复制一个单一的模型序列中，所有的椭圆星系被假定为同样的年龄（最大的年龄差异允许最亮的3个星等只有1 Gyr），并有平均恒星金属丰度作为星系光度的函数而变化。色-星等关系的零点将早型星系的主要恒星形成时代限定在zf>2-4。这项研究提供了两个重要的限制，任何丰富的星系团的形成模型：在早期类型的星系的恒星星族的年龄的均匀性和这些星系的金属丰度序列作为星系质量的函数的普遍性。
1998-02-18 astro-ph
The Surface Brightness and Colour-Magnitude Relations for Fornax Cluster Galaxies
本文介绍了用密歇根柯蒂斯施密特望远镜观测的天炉座星系团中心区域190个星系的BVI测光。在我们的数据中，星系团成员表现出很强的表面亮度-星等关系：无论是巨椭圆星系还是矮椭圆星系，其表面亮度都随着光度的降低而降低。然而，表面亮度-星等关系不再是一个可靠的方法，用于确定在表面亮度微弱于22 mag/sq. arcsec的集群成员。新发现的超致密矮星系（UCD）远离正常的表面亮度-星等关系。我们提出的颜色-星等关系的113个星系团作为一个函数的形态类型的样本。UCD也不在这种关系的轨迹上。它们的平均V-I色比光度相似的矮星系更红，但与NGC 1399相关的球状星团相似。UCD在表面亮度和颜色星等图上的位置支持了它们是潮汐剥离有核矮椭圆星系的残余的假设。
2003-05-19 astro-ph
Colour Gradients in the Optical and Near-IR
多年来，宽带颜色一直被用来深入了解星系的内容，特别是估计恒星和尘埃的含量。宽带颜色很容易获得大样本的对象，使其成为统计研究的理想选择。在本文中，我使用的径向分布的颜色在星系中，这使得更多的洞察当地的过程驱动的全球色差比综合的颜色。在我的86个正面星系样本中，几乎所有星系都随着半径的增加而系统地变蓝。将径向测光与新的尘埃消光模型和恒星星族合成模型进行了比较。这种比较表明，在面对星系的颜色梯度是最好的解释年龄和金属丰度梯度的恒星星族和尘埃变红起着次要的作用。颜色梯度意味着$M/L$梯度，使得从旋转曲线拟合导出的“丢失光”问题更加严重。
1995-09-01 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
The Clustering of Colour Selected Galaxies
本文测量了位于银河系高纬度的两个5度× 5度视场的B_J=23.5多色巡天中的星系的角关联函数。大约有40万个星系的星系目录在大小上与用于确定低红移星系关联函数的目录相当。在大角度尺度上对z=0.4的关联函数的测量表明，尽管我们的结果与大于15 Mpc时的突破并不矛盾，但没有证据表明突破了幂律。尽管大的视野，有很大的差异，在每个领域的关联函数的测量，可能是由于矮星系内的z=0.11星系团靠近南银河系极点。颜色选择被用来研究星系z=0到z=0.4的成团。星系的关联函数被发现强烈依赖于颜色与红色星系更强烈的集群比蓝色星系的5倍，在小尺度。的关联函数的斜率也被发现是不同的颜色与伽马=1.8的红色星系，而伽马=1.5的蓝色星系。在整个星等范围内，红色星系的聚集一直很强，尽管两个领域之间存在很大的变化。在观测到的星等范围内，蓝星系的成团作用非常弱，成团作用与r_0= 2Mpc一致。这比局部宇宙中晚型星系的聚集要弱，并表明星系聚集与颜色的关系比与形态的关系更密切。这也可能是第一次探测到大量的低红移星系群，其聚集特性类似于暗淡的蓝色星系。
2000-05-16 astro-ph
Simulations of Observations with the Optical Monitor of the X-Ray Multi-Mirror Satellite
本文从几个方面讨论了X射线多镜卫星（XMM）光学监视器（OM）的观测问题。首先，我们讨论了XMM-OM的测光系统及其向标准UBV系统的颜色转换。其次，我们建立了一套程序，以确定温度和星际吸收量影响观察到的恒星。最后，我们解决的可能性，隔离类星体的多维色图的基础上的XMM-OM过滤器集。
2000-06-14 astro-ph
Optical and Infrared Diagnostics of SDSS galaxies in the SWIRE Survey
我们提出了一个完整的样品1114 z<0.3星系的休息帧光学和红外颜色从斯皮策广域红外河外遗留调查（SWIRE）和斯隆数字巡天（SDSS）。我们讨论了我们的样品的光学和红外颜色，并详细分析了尘埃恒星形成星系和活动星系核光学选择的红序列星系的贡献。我们建议，在我们的样本中的星系的光学（g-r）颜色和红外日志（L_{24} / L_{3.6}）颜色主要是由一个膨胀盘比。发现（g-r）色对盘控星系的膨胀盘比敏感，而log（L_{24} / L_{3.6}）色对膨胀盘控星系更敏感。我们确定约18%（195个来源）的样品具有红色光学颜色和红外过量。通常情况下，这些星系的红外光度被发现处于恒星形成星系的高端，具有蓝色光学颜色。使用发射线诊断图，78个被发现有活动星系核的贡献，117个被确定为恒星形成系统。恒星形成星系的红色（g-r）可以用消光来解释。然而，它们的高光学亮度不能。我们的结论是，他们有一个显着的凸起组件。光学红色恒星形成星系的数量密度被发现对应于我们的样本的总数密度的~13%。此外，这些系统贡献了约13%的总光学光度密度，和28%的总红外光度密度的SWIRE/SDSS样品。这些目标可以减少“干合并”的需要。
2006-07-06 astro-ph
Optical/near-infrared colours of early-type galaxies and constraints on their star formation histories
本文介绍并讨论了单年龄单金属丰度恒星星族的理论（B-K）-（J-K）积分色图的性质。当人口年龄大于~ 3亿年时，这种综合颜色的组合能够在很大程度上解开众所周知的年龄-金属丰度简并性。我们详细讨论了这种颜色-颜色图的α-增强金属丰度比的影响，在理论校准中未考虑的蓝色水平分支恒星的存在，以及低质量恒星系统中的统计颜色波动。在具有多个恒星世代的群体的情况下，从该图中获得的光度加权平均年龄显示出严重偏向于最年轻的恒星成分。我们将这种方法应用到几个数据集，光学和近红外光度学在文献中。对于两个本星系群矮星系NGC 185和NGC 6822，从综合颜色的平均年龄是一致的恒星形成的历史推断独立的光度观测的解决恒星星族。一个亮场和室女星系团椭圆星系的样本被发现表现出一系列的亮度加权平均年龄从3至14 Gyr，平均8 Gyr，独立于环境，和平均金属丰度或略高于太阳值。在所有被研究的星系中都发现了颜色梯度，从某种意义上说，中心区域更红。五个室女座早期型矮星系的孔径数据显示，这些星系似乎被转移到较低的平均金属丰度和较低的平均年龄（范围1至6 Gyr）比他们的高光度同行。
2005-12-12 astro-ph
Two-colour photometric selection of high redshift galaxies
在本文中，我们描述了一组模型来预测星系的颜色在很宽的范围内的红移。我们展示了模拟的示例输出，并讨论了它们在高红移星系选择中的应用，特别是通过识别莱曼破裂。此外，我们考虑的最佳选择的过滤器的选择范围内的红移。为了社区的利益，万维网上提供了模拟子集的界面，网址为http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~rejs/research/galcols.html。
2001-03-24 astro-ph
Bulges of disk galaxies at intermediate redshifts. I. Samples with and without bulges in the Groth Strip Survey
我们的目标是定义一个样本的中间z盘星系窝藏中央隆起，和一个补充样本的盘星系没有可测量的隆起。我们打算提供这两个样品的颜色配置文件，以及测量核，磁盘和全球的颜色，这可能会被用来限制相对年龄的凸起和磁盘。我们选择了一个直径有限的样本的星系图像从HST/WFPC 2 Groth带调查，这是分为两个子样本的更高和更低的倾角，以评估尘埃的作用的措施量。合并是视觉识别和排除。我们特别注意控制椭圆机的污染。膨胀样本的定义与标准的基础上核表面亮度超过向内外推的指数律拟合到星系的外部区域。我们提取的颜色配置文件的半短轴上的磁盘中的灰尘的影响最小，并测量核颜色在0.85千秒差距的中心超过这些配置文件。圆盘的颜色是在长轴剖面上测量的;全局颜色是从2.6”直径的孔径中获得的。我们获得了一个包含248个星系的母样本，这些星系具有已知的红移，光谱或光度，跨度为0.1 < z < 1.2。膨胀子样本包括54个星系（占总数的21.8%），而没有可测量膨胀的子样本占总数的55.2%（137个星系）。其余的（23%）是由合并组成的。我们列出了核，磁盘，和全球的颜色（观察和restframe）和幅度（表观和绝对），以及星系的颜色梯度的样品和没有隆起。我们还提供两种样品的图像、彩色图、光谱能量分布图、长轴表面亮度分布图和短轴颜色分布图。
2008-07-20 astro-ph
HST/ACS observations of shell galaxies: inner shells, shell colours and dust
目的：进一步了解早期星系中壳层和尘埃的起源。方法：V-I颜色的壳层和底层星系的推导，使用HST高级巡天相机（ACS）的数据。一个星系模型是在当地的楔形和减去确定壳的轮廓和颜色。我们应用Voronoi binning我们的数据，以获得平滑的彩色地图的星系。与文献中的N体模拟比较，可以更深入地了解壳特征的起源。壳的位置和尘埃的特征推断模型星系减去图像。结果：ACS图像显示，在一些星系中，壳层的有效半径很好（在NGC 5982的情况下为1.7 kpc）。在某些情况下，强大的核尘埃补丁阻止检测内壳。大多数贝壳的颜色与下面的星系相似。有些内层比银河系还要红。所有六个壳层星系在其中心区域都显示出动力学平衡的尘埃特征，如车道或斑块。在95%的置信水平下，我们对壳层椭圆星系中尘埃的探测率大于从HST档案数据中发现的正常早期星系样本。结论：合并模型比相互作用模型更好地描述了壳的分布和形态。红色壳层的颜色很可能是由于尘埃和/或更古老的恒星星族的存在。中心尘埃特征的高流行率和动力学平衡形态指向外部影响负责早期型壳星系中可见的尘埃特征。内壳层能够在相对较老的壳层系统中表现出来。
2007-03-22 astro-ph
The colour magnitude relation for galaxies in the Coma cluster
本文给出了后发座星系团在Johnson U和V波段的一个新的测光表.我们覆盖了3360 arcmin ~ 2的天空区域，在13 arcsec直径的孔径中，深度为V=20 mag，并在8.8到26 arcsec直径的公制孔径中产生~1400个扩展对象的星等。测光的平均内部RMS散射是0.014等的V，和0.026等的U，为V13 < 17等。我们放置新的限制的散射水平的颜色-星等关系（CMR）的后发座星系团，并调查的斜率和散射的CMR取决于星系的形态，光度和集群内的位置。正如预期的那样，在椭圆星系中发现的散射水平最低，而晚型星系在CMR的蓝色区域拥有最多的星系。我们调查的CMR的斜率是否是一个人工制品的颜色梯度在星系内，并表明，它仍然存在时，测量的颜色与星系大小的直径范围内。看着CMR的环境依赖性，我们发现一个趋势，系统的蓝色星系的颜色与增加预测集群中心半径，我们与平均星系年龄的梯度。
2001-06-19 astro-ph
The optical-near-infrared colour of the host galaxies of BL Lacertae objects
我们提出了23个低红移（z < 0.3）BL Lac对象，我们以前在R-波段研究的H-波段成像。对于所有观测到的天体，主星系都可以用椭圆模型很好地表示，平均尺度长度R（e）= 7.2 +- 3.6 kpc，平均绝对星等M（H）= -25.9 +- 0.6。因此BL Lac宿主是发光的椭圆星系，与低红移射电星系和不活跃的椭圆星系没有区别。最佳拟合的H波段柯门迪关系式为μ（e）= 3.7 log r（e）（kpc）+ 14.8 mag arcsec^-2，与正常椭圆星系和射电星系的结果一致。这种相似性表明，所有大质量椭圆星系都可以经历核活动，而不会对其全球结构产生重大扰动。新的观测结果与文献数据相结合的18个对象，这个扩展的样本被用来调查的光学近红外颜色和颜色梯度的BL湖的宿主星系的属性，并进行直接比较与其他椭圆星系有和没有核活动。BL Lac宿主的光学/近红外颜色（R-H = 2.2 +-0.4）和颜色梯度（Delta（R-H）/Delta（log r）= -0.38 +-0.60）分布比具有古老恒星星族的正常椭圆星系的颜色分布宽得多，许多BL Lac的宿主比正常椭圆星系更蓝和/或颜色梯度更陡。蓝色很可能是由年轻的恒星星族造成的，并表明由相互作用/合并事件引起的恒星形成与核活动开始之间的联系。然而，缺乏明显的相互作用的迹象可能需要一个显着的时间延迟与相关的SF发作和核活动的发作之间的…
2004-05-31 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
The nature of the SDSS galaxies in various classes based on morphology, colour and spectral features -- I. Optical properties
我们提出了一个全面的研究的SDSS星系的性质分为各种类别的基础上，它们的形态，颜色和光谱特征。SDSS星系被分为早期型和晚期型;红色和蓝色;被动，HII，Seyfert和LINER，共返回16个精细的星系类别。我们研究了每一类星系的七个物理参数的光度依赖性。我们发现，超过一半的红色早型星系（REG）有恒星形成或活动星系核的活动，这些活跃的REG具有较小的轴比和蓝色的被动REG相比。蓝色早型星系（BEGs）显示出与REG相似的结构特征，但它们的中心比REG更蓝。发现HII BEG具有比被动BEG更蓝的中心，但是HII REG具有比被动REG更蓝的外部。膨胀主导的晚型星系有红色。被动红色晚类型在几个方面与REG相似。大多数蓝色晚型星系（BLG）都有正在形成的恒星，但有一小部分BLG没有显示出当前恒星形成活动的证据。考察了不同类间其它物理参数的差异，并讨论了它们对星系演化的意义。
2008-07-01 astro-ph
NUV-IR colours of red sequence galaxies in local clusters
介绍了本星系团中红序星系的GALEX近紫外（NUV）和2 MASS J波段测光方法。我们根据严格的发射阈值定义静态样本，去除最近恒星形成的星系。我们分析了NUV-J色-星等关系（CMR），发现内在散射比类似的光学CMR（~0.35而不是0.05等）大一个数量级，与以前的研究一致。将NUV-J颜色与光谱推导的恒星星族参数进行比较，我们发现与金属丰度有很强的相关性（> 5.5 sigma），仅随年龄有轻微的趋势，并且与α/Fe比没有相关性。我们探讨了大的散射的起源，并得出结论，无论是光圈效应，也没有紫外线上翘现象的贡献显着。我们表明，分散可以归因于简单的“结霜”的年轻或低金属丰度亚群。
2008-01-15 astro-ph
Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies
利用一种新的粒子数合成程序，构造了椭圆星系的演化模型。模型参数进行校准，重现观测到的色-星等（CM）关系的后发座椭圆在$V-K$与$M_{V}$图。SEDs在恒星年龄和金属丰度方面退化。试图打破这种简并，通过模拟椭圆星系CM关系的演化，基于两种不同的解释，即，CM关系反映了不同平均恒星年龄或不同恒星金属丰度。与两个遥远星系团Abell 2390（$z=0.228$）和Abell 851（$z=0.407$）中E/S 0星系的CM图的对抗再次证实了先前的CM关系主要是金属丰度效应的争论。这个结论既不依赖于模型参数，也不依赖于所采用的宇宙学参数。
1996-09-24 astro-ph
Optical colours of AGN in the Extended Chandra Deep Field South: Obscured black holes in early type galaxies
我们使用COMBO-17巡天的测光方法研究了来自扩展钱德拉深场南（ECDFS）的X射线源的光学颜色，旨在探索活动星系核-星系反馈模型。X射线源填充了颜色-星等图上的"蓝色“和"红色序列”。然而，“红色序列”中的来源似乎系统地更加模糊。来自GEMS巡天的HST成像表明，原子核不会显著影响观测到的颜色，因此红色源是早期类型的系统。在活动星系核反馈模型的背景下，这意味着在最初的"爆发“之后仍然有剩余的物质。我们认为，这种物质不仅可能是最初的合并所留下的，而且还必须有第二个冷气供应者（如微小的相互作用或自引力不稳定性）。
2007-08-24 astro-ph
The colour selection of distant galaxies in the UKIDSS Ultra-Deep Survey Early Data Release
我们研究了UKIDSS超深巡天早期数据发布（UDS EDR）中高红移星系的颜色选择技术。结合斯巴鲁非常深的光学测光，UDS EDR的深度（K_AB = 22.5）和面积（0.62 deg^2）使我们能够使用超过30，000个物体的大样本来研究光学/近红外选择。通过使用B-z，z-K色图（BzK技术），我们确定了超过7500个z > 1.4的候选星系，这些星系可以进一步分为被动系统和恒星形成系统（分别为pBzK和sBzK）。我们独特的样本使我们能够识别一个以前在BzK图中没有看到的新特征，与z < 1.4的早期类型星系的被动演化轨迹一致。我们还比较了BzK技术与极端红色物体（ERO）的R-K颜色选择和遥远红色星系（DRG）的J-K选择，并量化了这些人群之间的重叠。我们发现，大多数的DRG，在这些相对明亮的幅度也ERO。由于先前的研究已经发现这些星等的DRG有z ~ 1的红移，我们确定这些DRG/ERO星系的SED与z < 2的尘埃恒星形成星系或AGN一致。最后，我们观察到一个平坦的pBzK星系的数量计数，类似于其他研究，这可能表明，我们是被动z > 1星系的光度函数在一个狭窄的红移范围内采样。
2007-04-17 astro-ph
Galaxy pairs in cosmological simulations: effects of interactions on colours and chemical abundances
为了研究星系相互作用对颜色和金属丰度的影响，我们使用Scannapieco等人（2005）的化学GADGET-2对Lambda CDM方案中的成对星系进行了统计分析。我们发现，星系-星系的相互作用可以产生一个双峰的颜色分布与星系显着最近的恒星形成活动，主要贡献蓝色。在模拟中，成对星系中最近形成的恒星的颜色和分数比没有近伴星的星系更强烈地依赖于环境，这表明相互作用在星系演化中起着重要作用。如果用恒星星族的金属丰度作为化学指标，我们发现模拟星系决定了光度-金属丰度和恒星质量-金属丰度关系，它们不依赖于近伴星的存在。然而，在光度-金属丰度关系的情况下，在一个给定的富集水平，我们检测到一个系统的位移的关系，活跃的恒星形成系统的亮度。无论相对距离和当前的恒星形成活动水平如何，成对星系的恒星星族比没有近伴星的星系具有更高的富集水平。在气体成分的情况下，这是不再有效的星系对被动的恒星形成，只显示出过剩的金属非常密切的对成员，最近过去的一个重要的恒星形成活动的后果。（节录）。
2006-05-04 astro-ph
Stellar Distributions and NIR Colours of Normal Galaxies
我们讨论的边缘星系的形态学研究的一些结果，基于光学，特别是近红外表面测光。我们发现，星系垂直表面亮度分布的指数分布拟合得很好，远远优于等温分布。我们发现，在一般情况下，垂直规模的高度增加时，向外。这种增加对于早期类型的螺旋星系是强烈的，而对于晚期类型的螺旋星系则非常小。我们认为，这可能是由于存在厚盘，其尺度长度大于星系的主盘。最后讨论了旋涡星系的I-K色星等关系。我们发现，这是一个紧密的关系，散射是类似的观测不确定性，比椭圆星系的斜率更陡。
1997-06-19 astro-ph
The Colours of Elliptical galaxies
我们收集了2728个邻近（$z<0.08$）椭圆星系的样本，它们的测光结果分别来自斯隆数字巡天（SDSS）的$g,r,i,z$波段和2微米全天巡天（2 MASS）的$J,H,K$波段。还可提供这些物体的恒星质量、恒星速度色散和结构参数，如大小和表面质量密度。为了校正SDSS和2 MASS之间的孔径失配，我们将SDSS幅度校正为测量2 MASS幅度的等照度圆半径。我们比较光学，光学红外和红外颜色和星系光度，恒星质量，速度色散和表面质量密度之间的相关性。我们发现，所有星系的颜色更强烈地与恒星的质量和速度色散比与任何其他结构参数。这两种关系的离散度也较小。我们还研究了各种恒星吸收线指数和同一组星系参数之间的相关性，我们得出了非常相似的结论。最后，我们分析了吸收线指数和颜色之间的相关性。我们的研究结果表明，椭圆星系的光学颜色是敏感的年龄，金属丰度和$α$ -增强的组合，而光学红外颜色是敏感的金属丰度和$α$ -增强，但有点不敏感的年龄。
2005-10-25 astro-ph
Near-Infrared Surface Photometry of Bulges and Disks of Spiral Galaxies. The Data
我们提出了光学和近红外（NIR）表面亮度和颜色的配置文件，在波段范围从U到K，为一个完整的样本的30个附近的S0到Sbc星系的倾角大于50度的磁盘和凸起组件。我们详细描述的意见和颜色参数的测定。经校准的单色和真彩色图像，以及颜色指数图。这一数据集是为研究星系凸起的人口特征量身定制的，也提供了关于内部圆盘颜色的有用信息。在相关的论文中，我们已经使用它们来量化凸起的颜色梯度，以及凸起和内盘之间的年龄差异。
1997-01-09 astro-ph
Internal colour gradients for E/S0 galaxies in Abell 2218
我们测定了Abell 2218中22个E/S 0星系样本的F450 W $-$ F606 W和F606 W $-$ F814 W中每十年半径的$-0.15 \pm 0.08$星等和每十年半径的$-0.07 \pm 0.06$星等的颜色梯度。这些梯度与金属丰度存在的温和梯度（半径为每十年$\sim -0.3$ dex）相一致（参见以前的工作在较低和较高的红移场和星系团）。所观察到的梯度的大小被认为是独立的亮度范围内跨越$M^*-1$到$M^*+1.5$，也是独立的形态类型。这些结果表明，在椭圆星系和透镜星系的凸起的恒星星族的分布有一个基本的相似性。这些结果与单一崩溃或层级合并的简单模型不一致。
2004-11-23 astro-ph
Galaxy Zoo: Disentangling the Environmental Dependence of Morphology and Colour
我们分析了环境依赖的星系形态和颜色与两点聚类统计，使用银河动物园的数据，视觉分类形态的最大样本尚未编译，提取自斯隆数字巡天。本文给出了旋涡星系和早型星系的两点关联函数，并用显著的关联函数定量描述了形态与环境的相关性。这些在很大范围内产生了清晰而精确的环境趋势，类似于对星系颜色的类似测量，表明星系动物园的分类本身非常精确。我们测量的形态标记关联函数在固定的颜色，并发现它们是相对较弱的，与唯一的剩余相关性是在小尺度的红星系，表明内晕的红星系的形态梯度。在固定的形态，我们发现，颜色的环境依赖性仍然很强，这些相关性保持固定的形态\textit{and}光度。这意味着，形态-密度关系的大部分是由于颜色和密度之间的关系。我们的研究结果也有星系演化的影响：星系的形态转变通常伴随着颜色的变化，但不一定反之亦然。一个旋涡星系可能会移动到颜色星等图的红色序列上，而不会很快变成早期类型。我们分析了红色螺旋星系的重要人口，并提出证据表明，它们往往位于中等密度的环境中，往往是卫星星系的外围晕。最后，我们结合我们的研究结果认为，中央和卫星星系往往遵循不同的演化路径。
2009-07-01 astro-ph
Radial Variation of Optical and Near-Infrared Colours in Luminous Early-Type Galaxies in ABELL 2199
我们对邻近富星系团ABELL 2199中的亮早型星系进行了K波段表面测光。结合B带和R带表面测光，研究了星系B-R和R-K色的径向变化。发现星系内部区域的B-R色和R-K色都偏红。将这两种颜色的径向变化与简单恒星星族（SSP）模型在一定年龄和金属丰度范围内的预测结果进行比较，结果表明：虽然我们的样本很小，但椭圆星系团的金属丰度梯度为负，而年龄梯度为零;典型的金属丰度梯度估计为-0.16 ± 0.09（dlogZ/dlogr），而年龄梯度估计为-0.10 ± 0.14（dlog（年龄）/dlogr）。考虑到近年来在后发座星系团和低密度环境中的椭圆星系研究中也得到了类似的结果，椭圆星系中恒星星族的径向梯度对星系环境的依赖性似乎并不强。
2004-08-28 astro-ph
Probing galaxy evolution through the internal colour gradients, the Kormendy relations and the Photometric Plane of cluster galaxies at z~0.2
本文详细分析了星系团\A 2163 B在红移z~0.2处的光度特性。本文导出了N~60个星系的R带、I带和K带结构参数（半光半径r_e<mi>、r_e内的平均表面亮度_e和Sersic指数n），并用来研究它们的内部色梯度。我们首次利用光学近红外Kormendy关系的斜率来研究颜色梯度随星系大小的变化，并推导出K波段z~0.2处的测光平面。颜色梯度在可见光波段可以忽略不计，在光学近红外光谱中为负值，这意味着星系中的金属丰度梯度为每径向十年约0.2 dex。对Kormendy关系的分析表明，它的斜率从光学到近红外增加，这意味着颜色梯度不会变化，甚至在更大的星系中变得不那么陡峭。这样的结果不是简单地容纳在一个单一的崩溃的情况下，而它可以很好地理解在一个分层合并框架。最后，我们推导出z~0.2处的第一个近红外测光平面，同时考虑了测量不确定度和选择效应的相关性。z~0.2处的光度平面与z~0处的光度平面一致，其固有散射显著小于Kormendy关系，但大于基本平面。
2004-07-19 astro-ph
The Build-up of the Colour-Magnitude Relation as a Function of Environment
我们讨论了环境依赖的星系演化的基础上，深全景成像的两个遥远的集群与Suprime-Cam作为PISCES项目的一部分。通过与SDSS数据相结合，作为一个本地对应的比较，我们构建了一个大样本的星系，跨越广泛的环境，时间和恒星质量（或光度）。我们发现，星系的颜色，特别是那些暗淡的星系（$M_V>M_V^*+1$），改变从蓝色到红色的突破密度，因为我们去更密集的地区。根据星系的局部和全局密度，我们将其分为三种环境：场、群和星系团。我们表明，集群的颜色-星等关系已经建立在$z=0.83$。与此相反，场色-星等关系的亮端一直到现在都在积极地建立，而暗端的建立还没有开始。对这些结果的一个可能的解释是星系以“缩小尺寸”的方式进化。也就是说，大质量星系首先完成恒星形成，随着时间的推移，恒星形成的截断传播到较小的物体。这种趋势可能取决于环境，因为在低密度环境中，颜色-亮度关系的建立会延迟。因此，我们认为，星系的演化在大质量星系和高密度区发生得最早，在小质量星系和低密度区发生得较晚。
2005-06-29 astro-ph
Structure Through Colour: A Pixel Approach Towards Understanding Galaxies
我们提出了一个像素色星等图（pCMD）的样本69个附近的星系选择跨越广泛的哈勃类型的研究。我们的目标是确定如何有用的像素方法是研究星系根据其恒星光分布和内容。对星系图像进行逐像素分析，以揭示单个pCMD的结构。我们发现每个像素的平均表面亮度（或投影质量密度）根据星系类型而变化。早型星系具有明显的“素数序列”，某些正旋星系的pCMD显示出“倒L”结构。我们发现，在一个给定的大小的色散被发现是近似恒定的早期型星系，但这个数量在中期和晚期型的变化。我们调查个别星系，发现pCMD可以用来挑选出形态特征。我们讨论了“红钩”在六个早期型星系和两个螺旋的pCMD的发现，并假设它们的起源。我们开发了定量的方法来测量pCMD，包括测量每个星系的蓝红光比和颜色分布，并按形态类型组织这些。我们将每个星系中像素的颜色与Bruzual & Charlot（2003）的恒星星族模型进行比较，以计算每个星系类型的恒星形成历史，并将其与每个像素内的恒星质量进行比较。像素恒星质量和质光比的地图进行了比较，星系图像。我们应用pCMD技术在哈勃超深场的三个星系测试的有用性的分析在高红移。我们建议，这些结果可以作为一个新的系统的自动分类的星系，可以应用于高红移的一部分。
2007-06-18 astro-ph
The Connection between Globular Cluster Systems and the Host Galaxies
现在已知大量的早期类型星系拥有蓝色和红色的球状星团子群。我们已经编制了一个包含28个表现出双峰球状星团颜色分布的此类星系的数据库。在转换为常见的V-I颜色系统后，我们研究了蓝色和红色亚群的平均颜色与星系速度色散之间的相关性。我们支持先前的说法，即蓝色球状星团的平均颜色与它们的宿主星系无关。它们的形成一定与它们现在所处的星系势无关。平均蓝色类似于我们银河系中的晕球状星团和M31。另一方面，红色的球状星团显示出与星系速度色散的强烈相关性。然而，在研究充分的星系中，红色子种群与星系晕星的颜色相似，甚至可能相同。我们的研究结果表明，红色球状星团和宿主星系之间有着密切的联系，它们有着共同的形成历史。对这些趋势的一个自然的解释是在星系坍缩过程中红色球状星团的形成。
2000-05-24 astro-ph
The Growth of Central and Satellite Galaxies in Cosmological Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations
我们研究吸积和合并的历史中心和卫星星系的平滑粒子流体动力学（SPH）宇宙学模拟，解决星系下降到7 e9 M[太阳]。在模拟中，大多数朋友的朋友光环都有一个明显的中央星系，通常比最大的卫星大2到5倍。正如预期的那样，卫星星系比相同重子质量的中央星系有更高的红移，并且更大质量的卫星星系晕形成得更早。然而，与最简单的预期相反，卫星星系继续吸积气体并将其转化为恒星;在卫星晕与更大的母晕合并后，气体吸积在0.5-1 Gyr的时间内稳步下降。星系团质量晕中的超新星最终开始失去重子质量。由于z=1，27%的中心星系（3e 10 M以上）和22%的卫星星系与一个质量比超过1：4的较小系统合并;大约一半的卫星合并发生在星系成为卫星之后，另一半发生在之前。实际上，卫星星系可以保持晕子结构的“中心”物体，持续的吸积和合并，使组装历史和物理性质的转变是渐进的。在半解析模型中实施这种逐渐的转变将改善它们与观测到的星系团中卫星星系的颜色分布以及观测到的星系团的颜色依赖性的一致性。
2008-09-18 astro-ph
Extending the baseline: Spitzer Mid-Infrared Photometry of Globular Cluster Systems in the Centaurus A and Sombrero Galaxies
介绍了NGC 5128（“半人马座A”）和NGC 4594（“宽边帽”）星系的球状星团（GC）系统的Spitzer IRAC中红外测光。现有的光学光度和光谱与这一新的数据相结合，在一个全面的光学中红外颜色目录的260 GC。经验的颜色，金属丰度的关系推导出所有的光学中红外颜色组合。这些颜色被证明是非常有效的量来测试光度预测的简单恒星星族（SSP）模型。一般来说，四个SSP模型显示彼此之间的差异较大，在蓝波长的数据，特别是在高金属丰度。当试图使用颜色-颜色模型预测来限制恒星星族的年龄时，这种差异变得非常重要。此外，从颜色-颜色图和Beasley等人（2008）的光谱年龄的91个NGC 5128 GC确定的年龄-子结构是不一致的，这表明任何由颜色-颜色分析暗示的明显GC系统年龄-子结构必须独立验证。与蓝色波段不同，某些光学到中红外的颜色对来自热水平分支恒星的通量不敏感，因此提供了一个很好的金属丰度代理。NGC 5128 GC系统在光学R波段至中红外颜色分布中显示出强烈的双峰性，因此证明它在金属丰度方面是双峰的。在这个新的颜色空间中，在NGC 5128贫金属GC数据中发现了一种颜色星等趋势，即“蓝色倾斜”。NGC 5128年轻的GC对这一趋势没有贡献。[删节]
2008-06-26 astro-ph
Color Dependence in the Spatial Distribution of Satellite Galaxies
我们探讨了孤立的母星系周围的卫星星系的径向轮廓的颜色依赖性。从大星系红移巡天中选出的潜在卫星样本被闯入者严重污染--这些物体不受母星系的约束。我们使用斯隆数字巡天估计候选卫星星系样本中的闯入者分数。我们发现，红色和蓝色卫星的样本有不同的闯入者人口：一个更大的比例的蓝色星系可能是闯入者相比，红色星系。无论是否减去干扰物，蓝色卫星的径向轮廓都明显比红色卫星的径向轮廓浅。此外，虽然红色和蓝色原色具有不同的插入物分数，但在插入物校正后，校正的径向轮廓的斜率是一致的。我们讨论了这些结果对星系形成模型的影响。
2008-04-08 astro-ph
Effects of dust scattering albedo and 2175 A bump on ultraviolet colours of normal disc galaxies
我们讨论了附近正常星系的星际介质（ISM）中的尘埃特性，通过比较观测的紫外线（UV）与模拟的辐射转移模型。观测到的附近星系的紫外线颜色显示出相对于它们预期的固有颜色的变红。一些作者认为，银河系尘埃不能重现变红，因为2175年的吸收峰非常突出。其他作者提出了一种在{ \it衰减定律}中的凸块强度的降低机制，该衰减定律是通过年龄选择性衰减从观察到的强度与固有强度的比率导出的（即，年轻的恒星会选择性地衰减）。我们新发现，散射反照率的波长依赖性也对紫外线颜色产生强烈影响;反照率向较短波长（吸收碰撞范围除外）下降会产生显着的紫外线变红。通过比较观测到的正常星系的紫外线颜色与几种尘埃模型下的辐射转移模拟结果，我们发现了两种适合于这些星系的尘埃：（1）有凸起的尘埃，其波长较短（凸起范围除外）时的散射度较小;（2）没有凸起但散射度几乎恒定的尘埃。如果非常小的碳质颗粒负责共同的未识别的红外发射带也是凸块载体，前粉尘是有利的。最后，我们推导出各种尘埃模型的平均衰减规律作为紫外线衰减的函数，并推导出紫外线衰减和可观测/理论量之间的关系。
2006-05-06 astro-ph
Deep optical imaging of the field of PC1643+4631A&B, II: Estimating the colours and redshifts of faint galaxies
为了研究z = 3.8类星体对PC 1643 +4631场中宇宙微波背景衰减的原因，我们对WHT拍摄的深多色光学图像进行了星系红移的光度估算研究。为了研究一个大规模的星系团位于该领域的可能性，我们试图恢复模拟星系的固有颜色匹配的模型星系中使用的光度红移估计。我们发现，当这样的模型星系被添加到我们的图像中，有相当大的散射恢复星系红移远离模型值，这种散射大于预期的光度误差，是混乱的结果，仅仅是由于地面看到，在现场的对象之间。我们还比较了可能的效率测光红移技术对颜色标准，用于选择z>3星系通过强烈的颜色签名的莱曼极限突破。我们发现，这些技术可能大大低估了z>3的真实面密度，这是由于高红移星系和视线附近的其他天体之间的混淆。我们认为，z=3星系的实际表面密度可能比以前的地面研究估计的大6倍，并注意到这一结论与HDF中发现的高红移天体的表面密度一致。最后，我们得出结论，所有的地基深场调查不可避免地受到混乱的影响，并指出，减少地面图像中的有效看到将是观测遥远宇宙的至关重要的。
1998-11-18 astro-ph
