The Universal Deceleration and Angular Diameter Distances to Clusters of Galaxies
我们展示了维里定理如何应用于星系团中的热气体，以获得一个尺度，然后可以用来确定宇宙学参数。这一尺度依赖于流体静力平衡的假设，气体分数近似恒定。的恒定性检查经验，从当地人口的集群。通过使用由温度、表面亮度和径向轮廓$β$组成的观测参数，可以计算预期的核心半径。将它与观测到的角度大小进行比较，原则上可以校准宇宙学减速参数$q_0$。我们在6个聚类的小样本上测试了这种方法，并展示了它的承诺和准确性。初步的含义是建议使用$q_0 \approx 0.85\pm 0.29$和$1-σ$统计误差条，同时保留几个系统不确定性。从表面上看，这将与宇宙学常数相矛盾。只要能很好地确定中心密度和芯半径平方的乘积$ρ_0 r_c^2$，该方法对芯半径测量中的误差具有鲁棒性。新的透镜效应和X射线数据可以大大改善统计数据。
1996-10-12 astro-ph
The Structure of Supervoids -- I: Void Hierarchy in the Northern Local Supervoid
超空是本机宇宙中不包含丰富星系团的区域。我们已经研究了最接近的例子，北本地虚空，位于本地，后发座和武仙座超星系团之间。我们发现这个超空并不是空的，但它包含了小的星系系统和贫穷的星系团。我们通过分析两个投影中的贫穷星系团、椭圆星系和其他星系的分布来研究这个空洞的宇宙学。我们提出了一个目录的空洞，定义不同的形态类型和光度的星系，并分析在不同的环境中的空洞的平均直径。讨论了空洞的大小与空洞壁的性质之间的关系。由贫穷的星系团和明亮的椭圆星系定义的空洞的平均直径高达40 h-1 Mpc。微弱的晚型星系将这些空洞分割成更小的空洞。我们所能研究的最微弱的星系都是平均直径约为8 h-1 Mpc的空洞。位于高密度环境中的空隙小于低密度区域中的空隙。该分析表明，空隙形成了一个分层系统。
1995-03-10 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
A Cluster of High Redshift Quasars with Apparent Diameter 2.3 Degrees
在2dF深场中分析类星体与星系的关系时，注意到类星体的集中。最引人注目的是14个类星体的红移非常接近，平均红移z = 2.149，范围为$\pm 0.018$。尽管这个星团的红移很高，但它在天空中对着一个直径超过2.3度的区域。在常规的红移距离下，它的直径将是181兆秒差距，背面应该相对于正面后退大约$10,000 km/s$。
2008-02-12 astro-ph
Further Evidence for Intrinsic Redshifts in Normal Spiral Galaxies
从星系绝对星等，线性直径，和HyperLeda图像的证据，这强烈支持的解释，一些正常的旋涡星系可以包含大的非宇宙学（内在）超过5000公里s-1红移。
2005-03-21 astro-ph
New Determination of the Hubble Parameter Using the Principle of Terrestrial Mediocrity
对12个邻近的螺旋星系的线性直径的测量表明，银河系和M31都处于这些星系的大小范围的中间。通过比较这些邻近系统的测量线性直径与3000多个已知红移的螺旋样本的推断直径，我们得出结论，哈勃参数的最可能值位于50 - 55 km/s Mpc^{-1}范围内。
1997-04-30 astro-ph
The Close Environment of Seyfert Galaxies and Its Implication for Unification Models
本文利用数字巡天（DSS）的计算机辅助搜索技术，对邻近的塞弗特星系的环星系环境进行了统计分析。塞弗特1和塞弗特2星系的环境之间的内在差异，建议由以前的工作，被证实为统计上显着的。对于Seyfert 2星系，我们发现在搜索半径<= 100 Kpc的投影线性距离内，以及在搜索半径等于每个Seyfert星系直径\ds的三倍内，有大量的大伴星（伴星直径>= 10 Kpc）。对于塞弗特1星系，没有明显的证据表明有任何多余的伴星系，无论是在100千秒差距以内，还是在3 \ds以内。对于所有的样本来说，伴星的数量表明，在小于等于100 Kpc的尺度上，星系的分布明显不是泊松分布。这种环境上的差异与塞弗茨统一模型的最简单表述是不相容的：类型1和类型2本质上应该是相似的，唯一的区别是由于模糊环面的方向。我们提出了另一种提法。
1999-01-18 astro-ph
The visible environment of polar ring galaxies
本文对极环整流罩周围环境进行了统计研究。进行两种搜索：1）在5倍环直径的搜索范围内研究极环周围所有物体的浓度和直径。提出了极环星系的新星等。2)在更广泛的领域中，寻找可能在1 Gyr量级的时间内遇到极环宿主星系的类似大小的星系。与活动星系领域的类似搜索结果相一致，极环星系的环境似乎与正常星系的环境相似，这一结果可能支持极环星系形成和演化时间较长的模型。如果星环是古老的（并且稳定或处于平衡状态），那么在它们的周围就不会有过去相互作用的痕迹。此外，大质量极环的形成，太大而不能从现在的矮星系的摄入中获得，可能很容易被放置在具有更多富含气体的星系的时代。
1997-06-16 astro-ph
The Optical Redshift Survey II: Derivation of the Luminosity and Diameter Functions and of the Density Field
我们量化银河系消光的影响，导出的光度和直径函数和密度场的红移样品。星系的星等比直径更受消光的影响，尽管对后者的影响在星系之间变化更大，使其更难以量化。我们开发了一种最大似然方法来校正消光效应的光度函数，直径函数和密度场。随机和系统的光度误差的影响进行了研究。导出的密度场对随机和系统星等误差都是鲁棒的，只要这些误差与天空中的位置无关，因为导出的选择函数和数量计数中的偏差往往相互抵消。对{ \it光学红移巡天}（ORS）的几个子样本导出了消光校正的光度和直径函数。消光校正的直径有限的子样品被发现是不可靠的，可能是由于随机和系统误差的叠加。ORS子样本结合使用整体密度比例因子从全天空的红移调查的\iras \星系，允许重建的光学星系密度场的大部分天空到8000 \kms。
1995-11-02 astro-ph
The Fundamental Plane for early-type galaxies. Dependence on the magnitude range
通过对包含约8800个星系的3个样本（$<ΔM>$ $\sim 5$ $mag$）的研究，发现基本面的色散系数和内禀色散依赖于星系分布的星等范围的宽度。我们分析了这种依赖性，结果表明，这可能是由于星系在由变量$\log (r_{e}), <μ>_{e}, \log(σ)$定义的空间中的分布依赖于光度。
2008-10-27 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
The Kormendy Relation for early-type galaxies. Dependence on the magnitude range
以往的研究表明，暗淡和明亮的早型星系（ETG）呈现出不同的系数和色散的Kormendy关系（KR）。最近发表的一篇论文指出，KR的内禀色散取决于星系所包含的星等范围，因此，我们在这里研究星等范围是否也对KR的系数值有影响; $α$（零点）和$β$（斜率）。我们进行数值模拟和分析这些系数的4个样本的星系，其中包含一个相对充足的星等范围（$<ΔM>$ $\sim 6 mag$）的约9400 ETGs。通过对结果的分析，我们得出结论：KR系数的大小取决于星等范围的宽度和星等范围内星系的亮度。这种依赖性是由于星系在$\log (r_{e}) - <μ>_{e}$平面上的分布取决于光度，并且这种分布是不对称的，也就是说，星系在$\log (r_{e}) - <μ>_{e}$平面上分布的几何形状在确定KR系数值时起着重要作用。
2008-09-17 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
The Milky Way is just an average spiral
多年来，人们一直认为银河系是一个超大的螺旋星系。利用造父变星到17个螺旋星系的距离，我们计算出这些星系的真实线性直径。然后将这些直径与银河系的直径进行比较，发现银河系最多是一个平均大小的螺旋星系。当与近似相同的哈勃类型（$2<T<6$）的星系相比，银河系被发现稍微小一些。这表明哈勃参数处于目前公认的可能性范围的低端。
1997-04-22 astro-ph
The Surroundings of Disturbed, Active Galaxies
本文研究了超亮红外星系（ULIRG）在X射线、光学、红外和射电波段的最亮视星等实例。据发现，它们有相关的材料，达到了天空上一度的视直径。气体、尘埃、X射线物质和类星体似乎都是从活跃的原子核中喷射出来的，所有的物体都比它们的红移距离更近。
2000-06-29 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
Transition from Clumpy to Smooth Angular Diameter Distances
在局部非均匀宇宙中的距离关系被认为在小角度尺度上表现得像戴尔-罗德解，在大角度尺度上表现得像弗里德曼-罗伯逊-沃克解。在一个简单的紧凑的丛模型之间的过渡，这些渐近行为的证明和量化。红移依赖的过渡尺度是几角秒的顺序，这意味着它应该有很大的角尺度宇宙学测试，如体积红移关系的影响不大，但可能显着影响角秒角直径测量的射电星系和活动星系核。例如，在弧秒尺度的$z=2$上，一个cluronically平坦的宇宙模仿了光滑$Ω=0.27$模型的角直径距离。
1997-10-29 astro-ph
The Magnitude-Size Relation of Galaxies out to z ~ 1
作为深河外星系演化探测器（DEEP）调查的一部分，"格罗斯调查带“中的190个场星系（I_{814} <= 23.5）样本被用来分析0.1 < z < 1.1范围内的星等-大小关系。调查在统计上是完整的，达到了这一量级。所有星系都有光度结构参数，包括来自哈勃太空望远镜图像的核球分数（B/T）和来自凯克望远镜的光谱红移。分析包括确定的调查选择功能的星等大小平面作为一个函数的红移，这主要是在大距离下降微弱的星系。我们的研究结果表明，选择效应起着非常重要的作用。第一个分析处理盘占主导地位的星系与B/T < 0.5。如果忽略选择效应，平均盘表面亮度（所有星系的平均值）从z = 0.1到0.9增加约1.3等。然而，这种变化的大部分可能是由于比较附近红移箱中的低光度星系和遥远箱中的高光度星系。如果考虑到这种效应，明亮的（M_B < -19）盘控星系的盘表面亮度不会有明显的变化。第二种分析是用半光半径代替盘尺度长度来处理所有星系，得到类似的结论。事实上，在所有的红移中，星系的主体与本地星系的星等大小包络一致，即，表面亮度几乎没有或没有变化。在两个最高的红移仓（z > 0.7）中，出现了少数明亮的高表面亮度星系，占据了星等大小平面上很少有本地星系存在的区域。它们广泛的颜色和凸出部分指向各种可能的起源。
1999-02-09 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
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 Marseille Schmidt survey for active star-forming galaxies. I. Data on 92 emission line objects in two fields
我们目前的数据从一个中等深度的光谱施密特调查（Blim=17.5）的“活动星系”选择的存在下，在其光谱和/或其紫外线过剩的发射线。红移、星等、颜色和直径缩减的方法在以前的论文中已经讨论过。这里，我们解释发射谱线等效宽度确定方法。在室女星系团南延方向的两个相邻区域（约50度）发现了92个发射线天体。我们给出了一个包含[OIII] 4959、5007、Hbeta和[OII] 3727发射线的位置、照相R和B星等、U-R色、有效直径、红移、等效宽度和强度比的星表。在这些领域，我们评估的完整性限制的调查在伪B级值为15.7。
1998-06-04 astro-ph
The dependence on environment of the color-magnitude relation of galaxies
本文给出了从斯隆数字巡天中获得的55，158个星系在红移范围$0.08<z<0.12$内的颜色和绝对星等分布，它是横向半径为$1 h^{-1} \mathrm{Mpc}$的视线圆柱内星系数过密度的函数。在所有的环境中，膨胀主导的星系（定义为那些径向轮廓最适合大的Sérsic指数）形成一个狭窄的，定义良好的颜色-星等关系。虽然最明亮的星系优先居住在密度最高的区域，但在颜色（零点）或颜色-星等关系的斜率（$<0.02 \mathrm{mag}$在$^{0.1}[g-r]$或$[B-V]$中）中只有几乎不可检测的变化。这些结果限制了典型的膨胀主导星系的年龄或金属丰度随环境密度的变化，使其低于20%。
2003-07-17 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
Models for the Magnitude-Distribution of Brightest Cluster Galaxies
最明亮的，或第一排名，星系（BCGs）在丰富的集群显示了一个非常小的光度分散，使他们成为优秀的标准蜡烛。这种小的分散性引起了人们对BCGs性质的质疑。它们只是通过随机过程形成的正常星系的极端，还是属于一类特殊的非典型天体？辩论双方都提出了论点。Bhavsar（1989）认为星等的分布只能用两种群模型来解释。于是，一个新的争议出现了。第一等级的星系是由一个或两个天体群组成的吗？我们研究了一个较旧和较新的数据集，并提出了我们的结果。两种群模型比单种群模型更好。一个简单的模型，其中一小部分明亮的正常星系的星等随机增加，形成一类非典型星系，最好地描述了观察到的BCG星等分布。此外，描述模型的参数和助推器的参数具有很强的物理基础。
2000-10-20 astro-ph
Retrieving Bulge and Disk Parameters and Asymptotic Magnitudes from the Growth Curves of Galaxies
我们发现，星系的生长曲线可以用来确定其膨胀和磁盘参数和膨胀总光度比，除了他们的传统渐近的大小，只要点扩散函数是准确的已知和信噪比是适度的（S/N $\gtrsim30$）。增长曲线是未来大多数大型星系成像巡天将测量的一个基本量。从生长曲线中得到的星系膨胀和盘参数将使我们能够对大量星系的光度结构进行统计研究。
1998-10-09 astro-ph
The Color-Magnitude Relation of Early-Type Galaxies: A Tool for Cluster Finding and Redshift Determination
星系团中早型星系的色-星等关系（CMR）为利用双滤波成像数据寻找星系团和确定星系团的光度红移提供了一个强有力的工具。我们证明了高精度的光度红移可达到使用CMR通过应用该技术的样品45阿贝尔集群与已知的红移。此外，通过使用CMR的红色星系序列，我们已经开发出一种非常有效的技术来检测星系团和星系群。我们证明了这一点，使用观测到的光度计的红移目录（从hocC 2调查）和模拟。
1999-07-30 astro-ph
Colors, magnitudes and velocity dispersions in early-type galaxies: Implications for galaxy ages and metallicities
本文分析了斯隆数字巡天中39320个早型星系的色-星等-速度色散关系。我们证明，颜色星等关系是完全的事实，即这些星系的光度和颜色与恒星速度色散的后果。先前对红移范围内的色-星等关系的研究表明，早型星系的光度是其金属丰度的指标，而该关系的颜色残差则是其恒星光度加权年龄的指标。我们表明，这一点，当我们发现速度色散起着至关重要的作用相结合，有一些有趣的影响。首先，具有大速度色散的星系往往更老（即，它们向颜色-幅度关系的红色散射）。类似地，具有大动力学质量估计的星系也往往更老。此外，在固定的光度下，较小的星系，或具有较大的速度色散，或更大的质量，往往更老。其次，速度色散最大的星系也是最缺乏金属的星系的模型很难与我们的数据相一致。然而，在固定的速度色散下，星系有一个年龄和金属丰度的范围：较老的星系有较小的金属丰度，反之亦然。最后，速度色散与光度的关系图可以用作年龄指标：恒定年龄的线与速度色散和光度之间的相关性平行。
2004-09-23 astro-ph
Present-day scaling relations of submm galaxies: origin of spheroidal sytems
利用恒星爆发的演化能量分布模型，分析了23个亚毫米星系和3个ISO探测到的具有光谱红移的ERO的光谱能量分布。这个SED模型使我们能够研究恒星爆发的内在属性，如恒星爆发的年龄和平均恒星金属丰度，因为它考虑到了化学演化。此外，星爆区域的内在大小估计从观察到的SED。使用这个SED模型，我们预测的颜色，星等，和尺寸的submm星系的后代，并推导出标度关系，如今天的颜色星等和尺寸星等的关系。我们认为，submm星系的祖先今天的椭圆星系，提供的submm星系的初始质量函数（IMF）略平坦于Salpeter IMF。在这种情况下，我们发现：1）亚毫米星系的现今平均星等与L* 椭圆星系的相似; 2）现今色-星等关系与椭圆星系的一致; 3）如果大质量亚毫米星系由多个星暴区组成，椭圆星系的现今大小-星等关系可以重现。我们估计反馈的影响submm星系作为一个函数的星爆年龄。研究发现，亚毫米星系中的星暴区可能是自我调节的，即反馈效应与星暴区的自引力几乎平衡。
2004-05-17 astro-ph
The Star Formation History in Nearby Dwarf Galaxies: the Fossil Record in the Color-Magnitude Diagram
矮星系可能在更大系统的形成和演化中发挥关键作用。这使得一个主要的兴趣知道他们如何形成和演化的话题，特别是，他们的恒星形成历史（SFH）是如何进行的，因为他们的诞生。对于附近的星系，色星等图（CMD）包含了恒星在其一生中形成的情况。因此，这是他们SFH的化石记录。与合成CMD的分析提供了一个强大的工具来检索它们。在本文中，我讨论了有关的合成CMD计算的关键问题，提出了一个简短的总结，目前可用的结果SFH延长星系的整个生命，并提出了一些关键的考虑的强大和倒退的方法。
1998-11-11 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
HST Photometry and Keck Spectroscopy of the Rich Cluster MS1054-03: Morphologies, Butcher-Oemler Effect and the Color-Magnitude Relation at z=0.83
我们提出了一个研究81 I选择，光谱确认的成员的X射线集群MS 1054 -03在z=0.83。红移和光谱类型由Keck光谱确定。从F606 W和F814 W中的HST WFPC 2图像的大马赛克确定形态和准确颜色。早期类型的星系只占这个星系总数的44%。39%是螺旋星系，17%是合并星系。早型星系遵循一个紧密的和定义良好的颜色-星等关系，除了少数异常值。在静止坐标系U-B中，观测到的散射为0.029 +- 0.005星等。大部分的合并都接近于早型星系所定义的CM关系。它们的蓝色只有0.07 +-0.02星等，颜色的散射是0.07 +-0.04星等。MS 1054 -03中的螺旋星系显示出很大的颜色范围。最蓝的螺旋星系比早期星系要蓝0.7等，但大多数都在早期星系序列的± 0.2等之内。合并星系和大多数旋涡星系的红色都反映在MS 1054 -03的相当低的Butcher-Oemler蓝分数中：f_B=0.22 +- 0.05。早期型星系CM关系的斜率和散射与红移大致恒定，证实了以前的研究是基于地面的颜色测量和非常有限的成员信息。然而，早型星系和合并的组合样本中的散射是早型星系单独散射的两倍。这是“祖先偏差”的直接证明：高红移早型星系似乎形成了一个均匀的，古老的群体，因为最年轻的现今早型星系的祖先不包括在样本中。
2000-02-28 astro-ph
Galaxy clusters in the Perseus-Pisces region - I. Spectroscopic and photometric data for early-type galaxies
我们提出了新的光谱和光度数据的137早型星系在9个星系团，并为附近的一组标准星系。研究的星团是英仙座（A0426），双鱼座，A0262，A0347，J8，HMS 0122 +3305，7S 21，A2199和A2634。我们的光谱数据包括径向速度（cz），中心速度分散（西格玛）和镁线强度指数（Mg）。内部误差（来自重复观察）是7.6%的每个测量西格玛，和0.010马格的每个Mg测量。我们正确的主要公布的数据集的标准孔径大小，并定义一个新的“标准系统”的戴维斯等人的孔径校正舔数据。通过广泛的相互比较与文献中的数据，我们提出了所需的校正，使主要公布的数据集到标准系统。我们证明，我们的新的速度色散数据可以与标准系统的一致性，以<0.01 dex的不确定度。从R波段CCD测光中导出了有效直径（A_e）、有效直径内的平均表面亮度（mu_e）和与Dressler等的D_n参数相当的R波段直径，内部比较表明log（D_n）的每次测量的平均误差为0.005。组合log（A_e）- 0.3 mu_e，近似于基本平面距离指示器中使用的量，每次测量的不确定度为0.006。光度数据可以在0.5%的距离水平上与外部数据一致地带入系统。这些数据将用于一个配套文件，以获得距离和特有的速度估计研究的九个集群。（节录）
1997-07-02 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
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
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
The Properties of Satellite Galaxies in External Systems. II. Photometry and Colors
在这第二篇致力于卫星星系研究的论文中，我们介绍了49个卫星星系的B，V，R和I过滤器的宽带测光。首先，通过早期和晚期卫星的色-色和色-星等图分析了这些天体的性质。虽然我们发现V-I与Mv色星等图的斜率存在差异，但作为一个整体，这些关系与附近星系团中类似星等的星系迄今已知的趋势一致。比较发现的关系，卫星在本地组，使我们能够更好地采样的卫星星系的光度函数的亮端，并延长较亮的物体的有效性的颜色-大小关系发现矮星系在本地组。我们样本中的大多数E/S 0星系显示出负的颜色梯度，其值与其他环境中的早期星系相似。
2004-04-29 astro-ph
Deep Near-Infrared Imaginmg of Galaxies at z > 2 with Subaru: Color and Magnitude Distribution in HDF-N and the 53W002 Field
我们提出的结果，深近红外成像观测使用斯巴鲁望远镜。在哈勃深场北，我们获得了新的和最深的K '波段图像（10小时），以研究z > 3的星系的静止框架光学形态和2 < z < 4.5的星系的恒星质量分布。我们还研究了53W002中“积木”的静止帧光学性质和整体颜色分布。然后，我们结合这些数据来比较这两个领域的颜色和幅度分布。光学近红外光谱的色幅分布在两个领域看起来非常相似，我们报告了显着的颜色变化低于K_AB =22，并讨论了该功能的原因。
2002-02-22 astro-ph
Theoretical Color-Magnitude Diagrams and the Star Forming Histories of Interacting Open Multi-population Model Galaxies: Bursts and Busts
本说明介绍了银河系多种群模型的理论色星等图（CMD）和金属丰度演化，这些模型与经历环境物质剥离和再吸积的系统的恒星演化模型相耦合，在我们最近的研究中称为"开放“系统（Valle，Galli和Shore，2005，A&A，435，551）。我们表明，这些系统的观测值，特别是那些与恢复的恒星形成作为时间的函数，是模糊的-系统与非单调的恒星形成率可以出现在爆炸系统或星系与恒星形成的间隙。
2005-06-20 astro-ph
On the origin of the color Tully-Fisher and color-magnitude relations of disk galaxies
我们提出并表明，Wang & Heckman（1996）针对晚型星系样本报告的内部正面尘埃吸收对B波段亮度的依赖性可以解释盘星系的经验色-星等和色Tully-Fisher关系。因此，为了解释这些关系，它是没有必要唤起恒星形成和气体落入效率依赖于星系系统的质量。在将Wang & Heckman的光度相关消光理论应用于恒星形成和气体注入效率不显著依赖于质量的分层的inside-out星系形成和演化模型之后，我们成功地预测了H和B波段的Tully-Fisher关系以及色-星等关系.
2000-02-16 astro-ph
Recalibration of the H$_{\bf -0.5}$ Magnitudes of Spiral Galaxies
Aaronson等人合作发表的10年期间的H星等孔径数据被收集到一个由665个星系的1731个观测数据组成的均匀数据集。这些星系中有96%的等照度线直径和轴比是由第三参考亮星系表（de Vaucouleurs等人，1991年）确定的，这是目前最自洽的光学数据集。RC 3中的光学数据规则与Aaronson等人最初分析星系特殊运动时使用的第二参考星表（de Vaucouleurs，de Vaucouleurs and Corwin 1976）中的规则有系统的不同。这反过来又导致了生长曲线和基准H幅度的系统差异，促使目前重新校准的近红外塔利费舍尔关系。新的光学归一化的H星等增长曲线定义的类型S 0到Im的星系，从新的基准H星等，H $\rm _{-0.5}^g$的值，测量的665个星系。一系列内部测试表明，这四条标准生长曲线在$\rm -1.5 \leq \log (A/D_g) \leq -0.2$区间内的精确度为0.05 mag。与Aaronson等人的直径、轴比和基准H值的比较显示了预期的差异，给出了这些参数的不同定义。H $\rm _{-0.5}^g$的值被指定为质量指数;值1表示$<$ 0.2星等的精度;质量2表示0.2至0.35星等的精度;质量3表示$>$ 0.35星等。根据RC 3定义的新的一组轴比，还给出了校正HI速度宽度的修订值。
1994-05-19 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Resolved Stars in Virgo Cluster Dwarf Galaxies
HST上的高级巡天照相机（ACS）已被用来拍摄包含许多矮椭圆星系的室女星系团核心的两个场。F555 W和F814 W的组合图像已经分辨出了这些星系中的红巨星，低至巨分支尖端以下1等。其中两个星系是因为它们的中心表面亮度极低（Bo > 27.0）而成为目标，因此成功解析成恒星证实了这种脆弱星系的存在。红巨星也被发现，表面上与任何星系都没有联系。在V和I中的颜色-星等图已经被推导出来，并通过红巨星分支尖端的星等和平均颜色来推导距离和金属丰度。矮星中恒星的平均丰度介于-1.2 [Fe/H] <-2.4之间，并与本星系群和M81星系群矮椭圆星系的光度-金属丰度关系一致。六个室女座星系的平均距离模数为31.0 +/- 0.05，或16.1 +/- 0.4 Mpc，而这些区域内的星团内恒星的平均距离模数为31.2 +/- 0.09（17.4 +/- 0.7 Mpc）。
2006-07-20 astro-ph
Temperature Map of the Perseus Cluster of Galaxies Observed with ASCA
利用ASCA GIS的多点观测数据，给出了英仙座星团的二维温度图，覆盖直径约为2^ \circ的区域。通过对X射线望远镜响应的影响进行校正，从硬度比估计了温度，并首次获得了空间分辨率约为100 kpc的完整的星团温度结构。在距星团中心以东约20'处有一个直径约20'、kT约5keV的扩展冷区。这个区域也显示出较高的表面亮度，并被一个kT > 7 keV的大型环状热区所包围，可能是与一个差星系团合并的残余。另一个延伸的冷区域从IC 310子集群向外延伸。这些特征和其他几个冷热斑点的存在表明，这个丰富的星团是许多子星团合并重复的结果。
2001-10-05 astro-ph
The radial space distribution of KLUN-galaxies up to 200 Mpc: incompleteness or evidence for the behaviour predicted by fractal dimension ~ 2?
我们用5171个具有Tully-Fisher距离模的旋涡星系的KLUN样本，研究了大约200 Mpc（H_0=50 km/s/Mpc）范围内星系的平均径向空间分布。一个动机来自于当前关于分形维数D和分形最大尺度的争论。为了研究这个问题，我们使用了一种新的方法，光度TF距离的基础上，独立的红移，来构建数密度分布。我们的主要结果是：（1）当散射低于约20 Mpc时，在更大的距离处，径向分布开始遵循就距离模数mu_TF而言的规律log N = 0.46 mu + const.，用直径TF关系，震级logN = 0.40 μ +常数。这些是分别基于分形维数2.3和2.0的预测。这些径向密度梯度直到KLUN的极限或大约200 Mpc都是有效的。(2)我们曾试图理解由于KLUN或我们的分析中的某些偏差而导致的径向密度行为，但是没有成功。数值模拟表明，该方法本身的工作。如果密度定律是由直径受限的KLUN样品中的不完整性引起的，则对于不同的旋转参数log V_M值，不完整性应该在非常不同的角直径d_25处开始，这将是非常出乎意料的。(3)如果支持长尺度分形（200 Mpc或更大）和D ~ 2的相关研究是正确的，我们银河系的位置将接近宇宙的平均值，星系密度在我们周围按照预期的规律减小。
1998-02-02 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
Color-magnitude relations of late-type galaxies
我们使用了一个大样本的星系从斯隆数字巡天（SDSS）和两个微型全天巡天（2 MASS），目前的颜色-星等关系（CMR）的晚型星系在光学和光学红外波段。选择SDSS数据发布4（DR 4）的样品来研究光学性质。光学红外颜色估计从DR 4和2 MASS的位置匹配的样本，其中这两个调查之间的光度孔径不匹配仔细校正。结果表明，经过尘埃衰减校正后，暗星系（即$M_r > -21$）的光学颜色与光度的相关性很弱，而亮星系（即$M_r < -21$）的光学颜色与光度的相关性较弱。所有（光学，光学红外和红外）颜色显示类似，但更强的相关性与恒星质量比绝对星等。光学颜色与恒星质量表面密度的相关性比与恒星质量的相关性更强，而光学红外和红外颜色与恒星质量的相关性更强。通过比较我们观测到的样本星系的颜色与恒星星族合成模型预测的颜色，我们发现大质量晚型星系比小质量星系具有更老和更高的金属丰度恒星星族。这表明，晚型星系的CMR是由恒星平均年龄和金属丰度的组合定义的趋势。研究结果还表明，晚型星系的恒星平均金属丰度主要由恒星质量决定，而恒星形成历史主要受恒星质量面密度的调节。
2006-07-20 astro-ph
The Broad-band Optical Properties of Galaxies with Redshifts 0.0 < z < 0.2
利用斯隆数字巡天的144,609个星系的光度学和光谱学，我们提出了7个星系属性对的二元分布：四种光学颜色，表面亮度，Sersic指数测量的径向轮廓形状和绝对星等。此外，我们提出了依赖于本地星系密度（平滑8 h^{-1} Mpc尺度）对所有这些属性。在极高的信噪比下，星系性质之间的几个经典的、众所周知的关系是明显的：星系的颜色-颜色关系、颜色-星等关系、星等-表面亮度关系以及密度对颜色和绝对星等的依赖。我们表明，大多数的i-波段光度密度在宇宙中的绝对星等和表面亮度范围内使用。一些参数之间的关系，特别是颜色-星等关系，指数星系和集中星系单独采取比所有星系一起采取更强的相关性。我们提供了一个简单的适合这两组星系的光度星系属性的依赖。
2002-09-23 astro-ph
Quantifying the bimodal color-magnitude distribution of galaxies
我们分析了来自斯隆数字巡天（SDSS; 2400 deg^2，0.004<z<0.08，-23.5<M_r<-15.5）的一个低红移星系样本的颜色与绝对星等（u-r与M_r）的二元分布。我们跟踪双峰的分布从明亮到暗淡的星系拟合双高斯分离的绝对星等箱的颜色函数。色星等（CM）的关系获得红色和蓝色的分布（早期和晚期型，主要是场，星系），而不使用任何削减形态。相反，分析是基于颜色的正态高斯分布的假设。我们发现，CM关系是很好的拟合直线加双曲正切函数。这两种关系都可以用一个浅的CM趋势（斜率约为-0.04，-0.05）加上一个在大约两个星等上的平均星系性质的陡峭过渡来描述。将光度转换成恒星质量后，跃迁的中点（红色和蓝色分布的M_r分别为-19.8和-20.8）发生在2 × 10^10 M_solar附近。单独的光度函数得到的两个分布。与蓝色分布（α =-1.3，取决于参数化）相比，红色分布具有更明亮的特征星等和更浅的暗端斜率（M^*=-21.5，alpha=-0.8）。这些近似转换为星系恒星质量函数。红色分布星系在质量大于3x10^10 M_solar时，每星等的数密度更高。使用一个简单的合并模型，我们表明，这两个功能之间的差异是一致的红色分布正在形成的主要星系合并。
2003-09-25 astro-ph
The Subaru/XMM-Newton Deep Survey (SXDS) -VII. Clustering Segregation with Ultraviolet and Optical Luminosities of Lyman-Break Galaxies at z~3
利用Subaru/XMM-Newton Deep Field的光学到近红外波段的深空多波段成像数据，研究了z~3处的Lyman-break星系（LBG）的成团特性.在561弧分^2至z '= 25.5的一个连续区域内，通过U-V和V-z'颜色选择LBG。我们研究的集群强度的依赖关系的静止帧UV和光学星等，这可以是恒星形成率和恒星质量的指标，分别。的相关长度被发现是一个强大的功能，紫外线和光学星等与更明亮的星系被聚集在这两种情况下比微弱的。此外，相关长度是依赖于UV和光学星等的组合，在这个意义上，星系明亮的光学星等有大的相关长度，而不考虑UV星等，而星系暗淡的光学星等的相关长度随着UV亮度的降低而降低。这些结果表明，大恒星质量的星系总是属于大质量的晕，他们可以有不同的恒星形成率，而小恒星质量的星系居住在较小的质量晕，只有当他们有低的恒星形成率。恒星质量和恒星形成速率似乎有一个上限，这取决于暗晕的质量。
2008-01-31 astro-ph
Internal color gradients and the color-magnitude relation of early-type galaxies
传统的使用固定的孔径在确定早期类型星系的著名的颜色-星等（CM）关系，再加上这些系统内的径向颜色梯度的存在下，在CM关系本身引入了一个偏差。这种偏见的影响进行了研究，在这里推导出CM关系，这是基于均匀进行的颜色测量范围内的孔径半径等于星系的有效半径。在后发座星系团的48个巨大的早型星系的样本，在U-和V-波段的CCD观测，用于此推导。结果发现，在讨论这些系统的颜色时，早期型星系的内部径向颜色梯度不能被忽略，并且使用有效半径内的颜色测量导出的CM关系比基于固定孔径颜色测量的CM关系显着平坦。根据现有的数据，不可能确定这种关系是否完全平坦，或者星系颜色和光度之间是否仍然存在微小的相关性。
2001-02-06 astro-ph
The Build-up of the Red Sequence in the galaxy cluster MS1054-0321 at z=0.831
我们利用现有的最深的数据集之一，确定了z=0.831的大质量星系团MS 1054 -0321的红色序列在所有研究的星等上都是很好的，没有显示出暗淡的（低至M^*+3.5）红色星系的缺陷：颜色-星等关系的暗淡端既不是空的，也不是人口不足的。通过计算红星系的光度函数（LF），量化了这种效应。我们发现了一个平坦的斜坡，表明红色星系的丰度在微弱和中等亮度下是相似的。与当前和z~0.4 LF的比较表明，在误差范围内，LF的斜率在z=0.831和z=0之间没有变化。因此，对LF的分析显示，没有证据表明暗红星系的数量在减少（随着星等或红移）。在高红移星系团中存在微弱的红色星系不利于红色星系演化是质量依赖的情况，因为质量依赖性应该有差别地使红色序列变差，而MS 1054 -0321的颜色-星等关系在附近的星系团和z~0.4的星系团中一样。高红移星系团MS 1054 -0321中大量的暗红色星系的存在限制了Butcher-Oemler星系后代的分配空间，因为它们应该改变红星系LF的暗端斜率，而在MS 1054 -0321中，在z~0和z~0.4处观察到相同的暗端斜率。在丰富的MS 1054 -0321星系团中，颜色-星等关系似乎完全在z=0.831处，因此所有星等的红色星系都在较高的红移处聚集。
2006-03-22 astro-ph
Strong Spatial Clustering of UV-selected Galaxies with Magnitude Ks<20.5 and Redshift Z~2
我们获得了4个高红移巡天的8.5 'x8.5'深近红外图像，测量了300个光谱红移为1.8 <z <2.6的光学选定星系的Ks星等，并比较了Ks为20.5的星系的空间成团强度。<20.5 and Ks>我们发现，在95%以上的置信度下，较亮的星系团更强烈。明亮和暗淡样本的最佳拟合相关长度分别为10 +-3和4 +-0.8 Mpc/h（1 σ），尽管我们的一个调查区域中明亮类星体的异常密度可能意味着结果不能代表整个宇宙。忽略这种可能性，Ks <20.5的光学选择样品的相关长度与近红外选择样品的相关长度吻合得很好。光学选择和近红外选择的样本之间的相关长度的差异已被提出的证据表明，这两种技术发现正交人口的高红移星系。我们的研究结果支持一个更微妙的观点。
2005-01-17 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
Statistical Connections Between the Properties of Type Ia Supernovae and the B--V Colors of Their Parent Galaxies, and the Value of H$_0$
本文建立了Ia型超新星（SNe Ia）的性质与其母星系的B-V色之间的统计联系。与蓝色星系中的超新星Ia相比[B-V $\la$ 0.75]，红色星系中的超新星Ia具有：（1）在最大光后10天，其Si II $λ$ 6355吸收特征的蓝移具有更宽的色散;（2）更快的光变曲线下降;（3）更低的光度。即使不考虑光谱上特殊的、非常次亮的Ia型超新星，如SN 1991 bg，红色星系中的Ia型超新星比蓝色星系中的Ia型超新星的亮度低0.3等。当忽略被认为已经被其母星系中的尘埃显著熄灭的Ia超新星时，蓝色星系中的超新星的观测绝对星等色散仅为$σ_{obs}(M_B)$ =0.20和$σ_{obs}(M_V)$ =0.17，这意味着它们的内在绝对星等色散非常小。我们用六个绝对星等已经用造父变星标定过的Ia型超新星（也表明在蓝色星系中Ia型超新星的内禀绝对星等色散很小）来标定蓝色星系中的Ia型超新星，得到$\rm H_0=57\pm4\ km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}$。这个值与Saha等人（1995 b）得到的值非常一致，尽管他们没有考虑Ia超新星绝对星等与母星系性质的任何关系。本文简要讨论了Ia超新星与其母星系颜色之间的统计联系对识别Ia超新星的祖先双星系统和利用高红移Ia超新星测量q值$_0$的意义。
1995-11-20 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
