Barnes--Evans relations for late--type giants and dwarfs
K/M巨星和近太阳金属丰度的矮星的可见表面亮度略有不同，与最近的理论模型预测的重力效应一致。我们发现，M-矮星也显示在红外$K$带的表面亮度与理论一致的金属丰度依赖。在此基础上，我们提出了改进的Barnes-Evans型关系，并对60个单个或假定的M和K矮星的半径进行了估算
1999-06-22 astro-ph
The discovery of a giant debris arc in the Coma Cluster
我们发现了一个巨大的低表面亮度弧，其表面亮度μ_B < 26.5 mag arcsec^{-2}，具有长的发光基质和许多嵌入的凝聚体。它与后发座中的任何巨星系都没有联系，也没有引力弧的性质。我们认为，附近的禁止S 0星系IC 4026和IC 4041或RB 110之间的快速相互作用是弧的起源最自然的解释。
1997-08-27 astro-ph
Giant Pulses from PSR B1937+21 with widths <= 15 nanoseconds and T_b >= 5 x 10^39 K, the Highest Brightness Temperature Observed in the Universe
毫秒脉冲星B1937+21的巨大无线电脉冲是由位于澳大利亚Tidbinbilla的美国航天局/喷气推进实验室的70米射电望远镜用S2 VLBI系统在1.65 GHz处记录的。这些脉冲被观测到的强度为65000 Jy，宽度≤ 15 ns，对应的亮度温度T_b >= 5 x 10^39 K，是宇宙中观测到的最高温度。这些脉冲中的绝大多数分别发生在规则主脉冲和脉冲间轮廓的非常后沿处的5.8 mcs和8.2 mcs窗口中。巨脉冲一般只出现一个尖峰。在309个案例中，只有一个案例的结构明显更为复杂。累积分布通过指数为-1.40 +/-0.01的幂律拟合，具有低能量但没有高能量截止。我们估计巨脉冲经常发生，但很少被发现。当校正方向性因子时，估计仅在一个中子星旋转中就产生了25个巨脉冲。主脉冲和间脉冲的巨脉冲的强度彼此不相关，也不与主脉冲和间脉冲本身的强度或能量相关。它们的辐射能量密度可以超过中子星表面等离子体能量密度的300倍，甚至可以超过该表面的磁场能量密度。因此，我们不认为巨脉冲的产生与磁层中的等离子体机制有关。相反，我们认为，它是直接相关的脉冲星的极冠区的放电。
2004-08-16 astro-ph
Exploring Infrared Properties of Giant Low Surface Brightness Galaxies
摘要：本文分析了斯皮策太空望远镜对三个低表面亮度（LSB）光学巨星系Malin 1、UGC 6614和UGC 9024的观测结果。中红外和远红外的形态，光谱能量分布和综合颜色被用来推导尘埃质量，尘埃与气体的质量比，总红外光度和恒星形成率（SFR）。8微米的图像表明，多环芳烃分子存在于所有三个贫金属LSB星系的中心区域。Malin 1和UGC 9024的漫射光盘在中红外和远红外波长下仍然未被检测到。三个LSB星系中尘埃最多的是UGC 6614，它的红外线形态随波长变化很大。8微米和24微米的发射与之前在UGC 6614外环中观察到的Hα发射是同空间的。估计的尘埃与气体的比率，从小于10^{-3}到10^{-2}，支持先前的迹象，即LSB星系与HSB星系相比，尘埃相对较少。总的红外光度大约是蓝波段光度的1/3到1/2，这表明古老的恒星星族是这些LSB天体中尘埃加热的主要来源。根据红外数据估算的SFR范围约为0.01-0.88 Msun yr^{-1}，与光学研究的结果一致。
2007-04-11 astro-ph
VIMOS-VLT Integral Field Kinematics of the Giant Low Surface Brightness Galaxy ESO 323-G064
目的：研究低表面亮度巨星系ESO 323-G 064的球核和盘运动学，以探讨其动力学性质和暗物质（DM）晕的径向质量分布。方法：我们用积分场光谱（VLT/VIMOS，IFU配置）观测星系，通过将高斯函数拟合到O[III]和H β发射线来测量电离气体的位置，并将恒星模板拟合到星系光谱来确定速度和速度色散。我们用球形各向同性Jeans模型模拟了核球中的恒星运动学，并探讨了自洽和暗物质对NFW和伪等温晕的影响。结果：在r<5”的膨胀区，发射线呈多峰型。该星系的盘主导区域（13”<r<30”）表现出规则的旋转，其平坦的旋转曲线达到248 +/- 6公里/秒。由此我们估计出钡离子的总质量为M_bar ~ 1.9 × 10^11 M_sun，DM晕的总质量为M_DM ~ 4.8 × 10^12 M_sun。恒星的速度和速度色散仅在核球最里面的~5”处测量到，并显示出一个有规律的自转，观测到的振幅为140 km/sec，中心色散为sigma=180 km/sec。我们简单的金斯模型表明，在中央5”需要暗物质来解释凸起的运动学，我们估计其质量为（7 +/- 3）10^10 M_sun。然而，我们无法区分不同的DM场景。计算得到的ESO 323-G 064球核的中心质量密度与一些高表面亮度星系的中心质量密度相似，而不是低表面亮度星系的中心质量密度。
2008-09-10 astro-ph
Improved Baade-Wesselink surface-brightness relations
最近和较旧的准确数据（边缘变暗）的角直径是为221颗恒星编制的，以及这些天体的BVRIJK星等[12][25]。9颗在[12-25]色中显示出过量的恒星（都是M巨星或超巨星）被排除在分析之外，因为这可能表明尘埃的存在也影响了光学和近红外色。在此基础上，给出了矮星、巨星、超巨星和矮星在光学和近红外波段的Baade-Wesselink表面亮度关系。发现M巨星遵循与非M巨星不同的SB关系，特别是在V-（V-R）中。对于非M巨星，这个较佳的关系式与Fouque & Gieren（1997年，基于10颗恒星）和Nordgren et al.（2002年，基于57颗恒星）的早期关系式进行了比较。增加样本量不会导致均方根值降低。结果表明，残差与金属丰度在一个显着的水平不相关。最后采用的观测角直径与Cohen等人（1999）对45颗共同恒星的预测值进行了比较，当θ<6 mas时，总体上是合理的，符合得很好。最后，我评论了文献中的常见做法，即对V-（V-K）、V-（V-R）和K-（J-K）关系的零点取平均值，然后固定，然后重新推导斜率。在零色处的这种共同零点是（V-R）色的模型大气所不期望的，它取决于重力。用这种方法得出的关系可能是有偏见的。
2004-06-17 astro-ph
Anomalous Surface Brightness Fluctuations in NGC 4489
Pahre & Mould（1994），Jensen et al.（1996）和Jensen et al.（1998）在NGC 4489中发现了异常高的K波段表面亮度波动（SBF）。然而，这些结论是不确定的，因为相对较低的信噪比数据。在NOAO/KPNO 2.1米和ESO/La Silla 3.5米NTT望远镜上获得了NGC 4489的新的高信噪比数据。采用Tennessee等（1990）确定的I波段SBF距离模量和Tennessee等（2000）的M_I对（V-I）刻度，得到M_K =-6.18 +/-0.09 mag。相对于Jensen等人（1998）导出的巨椭圆星系的平均经验M_K（M_K=-5.61 +/-0.12 mag），在2 σ水平上证实了NGC 4489中K带异常SBF的探测。这种异常波动可能是由一个扩展的巨星分支造成的，包括第一个上升巨星分支顶端以上的中等年龄的AGB星或高金属丰度的第一个上升巨星，或者是由于缺乏对K波段SBF校准的充分理解。这一结果对K波段SBF距离测量的准确性提出了质疑，并强调了在更大的颜色和光度范围内进行M_K测量的必要性。
2000-11-14 astro-ph
Radio Observations of the AGN and Gas in Low Surface Brightness Galaxies
LSB星系具有低金属丰度、弥漫的恒星盘和巨大的HI盘。我们已经在两个巨大的LSB星系UGC 6614和F568-6中探测到分子气体。在UGC 6614中也探测到了毫米波连续谱源。在厘米波段，我们已经探测到并绘制了巨型LSB星系1300+0144的连续辐射。辐射在星系核周围延伸，很可能来自星系活动星系核。绘制了1300+0144的HI气体分布和速度场。HI盘远远超出光盘，在强度图中出现不平衡。
2006-09-15 astro-ph
CO Detection and Millimeter Continuum Emission from Low Surface Brightness Galaxies
我们提出了7个低表面亮度（LSB）星系的BIMA和IRAM CO（1- 0）观测，包括三个大的螺旋与暗淡的磁盘，但突出的凸起，和四个相对较小的LSB星系与不规则的磁盘。LSB星系是UGC 5709，UGC 6614和F568-6（Malin 2）。较小的LSB星系是NGC 5585，UGC 4115，UGC 5209和F583-1。这些星系是根据其相对较高的金属丰度和盘中恒星形成的明显迹象而选择的。BIMA影像显示，在两个巨大的LSB星系F568-6和UGC 6614中存在分子气体。使用30米IRAM望远镜，我们在两个星系的盘和F568-6的核中检测到CO（1- 0）发射。这些星系中的分子气体明显偏离了星系核，并且肯定与LSB盘有关。此外，我们还在UGC 6614中心探测到一个毫米级连续谱源。当与VLA 1.5 GHz观测的星系相比，发射被发现有一个平坦的频谱表明毫米连续辐射是最有可能由于星系中的活动星系核（AGN）。我们的研究结果表明，巨大的LSB螺旋可能包含显着数量的分子气体在其磁盘和港口也无线电明亮的活动星系核在其中心。
2006-06-30 astro-ph
From major merger to radio galaxy: low surface-brightness stellar counterpart to the giant HI ring around B2 0648+27
我们提出了一个低表面亮度恒星对应的一个巨大的（190千秒差距）环的中性氢（HI）气体，围绕附近的射电星系B2 0648+27的检测。这个系统目前正处于主要合并和（无线电大声）早期类型星系之间的演化阶段。在以前的论文中，我们详细研究了合并，恒星爆发和活动星系核活动之间的时间尺度在B2 0648+27，基于其不寻常的多波长特性（大规模HI环，占主导地位的后恒星爆发恒星星族和红外光度）。在本研究报告中，我们提出了深光学B-和V-波段成像，为B2 0648+27的合并起源提供了进一步的证据。宿主星系显示出扭曲的光学形态和广泛的潮汐臂是明确存在的。一个低表面亮度的恒星尾巴或部分环卷曲在超过一半的宿主星系周围，距离星系中心高达55千秒差距，遵循我们以前在这个系统周围探测到的大规模环状HI结构。这个环中的气体和恒星很可能是潮汐排出的物质，在合并事件后慢慢落回宿主星系。HI环中似乎也有恒星形成的地点，可能是在合并后的气体潮汐碎片中形成的。我们认为，在B2 0648+27中观察到的气体和恒星的性质，以及合并和星暴事件之间的明显的时间延迟，可能是两个富含气体的盘状星系与突出的凸起之间合并的逻辑结果，或一个椭圆形和富含气体的螺旋星系之间的合并。合并/星暴事件与当前的射电AGN活动事件之间似乎存在显着的时间延迟。
2008-07-09 astro-ph
Morphology and Stellar Populations in the Gas-Rich, Giant LSBGs
低表面亮度星系（LSBG）的一个意想不到的特征是，相当数量的星系质量很大，并且拥有大量的原子气体。我们目前正在进行的计划，以获得BVRIJHK成像的初步结果，随着一些核谱学，一个定义明确的样品的LSBG是富含气体和类似的大小巨大的，高表面亮度的螺旋星系（HSBG）。这些LSBG跨越了哈勃盘形态的整个范围。虽然它们的圆盘平均比可比的HSBG更蓝，但大质量LSBG的光学形态表明，这些系统中的许多系统都经历了以前的恒星形成事件。它们通常具有较长的磁盘刻度长度，范围从$M_B = -16 to -22 (H_0 = 75 km/s Mpc^{-1})$。大约有一半的LSBG有核活动的证据，$\sim 30%$似乎被禁止。这些巨大的、富含气体的LSBG显然有着不同的、往往是复杂的演化历史。
1998-10-25 astro-ph
NIR observations of dEs in the Virgo cluster: a structural continuity with giant Ellipticals
本文用近红外（NIR，H波段1.65 μ m）表面光度法测定了室女星系团中50个dEs样品的结构性质，并进行了分析。一维表面亮度（SB）轮廓提取使用椭圆等照度线拟合。它们的特征在于通过结构参数，即半光半径R_e，平均表面亮度在R_e（μ_e），和浓度指数（c_31）。我们发现，典型的dEs具有接近指数的近红外SB分布。通过比较邻近星系团中273个巨椭圆星系的近红外结构参数，研究了dEs与巨椭圆星系的关系。进一步的分析进行使用光学近红外颜色B-H和通过研究的结构和动力学参数（基本平面）的两类星系之间的关系。这两种制度之间的过渡是顺利的，没有看到任何二分法。
2005-04-21 astro-ph
A giant radio jet ejected by an ultramassive black hole in a single-lobed radio galaxy
我们报告发现了一个非常不寻常的，高度不对称的射电星系的射电喷流，最大的尚未检测到的，发出强烈的偏振同步辐射，并可以跟踪所有的方式从星系核的热点位于~440千秒差距。这个喷流来自一个质量极大的黑洞（>10^9太阳质量），形成了一个非常紧凑的射电瓣。在反喷流的一侧没有发现射电瓣，尽管它在亮度上与主喷流相似，达到数十千秒差距。因此，与几乎普遍的趋势相反，这个射电星系中的亮度不对称性随着与核心的距离而增加。有几个不寻常的属性，包括一个占主导地位的环形磁场，这Fanaroff-Riley II型megajet是一个非常有用的实验室，用于测试磁场在射流稳定和无线电波瓣形成的作用。
2007-12-04 astro-ph
HST WFPC2 Imaging of Three Low Surface Brightness Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
[注释] HST WFPC 2图像拍摄于室女星系团的三个LSB矮椭圆星系。观测的目的是确定这些神秘星系的小尺度结构，并试图通过检测光度波动来了解它们巨大分支的性质。在三个被研究的星系中的两个，V7 L3和V1 L4，光度波动被明确地检测到，产生2 - 10颗红巨星/像素的密度。使用观测到的B-V和V-I颜色作为约束，如果这些系统中存在大量的M巨星，我们无法找到能够重现观测到的波动信号和蓝色的模型。第三个系统，V2 L 8，没有检测到波动信号，这可能意味着它不在室女星系团。有趣的是，这个系统是高度核化的。我们的观察已经解决了这个核，如果V2 L 8在室女座，那么我们已经发现了迄今为止测量的最小的凸起，有效半径只有50 pc。这个凸起是非常红的（和巨大的椭圆星系一样红），事实上，这个有核的dE星系完全有可能是一个位于背景中的非常大的星系。因此，它非常令人想起Malin-1被发现的方式。最后，我们没有发现任何证据表明，在这个大大提高了空间分辨率的研究系统中的恒星小规模聚集。这意味着这些系统是动态松弛的，它们观测到的低表面亮度的物理原因是它们的低密度。当以WFPC 2的高空间分辨率（每像素约6 pc）成像时，星系很容易被看穿，而不需要晚上知道它们存在于WFPC 2框架的中间。它们只是以“天空噪音”的形式出现。
1999-06-18 astro-ph
Recycling of ghost galaxies: The origin of giant HI ring around NGC 1533
我们认为HIPASS最近为S0星系NGC 1533发现的巨大HI环是由富含气体的LSB（低表面亮度：“幽灵”）星系和HSB盘之间的不等质量合并形成的。NGC 1533的前身HSB螺旋在合并过程中转变成了一个有棒的S0，而LSB的外部HI气体盘转变成了巨大的HI环。我们还讨论了两种不同的可能性，孤立的恒星形成区域（“ELdot”对象）在巨大的气体环的起源。
2003-10-14 astro-ph
Chandra Observations of Nuclear X-ray Emission from Low Surface Brightness Galaxies
本文介绍了钱德拉探测器对两个巨大的低表面亮度星系UGC 2936和UGC 1455活动星系核的X射线辐射的观测结果。它们的X射线亮度分别为1.8 \times 10^{42}尔格/秒和1.1 \times 10^{40}尔格/秒。在这两个星系中，UGC 2936的射电噪声很大。与另一个LSB星系UGC 6614（XMM档案数据）一起，它们似乎都位于X射线-射电基本平面之上，它们的活动星系核具有黑洞质量，与位于相关性上的类似星系相比要低。然而，在这些星系的凸起是发达的，我们检测到弥漫的X射线发射从我们的样本中的八个星系。我们的研究结果表明，巨大的LSB星系的膨胀的演化独立于他们的晕占主导地位的磁盘是低的恒星形成和磁盘动力学。这些中心的演化路径类似于哈勃序列中以凸起为主的正常星系，但LSB盘仍然没有演化。因此，凸起和盘的演化是分离的，所以无论恒星形成过程产生了什么，凸起都不会影响盘。
2008-12-02 astro-ph
NEAR-INFRARED PHOTOMETRY OF THE CORE-COLLAPSED METAL-POOR GLOBULAR CLUSTERS NGC5946 AND NGC7099
利用中等深度的近红外图像研究了核心坍缩球状星团NGC 5946和NGC 7099中心附近亮巨星的光度特性和空间分布。前一个星团位于银河系的低纬度，并且被严重地红化;然而，K，J-K色星等图（CMD）显示了一个明确的巨星分支，宽度为J-K +/- 0.05等。大部分观测到的宽度是由于差异红化。上巨分支相对陡峭，与红化程度较低的星团比较表明：（1）NGC 5946一定非常贫金属，[Fe/H] ~-2，（2）E（B-V）~ 0. 6。当E（B-V）= 0.6时，用巨分支尖端的近红外亮度计算的到NGC 5946的距离与用HB的V亮度计算的到NGC 5946的距离非常一致。NGC 7099巨星系分支的末端比预期的尖端亮度暗约1等。NGC 7099的积分J-K颜色随半径变化，使得Delta（J-K）/Delta log（r）= 0.05 - 0.09，这取决于用于测量颜色的技术。在NGC 5946中，恒星含量可能会有类似的径向变化;然而，这个星团的综合J-K颜色随半径保持不变，并且在去除最亮的分辨恒星后，可以看到颜色梯度与NGC 7099相反。明亮的巨星分支星的相对密度在距离NGC 5946中心30弧秒内也保持不变。因此，可以得出结论，NGC 5946不包含类似于NGC 7099和其他核心坍缩后的星团的恒星含量梯度。
1995-05-24 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Wide Field CCD Surface Photometry of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472 in the Virgo Cluster
本文介绍了室女星系团中最亮的成员--巨型椭圆星系NGC 4472的深宽视场（16 '.4 × 16'.4）华盛顿CT 1 CCD表面测光。我们的数据覆盖了比以往任何CCD测光更广泛的领域，以及更深入。NGC 4472的表面亮度轮廓不能很好地用单一的King模型拟合，但它们可以近似地用两个King模型拟合：内部和外部区域有单独的模型。外部区域的表面亮度轮廓也可以近似地通过deVaucouleurs定律拟合。在NGC 4472的3'范围内有一个明显的负颜色梯度，在这个意义上，颜色随着半径的增加而变得更蓝。对于$Δ\log r =1$，该区域的颜色梯度的斜率被导出为$Δμ(C-T_1)$ = -0.08 mag arcsec $^{-2}$，其对应于$Δ$ [Fe/H] $= -0.2$ dex的金属丰度梯度。然而，随着半径超过3 '，表面颜色逐渐变红。比较了NGC 4472的C像和T1像的结构参数，发现等时线和等照度线的椭圆形状差别不大。此外，还测定了NGC 4472的光度参数和结构参数。
2000-01-03 astro-ph
A deep wide survey of faint low surface brightness galaxies in the direction of the Coma cluster of galaxies
我们报告了在后发座星系团为中心的0.72x0.82 deg 2区域内寻找微弱（R总星等小于21）和低表面亮度星系（R中心表面亮度小于~24）（fLSB）。我们分析了在CFHT使用CFH 12 K相机获得的深B和R波段CCD成像，发现了735 fLSB。后发座星系团红移时的总B星等在-13到-9之间，B中心表面亮度为27等/角秒2。使用空字段比较，我们表明，这些fLSB中的大多数可能是昏迷集群内。我们提出的结果比较投影的fLSB分布与正常星系的分布和已知的X射线过密度。我们还研究了它们的投影分布相对于它们在颜色星等关系中的位置。对于2/3的样品，fLSB的颜色在B-R~0.8和~1.4之间变化，这部分与已知的后发座明亮（R<18）椭圆星系的CMR红色序列一致。这些fLSB很可能遵循与巨型椭圆星系相同的演化，这与简单的反馈/坍缩形成和被动演化一致。这些fLSB主要聚集在NGC 4889周围。我们发现了另外两个不同的fLSB种群。与巨大的椭圆红色序列相比，这些星系群的颜色分别更红和更蓝，可能是由剥离的微弱椭圆星系和螺旋星系剥离的物质形成的。
2006-10-06 astro-ph
Giant Lyman-alpha nebulae around z>2 radio galaxies: evidence for infall
我们提出了一个调查到强大的射电星系在高红移的边到边的不对称性之间的可能关系，了解这些来源的几何形状，方向和气体动力学的目标。我们的样本由11个射电星系组成，在2.3<z<3.6之前已知有巨大的，运动学上静止的星云。我们确定了几个相关的不对称性：在最亮的射电喷流和热点的一侧，（i）运动学静止星云的红移最高，（ii）Ly-alpha相对于其他谱线和连续谱线更亮，（iii）射电频谱最平坦，（iv）射电结构具有最高的偏振。这些不对称性被发现是相关的无线电臂长度不对称性或亮度不对称的紫外光发射材料。射电亮度不对称性和静止气体径向速度之间的相关性似乎也存在于0<z<1的强大射电星系中。总的来说，这些不对称性最自然地解释为方向的影响，与静止的星云在下降：这是第一次研究区分旋转，下降，外流和混乱的运动场景的运动学静止的发射线星云周围强大的活动星系核。
2006-11-24 astro-ph
Searching for MACHOs in Galaxy Clusters
如果星系团的暗物质是以致密物体的形式存在的，那么它将在遥远光源的光变曲线中引入波动。目前在星系团中寻找MACHO的重点是监测附近系统后面的类星体。本文研究了这种密集星群对巨型引力透镜弧表面亮度分布的影响。由于微透镜光学深度在这些簇中是显著的，因此预期的波动是显著的并且是可观察的。专注于在阿贝尔370看到的巨大的弧，我们证明了几个“极端”的事件将是可见的HST观测在两个时代的比较。利用NGST，长期监测应该揭示电弧表面上无处不在的亮度闪烁。
2000-08-10 astro-ph
The Massive Stellar Population in a Nearby Massive Low Surface Brightness Galaxy
我们使用WFPC2和F555W和F814W滤光片观测了最近的已知大型低表面亮度（LSB）星系UGC 2302。UGC 2302是一个典型的大LSB星系，因此是详细研究恒星星族的好选择。大的LSB代表了一个极端的恒星形成环境，无论是在其盘内的局部，还是在更大的尺度上，通常居住在宇宙的低密度区域。解析这样一个星系的基本恒星成分可以提供恒星如何在低金属量但富含气体的环境中形成和演化的关键信息。我们首次解决了大质量恒星和红巨星分支的尖端。
2000-09-20 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
Using weak MgII lines to chart Low Surface Brightness Galaxies
我们报告的检测，基于HST和凯克数据，在类星体PKS 0454+039的Ly-alpha森林中的两个特殊的吸收体。这些云，在红移z=0.6248和0.9315分别，显示MgII和FeII的吸收线除了Ly-alpha线。基于光电离模型，这些被推断为被星系际紫外背景光电离，HI柱密度在15.8 < N（HI）< 16.8的范围内。此外，如果假设重元素的相对丰度与我们银河系的耗尽云相似，这两种吸收体的丰度都大于太阳值，这是与类星体无关的吸收体的独特情况。我们初步认为，这些吸收体可能选择巨大的低表面亮度星系。
1998-10-12 astro-ph
Giant cavities, cooling and metallicity substructure in Abell 2204
我们目前的结果，从深钱德拉和XMM牛顿观测的放松X射线发光星系团阿贝尔2204。我们在不同距离尺度上探测到了团内介质中的金属丰度不均匀性，从中心含有数倍于10^7兆太阳的铁的~12 kpc增强区到半径为400 kpc的区域，超过了数倍于10^9兆太阳。从X射线图像中减去平均表面亮度分布图，得到星团北部和南部的两个表面亮度凹陷。它们的形态与在团簇核心中观察到的空洞相似，但它们的半径分别为240 kpc和160 kpc，总焓为2 × 10^62 erg。如果它们是化石射电泡，那么它们的浮力时标意味着总的机械加热功率为5 × 10^46 erg/s，这是已知的最大的射电泡加热功率。更有可能的是，它们是过去许多泡沫累积的结果。从能量上讲，这是更可行的，因为这些区域的焓可以在大约2 Gyr的时间内对抗该集群中500 kpc半径的X射线冷却。星团的核心还含有5 ~ 7个半径约为4kpc的表面亮度凹陷，这些凹陷与观测到的射电辐射无关。如果它们是由原子核产生的气泡，它们太小了，无法平衡核心中一个数量级的冷却。然而，如果无线电轴接近视线，投影效果可能会掩盖更多的正常气泡。使用RGS光谱，我们检测到FeXVII线。光谱拟合显示温度低至~0.7 keV;因此，集群显示的X射线温度范围至少为15倍。低温气体的量与65 Msun/yr的质量沉积速率一致。
2008-11-05 astro-ph
Dwarf Elliptical Galaxies in the M81 Group: The Structure and Stellar Populations of BK5N and F8D1
我们已经通过两个M81 dE组的F555 W和F814 W滤波器获得了HST WFPC 2图像：BK 5 N和一个新系统，命名为F8 D1。由此产生的色星等图显示了红巨星分支的上两个星等。表面亮度和总星等的测量结果表明，BK 5 N和F8 D1具有相似的中心表面亮度（分别为24.5和25.4等/角秒^[2]），但F8 D1的长度尺度更大，导致其亮度比BK 5 N高出3等。BK 5 N符合本星系群矮椭圆星系定义的中心表面亮度与绝对星等的关系，而F8 D1则不符合。F8 D1的中心表面亮度比关系式预测的更亮，类似于在室女座发现的大型低表面亮度矮星系。巨分支的平均颜色被用来确定每个星系的平均丰度。F8 D1是一个更明亮的星系，它的金属含量（[Fe/H] ~ -1.0）明显高于BK 5 N（[Fe/H] ~ -1.7）。BK 5 N和F8 D1的绝对星等和金属丰度的关系都依赖于本星系群矮椭圆星系。然而，就中心表面亮度和金属丰度之间的关系而言，BK 5 N仍然遵循本群矮星，而F8 D1则明显偏离了这一关系。这表明发光物质的总量比发光物质的表面密度在控制金属富集方面更重要。我们还讨论了中等年龄的恒星，并在F8 D1中记录了一个球状星团。（已编辑）
1997-10-27 astro-ph
WN1626+5153: A Giant Radio Galaxy from the WENSS survey
一个角延伸为18.4角分的FRII射电源是在韦斯特博克北部巡天中发现的，该巡天正在325兆赫进行。这个源在$z=0.056$处用Mrk 1498标识，表明其预计延伸为1.6 \h 50\ Mpc。Mrk 1498的光谱具有典型的窄线射电星系的发射谱线; H $α$是唯一允许的具有微弱宽分量的谱线。这一发现表明，WENSS在低频下对几分钟尺度的低表面亮度特征具有良好的灵敏度，特别适合于提供定义明确且相对较大的巨型射电星系样本。这些样本的未来定义将对我们理解巨型射电星系非常重要。
1996-08-06 astro-ph
Radio Observations of AGN in Low Surface Brightness Galaxies
本文介绍了低表面亮度巨星系核低频射电连续辐射研究的初步结果。我们绘制了发射图，并搜索了与活动星系核活动相关的射电瓣/喷流等扩展特征。LSB星系在恒星形成方面很差，与附近明亮的螺旋星系相比，通常进化较少。本文介绍了3个星系的低频观测结果：PGC 045080在1.4GHz，610 MHz，325 MHz，UGC 1922在610 MHz和UGC 6614在610 MHz。使用GMRT进行观察。在所有三个星系中检测到并绘制了射电核心和扩展结构;扩展发射可能与AGN活动相关的喷流/叶有关。我们的研究结果表明，虽然这些星系是光学昏暗，他们的核可以主机活动星系核是明亮的无线电域。
2007-07-24 astro-ph
Kinematically quiet halos around z~2.5 radio galaxies. Keck spectroscopy
利用高信噪比Keck II和VLT长缝光谱技术对10个高红移射电星系（z~2.5）中的扩展气体进行了运动学研究。除了典型的高表面亮度运动学扰动区域（FWHM和速度变化>1000 km/s），我们发现在所有物体中，巨大的低表面亮度晕显示出安静的运动学，具有典型的发射线FWHM和速度变化数百km/s。巨大的晕圈通常延伸超过100千秒差距，有时甚至超过射电结构。它们的发射线光谱是典型的高红移活动星系。连续体也经常被检测到。在距活动核数十千秒差距处，晕中富集有重元素。类星体连续体是沿射电轴的静止晕电离的主要来源。在所有天体中探测到巨大的静止晕，表明它们可能是高红移射电星系的共同成分。射电星系似乎嵌在光晕中。本文还讨论了晕的性质、起源和宇宙学意义。
2003-09-01 astro-ph
High Metallicity Mg II Absorbers in the z < 1 Lyman alpha Forest of PKS 0454+039: Giant LSB Galaxies?
我们报告发现两个铁组增强高金属含量镁II吸收剂在搜索通过28莱曼阿尔法森林云沿PKS 0454+039视线。根据我们的研究和测量的z ~ 1处的W_r（Mg Ⅱ）≤ 0.3 A吸收体和Lyman α吸收体的红移数密度，我们认为大约5%的z < 1处的Lyman α吸收体表现出“弱”Mg Ⅱ吸收，其5 σ W_r（2796）检测限为0.02 A。这两个吸收体的红移分别为z = 0.6248和z = 0.9315，它们的W_r（Lya）分别为0.33和0.15。根据光电离模型，推断H I柱密度在15.8 <= log N（HI）<= 16.8 cm^-2的范围内。对于z = 0.6428的吸收体，如果其丰度模式是太阳能，则该云的[Fe/H] > -1;如果其气相丰度与银河系中耗尽云的丰度相同，则推断[Fe/H] > 0。对于z = 0.9315的吸收体，金属丰度为[Fe/H] > 0，无论丰度模式是太阳能还是遭受贫化。对PKS 0454+039场的成像和光谱研究显示，在这些红移处没有候选的发光物体。我们讨论了这些Mg II吸收体可能出现在“巨”低表面亮度星系中的可能性，这些星系在其扩展盘中的[Fe/H] >=-1，甚至[Fe/H] >= 0。我们初步认为，这些“弱”镁II吸收剂的很大一部分可能会选择低表面亮度星系到z ~ 1。
1998-01-14 astro-ph
New Near-Infrared Surface Brightness Fluctuation Models
我们提出了新的理论模型在近红外表面亮度波动。我们展示了近红外亮度波动特性在大年龄和金属丰度范围内的时间演化，即，对于单年龄、单金属丰度的恒星星族，Z/Zsun=1/50 ~ Z/Zsun=2.5。所有的恒星模型都遵循从零年龄主序到大质量恒星的中心碳点火，或到低质量和中等质量恒星的渐近巨星分支阶段的热脉冲制度的结束。新的模型与观测到的近红外波动的绝对幅度和颜色的麦哲伦星云星团和天炉座星系的样本进行了比较。对于年龄小于~3 Gyr的星团，在很宽的恒星星族金属丰度范围内，预测的近红外涨落特性与观测结果符合得很好。然而，对于较老的星团，观测到的和预测的近红外亮度波动之间的一致性取决于如何估计表面亮度的绝对星等。计算的模型集不能同时匹配观测到的近红外波动绝对幅度和颜色。我们认为，观测到的差异之间的预测和观测到的旧MC超星系团的属性更可能是由于观测的原因。
2005-11-30 astro-ph
New Optical and Near-Infrared Surface Brightness Fluctuations Models. II. Young and Intermediate Age Stellar Populations
我们提出的理论表面亮度波动（SBF）振幅的年轻和中等年龄（$25 Myr \leq t \leq 5 Gyr$），和$Z=0.0003$，0.001，0.004，0.008，0.01，0.02，和0.04的单次爆发恒星星族。我们注意到热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）星的贡献。沿着TP-AGB阶段的质量损失的情况下，预测的SBF的变化的敏感性进行检查。低于0.6- $1 Gyr$，光学和NIR SBF模型都表现出对年龄和质量损失的强烈依赖性。我们还评估了SBF振幅使用蒙特卡罗技术再现的随机变化的恒星数量经历明亮和快速的演化阶段（红巨星分支，AGB，TP-AGB）。我们提供了最微弱的实际恒星星族的综合通量的限制，以获得可靠的和有意义的SBF测量。本文分析了一种从单个恒星的光度测量中获得星团SBF振幅的方法，并估计了由于统计效应而可能影响该方法的不确定性。利用哈勃空间望远镜的观测资料，首次获得了11大麦云（LMC）富星星团的光学SBF测量结果，这些星团的年龄从几个$Myr$到几个$Gyr$不等。测量结果成功地与我们的SBF预测进行了比较，从而与金属丰度$Z = 0.0001$-0.01的模型有很好的一致性。为了正确地再现大麦哲伦星系团的光学SBF数据，需要将质量损失作为TP-AGB恒星光度的幂律函数。我们提出了如何克服SBF模型在再现麦哲伦星云星团的近红外SBF测量的细节的一般问题。
2005-09-01 astro-ph
On the relation between circular velocity and central velocity dispersion in high and low surface brightness galaxies
为了研究圆速度Vc和球状分量σ c的中心速度色散之间的相关性，我们分析了40个高表面亮度盘状星系（HSB）、8个巨大低表面亮度旋涡星系（LSB）和24个具有平坦自转曲线的椭圆星系的圆速度Vc和中心速度色散之间的相关性。我们发现，在速度色散低至σ_c~ 50 km/s时，Vc与σ_c的关系是线性的，而在σ_c> 80 k/ms时，以前的工作采用的是幂律关系。在Vc-σ_c平面上，具有Vc的椭圆星系和具有Vc的HSB星系在动力学模型上或直接由HI旋转曲线导出的椭圆星系遵循同样的关系。相反，LSB星系遵循不同的关系，因为它们中的大多数相对于HSB星系表现出更高的Vc（或更低的sigma_c）。这反对在LSB星系的暗物质晕的径向密度剖面中重子坍缩的相关性。（节略）
2005-03-31 astro-ph
New optical and near-infrared Surface Brightness Fluctuations models. A primary distance indicator ranging from Globular Clusters to distant galaxies?
我们提出了新的理论模型，表面亮度波动（SBF）的光学和近红外波段的标准地基和哈勃空间望远镜过滤系统。采用简单的恒星布居模拟。模型覆盖的年龄和金属量范围分别从$t=5$到$15~Gyr$和从$Z=0.0001$到0.04。讨论了初始质量函数和恒星色温关系的变化对系统的影响。特别注意的是非常明亮的恒星的颜色星等图，并调查沿红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）的质量损失的影响。研究发现，$U$和$B$波段的SBF振幅对水平支和Post-AGB星群的形态有很强的诊断作用。我们指出，沿着RGB和AGB的质量损失过程的仔细治疗是确定可靠的SBF评估的基础。SBF的测量是用来给强大的约束AGB星的演化，这表明AGB星的质量损失活动应该是两倍以上的RGB星的效率。我们的模型能够再现银河系球状星团和星系的绝对SBF星等，以及它们的综合颜色。提供了$V$、$R$、$I$和$K$测光滤光片中绝对SBF星等的新刻度，这些星等看起来足够可靠，可以绕过其他距离指示器直接测量距离。SBF技术也被用来作为恒星人口示踪剂，以获得已知距离的星系的选定样本的年龄和金属丰度。最后，{ \it SBF颜色}与{ \it集成颜色}图提出了特别有用的删除众所周知的{ \it年龄金属丰度简并度}影响我们的知识的远程恒星系统。
2003-03-14 astro-ph
The Morphology of Low Surface Brightness Disk Galaxies
我们目前的$UBVI$和H $α$图像的低表面亮度（LSB）盘星系的样本。这些星系一般都是晚期类型的，如果它们能被合理地分类的话。然而，它们不是侏儒，本质上是巨大而明亮的。LSB星系的形态讨论的物理解释的哈勃序列。相对于天空背景，具有高对比度的Galerkin比那些在照相底片上仅仅表现为模糊斑点的Galerkin更容易被精细地打印出来。这导致哈勃序列的阶段是非线性的，在这个意义上说，大的形态类型的区别是高表面亮度螺旋之间只有小的物理差异存在，和小的形态区别是低表面亮度星系之间，即使大的物理差异存在。许多LSB星系缺乏在更高表面亮度螺旋中显眼的旧红盘。从$U$到$I$，它们的形态在所有谱带中都惊人地相似，这表明它们是非常均匀的恒星星族，缺乏发育良好的巨分支。这些特性以及它们非常蓝色的颜色表明，LSB星系比表面亮度高的星系相对年轻。这些LSB星系中有几个看起来非常年轻（$\simlt 1$ ~Gyr），因此可能代表了原星系的局部例子。
1995-01-23 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
A group of galaxies around the giant spiral NGC 6946
我们目前的大规模CCD图像的十几个低表面亮度的物体在巨大的Sc星系NGC 6946，这是最近发现的POSS-II副本附近。其中六个：UGC 11583，kk 251，kk 252，kkr 55，kkr 56和kkr 59是被分解成恒星的矮不规则星系。我们确定了它们与最亮的蓝色恒星的光度的距离。到NGC 6946星系群的平均距离估计为5.9 +- 0.4 Mpc。加上之前发现的仙王座1号，这个星系团由8个晚型星系组成。几乎所有这些都在HI系中检出或少量检出。这个星群的特征是线性投影直径为420 kpc，径向速度色散为95 km/s，维里质光比约为56 M_sun/L_sun。
2000-10-07 astro-ph
The Mid-Infrared Spectral Energy Distribution, Surface Brightness and Color Profiles in Elliptical Galaxies
我们描述了在中红外通带（1.2 - 24微米）的18个椭圆星系的样本测光。所有的表面亮度分布都类似于de Vaucouleurs的轮廓，表明大部分的发射来自红巨星的光球或拱星区域。光谱能量分布在1.6微米附近达到峰值，但半光或有效半径在K带附近（2.15微米）具有明显的最小值。除了24微米的通带，所有样品平均径向颜色分布具有约两倍（K波段）有效半径内的可测量斜率。显然，这种变化的出现是因为恒星金属丰度向星系核心方向增加。例如，采样平均的颜色轮廓（K - 5.8微米）有一个正的斜率，虽然没有明显的吸收功能，在光谱的椭圆星系附近5.8微米。这一点，以及有效半径的最小值，表明K波段可能在星系核心富含金属的恒星中异常明亮。涉及24微米通带的不寻常的径向颜色剖面可能表明，一些24微米的发射来自星际而不是拱星尘埃颗粒。
2007-09-15 astro-ph
Detections of CO in Late-Type, Low Surface Brightness Spiral Galaxies
利用IRAM 30-m望远镜，对15个边朝低表面亮度（LSB）旋涡星系的核区进行了~（12）CO J=1-0和2-1谱线观测。我们的样本包括极端晚型LSB螺旋，具有盘主导的形态和旋转速度V_rot<~120 km/s。我们报告检测的四个星系在至少一个过渡（> 5西格玛），其余的样本，我们提供上限的核CO含量。采用标准的银河系I_CO到H_2转换因子意味着被探测星系核区（内部1.1-1.8 kpc）的分子气体质量为（3.3-9.8）x10**6 M_sun。结合我们的新数据和文献中的晚型螺旋样本，我们发现CO探测到的LSB螺旋与更明亮和更高表面亮度的星系遵循相同的M_H2-FIR相关。晚型螺旋中心区域的CO量似乎更强烈地依赖于质量而不是中心光学表面亮度，并且对于Vrot <~90 km/s的中低表面亮度螺旋，CO的可探测性显著下降;到目前为止，在CO中没有检测到LSB螺旋低于这个阈值。单靠金属丰度效应不太可能解释这种趋势，我们推测，我们看到的是随着星系质量的减少，能够支持巨型分子云形成的星系盘的平均分数减少的影响。
2005-02-08 astro-ph
Surface photometry of bulge dominated low surface brightness galaxies
我们目前的结果宽频带{BVRI}观测的样本的星系与低表面亮度（LSB）盘和隆起。这些星系被很好地描述为指数盘和指数凸起，没有首选值的尺度长度或中央表面亮度。中位{B}带盘尺度长度为12.6 kpc（H 0 = 75 km s^{-1} Mpc^{-1}），比典型的（盘支配的）LSB或高表面亮度（HSB）星系的尺度长度大得多。此外，磁盘和隆起规模的长度相关，表明耦合的形成。膨胀主导的LSB星系被观察到比盘主导的LSB星系更红，并且它们的膨胀与盘的比率朝着更红的波长增加。我们发现的颜色是可比的或比相同形态类型的HSB星系更蓝。因此，膨胀主导的LSB星系不是没有恒星形成的褪色HSB星系。我们发现，凸起为主的LSB星系符合HSB星系定义的一般趋势。这些核球主导的LSB星系的性质表明，LSB星系不只是两个品种。它们涵盖了晚期盘主导型LSB和巨型Malin-1类LSB之间的光学和形态特性的整个范围。LSB星系因此也形成了一个LSB哈勃序列，与经典的HSB序列平行。
1999-09-29 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
A Minor Axis Surface Brightness Profile for M31
我们使用艾萨克·牛顿望远镜宽视场照相机对M31的观测数据来确定M31沿东南短轴的表面亮度分布。我们结合表面测光和微弱的红巨星分支星计数来追踪从最里面的区域到投影半径为4度（~55 kpc）的轮廓，其中V波段表面亮度为32 mag/square arcsec;这是第一次使用单个数据集在如此大的径向距离上绘制M31短轴轮廓。我们证实了Pritchet和van den Bergh（1994）的发现，即短轴轮廓可以用一个单独的de Vaucouleurs定律描述，投影半径为1.4度或~20 kpc。除此之外，表面亮度分布曲线相当大，并且与指数-2.3的幂律或标度长度14 kpc的指数一致。这部分包含的M31总光度的分数约为2.5%。虽然我们很容易将这个外部成分与M31中真正的星族II晕联系起来，但我们发现，恒星星族的平均颜色沿短轴在0.5-3.5度范围内保持近似恒定的V-i~1.6。这一结果表明，同一个富含金属的恒星星族主导着两个结构成分。
2005-06-08 astro-ph
Calibration of the Barnes-Evans relation using interferometric observations of Cepheids
造父变星的直接直径观测用于校准巴恩斯-埃文斯造父变星表面亮度关系。五十九个独立的造父变星直径测量从四个不同的光学干涉仪被用来计算表面亮度的大小和颜色的函数。造父变星表面亮度与颜色的线性拟合与文献中使用不变巨星和超巨星的干涉观测发现的函数非常一致（Fouque & Gieren 1997）。使用这些关系式，距离计算到仙王座三角座，其独立的距离是已知的三角视差。本文中的关系式的距离与先前公布的关系式的距离相差4%，但仍在合并误差范围内。这两个距离都在三角视差推导出的距离误差范围内。
2002-03-08 astro-ph
A search for low surface brightness dwarf galaxies in different environments
根据冷暗物质（CDM）星系等级成团理论和大尺度结构形成理论，现今宇宙中应该存在大量的低质量暗物质晕。如果这些晕包含足够多的恒星，它们应该是可以被探测到的低光度恒星系统或矮星系。我们以前描述了一种新的检测方法，微弱的低表面亮度的对象，并表明，有相对大量的非常微弱的矮星系在附近的室女星系团。在本文中，我们提出了一个类似的调查结果进行的千禧年银河带沿天球赤道和样品一个非常不同的星系环境。我们发现，沿着这条带的矮星系与巨星系的数量比范围从0.7：1到最多6：1，对应于平坦的光度函数（α约为-0.8到-1.0）。这与我们对室女星系团的20：1的值非常不同。在这个领域中，没有任何一个低表面亮度的矮星系没有被红移巡天发现。这一结果与CDM模型预测的暗物质质量函数的环境依赖性完全相反，即在低密度环境中有更多的小暗物质晕。
2004-04-19 astro-ph
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 astro-ph
The Distance to the Coma Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们报告的第一个确定的距离后发座星系团的基础上获得的表面亮度波动（SBF）测量哈勃空间望远镜WFPC 2观测的明亮的E0星系NGC 4881后发座星系团和地面观测的标准E1星系NGC 3379在狮子座-I组。基于I波段波动幅度I（SBF）的相对距离强烈依赖于恒星星族的金属丰度和年龄。然而，已发表的Mg_2梯度很好地描述了两个巨型椭圆星系NGC 3379和NGC 4881的恒星星族的径向变化，并利用NGC 3379中几个径向点的I（SBF）的地面测量结果，用Mg_2指数校准了I（SBF）。假设到NGC 3379的距离与Leo-I群的平均SBF距离相同，将其与NGC 4881的新SBF测量结果结合起来，得到后发座星系团的距离为102+-14 Mpc。结合彗发的宇宙后退速度（7186 ± 428 km/s），我们得到哈勃常数为H_0 = 71 ± 11 km/s/Mpc。
1997-04-28 astro-ph
Discovery of a Giant Stellar Tidal Stream Around the Disk Galaxy NGC 4013
我们报告了在边缘螺旋星系NGC 4013周围发现的巨大环状恒星结构。这一弧形特征从中心向东北方向延伸6弧分（投影距离约26千秒差距），从盘面延伸3弧分（约12千秒差距）;可能相关的特征在盘面的西南侧也很明显，延伸到4弧分（约17千秒差距）。这种低表面亮度的结构的探测是在三个不同望远镜的三个独立数据集中独立确认的。虽然它真正的三维几何形状是未知的，但这个结构的天空投影形态显示出与理论预测相匹配，即在低倾斜（~ 25度），近圆形轨道上移动的矮卫星的恒星潮汐流的边缘投影视图。以Penarrubia等人最近建立的银河系麒麟座潮汐流模型为模板，我们发现其前身系统可能是一个初始质量为6*10^8 Msun的星系，其目前的位置和最终的命运尚不清楚。根据这一模拟，潮汐流的年龄可能约为2.8 Gyr。我们的研究结果表明，NGC 4013，以前被认为是一个典型的孤立的盘星系，尽管有一个最突出的HI翘曲检测到迄今为止，可能实际上遭受了最近的轻微合并。这一发现突出表明，未受干扰的磁盘在高表面亮度水平的光学，但扭曲的HI地图可能实际上揭示了复杂的签名，最近的吸积事件在深测光调查。
2008-10-24 astro-ph
Evolution and surface abundances of red giants experiencing deep mixing
在对流包层与氢燃烧壳层深度混合的假设下，我们计算了低金属丰度红巨星的演化。我们发现，所观察到的丰度异常的程度，特别是普遍的O-Na的关系，可以完全解释的混合，这不会导致显着的氦富集的信封。另一方面，具有极深混合和强氦富集的模型预测了钠和氧的异常，这些异常比观测到的要大得多。后一个结果只取决于氢燃烧壳层内部的核合成，而不取决于混合描述的细节。然而，这些影响表面丰度与亮度的演变，我们比较有限的观测材料。然而，我们的模型允许推断几个集群中混合过程的深度和速度的细节。具有强氦富集的模型发展到高光度，并显示出增加的质量损失。然而，在特殊的假设下，即使没有极端的氦混合，红巨星也会达到非常高的光度。由于质量损失的增加，这些模型可能是蓝色水平分支恒星的候选者，同时也与观测到的丰度异常相一致。
2000-02-14 astro-ph
Giant Lya nebulae associated with high redshift radio galaxies
我们报告的深凯克窄带Lya图像的发光z > 3射电星系4C 41.17，4C 60.07，和B2 0902+34。这些图像显示了巨大的100-200 kpc规模的发射线星云，以这些星系为中心，它们表现出丰富的形态结构，包括外部区域的扩展低表面亮度发射，径向定向的细丝，锥形结构和（间接）扩展Lya吸收的证据。我们讨论了这些功能在一个一般的情况下，星云气体冷却重力在大冷暗物质（CDM）晕，形成恒星和多恒星系统。这些"建筑“块的合并引发了大规模的恒星爆发，形成了大质量射电星系宿主的恒星凸起，并为超大质量黑洞提供了能量，产生了强大的射电喷流和波瓣。射电源、星暴超级风和活动星系核辐射随后破坏了限制星系和黑洞生长的吸积过程，并留下了观测到的Lya星云的螺旋状和锥形结构。
2003-03-28 astro-ph
Do young galaxies exist in the Local Universe? - Red Giant Branch detection in the metal-poor dwarf SBS 1415+437
我们目前的结果，从HST/ACS成像研究的贫金属蓝色致密矮星系SBS 1415 + 437。以前有人认为这是一个非常年轻的星系，在不到1亿年前开始形成恒星。然而，我们发现，光学色星等图突出地揭示了渐近巨星分支和红巨星分支（RGB）的恒星。RGB尖端的亮度产生13.6 Mpc的距离。RGB的颜色意味着它的恒星年龄必须超过1.3 Gyr，确切的年龄取决于假设的金属丰度和尘埃灭绝。RGB恒星的数量意味着大部分恒星质量都存在于这个演化的种群中。鉴于这些和其他贫金属星系的HST结果，似乎本地宇宙可能根本不包含任何正在经历第一次恒星形成爆发的星系。
2005-08-23 astro-ph
A Photometric and Spectroscopic Study of Dwarf and Giant Galaxies in the Coma Cluster - IV. The Luminosity Function
对后发座星系团中的星系进行了一次大型光谱巡天。该调查涵盖了广泛的地区（1度$^2$）深等（R ~ 19.5），包括核心（高密度）和外围（中到低密度）的集群。光谱样本由1191个星系组成，其中760个星系被确认为后发座星系团的成员。一种统计技术的发展，以纠正光谱样品的不完整性。然后用校正后的样本构造了R波段亮度函数（LF），其范围为7个星等（-23 < M_R < -16），包括星团的核心和外围。探讨了昏迷状态下LF对局部环境的依赖性。的LF被发现是相同的，在误差范围内，内部和外部区域之间，并接近那些从最近的测量场星系。还测量了后发座星系团的总B带LF，拟合成Schecter形式，并在M（B）= -18 mag.处显示出下降，与以前的研究一致。这一功能的影响进行了讨论。在B-R色间隔中研究了LF，并显示出红色（B-R > 1.35）星系的陡峭的暗端斜率，无论是在星系团的核心还是外围。这群低光度的红色星系比蓝色（B-R < 1.35）的恒星形成星系有更高的表面密度，主导着后发座星系团LF的暗端。结果表明，高表面亮度星系的相对数量在星系团的核心较多，这意味着低表面亮度星系在致密的核心环境中的毁灭。
2003-01-03 astro-ph
Correlations among the properties of galaxies found in a blind HI survey, which also have SDSS optical data
我们已经使用了帕克斯多波束系统和斯隆数字巡天（SDSS）组装的195个星系的样本，最初从他们的HI签名，以避免对未进化或低表面亮度对象的偏见。对于每个源9，均匀地测量固有特性以及倾斜度和光谱。样本，这应该是几乎完全免费的错误识别或混乱，包括各种各样的星系，从早期的，低表面亮度的矮星，以巨大的螺旋。尽管存在这种多样性，但它们的特性之间存在5种明显的相关性。它们包括在它们的光学半径内的共同的动态质光比、表面亮度和亮度之间的相关性以及共同的HI表面密度。这种相关性应该对星系形成和演化的模型提供强有力的约束。
2008-09-09 astro-ph
