Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Completing HI observations of galaxies II. The Coma Supercluster
使用翻新的阿雷西博望远镜对后发座超星系团中的35个螺旋星系进行了高灵敏度21厘米高电离层线观测，均方根噪声水平为\sim 0.5毫焦耳，结果探测到25个天体。这些数据与文献中的测量结果相结合，提供了后发座超星系团中94%的晚型星系的HI数据，它们的视照相星等m_p <15.7等。我们确认后发座星系团HI亏损的典型尺度为2Mpc，即一维里半径。通过比较后发座超星系团与非星系团成员的HI质量函数（HIMF），我们发现星系团成员中高HI质量星系的数量不足，这可能是由于在富星系团中发现的HI缺乏模式所致。
2005-11-25 astro-ph
Structural Parameters of Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: On the Origin of dS0 Galaxies
本文用$-18 \le M_{B} \le -16$分析了后发座星系团中的矮星系的结构参数，并将其分为两类：表面亮度轮廓符合单一Sersic定律的称为矮椭圆星系（dEs），表面亮度轮廓符合Sersic+指数分布的称为矮椭圆星系（dS0 s）。对后发座星系团和室女星系团中矮星系结构参数的比较表明，它们具有相似性。在光度上，后发座中的dE和dS0星系是等价的，具有相似的颜色和全球尺度。然而，dS0星系最里面部分（凸起）的尺度与晚型螺旋星系的凸起相似。相比之下，dEs的尺度比明亮星系的凸起更大。这可能表明dS 0和dE星系有不同的起源。虽然dE星系可以来自矮不规则星系（dIs）或来自与明亮Es类似的过程，但dS 0星系的起源可能是明亮的晚型螺旋星系。
2005-04-25 astro-ph
Chandra X-ray Observations of Galaxies in an Off-Center Region of the Coma Cluster
为了研究正常星系的X射线性质和光度函数，我们对后发座星系团的一个偏离中心的区域进行了一次试验性的Chandra巡天。我们目前的结果13钱德拉探测星系的光学光度匹配，包括光谱确认后发座成员星系。在这一范围内，所有7个经光谱学证实的后发座星系都具有与低X射线/光通量比（fX/fR < 10^-3）相一致的探测或极限。我们没有足够数量的X射线探测到的星系来直接测量星系的X射线光度函数（XLF）。然而，由于我们有一个测量良好的光学LF，我们采取这种低X射线光通量比的7个光谱确认的星系翻译的光学LF的XLF。我们发现与Finoguenov等人（2004）的结果非常一致，表明星系团中每个星系单位光通量的X射线发射受到抑制，但将这项工作扩展到后发座星系团中的特定偏心环境。最后，我们报告发现了一个区域的弥漫X射线通量，这可能对应于一个小集团与后发座内集群介质（ICM）的相互作用。
2005-12-22 astro-ph
Morphological classification and structural parameter of galaxies in the Coma and Perseus clusters
我们提出的后发座星系团和英仙座星系团的等照度线形状分析的结果。这些数据，加上以前的两篇论文，提供了两个完整的星系样本，在丰富的星系团中具有可靠的哈勃类型：1）所有亮度小于m_b = 16.5的星系都在一度之内（=2.3 Mpc）（187个星系），2）在英仙座星系团中心周围5度3'乘5度27'的区域内，所有亮度超过m_{Zwicky} =15.7的星系（139个星系）。这两个完整的样本覆盖了5个数量级的星系密度，跨度分别为91和17 Mpc ^2，英仙座和后发座的星系团中心半径分别为2.3和6.4 Mpc。它们将在随后的论文中用于研究星系类型对星系团环境的依赖性，并作为与遥远星系团比较的参考样本。
1997-02-19 astro-ph
Quantitative Morphology of Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们提出了一个定量形态分析的后发座星系团的中心0.28平方度的区域中的187个星系。最佳拟合Sersic r^{1/n}凸起加上指数圆盘模型（如适用）的结构参数列表如下。通过检查Edwards et al.（2002）汇编的后发座星系方向的星系红移，我们发现187个星系中有163个是后发座星系团成员，其余的是前景和背景物体。对于后发座星系团的成员，我们研究了早型和晚型星系之间，以及矮星系和巨星系之间的结构和运动学性质的差异。对椭圆星系的分析揭示了类似于先前在室女座和天炉座星系团中发现的结构参数之间的相关性。比较后发座星系团盘星系的结构特性与盘星系在该领域中，我们发现的环境依赖性的证据：后发座星系盘星系的尺度长度小30%。运动学分析表明，在Sersic指数n<2的椭圆星系（矮星）和n>2的椭圆星系（巨星）的速度分布之间存在着微小的差异;矮星系具有更大的（星系团）速度色散。最后，我们对所有421个背景星系的分析揭示了红移的不均匀分布，密度对比度为~3，其特征是空洞从~ 10，000 km s^{-1}延伸到~ 20，000 km s^{-1}，以及两个密集和延伸的结构，中心在~ 20，000 km s ^{-1}和~ 47，000 km s^{-1}。
2003-10-19 astro-ph
HST detection of spiral structure in two Coma Cluster dwarf galaxies
本文报道了在哈勃空间望远镜拍摄的后发座星系团中的两个矮星系（GMP 3292和GMP 3629）的图像中发现的（恒星）螺旋状结构。GMP 3629是在星团环境中发现的最暗的星系，也是在密集的后发座星系团中发现的第一个这样的星系。GMP 3629的巨大凸起和模糊的宽螺旋状图案表明它的圆盘可能已经基本耗尽。因此，我们可能已经找到了星系演化理论中“缺失环节”的一个例子，这些理论预测矮螺旋星系，特别是星系团中的矮螺旋星系，会演化成矮椭圆星系。
2003-08-14 astro-ph
A Deep Probing of the Coma cluster
本文介绍了对后发座星系团（29个18.98<m_R<21.5的星系）的深光谱观测结果。这些星系中只有1个在后发座内，而根据附近的控制场计算，预计有6.7个星系。这种差异可能表明后发座的暗端光度函数被严重高估，并引起了人们对使用二维统计减法来校正背景星系人口的有效性的担忧。
1997-08-22 astro-ph
Flattening of Galaxies of Different Morphological Types in Subclusters of Coma
本文研究了后发座星系团中星系NGC4889、NGC4874和NGC4839周围的子星系团中星系密度与星系扁率的关系。观测到的星系直径比的平均值及其分布的直方图表明，在中心，E和S0型星系的密集区接近于椭球体。螺旋星系的子星系团被发现有氢赤字，约5倍超过螺旋星系晕后发座星系团的氢赤字。在NGC 4874周围的子星系团中，根据它们的三维坐标，大多数缺乏氢的螺旋都位于靠近该子星系团东南边缘的X射线区，靠近一个扩展的气体细丝。这可能表明这个子星系团正在向后发座星系团中暗淡星系的中心凝聚移动，可能会与它合并。
2008-06-10 astro-ph
Kinematic Properties and Stellar Populations of Faint Early-Type Galaxies. I. Velocity Dispersion Measurements of Central Coma Galaxies
本文对后发座星系团核心的69个暗早型星系进行了速度色散测量，测量范围为-22.0<M_R<-17.5等，研究了L-σ关系，并与文献中亮椭圆星系的L-σ关系进行了比较。暗早型星系在L-sigma平面上的分布符合关系式L ~ σ^{2.01 \pm 0.36}，比亮椭圆星系的L ~ σ^4要浅得多。虽然较暗的早型星系的旋转支持的增加可以解释一些斜率的差异，我们表明，它不能解释它。我们还调查了我们的后发星系的颜色-σ关系。使用这种关系中的散射，我们约束的星系年龄的范围作为其形成时代的函数，为不同的形成场景。假设一个强大的协调在昏迷的微弱的早期型系统的形成时代，我们发现，大多数必须形成至少6个陀螺仪前，并在短短的1个陀螺仪期间。
2005-06-22 astro-ph
The X-ray luminosity function of galaxies in the Coma cluster
后发座星系团的XMM-牛顿巡天覆盖了1.86平方度的区域，镶嵌了16个点，总有用积分时间为400千秒。探测到的范围小于10”的X射线源与后发座星系团区域的编目星系相关。在天空的这一区域，红移信息非常丰富，使我们能够将星系团成员从背景和前景星系中分离出来。对于背景源，我们在0.5-2.0 keV波段的1.e-15 - 1.e-13 ergs/s/cm ^2通量范围内恢复了典型的LogN-LogS。团星系的X射线辐射呈现出典型的热辐射的X射线颜色。后发星系的光度在0.5- 2.0keV波段位于1.e39- 1.e41ergs/s区间。后发座星系的光度函数表明，它们的X射线活动被抑制相对于场的5.6倍，表明一个较低水平的X射线发射为一个给定的恒星质量。
2004-03-09 astro-ph
Dark matter scaling relations and the assembly epoch of Coma early-type galaxies
轴对称，基于轨道的动力学模型被用来推导出后发座早型星系的暗物质标度关系。从暗星系到亮星系，晕核半径和渐近圆速度增加。与相同亮度的螺旋相比，大多数后发座早期类型-那些具有古老的恒星星族-具有相似的晕核半径，但渐近晕速度大2倍以上。2 reff内的平均暗物质密度随着光度的增加而降低，并且比相同B波段光度的盘星系大6.8倍。在相同的恒星质量下，椭圆星系中的暗物质密度是螺旋星系中的13.5倍。椭圆星系和螺旋星系中重子浓度的不同不能解释椭圆星系中较高的暗物质密度。相反，后发座早型晕的集合红移（1+z）可能是明亮螺旋的两倍。假设局部螺旋星系通常聚集在红移为1的地方，那么大部分明亮的后发座早期型星系晕一定是在z = 2-3附近形成的。对于大约一半的后发星系，集合体的红移与来自恒星星族的约束相匹配。我们发现暗物质密度和估计装配红移我们观察到的后发星系在合理的协议与最近的半解析星系形成模型。
2008-09-23 astro-ph
VLA HI imaging of the brightest spiral galaxies in Coma
我们用C和D位形的VLA获得了后发座星系团中19个旋涡星系的21厘米图象。样本的选择是基于一个阿贝尔半径（1.2度）内星系的形态，亮度和光学直径。HI检测到，但缺乏星系显示出很强的相关性，在他们的HI属性与投影距离集群中心。最强的HI缺乏（HI Def > 0.4）星系位于后发座中心半径30弧分（约0.6 Mpc）以内，大致是中心X射线辐射的范围。这些中央星系在它们的HI分布和/或光学位置和21厘米位置之间的位移中显示出明显的不对称性。在HI中观测到7个后发座蓝盘星系，其中6个被探测到。我们做了一个更敏感的搜索HI从11的15个已知的后发星系在昏迷。在典型的HI质量限制在3到7x10^7太阳质量之间时，没有探测到。我们的研究结果提出并增强了一个图片已经熟悉的研究集群。贫HI星系集中在星系团的中心。HI形态的中央星系，光盘延伸超出HI磁盘是独特的集群环境，强烈建议与IGM的相互作用。COMA的一个新结果是气体缺乏的聚集分布。在星系团的中心，缺乏的星系在东边，而没有检测到的星系在西边。在后发座的外围部分，富含气体的星系位于后发座的北面，在东面的NGC 4944星系群和西南面的NGC 4839星系群中发现了未被探测到的螺旋。这支持了最近的发现，即后发座的中心正在进行星系群的合并，进一步的NGC 4944和NGC 4839必须穿过核心，而北面的星系还没有落入。
2000-01-11 astro-ph
Galaxy Orientations in the Coma Cluster
我们已经研究了后发座星系团中早期类型星系的取向，以了解最明亮的星系团星系与其宿主星系团共享相同主轴取向的既定趋势是否也延伸到星系群的其余部分。我们没有发现后发座或其周围星系的任何优先取向的证据。这一结果的理论的形成的集群和星系（特别是第一排名的成员）的影响进行了讨论。
2007-03-16 astro-ph
UV (2000 A) luminosity function of Coma cluster galaxies
基于后发座星系团120多个成员，计算了后发座星系团的UV（2000 A）光度函数（以下简称UV LF），并将其作为后发座方向和视场中计数的统计差异。我们的UV LF是对先前在没有必要的背景计数的情况下计算的UV LF的初步约束的更新。UV LF可以很好地用斜率α ~0.46的幂律来描述，或者等价地，可以用Schechter函数来描述，其中M* 比最亮的星团星系亮得多，斜率α_S~-2.0或更大。不管在光学波段发生了什么，低光度星系对整体光度的贡献很大，并由此推断，对总金属生产率的贡献很大。星系蓝在UV-b和/或b-r中占主导地位的后发座星系团UV LF，无论是在数量和光度。在估计的UV LF的主要来源的误差来自后发座方向的背景测定，这仍然是不确定的，即使限制在高和低振幅的红移调查覆盖的研究领域。
1999-09-14 astro-ph
The Fundamental Properties of Early-type Galaxies in the Coma Cluster
我们报告了后发座星系团核心早期星系的高质量光谱研究结果。利用Lick/IDS指数对恒星星族进行分析，打破年龄/金属丰度简并，探讨恒星族的形成历史和性质。金属丰度趋势明显，单一年龄组占优势。
2001-11-02 astro-ph
Spatial Distribution of the Starbursts in Post-Starburst Coma Cluster Galaxies
我们提出的长缝光谱和多色CCD图像表明，发生在后发座星系团和两个场星系的星暴后星系的强烈的恒星形成事件并不局限于星系的中心区域。相反，星爆中残留的年轻恒星分布在一个大的半径范围内，尽管在少数情况下，年老和年轻恒星的相对强度随半径的变化是明显的。后发星系具有指数盘轮廓，光谱提供了进一步的运动学证据表明星系是旋转系统，表明星系不是椭圆星系。星爆物质似乎也分布在圆盘中。这些信息对涉及合并的星爆模型施加了限制。还讨论了一些发射线星系。
1995-10-05 astro-ph
Dissecting the luminosity function of the Coma cluster of galaxies by means of CFHT wide field images
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜CFH 12 K和UH 8 K相机拍摄的后发座星系团和控制场的宽视场（42 × 28弧分）CCD图像，我们确定了中心亮度的光度函数双变量。我们发现了一个清晰的进展，从高表面亮度的星系（mu~20$ mag/arcsec 2）的星系非常微弱的中央亮度（mu 24.5 mag/arcsec 2）的FL的陡峭和减弱。致密星系，通常在恒星/星系分类中被拒绝，被发现是后发座中的少数群体。大量的低表面亮度星系红色和暗淡的发现，代表了最大的贡献者LF在微弱的星等。其中，可能有高红移恒星爆发星系的残留物负责屠夫-Oemler效应。
2000-11-08 astro-ph
Early-type galaxies in the Coma cluster: a new piece in the calcium puzzle
我们目前的测量的CaII三重态和Ca 4227舔指数的后发座星系团中的早期型星系的样本，推导，第一次，它们的对应关系与速度色散。与场中类似的椭圆星系子样本相比，速度色散在~ 180-270 km/s范围内的后发星系在Ca特征的强度上表现出明显的差异，表明环境对这些星系的恒星形成历史有影响。我们认为，之前提出的解释星系相对较低的Ca II三重态的主要场景本身无法同时协调两种环境中两个Ca指数的强度。
2004-09-13 astro-ph
The entropy of elliptical galaxies in Coma: a clue for a distance indicator
我们已经拟合了一个样本的79个椭圆星系的后发座星系团使用Sersic配置文件的表面亮度。该模型通过三个主要参数定义：尺度长度（a），强度（α_0）和形状参数（ν）;物理和天体物理量可以从这些参数计算。我们发现，主要参数之间的相关性比经典的天体物理的。特别是，星系遵循ν和a参数的高度相关性。我们证明了ν和α关联满足常数比熵条件。我们建议使用这种熵关系作为聚类的距离指标。
1997-01-15 astro-ph
VLA HI Imaging of the brightest spiral galaxies in Coma II. The HI Atlas and deep continuum imaging of selected early type galaxies
在本系列的第一篇论文中，我们使用了后发座中19个最亮螺旋的HI观测来分析星团的动力学状态。在本文中，我们提出了详细的HI分布和运动学的螺旋，在HI检测到的，和无线电连续数据的样本的恒星形成和后星暴星系在后发座。我们讨论了ICM-ISM相互作用的重要性，以解释所观察到的HI形态。将观察到的HI大小与Abadi等人（1999年）模拟的预测HI大小进行粗略比较，得出了合理的一致性。我们利用射电连续辐射的结果来估计我们所指的PSB星系的恒星形成率。Caldwell等人（1993）在该星系团中发现的11个所谓的后星暴星系的射电连续辐射很弱。11个中有8个在3 σ上限0.6 mJy下未检测到。这为这些星系的恒星形成率设定了一个上限，每年不到0.2个太阳质量。这三个被探测到的星暴后星系的恒星形成率每年小于一个太阳质量。因此，后发座中的星暴后星系都不是尘埃笼罩的星暴。
2001-09-19 astro-ph
Zooming in on the Coma Cluster with Chandra: Compressed Warm Gas in the Brightest Cluster Galaxies
钱德拉拍摄的后发座星系团中心区域的图像显示，它的两个主要星系NGC 4874和NGC 4889都保留了它们的X射线气体日冕的中心部分。温度为1-2 keV的星际气体被后发座星系团的热星系际介质限制在致密的云（半径仅为3 kpc）中，其中包含10^8 M太阳的气体。这些云中气体的物理状态似乎是由辐射冷却和通过这些云和热星团气体之间的界面抑制（30-100倍）热传导之间的微妙平衡决定的。
2001-06-12 astro-ph
Deep probing of the Coma cluster
作为后发座星系团中暗星系光度函数研究的继续，我们在此报告了在该星系团核心方向上对非常暗星系（R $\le$ 21.5）的首次光谱观测。在这34个星系中，只有一个可能有与后发座一致的红移，其他的都是背景天体。根据Bernstein et al.（1995，B95），后发星系的预测数量是6.7 $\pm$ 6.0。如果我们把Secker（1997）观测到的17个星系加起来，我们最终有5个星系属于后发座，而根据B95，预期的数量是16.0 $\pm$ 11.0。请注意，这两个独立的调查导致相同的结果。虽然观测值和预测值在误差范围内一致，但这样的结果对通常用于推导星团光度函数（例如B95）的背景天体统计减法的有效性提出了质疑。因此，迫切需要对这个星团和其他星团进行更多的光谱观测。作为一个副产品，我们报告发现的物理结构在红移z $\simeq$ 0.5。
1998-02-27 astro-ph
A Mosaic of the Coma Cluster of Galaxies with XMM-Newton
用XMM-牛顿在12个部分重叠的点上观测了后发座星系团。本文给出了不同能带的X射线图，并讨论了该星系团的大尺度结构。在整个观测区域发现了许多点源，其中至少有11个与明亮的星系重合。我们还给出了一个星系团在迄今为止最高的角分辨率下的硬度比图。在这张图中，我们发现了明亮星系位置的软区域，在中央15弧分处变化不大，但在NGC 4874 - NGC 4889线以北有一些较硬的区域。
2000-11-16 astro-ph
Spatially resolved spectroscopy of Coma cluster early-type galaxies IV. Completing the dataset
本文给出了后发座星系团中12个E和S0星系沿短轴、长轴偏移和对角轴的长缝光谱。导出了旋转曲线、速度频散剖面和视线速度分布的Hermite分解的H_3和H_4系数。还测量了H β、Mg和Fe线强度指数的径向分布。此外，还介绍了最近用哈勃空间望远镜获得的一个4个星系子样本的中心区表面测光结果。这些数据将用于构建星系的动力学模型和研究它们的恒星星族。
2007-10-11 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
Dissecting the luminosity function of the Coma cluster of galaxies using CFHT wide field images
[摘要]我们确定了由光度选择的后发座星系团星系的光度函数（LF）和中心亮度的LF双变量。在CFHT使用CFH 12 K（42 x28 arcmin）和UH 8 K（28 x28 arcmin）宽视场相机对后发座和对照场进行成像。选择的HST图像用于测试。这些观测数据是从至少两种颜色的测量中获得的，它们具有以下特点：（1）在我们的数据的完整区域内，有亮度为最亮球状星团的三倍的星系团。(2)我们有一个完整的普查（在探索区域）的低表面亮度星系与中央表面亮度星系几乎一样低，迄今为止最微弱的编目。(3)探索的区域是有史以来最大的CCD采样在可比深度的任何星系团。(4)误差预算包括迄今为止已知的所有误差来源。使用HST图像，我们还发现，混合的球状星团，由于看到没有解决在个别组成部分，看起来像矮星系时，从地面观察，是众多和明亮的。导出的Coma LF在采样的11个幅度上相对陡峭（alpha=-1.4），但斜率和形状取决于颜色。大量微弱的低表面亮度星系被发现，代表了最大的贡献者（在数量上）的LF在微弱的星等。我们发现LF从表面亮度高的星系（μ ~20 mag/arcsec ~ 2）到中心亮度很弱的星系（μ ~24.5 mag/arcsec ~ 2）有一个明显的减弱过程，并发现了一些变陡的证据。致密星系，通常被归类为恒星，因此不包括在LF中，被发现是后发座中的少数群体。
2001-11-28 astro-ph
Ages of S0 and elliptical galaxies in the Coma cluster
用一种新的光谱样品研究了后发座星系团中52个椭圆星系和S 0星系的恒星星族年龄。超过40%的S 0在过去的5个Gyr中在其中心区域经历了最近的恒星形成，而在椭圆星系中没有这种活动。该样本中的星系的绝对星等范围为-20.5 < M_B <-17.5，在光度较暗时，具有新近恒星形成的S 0星系比例较高。观察到的光度范围的S 0星系与最近的恒星形成活动的迹象是一致的，他们是典型的恒星形成的螺旋在中等红移的恒星形成已停止作为一个结果的密集的环境的后代。
2001-08-13 astro-ph
The Infrared Luminosity Function of Galaxies in the Coma Cluster
后发座星系团中央650弧分$^2$的红外巡天被用来确定该星系团的$H$带光度函数。红移是可用于所有星系的调查与$H < 14.5$，并为这个样本，我们得到了很好的拟合Schechter函数与$H^*=11.13$和$α=-0.78$。这些光度函数参数是类似的测量场星系在红外线，这是令人惊讶的考虑到非常不同的环境密度，并推测，合并的场星系的历史。对于较暗的星系，我们使用两个独立的技术来纠正现场星系污染的集群人口：$B-R$颜色-星等关系和估计的背景和前景污染的水平从文献。使用这两种方法，我们发现一个陡峭的上升的星系与$14 < H < 16$，与斜率$α\simeq 1.7$。
1998-06-13 astro-ph
A Deep Halpha Survey of Galaxies in the Two Nearby Clusters Abell1367 and Coma: The Halpha Luminosity Functions
我们提出了一个深宽场Halpha成像调查的中心区域的两个附近的星系后发座和Abell 1367，采取了WFC在INT 2.5米望远镜。首次确定了星系团H α光度函数的Schechter参数。用Sandage等（1985）的B带LF和L（H α）与M_B的关系，对Abell 1367和Coma的H α LF进行了比较，并与Virgo的H α LF进行了比较。这三个星系团的典型参数分别为φ ^* ~ 10^0.00+-0.07 Mpc^-3、L^* ~ 10^41.25+-0.05 erg sec^-1和α ~ -0.70+-0.10。星系团LF的最佳拟合参数与场星系不同，表现出更平坦的斜率和更低的标度光度L^*。然而，由于我们的Halalpha观测比场星系的观测要深得多，这一结果必须在场星系的类似深度测量中得到证实。通过计算团星系单位体积的总SFR，并考虑到在本地宇宙中的集群密度，我们估计，像后发座和Abell 1367的集群的贡献约为本地宇宙的单位体积的SFR的0.25%。
2002-01-16 astro-ph
The UV luminosity function and star formation rate of the Coma cluster
我们对后发座星系团的GALEX NUV和FUV光度函数（LF）进行了估算，总面积约为9 deg^2（约25 Mpc^2），即从星系团中心到维里半径。我们的分析代表了迄今为止对附近星系团进行的最广泛和最深入的紫外线调查。昏迷紫外线LF显示一个模糊的斜率比在当地的领域观察到的。这种差异在NUV中更加明显，完全是由于大规模静止系统（例如椭圆星系，望远镜和被动螺旋）的贡献，在高密度环境中更常见。相反，后发座恒星形成星系的紫外线LF的形状似乎并没有显着不同的领域，与以前的研究一致的本地和高红移星系团。我们证明，这种相似性只是一种选择效应，不提供任何信息的作用，环境对恒星形成的历史的星系团。通过积分恒星形成星系的紫外LF（首次针对内部尘埃衰减进行校正），我们表明后发座的特定恒星形成率显着低于该区域的积分SSFR，并且类后发座星系团的贡献仅<7%的总SFR密度局部宇宙的。后发座中大约2/3的恒星形成发生在M_star < 10^10 M_sol的星系中。绝大多数恒星形成星系可能刚刚开始第一次潜入星系团核心，尚未受到星系团环境的影响。后发座的总恒星质量吸积率为~（0.6-1.8）x 10^12 M_sol Gyr^-1，这表明今天在后发座观测到的透镜状和被动螺旋星系中有很大一部分可能起源于在z~1和z~0之间吸积的下落星系。
2008-09-05 astro-ph
The dwarf galaxy population of the Coma cluster to M_R=-11
本文给出了后发座星系团中R=24的矮星系的光度函数（LF）和标度、颜色和径向分布的测量结果。我们的测量面积为674弧分^[2]，这是覆盖如此大面积的最深、最详细的测量。我们的测量结果与大多数以前的作者在明亮和中等的星等。新的结果是：1）后发座星系团中的Galerkin在-15 < M_R <-11时有一个陡峭的光度函数（α \sim -1.7），并且比这个亮度函数浅。M_R \sim -15处LF的曲率具有统计学显著性。2)在-14 < M_R < -12处对光度函数贡献最大的星系，其颜色和标度与后发座附近的矮球状星系一致。3)这些-14 < M_R < -12的星系具有在B-R = 1.3处非常强烈的峰值颜色分布。这表明它们的恒星形成历史和金属丰度具有很大程度的同质性。4)这些-14 < M_R < -12的星系似乎比更亮的星系更局限于星系团核心（r \sim 200 kpc）。
1997-08-20 astro-ph
Inverse Compton Scattering as the Source of Diffuse EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们已经检验了这样一种假设，即后发座星系团中的大部分漫射EUV通量是由于低能宇宙线电子（0.16 < 0.31 GeV）对3K黑体背景的逆康普顿散射。我们提出的数据的EUV通量的二维空间分布，并表明这些数据提供了强有力的支持，为EUV通量的非热起源。然而，我们表明，这种发射不能通过外推到所观察到的同步辐射无线电发射电子的较低能量来产生，并且需要低能宇宙射线电子的额外成分。
1998-04-28 astro-ph
The morphological segregation of galaxies in clusters. II. The properties of galaxies in the Coma cluster
我们一直在寻找沿着哈勃序列的星系属性的差异，并为这些属性对环境的依赖，在后发座星系团的187个星系的绝对星等完整的样本。所有星系的形态类型都是根据我们自己的高分辨率数据确定的。我们还比较了这个样本与其他已发表的完整的样本的星系在英仙座和室女星系团和在本地领域。椭圆星系和椭圆星系在它们所有的内部光度特性上都是高度均匀的。这些星系仅仅通过它们的形态类型和光度就可以很好地描述，而不考虑环境。另一方面，这些星系和它们的子类的一些外部性质明显不同。然后，对于早型星系，环境决定了每种类型的空间密度，但不是类型的内部属性，这在所有环境中都是相同的。螺旋线形成了一个异构的对象类，其光度特性取决于与环境相关的一个额外参数。螺旋作为一个整体类的空间分布是均匀的。因此，对于螺旋星系来说，环境并不决定空间密度，这在所有环境中都是一样的，但强烈影响着星系内部的性质。后发座的星系，在英仙座，主要是相对于超星系团的主方向分离，从而提供了一个新的解释的形态半径和形态密度的关系。
1996-04-12 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
Globular cluster systems in elliptical galaxies of Coma
对后发座星系团中17个椭圆星系组成的球状星团系统进行了研究。表面亮度波动被用来确定球状星团的总人口和特定的频率（S_N）已被评估为每个单独的星系。发现相似星系之间的S_N存在着巨大的差异，特别是不同星系之间的S_N值相差一个数量级。极端的情况如下：a）在范围的低端，NGC 4673的SN = 1.0 +/- 0.4，这对于椭圆星系来说是一个令人惊讶的值，但对于螺旋星系和不规则星系来说是典型的; b）在上限，MCG +5 - 31 - 063的SN = 13.0 +/- 4.2，IC 4051的SN = 12.7 +/- 3.2，它们更可能属于超巨cD星系而不是“正常”椭圆星系。此外，后发座星系团中央的超巨星cD星系NGC 4874也具有较高的比频（SN = 9.0 +/-2.2）。其它星系的SN值在[2，7]范围内，平均值为SN = 5.1。似乎没有单一的方案可以解释观测到的特定频率，因此每个星系的历史必须通过适当地结合不同的模型（原位，合并和吸积）来单独推导。昏迷是由几个小组的可能性也被认为是。如果只使用Gurzadyan & Mazure（2001）定义的主子群的星系，则S_N的趋势是在密度较高的区域S_N更大。这一结果需要进一步证实。
2001-12-10 astro-ph
Neutral Hydrogen and Star Formation in the Coma-Abell1367 Supercluster
我们提出了一个多波长的研究集中在旋涡星系的紫外光学色星等（CM）图的演变的初步结果。通过结合对Coma-Abell 1367超星系团的HI、UV和光学观测，我们能够识别出处于不同演化阶段的星系：从健康的恒星形成星系到蓝色HI贫乏的螺旋星系和过渡天体。我们的分析表明，过渡区的星系很可能是健康的螺旋星系的后代，其恒星的形成已经被恶劣的星系团环境所淬灭。这一结果表明，至少在星系团中，星系从蓝色序列迁移到红色序列可能是由于环境过程。
2008-03-28 astro-ph
Morphology of galaxies in the Coma cluster region down to M_B=-14.25. I. A catalog of 473 members
本文给出了后发座星系团方向上的一个样本星系的形态类型、成员和U-V色，该样本星系的完整度低至M_B =-15.00等，延伸至M_B=-14.25等。我们在CFH-12 K相机的B和V图像上检查了GMP 1983星表中的1155个天体，在大多数情况下得到了哈勃型。后发座星系团成员的473个星系是由形态，表观大小，表面亮度，然后，红移。形态学和红移的成员之间的比较，并从这个形态学选择的样品，或通过使用统计成员或光谱成员之间的光度函数，都表明这里提供的形态学成员是可信的。这是第一次，后发星系的形态分类达到了足够微弱的亮度，可以观察到巨大类型，E，S 0和螺旋阶段的整个星等范围。本文所提供的数据使我们的样品成为最丰富的环境，其中的成员资格和完整的样品的形态，直到微弱的星等M_B~-15等，从而扩大了环境研究的基线。
2008-09-15 astro-ph
Environmental Effects in the Structural Parameters of Galaxies in the Coma Cluster
我们研究了后发座星系团中116个亮度大于$m_{r}=17$的亮星系，通过定量形态学分析，发现后发座星系团的盘尺度小于场旋涡星系。盘的大小和星系在星系团中的位置之间存在相关性;在星系团的中心附近或高密度环境中不存在大的盘。凸起的结构参数不受环境的影响。我们已经分析了集群中蓝色和红色物体的分布。对于缓和曲线，簇中的颜色和位置之间存在趋势。最蓝的螺旋星系位于较大的投影半径处;它们也显示出比红色星系更大的速度色散。星系团星系和孤立星系的局部样本之间的盘尺度差异以及物体的颜色分布可以根据骚扰场景来理解。
2004-01-05 astro-ph
Mid-Infrared Emission from E+A Galaxies in the Coma Cluster
我们已经使用ISO观察在12 $μ$ m的7个E+A星系加上一个额外的发射线星系，所有的后发座星系团。缺乏窄发射线的E+A星系有2.2 $μ$ m到12 $μ$ m的通量密度比或极限，类似于古老的恒星星族（典型的早型星系）。只有具有发射线的星系具有增强的12 $μ$ m通量密度。因此，过量的12 $μ$ m辐射与正在进行的恒星形成或活动星系核（AGN）的存在有关。通过比较目前的恒星形成率与以前的速度估计的巴尔末吸收功能，我们分为两组：那些恒星形成显着下降后戏剧性的峰值$\sim$ 1 Gyr前;和那些具有显着水平的正在进行的恒星形成或/和活动星系核。这两组在天空中的空间分布没有很大的差异。然而，第一组的系统速度高于平均聚类值，第二组低于该值。这表明两组在运动学上不同。根据后发座星系团的射电观测、IRAS源观测和H $α$辐射观测，我们总结了星系团中星系的远红外光度函数。我们发现晚型星系中的恒星形成可能是后发座星系团远红外光度的主要组成部分。星团内尘埃的显著辐射的存在还没有被确定。一般来说，成员星系也占了附近富星系团远红外输出的大部分。
1999-01-11 astro-ph
Tracing cosmic evolution with the Coma cluster
本文总结了对后发座星系团中-20.5 < M_B <-14的星系进行新的光谱观测的初步结果。讨论了S 0星系和椭圆星系恒星形成（SF）活动的最后时期之间的差异。此外，我们还发现，在所有没有SF的星系中，约有一半在z < 1-2时显示出活动迹象。给出了最近SF历元随星系光度变化的系统趋势。
2001-10-08 astro-ph
Study of the Structure of the Coma Cluster Based on a Hierarchical Powerful Clustering Method
后发座星系团中的六个子星系团已被选定的层次聚类方法的基础上，考虑到星系之间的引力相互作用。其中，围绕星系NGC 4889、NGC 4874和NGC 4839的三个主要子星系团被挑选出来。我们使用了Vennik和Anosova在近距离星系群研究中应用的客观统计准则，以评估包含在子星系团中的每个成员的高概率。氢HI严重不足的星系，包括Bravo-Alfaro列表中的天体，已经被确定为子星系团的成员，其中最多的是在NGC 4874和NGC 4839周围的子星系团。氢赤字的定量估计使用的HI指数在RCG 3目录中揭示了一个统计上显着的过剩值相比，场星系的后发座星系团的研究领域中的氢赤字的成员的那些星系的子团。相当数量的螺旋星系在子星系团中缺乏氢，结果也是射电星系。
2006-04-03 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
Unveiling hidden structures in the Coma cluster
我们已经收集了后发座星系团中613个星系红移的大型数据集，这是目前最大的星系团。我们已经定义了一个样本的集群成员完成b $_{26.5}=20.0$，使用的成员资格标准的基础上的星系速度，如果可用的话，或星系的大小和颜色，否则。这样一个数据集使我们能够在1~ \Mpc \半径的区域内定义几乎完整的样本，每个样本有足够数量的星系，使统计分析成为可能。利用这个样本和星团的{ \em ROSAT} PSPC X射线图像，我们重新分析了后发座的结构和运动学，通过应用小波和自适应核技术。在星系和热的团内气体的分布中发现了一个惊人的特征重合。两个中心的主要星系，NGC 4874和NGC 4889，被两个星系群包围，其中大部分都是比b $_{26.5}=17$亮的星系，并且在速度空间中分离得很好。相反，暗星系倾向于形成一个单一的平滑结构，中心峰与X射线检测到的次峰位置重合，并位于两个主导星系之间，我们建议将这种结构与后发座星系团的主体。在这些暗淡星系的中心分布中发现了连续的速度梯度，这可能是潮汐相互作用的标志，而不是旋转。有证据表明，在其他最明亮的星系团成员周围存在着一个明亮的星系群。总而言之，后发座星系团的结构似乎可以通过微弱的星系群更好地追踪，明亮的星系位于子星系团中。我们讨论这个证据的一个正在进行的吸积集团到集群。
1995-12-18 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster - V. Dependence of the spectroscopic properties on location in the cluster
我们调查的径向依赖的光谱特性，特别是镁，<Fe>和H β光谱指数，在样本的星系跨越范围广泛的绝对光度后发座星系团。允许这些指数的幅度依赖性后，我们发现一个显着的梯度Mg 2，在这个意义上说，星系团的核心有较强的Mg 2。我们发现只有弱梯度<Fe>和H β。使用本系列早期论文中提出的模型网格，我们将Mg 2梯度归因于金属丰度的变化。一个可能的机制，以创造这种丰度梯度是压力约束的物质从超新星驱动的风在星系的历史早期的集群内介质。
2001-11-09 astro-ph
Orientations of very faint galaxies in the Coma cluster
然后，我们在后发座星系团（I_Vega~-11.5）中寻找了暗星系的择优取向。通过对后发座星系团的深u* 和I波段图像应用反卷积方法，我们能够将方向恢复到微弱的星等。在超过95%的星系团中没有发现优先取向，并且越亮的星系，优先取向越少。晚型星系的短轴呈放射状东北-西南方向，在西部X射线子结构中呈南北方向。对于早期型星系，在西部区域表现出明显的择优取向，星系主轴垂直于南北方向。在NGC 4889附近的东部重要区域，星系长轴也指向2个星系团的主导星系。在南部的重要区域，星系平面与星系团中心方向相切，除了靠近（α =194.8，δ =27.65）的地方，那里的方向接近-15度。晚型星系短轴和早型星系长轴的部分取向可以用宇宙学细丝和局部合并方向的潮汐力矩模型来解释。另一部分（靠近NGC 4889）可以通过准直入射来解释。对于早期类型的星系，（α =194.8，δ =27.65）区域显示的方向，可能是由于涉及诱导恒星形成的过程。
2008-10-02 astro-ph
Optical spectroscopy and the UV luminosity function of galaxies in the Abell 1367, Coma and Virgo clusters
本文报道了93个星系的光学光谱，其中60个投射到Abell 1367方向，21个投射到后发座星系团，12个投射到室女座星系团。选择这些目标是因为它们在以前的Hα、UV或r'调查中被检测到。目前的观测使后发座Hα选择星系的红移完全性达到100%，Abell 1367的红移完全性达到75%。除了一个星系外，所有观测到的星系都有Hα发射，属于星系团。这证实了之前对这两个星系团的Hα光度函数的测定，该测定是基于所有Hα探测到的星系都是星系团成员的假设。利用新获得的数据，我们重新确定了Coma的紫外发光度函数，并首次计算了A1367的紫外发光度函数。由于对背景计数的了解不足，其微弱末端斜率仍不确定（-2.00 < α< -1.35）。如果90%的无红移的紫外选择星系位于背景中（正如我们的观测所表明的那样），则紫外光度函数的斜率将为α~-1.35，与场的紫外光度函数（Sullivan et al. 2000）和两个星系团的H $α$光度函数（Iglesias-Paramo et al. 2002）一致。我们在室女星系团中发现了一个与巨星系VCC 873有关的点状Hα源，它可能是一个类似于Gerhard等人（2002）在室女星系团中观测到的河外HII区。
2003-01-16 astro-ph
The Luminosity Function of the Coma Cluster Core for -25<M_R<-11
本文测定了后发座星系团核心星系的光度函数（LF），其中M_R<=-11.4（假设H_0=75 km/s/Mpc），这是一个以前只在本星系群中探索过的星等区域。在具有27.7 R mag~arcsec $^{-2}$的RMS噪声的后发座的深CCD图像中对对象进行计数。在后发座星系团的前景或背景中的物体的校正--以及这种校正的不确定性--是从其他五个高纬度地区的图像中确定的，这些图像在分辨率和噪声水平上都与后发座星系团的图像仔细匹配。对后发座星系团成员的精确计数是在R=25.5或M_R=-9.4的微弱范围内得到的。在-19.4<M_R<-11.4的范围内，星系的LF很好地符合幂律dN/dL \propto L^α，α=-1.42 \pm 0.05;在这个范围内，星系是无法分辨的，与球状星团无法区分，但数据与幂律的外推一致。表面亮度偏差最小化，因为星系不受形态选择，和极限检测等照度线为27.6 R mag~arcsec $^{-2}$。我们发现典型的$M_R\approx-12$后发座星系团具有指数尺度的长度$\approx200$ ~pc，类似于本星系群星系的可比规模。这些极矮星系的表面密度随着朝向巨型椭圆星系NGC~4874的方向而增加，其分布形式为$r^{-1.3}$，类似于漫射光和球状星团的分布。被探测到的矮星系的光度最多只占星系团中巨星系总漫射光的百分之几，而矮星系对星系团质量…
1995-03-28 astro-ph
A Turn-over in the Galaxy Luminosity Function of the Coma Cluster Core?
我们以前对星系光度函数（GLF）的暗端（R $\leq$ 21.5）的研究是基于后发座星系团中心附近一个小区域的光谱数据。在之前的研究中，Adami等人（1998）提出，具有中等统计意义，实际属于星系团的星系数量比预期的要少得多。这使我们增加了光谱样本。在这里，我们已经提高了昏迷GLF暗端研究（R $\leq$ 22.5）的结果的统计意义，通过使用一个样本的85红移。这包括新的光谱数据和文献汇编。阿达米等人（1998）和塞克等人（1998）提出的后发座中相对较少的暗星系已经被这些新的观测所证实。我们还确认，颜色-星等关系是不是很适合寻找后发座星系团核心内的星系，靠近中心的星等比R $\sim$ 19。我们表明，有一个增强的后发星系的视线相比，经典的领域计数。这可以通过沿着视线的基团和遥远的$z\sim 0.5$簇的贡献来解释。其结果是后发座GLF似乎翻转，或者至少在昏暗星系中变得平坦。我们认为，这是由于环境的影响。
1999-12-09 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
Galaxy Aggregates in the Coma Cluster
我们提出了一个新的形态学定义的后发座星系团，我们称之为星系聚集体的小尺度子结构的形式的证据。这些聚集体由一个中央星系主导，它比几乎所有位于中央星系一侧的较小聚集体成员平均亮三个星等。我们已经发现了三个这样的星系聚集体，主要是S0星系RB 55，RB 60和恒星爆发的SBb，NGC 4858。RB 55和RB 60都位于两个D星系NGC 4874和NGC 4889之间，而NGC 4858位于更大的E0星系NGC 4860旁边。所有三个中央星系的红移都与后发座星系团的成员一致。我们描述了这些独特的对象的空间结构，并提出了几种可能的机制来解释它们的起源。其中包括：来自背景星系的偶然叠加，其他星系之间的相互作用以及与星系团引力势的相互作用，以及冲压压力。我们的结论是，最有可能的情况下创建是通过其潜力与集群的相互作用。
1998-02-05 astro-ph
The Early-type Dwarf-to-Giant Ratio and Substructure in the Coma Cluster
我们获得了后发座星系团中央700弧分$^2$中$\simeq 800$早型星系（矮和巨椭圆星系）的新的CCD测光结果，其颜色和星等完全达到$R = 22.5$等（$M_R \simeq -12$等为$H_0 = 86$ km/sec/Mpc）。星系团核心的所有星系（不包括NGC 4874和NGC 4889）的合成光度函数被建模为巨星系的高斯分布和矮椭圆星系的Schechter函数之和。我们确定后发座的早期型矮星-巨星比（EDGR）与较不富裕的室女星系团的测量结果相同;即，EDGR不像EDGR-丰富度相关性所预测的那样增加。我们假设子结构的存在是决定星系团EDGR的一个重要因素，也就是说，后发座的EDGR与后发座星系团是由多个不太丰富的星系团合并而成的一致。
1996-05-15 astro-ph
The First Hour of Extra-galactic Data of the Sloan Digital Sky Survey Spectroscopic Commissioning: The Coma Cluster
1999年5月26日，斯隆数字巡天（SDSS）的光纤光谱仪看到了天文学的第一束光。随后在1999年6月的黑暗时期进行了第一次光谱试运行。我们在这里提出的第一个小时的河外光谱在这些早期调试阶段：后发星系团的观察。我们的数据采样了这个星团的南部，半径为1.5度，因此完全覆盖了NGC 4839群。本文概述了SDSS光谱系统的主要特征，并给出了196个后发星系的红移和光谱分类，其中45个是新的红移。对于151个星系的共同文献中，我们发现我们的红移测定和公布的值之间的协议。作为我们分析的一部分，我们已经研究了四种不同的光谱分类算法：谱线强度，主成分分解，小波分析和拟合的光谱合成模型的数据。我们发现，一个显着的分数（25%），我们观察到的后发星系显示最近的恒星形成活动的迹象，这些活跃的星系（发射线和后星爆星系）的速度色散是30%以上的吸收线星系。我们还发现没有活跃的星系内的中央（预计）200 h-1千秒差距的集群。我们的后发座活动星系的空间分布是一致的，发现在更高的红移的hocC 1集群调查。在核心区域之外，明亮的活动星系的比例似乎缓慢上升到维里半径，并且随机分布在星系团内，与NGC 4839集团的潜在合并没有明显的相关性。[删节]
2001-01-22 astro-ph
Dwarf Galaxies in the Coma Cluster. I. Detection, Measurement and Classification Techniques
后发座星系团核心中心约700弧分^[2]的B波段和R波段深CCD图像被用来测量后发座星系团中的矮星系数量。在本文中，我们描述了一个新开发的代码自动检测，测光和分类的微弱物体的任意形状和大小的数字图像。强度加权矩用于计算检测到的对象的位置、径向结构、椭圆度和积分幅度。我们证明，克朗型2r_1孔径孔径大小和表面亮度是非常适合这里描述的类型的暗星系测光。星形和扩展（星系）的对象之间的歧视进行交互式通过参数空间剔除在几个可能的参数，包括径向矩，表面亮度，综合颜色与幅度。我们的代码进行了测试，其特征在于人工CCD图像的恒星和星系领域，它被证明是准确的，强大的和通用的。使用这些分析技术，我们检测到大量的后发座星系团核心的dE星系。这些dE在R，（B-R）色-星等图中作为紧序列突出。
1997-09-09 astro-ph
