The Evolving Faint-End of the Luminosity Function
我们调查的光度函数，$α$，使用半解析模型的星系形成的暗端斜率的演变。与观测结果一致，我们发现斜率可以用$α(z) =a+b z$很好地拟合，a=-1.13，b=-0.1。$α$演化的主要驱动力是底层暗物质质量函数的演化。亚L * 星系存在于占据质量函数不同部分的暗物质晕中。在高红移时，这部分质量函数比低红移时更陡，因此$α$也更陡。超新星的反馈通常会导致相对于暗物质质量函数的相同的相对扁平化。在低红移的暗端斜率主要是由场星系和在高红移的星系团。$α(z)$在这些环境中的演化是不同的，场星系的斜率b=-0.14，而团星系的斜率b=-0.05。从星系团主导的暗端斜率到场主导的暗端斜率的转变大致发生在红移$z_* \sim 2$处，这表明对$α(z)$的整体演化进行单一的线性拟合可能是不合适的。此外，这一结果还表明，星系团中矮星系的潮汐破裂在解释$α(z)$在z< z * 时的演化中不能起重要作用.此外，我们还发现不同的Schmidt-Kennicutt定律中的恒星形成效率a * 和超新星反馈效率$ε$一般不会对$α(z)$的演化产生强烈的影响。
2007-09-03 astro-ph
The Effect of Weak Lensing on the Angular Correlation Function of Faint Galaxies
暗星系的角关联函数\wth受非线性引力演化和引力透镜放大偏差的影响。我们计算了不同宇宙学模型的结果\wth，并展示了它的形状和红移演化如何依赖于Ω和Λ。对于红移大于1的星系（R星等比约24暗），放大率偏差可以显著地增强或抑制\wth，这取决于数量-星等关系的斜率。例如，我们展示了它是如何改变两个星系样本的\wth的比率与不同的数量计数斜率。
1997-08-29 astro-ph
The Spatial Distributions of Red and Blue Globular Clusters in Major Dry Merger Remnants
使用高分辨率的N体模拟，我们研究是否一个主要的干合并减轻红色和蓝色的球状星团（GC）之间的径向密度分布的差异。为此，我们研究了当密度分布用$n_{\rm GC}\propto r^{-α}$描述时，合并前体和合并残留物中GC密度斜率之间的关系。我们还研究了我们的结果如何依赖于合并轨道和初始GC密度分布的核心半径的大小。我们发现，一个主要的干合并，使GC的配置文件更平坦，和陡峭的初始GC配置文件导致更显着的平坦化，特别是如果初始斜率是陡峭的比$α\sim3.5$。我们的研究结果表明，如果有一个主要的干合并的椭圆星系的红色GC有一个陡峭的径向轮廓比蓝色GC，目前观察到的，和他们的斜率比$α\sim3.5$，两个人口之间的斜率差异变小后干合并。因此，观察到的红色和蓝色GC的斜率可以诊断干合并的重要性。目前的观测数据表明，在一些明亮的星系中，红色和蓝色GC具有更大的可比性和更浅的斜率，这可能表明它们经历了干合并。
2008-09-22 astro-ph
The faint-end of the galaxy luminosity function in groups
我们计算星系光度函数光谱选择附近的团体和集群。我们的样本包括728个从斯隆数字巡天第三版中提取的系统，其红移范围为$0.03 < z < 0.06$，维里质量范围为$10^{11}M_\odot < M_{vir} < 2\times 10^{14}M_\odot$。为了计算星系的光度函数，我们采用统计背景减除方法，通常采用的技术。在$r$波段，复合星系光度函数在亮端表现为斜率$α=-1.3$，在暗端则由斜率$M_r\ga -18+5log(h)$上升到斜率$-1.9<α<-1.6$。我们发现，这一功能也存在于$i,g$和$z$带，并为所有探索组子样本，无论组的质量，成员数，集成的颜色或存在一个热的团内气体与X射线发射。
2005-08-18 astro-ph
A Faint, Steep Spectum Burst from the Radio Transient GCRT J1745-3009
GCRT J1745-3009是一个位于银河系中心方向的瞬时爆发射电源。它被发现在330 MHz的VLA观测从2002年9月30日-10月1日，随后重新发现在330 MHz的GMRT观测从2003年9月28日由海曼等人。在这里，我们报告了一个新的无线电检测的源在330 MHz的GMRT数据采取2004年3月20日。观测到的单次爆发的性质与先前测量的显著不同，表明GCRT J1745-3009是在一种新的物理状态下被检测到的。2004年的通量密度约为0.05焦耳，比2003年的一次爆发弱约10倍，比2002年探测到的五次爆发弱约30倍。我们得到一个非常陡峭的光谱指数，α = -13.5 +/- 3.0，在整个带通，一个新的结果，以前没有检测到由于2002年和2003年的观测分析的限制。此外，仅检测到约2分钟的爆发，与在早期爆发中观察到的10分钟持续时间形成对比。由于采样稀疏，在2004年只检测到了单个爆发，就像在2003年一样，我们不能排除其他未检测到的爆发，这些爆发可能发生在2002年观察到的相同的~77分钟周期或不同的周期。考虑到我们在整个存档和主动监测活动中对源的总时间，我们估计源在约7%的时间内表现出可检测的爆发活动。
2007-01-04 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
The UDF05 Follow-up of the HUDF: I. The Faint-End Slope of the Lyman-Break Galaxy Population at z~5
我们介绍了UDF 05项目，这是一个HST大型项目，对三个场进行深ACS（F606 W、F775 W、F850 LP）和NICMOS（F110 W、F160 W）成像，其中两个与哈勃超深场（HUDF）的NICP 1 -4 NICMOS平行观测相一致。在这第一篇论文中，我们使用NICP 12场的ACS数据，以及原始的HUDF ACS数据，测量z~5 Lyman Break Galeries（LBG）的UV亮度函数（LF），直到非常微弱的水平。具体地说，基于V-i，i-z选择准则，我们在NICP 12和HUDF场中分别识别了101个和133个z~5候选星系，它们的星等分别为z_{850} =28.5和29.25。使用一组广泛的蒙特卡罗模拟我们推导出观测偏差和选择效应的校正，并在范围M_{1400} =[-21.4，-17.1]上构建了1400 A LBG LF的静止框架，即在z~5处下降到~0.04 L*，并与来自Yoshida等人（2006）的斯巴鲁深场（SDF）的数据进行补充，以将其扩展到更亮的一端（M_{1400} >-22.2）。我们证明：（i）对LBG星群的SED分布、尘埃性质和星系间吸收的不同假设导致z~5处LBG数密度的25%变化;（ii）在一致的尘埃性质和星系间吸收假设下，z~5处LBG的HUDF相对于NICP 12场约为30%的欠密度，这种变化可以用宇宙方差很好地解释…
2007-08-17 astro-ph
Faint Blue Galaxies and Merging: the Evolution of the Luminosity Function
我们探讨在何种程度上不仅是暗蓝色星系的计数和它们的红移分布，而且它们的z分辨光度函数可以解释的二元合并（聚合）。我们提出了这样的相互作用的动力学理论。在此基础上，我们发现"最小聚集“发生在大尺度结构和触发星爆的产量率和时间，如解释的本地，平坦的光度函数和它的渐进上升和陡峭的红移到$z\approx 1$的意见。相应地，我们预测微弱的蓝色计数仍然上升到$m_B\sim 28 -29$，红移分布向更大的z随着增加$m_B$ ;此外，我们预测的亮度函数的暗淡端的向上翻转更明显的集群比在外地。我们建议，我们的图片提供了微分动力学中缺少的规范层次理论。这与这些理论在高z时预测的陡峭光度函数的观测结果相一致。
1996-12-17 astro-ph
Swift Observations of GRB 050603: An afterglow with a steep late time decay slope
本文报道了伽玛暴GRB 050603的雨燕观测结果。在爆发后约10小时，V星等V=18.2，这是雨燕迄今为止探测到的最明亮的光学余辉，也是有史以来最明亮的光学余辉之一。爆发警报望远镜（BAT）的光变曲线显示了三个快速上升指数衰减尖峰，$T_{90}$ = 12秒，在15-150 keV波段的通量为7.6 $\times 10^{-6}$ ergs cm $^{-2}$。有了$E_{\rm γ, iso} = 1.26 \times 10^{54}$尔格，它也是有史以来最具活力的爆发之一。斯威夫特航天器在探测到爆发后约10小时开始用窄场仪器观测余辉。这次爆发的亮度足以让雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）在爆发后的近3天内探测到，而X射线望远镜（XRT）在爆发后的一周内探测到。X射线光变曲线显示出衰减指数$α$ =1.76 $^{+0.15}_{-0.07}$的快速衰减余辉。X射线能谱指数为$β_{\rm X}$ =0.71 \plm 0.10，柱密度与银河值一致。光谱分析没有显示出随时间的X射线光谱斜率的明显变化。光学UVOT光变曲线以$α$ =1.8 \plm 0.2的斜率衰减。光学和X射线衰减率的陡度和相似性表明，余辉是在喷流中断后观察到的。我们估计喷流张开角约为1-2 $^{\circ}$
2006-03-21 astro-ph
Spectroscopic Determination of the Faint End of the Luminosity Function in the Nearby Galaxy Clusters A2199 and Virgo
我们报告了一个新的测定暗端的星系光度函数在附近的星系团室女座和阿贝尔2199使用的数据从SDSS和Hectospec多光纤摄谱仪的MMT。A2199的光度函数与单一的Schechter函数一致，M_r=-15.6 +5logh_70，暗端斜率α =-1.13+/-0.07。室女座的低频扩展到M_r=-13.5= M^*+8，斜率为α =-1.28+/-0.06。红色的星系团成员序列在两个星系团中都很突出，几乎没有星系团星系比这个序列更红。我们表明，选择对象的红色序列和bluebward产生一个急剧上升的暗端。大部分的测光红色序列星系位于星系团的后面。我们将我们的结果与以前的估计进行比较，发现与基于统计背景减除的估计的一致性较差，但与基于光度成员分类的估计的一致性良好（例如，颜色、形态、表面亮度）。我们的结论是光谱数据是至关重要的，用于估计的光度函数在集群中的暗端。我们发现的暗端斜率与场星系的值一致，削弱了矮星系相对丰度环境演化的任何论点。然而，星系团中的矮星系比光度或质量相似的场星系要红得多，这表明矮星系中的恒星形成过程确实依赖于环境。
2008-03-03 astro-ph
Power Spectra in V-band and Halpha of Nine Irregular Galaxies
本文对9个不规则星系的V和H α像进行了长轴切割的傅里叶变换功率谱测量。这些功率谱揭示了大范围尺度上的结构。其中6个星系的功率谱在V波段图像中的中间尺度（1-400 pc）的斜率范围为-1.3至-1.5。斜率的相似性表明，相同的过程正在构建这些系统。这些斜率比在HI、分子发射、尘埃消光和可见光中观察到的其他星系略浅。其中三个星系有平坦的功率谱，就像来自天空的噪音;这三个星系在直接图像中相对模糊。随着恒星形成率的增加，Halpha的功率谱斜率变陡，范围从与低速率噪音相当的浅值到高速率下斜率为-1.5的陡值。这种变化反映了随着恒星形成率的增加，Halpha发射的面积填充因子增加，并且Halpha区域内的明显普遍斜率与Kolmogorov湍流相当。一个星系中HI的功率谱具有更陡的幂律，斜率为-2.9。矮星系和巨螺旋星系的恒星形成幂律大致相同，这一事实表明微观过程是相同的，与螺旋密度波和星系大小无关。
2005-03-14 astro-ph
The Coma cluster luminosity function from ultraviolet to near-infrared
总结了后发座星系团从紫外（2000 AA）到近红外（H带）的光度函数（LF）。在UV中，LF非常陡峭，比在光学中陡峭得多。陡峭的后发紫外LF意味着暗淡和明亮的星系给类似的贡献，总的紫外线通量和总的金属生产率。后发座UV LF主要由恒星形成星系，而不是由大质量和大型星系。光学彗差LF在采样的11个幅度上相对陡峭（α =-1.4）。我们发现从B到R波段的FL有明显的陡峭，这表明存在大量的红矮星，像三个明亮的球状星团一样暗淡。此外，使用哈勃太空望远镜的图像，我们发现，混合的球状星团，没有解决在个别组成部分，由于看到，看起来像矮星系时，从地面观察，是众多和明亮的。这些假扩展源的存在增加了LF在微弱星等处的陡度，如果不处理的话。近红外LF是在一个近红外选定的星系样本上计算的，这些星系的光度测量是完整的，直到典型的矮（M ^*+5）光度。Coma LF可以用一个具有中等斜率（α~-1.3）的Schechter函数来描述，在M_H~-22附近有一个凹陷。光学波段和H波段的LF的相似性意味着在后发座的中心区域没有新的星系群，这些星系群太暗而不能在光学波段观察到（例如，因为尘埃遮蔽），低至矮星的数量级。
2000-09-27 astro-ph
On the faint end of the high redshift AGN luminosity function
利用最近的光学巡天观测结果，我们得出结论：当M_{1450} >-24.7时，类星体的{ \it non}-检测到微弱的星等意味着高红移（z~6）光学活动星系核（AGN）光度函数的显著平坦化。我们发现，在90%和99%的置信水平上，所有的数据都与活动星系核光学光度函数β=-2.2和β=-2.8的暗端斜率相一致，比亮端斜率β ′ ~-3.2要平坦。我们还表明，X射线深的调查，甚至比光学的微弱的幅度产生更显着的约束浅的暗端斜率的光学光度函数。包含在钱德拉深场中探测到的II型活动星系核候选者，暗示了总活动星系核光度函数的更高标准化，如果这些源位于5<z <6.5。然后，我们讨论了简单的理论模型的活动星系核的形成和演化的背景下，冷暗物质宇宙学。与活动星系核总光度函数的比较表明，黑洞和暗物质晕质量之间存在红移依赖关系，即M_BH~M_ halo^α，1.3< α< 1.7，这与统计分析和旋转曲线测量的独立研究结果一致。最后我们计算了类星体对再电离的贡献在z~6处<9%，在5.5< z<6.5范围内积分时达到~30%，明显小于星系的贡献。
2007-04-20 astro-ph
The Luminosity Function and Mean Galaxy Density from the ESP galaxy Redshift Survey
我们总结了在过去的两年中获得的主要结果ESO切片计划（ESP）红移调查，关于光度函数和星系的平均密度，以及它们的影响，在明亮的星等星系数计数。bj波段光度函数的特征是有一个陡峭的暗端，当M_bj > -17 +5log（h）时，它高于“整体”Schechter拟合，并可用斜率约为-1.6的幂律来描述。这种变陡主要是由具有发射线的星系产生的，具有较大[OII]等效宽度的星系具有明显的趋势，显示出更陡峭的暗端（和更暗的M*）。光度函数的归一化比Stromlo-APM巡天的归一化高出约1.6倍。我们发现，实际上，可以看到平均密度增加到~140/h Mpc。如果我们在从观测到的光度函数计算预期的累积计数时考虑到这一点，我们就能够非常准确地再现在明亮（bj<17）星等处观测到的陡峭计数。
1998-10-06 astro-ph
A Constant Clustering Amplitude for Faint Galaxies?
利用10米射电望远镜获得的深成像（I~25）研究了暗场星系的角成团。自相关函数与w（θ）~ θ ^-0.8是一致的，尽管不能以高置信度排除不太陡的关联函数，但我们没有发现令人信服的证据表明在最微弱的震级极限下幂律指数有系统的下降。从一些独立的观察性研究的结果相结合，以调查的相关幅度与中位数I-幅度的变化。在Imed~23处，不同研究获得的结果都大致一致，并表明当Imed > 22时，相关振幅的下降远没有从较亮样品的趋势外推所预期的那么陡。特别是，在Imed~24时，我们的数据表明w（θ）比外推法高~7倍。在暗场总体红移分布中包含相当一部分z > 1的星系的模型中，相关振幅的一个普遍特征是与星等几乎无关。为了重现在微弱极限下观测到的w（θ）振幅的明显突然变平，在深度为I~25的样本中，大约50%的星系必须位于z > 1。
1997-12-19 astro-ph
A Subaru Archival Search for Faint TNOs
我们提出了一个调查的结果trans-neptunian对象（TNOs）的基础上斯巴鲁档案图像，最初收集的谢泼德等人。（2005年）作为一个不规则的天王星卫星搜索的一部分。测量区域覆盖2.8 deg^2，以天王星为中心，并在相邻的两个夜晚在冲日附近进行观测。在R=25.69 $\pm$ 0.01时，我们的调查达到其最大检测效率的一半。探测到的物体对应于82个TNO，5个半人马座和5个不规则卫星。我们的模型TNO的累积数量比一个给定的视星等与单倍和双幂律。最佳拟合的单次幂律，即每平方度有一个天体的星等为$R_0 =22.6_{-0.4}^{+0.3}$，斜率为$α= 0.51_{-0.6}^{+0.5}$，与极限星等较浅的类似搜索结果不一致。最佳拟合的双幂律，具有亮端斜率$α_1 = 0.7_{-0.1}^{+0.2}$，暗端斜率$α_2=0.3_{-0.2}^{+0.2}$，R=23处的微分数密度，$σ_{23} = 2.0_{-0.5}^{+0.5}$和$R_{eq} = 24.3_{-0.1}^{+0.8}$处的斜率中的幅度突变，比单幂律更可能，贝叶斯因子约为26。这是第一次有足够的深度和面积来确定断裂发生的程度，而不依赖于其他调查的结果。...
2008-04-21 astro-ph
The Luminosity Distribution of Local Group Galaxies
从重新讨论的本星系群成员，和距离的个别星系，我们获得$M_V$值35可能的和可能的本星系群成员。这些物体的光度函数很好地拟合了Schechter函数与暗端斜率$α= -1.1 \pm 0.1$。本星系群的光度分布是一个$α$陡于-1.3的单一Schechter函数的概率小于1%，但是，不能排除更复杂的光度函数，例如具有陡峭的暗端斜率的多分量Schechter函数。有证据表明，本星系群中的矮球状星系的光度分布比矮不规则星系的光度分布陡。
1999-04-26 astro-ph
The Contribution of Late-type/Irregulars to the Faint Galaxy Counts from HST Medium Deep Survey Images
我们提出了一个完整的形态分类样本的144个暗场星系从HST中深巡天与20.0 < I <22.0马格。我们比较了全球性的椭圆星系，早期和晚期类型的螺旋，并找到一个不可忽略的分数（13/144）的紧凑的蓝色[（V-I）< 1.0马格]系统与$r^{1/4}$ -配置文件。我们分别给出了椭圆星系和早期螺旋星系的差分星系数计数，发现这些数据与基于传统的平坦Schechter光度函数（LF）和标准宇宙学的无演化预测是一致的。相反，晚型/不规则型显示出斜率为$(\frac{δlog N}{δm}) = 0.64\pm 0.1$的急剧上升的微分数计数。基于Loveday等人（1992）和Marzke等人（1994 b）{ \it局部}光度函数的无演化模型，在I = 21.75 mag.时，对晚型/不规则星的计数分别低估了1.0和0.5 dex。仅对不规则星的检查就表明，$\sim 50$ %看起来是惰性的，其余的有多个核。如果惰性星系代表一个不演化的晚型星系群，那么这些类型的星系群就不可能有类似洛夫代的LF（$α\simeq -1.0$），而建议有一个陡峭的暗端LF（$α\simeq -1.5$）。如果多核结构表明最近的恒星形成，那么观测到的过量的微弱蓝场星系很可能是由于{ \it演化}过程作用于晚型/不规则星的{ \it陡峭}场LF。其进化机制尚不清楚，但60%的多核非正规军都有亲密的同伴。…
1995-11-27 astro-ph
The Clustering of Faint Galaxies and the Evolution of $ξ$(r)
两点角关联函数$\w$是由分布在4度$^2$区域内的24个场中的13，000个对象的目录构建的，并且完成到$R = 23.5$的极限。弧分尺度上的关联函数的振幅和斜率与文献中最近的CCD结果基本一致，并随深度减小。没有发现关联函数的斜率从$δ\sim 0.8$变平的证据。使用最近的I波段选择的加拿大-法国红移巡天的红移分布，观测到的$w(θ)$意味着聚集长度$r_0 = 1.86 \pm 0.43 \h$ Mpc（$q_0 = 0.5$）的值在$z = 0.48$。这通常与光学选择星系预期的可能的集群演化速率一致。最后，我们讨论了我们的研究结果的微弱星系人口的性质的影响。
1996-05-11 astro-ph
The faint end of the luminosity function in clusters
我回顾最近的测量暗端的星系光度函数在星系团。证据表明，星系团的中心部分的星系的光度函数是显着不变的集群之间，这个光度函数是陡峭的明亮和微弱的幅度和浅之间。曲率是非常重要的-无论是幂律还是Schechter函数都与数据不一致。在任何量级上，α =-1都不能很好地拟合数据。在所有被研究过的星系团中，最暗的星系是矮球状星系。
1998-04-01 astro-ph
A Spectroscopic Survey of Faint Quasars in the SDSS Deep Stripe: I. Preliminary Results from the Co-added Catalog
在本文中，我们介绍了斯隆数字巡天（SDSS）南方巡天中暗类星体深光谱巡天的第一批结果，这是一项通过对270度^2区域重复成像而进行的深光谱巡天。类星体候选者是从0<z<5范围内具有良好完整性的深部数据中选出的，并且比SDSS主调查暗2到3个星等。用Hectospec对6.5m MMT进行光谱跟踪。这次SDSS暗类星体巡天（以下简称SFQS）的初步样本覆盖约3.9 deg^2，包含414个类星体，g=22.5。总的选择效率为~ 66%（g<21.5时~ 80%）;在最困难的红移范围（2<z<3）的效率优于40%。我们使用1/ V_{a}方法推导出类星体光度函数（QLF）的分箱估计，并使用极大似然分析对QLF进行建模。最佳模型拟合证实了先前的结果，即QLF在亮端具有陡峭的斜率，而在暗端具有更平坦的斜率（在z<2.0时为-1.25，在z>2.0时为-1.55），表明QLF斜率发生了突变。利用一个依赖于亮度的密度演化模型，我们发现在M_{g} <-22.5的类星体密度在z~2处达到峰值，这在宇宙时间上晚于对更亮天体的观测中发现的z~2.5处的峰值。SFQS QLF与2dF类星体红移巡天、SDSS和2dF-SDSS LRG和类星体巡天的结果一致，但探测的类星体较暗。我们计划从未来的观测中获得更多的类星体，并建立一个完整的暗类星体样本，其中包括1000多个10度^[2]以上的天体。
2006-02-26 astro-ph
The faint end of the galaxy luminosity function
本文提出并讨论了在五种不同的局部环境中，在不同的星系密度和形态含量下，对M_R = -10的星系光度函数暗端的光学测量。我们研究的环境，按照星系密度递减的顺序，是室女星系团，NGC 1407集团，后发座I集团，狮子座集团和NGC 1023集团。我们的研究结果来自于一个深广角调查与NAOJ斯巴鲁8米望远镜莫纳克亚山和非常微弱的表面亮度水平是敏感的。根据其表面亮度和形态，将镓团鉴定为组或簇成员。我们样本中最暗的星系的R约为22.5。有数以千计的暗星系，但我们不能区分星系团成员从背景星系在这些微弱的限制，所以不要试图确定光度函数比M_R =-10微弱。在所有情况下，矮星的数量都比冷暗物质理论所预测的低质量晕的数量要少得多。亮度函数在M_R = -18和M_R = -10之间的平均对数斜率为α ~-1.2，远小于冷暗物质质量函数的α ~-1.8。因此，在我们研究的所有环境中，我们需要在样本的暗端缺失大约90%的矮星，以实现与CDM理论的一致性。
2002-05-04 astro-ph
Caltech Faint Galaxy Redshift Survey XVI: The Luminosity Function for Galaxies in the Region of the HDF-North to z = 1.5
我们已经进行了研究的光度函数（以下简称LF）的星系在该地区的HDF北使用我们非常完整的红移目录。我们解决了LF在四个休息帧波长从0.24到2.2 μ。我们发现，低频的静止星系有浅的暗端斜率，而可检测到的发射线的星系有陡峭的暗端斜率。此外，这些斜率是独立的红移到z=1.05的每个星系光谱分组，并同意与可比的本地测定。我们发现，具有强吸收线的星系在这里研究的所有静止标架带中，随着Z的增加而变得更亮，Q \sim为0.6，其中Q = Δ{ \rm{log} }[L^*（z）]/Δ{z}，而具有可检测到的发射线的星系（即恒星形成星系）在所有带中，随着红移的增加，L^* 的变化较小，Q ~ 0.3，在静止标架2400 A处，Q变得明显更大。星系的被动演化模型与吸收线主导星系的这些结果是合理的一致，而合理的恒星形成历史可以再现发射线星系的行为。我们发现星系中的同向移动数密度和恒星质量在z~1.05处近似恒定，在z~1.3处具有更大的不确定性。恒星形成和星系形成的主要时期一定发生得更早。（节略）
2001-10-16 astro-ph
Environmental Effects on the Faint End of the Luminosity Function
最近的研究表明，许多星系团的光度函数（LF）在暗端是陡峭的。然而，同样清楚的是，并非所有集群都具有相同的LF。在本文中，我们探讨是否在LF形状的变化与其他集群或环境属性。
1998-12-11 astro-ph
IR Colors and Sizes of Faint Galaxies
我们目前的J和Ks波段星系计数J=24和Ks=22.5获得的新的红外成像仪/光谱仪，SOFI，在ESO新技术望远镜。在NTT深场中心的$\sim20$ arcmin $^2$区域上，短的抖动图像的共同添加分别导致256和624分钟的总曝光时间。在J样本中，具有S/N $>5$的源的总数为1569，在KS选择样本中为1025。这些是目前在这些深度可获得的最大样本。d $logN$ /d $m$与J中的$\sim0.36$和Ks中的$\sim0.38$的斜率的关系被发现，在震级极限处没有明显的下降迹象。观测到的“小”源的表面密度在明亮的星等上比“大”源低得多，在较暗的星等上比大源上升得更陡。比$J\sim22.5$和Ks $\sim21.5$微弱的小源在数量计数中占主导地位。在J-K下至J $\sim20$和Ks $\sim19$中，Galerkin变得更红。在较暗的星等下，随着星系致密性的增加，中值颜色变得更蓝。我们发现，占主导地位的微弱红外计数的蓝色，小的来源是不兼容的高红移（$z>1$）人口。相反，观察到的颜色和紧凑的趋势，以及在微弱的星等和小源的主导地位，没有营业额，可以自然地解释为一个亚$L^*$星系的贡献越来越大时，去微弱的视星等。这样的证据强烈支持存在一个急剧上升（$α\ll-1$）暗端的本地红外光度函数的星系-至少在光度$L<0.01L^*$。
1999-08-02 astro-ph
Clustering of Lyman Break Galaxies at z=4 and 5 in The Subaru Deep Field: Luminosity Dependence of The Correlation Function Slope
利用Subaru深场资料，采用角两点关联函数，研究了z=4和5时Lyman Break Galeries（LBG）的聚类特性。我们发现了一个明显的依赖性的关联函数斜率在z=4和5的LBG的UV光度。更明亮的LBG具有更陡的关联函数。为了比较这些观测结果，我们构建了数值模拟LBG目录的基础上结合高分辨率N体模拟的半解析模型的层次聚类，仔细模仿观测的选择效果。模拟星表预测的LBG的光度函数与观测结果基本一致。此外，LBG的整体关联函数被合理地再现。所观察到的依赖UV光度的集群没有再现的模型，除非考虑不同的晕质量的子样品。也就是说，属于更大质量暗晕的LBG具有更陡和更大幅度的关联函数。利用这个模型，我们发现在大质量暗晕中的LBG多重性放大了小尺度下的聚集强度，从而使关联函数的斜率变陡。因此，层次聚类模型可以与所观察到的角度关联函数的光度依赖性，如果有一个紧密的相关性之间的UV光度和晕质量。我们发现，关联函数的斜率取决于光度，这可能是一个指示，大量的黑暗晕托管多个明亮的LBG（删节）。
2006-01-13 astro-ph
GRB050223: A faint Gamma-Ray Burst discovered by Swift
GRB 050223是由雨燕伽马射线暴探测器在2005年2月23日发现的，是雨燕和XMM-牛顿观测到的第一个伽马射线暴。在写这篇文章的时候（2005年5月），它有着迄今为止观测到的最微弱的伽玛射线暴余辉之一。宇宙飞船无法立即转向爆发，因此第一次X射线和光学观测发生在触发后约45分钟。虽然没有任何仪器发现光学发射，但斯威夫特和XMM-牛顿都检测到了衰落的X射线余辉。这两个天文台的综合数据显示，余辉在爆发后45分钟至27小时的时间范围内单调衰减为0.99 + 0.15/-0.12。在很大程度上，XMM-牛顿的高通量允许光谱分析，这意味着斜率为Gamma=1.75 + 0.19/-0.18的幂律，并且没有证据表明在7 x 10^20 cm^-2的银河柱以上存在吸收。从X射线衰变和光谱斜率，一个低的电子幂律指数p = 1.3-1.9的推导;斜率也意味着喷流破裂没有发生后27小时爆发。GRB 050223的昏暗可能是由于大的喷流开口或视角或高红移。
2005-07-30 astro-ph
The Faint End of the Luminosity Function in the Core of the Coma Cluster
我们提出了光学测量的后发座星系团的核心光度函数的暗端。矮星系被探测到的极限星等约为R。25.75在哈勃太空望远镜拍摄的图像中。这代表了迄今为止对Coma光度函数的最微弱的确定。在假设宇宙变化引起的误差很小的情况下，我们发现了α <-2的陡峭暗端斜率的证据。在再电离和其他反馈过程依赖于密度的理论中，这样的值是预期的。
2006-10-18 astro-ph
Lyman Alpha Constraints on Very Low Luminosity AGN
最近的调查已经检测到Lya在z=4.5-6.5之间的发射，亮度低至10^41 erg/s。有很好的证据表明，在观测到的微弱Lya发射体中，活动星系核的数量很少。结合活动星系核内禀Lya和B带光度之间的经验关系，我们得到了活动星系核数密度的上限，在z=4.5-6.5时，绝对星等M_B=[-16，-19]。这些活动星系核比在钱德拉深场发现的活动星系核要暗两个数量级，这导致了迄今为止在这些红移上最微弱的观测约束。在z=4.5时，活动星系核光度函数非常微弱端的幂律斜率比在低红移（β <1.6，置信度为98%）时观测到的斜率要浅。事实上，我们发现了微弱的证据表明，在M_B~-20（75%置信水平）以下，光度函数随光度的增加而增加，对应于幂律斜率β <0。这些结果表明，要么是低质量黑洞的吸积效率低于大质量黑洞，要么是M_B >-20的活动星系核中的黑洞数量比M_BH-σ关系所预期的要少一到两个数量级。从反射映射研究中推断，这些黑洞的M_BH=10^6-10^7 Msun。为了便于识别活动星系核中观测到的Lya发射，我们得到的观测性质的微弱活动星系核的Lya线，以及在X射线和光学波段。
2006-09-21 astro-ph
The Inner Structure of Cold Dark Matter Halos
我报告最近的进展，我们了解的CDM晕的结构，特别是星系大小的系统的内部质量配置文件。数值模拟结果一致表明，CDM晕的密度分布从中心向外单调变陡，中心附近的斜率比等温线浅，维里半径附近的斜率比等温线陡。持续的争论集中在对数斜率的精确径向依赖性，以及它是否接近一个定义良好的渐近中心值。最新的高分辨率模拟结果表明，Navarro，Frenk和White（NFW）提出的模型很好地近似了圆周速度分布。另一方面，密度分布的斜率的径向依赖性略有不同，但显着，从NFW提出的模型。因此，NFW拟合往往会低估尺度半径内半径处的密度。而不是意味着一个非常陡峭的（-1.5）内部发散斜率，我认为，数据实际上是最好的模型，密度分布变得越来越浅的半径，几乎没有迹象的方法，一个明确的渐近值。其中{ \it相空间密度分布}为幂律的模型很好地解释了这些结果，并表明最内部的斜率可能为-0.75。这些结论是支持一个彻底的数值收敛的研究，阐明了数值参数，如时间步长，引力软化，粒子数，模拟暗物质晕的质量分布的效果。
2001-10-30 astro-ph
Spectroscopy of Ultra Steep Spectrum Radio Sources
我们提出了62个对象的光谱选择从几个样品的超陡谱（USS）的射电源。其中46个来自我们的主目录，由669个射电光谱指数α < -1.30（S_nu ~ nu^alpha）的源组成;这第一个光谱子样本是根据它们的微弱光学和近红外识别选择的。大多数被确认为窄线射电星系，红移范围从z=0.25到z=5.19。有10个天体的z>3，几乎是迄今已知的此类来源的两倍。USS的四个射电源被确认为类星体，其中至少有三个具有非常红的光谱能量分布。源TN J 0936 -2242被认为是一个极红的天体（ERO，R-K>5）;它和一个近伴星都位于z=1.479。ERO的光谱与先前发现的z~1.5的射电星系非常相似。五个源显示连续发射，但未能显示任何明确的发射或吸收功能，尽管集成的~1小时的凯克望远镜。我们认为这些天体可能是：（i）在1.5 <~ z <~ 2.3的“红移沙漠”中具有微弱发射线的射电星系，（ii）具有被遮蔽的活动星系核的射电星系，这些星系被观测到的恒星连续体所支配，而S/N不足，或者（iii）双星。在K波段图像中，有三个被确认为微弱天体的射电源在凯克望远镜50-90分钟的光谱积分中仍然没有被发现，并且可能是z>7的候选者。
2000-12-04 astro-ph
The Galaxy Luminosity Function at z~1 in the HUDF: Probing the Dwarf Population
我们提出了一个目录的分光光度红移的1308个星系从GRism ACS计划河外科学（GRAPES）的观测与哈勃太空望远镜。这些介于6000 A和9500 A之间的低分辨率光谱补充了来自不同设施的U，J，H和Ks，导致每个星系约40个光谱箱计算的红移。对于光谱红移在0.5<z<1.5之间的81个星系，（1+z）的分数误差的标准差为0.046。利用这个星表，我们计算了72个星系在这个红移范围内的B波段光度函数。由于GRAPES测量的深度，我们能够精确地将暗端斜率限制在0.8<z<1.2的M_B~-18等，比以前的研究弱了近两个星等。弱端斜率为alpha=-1.32+-0.07。当与许多已发表的值在不同的红移相比，我们发现了强有力的证据，这是预期在星系的层次形成的情况下，与红移的暗端斜率变陡。
2007-03-28 astro-ph
The Morphological Evolution of Field Galaxies
我回顾两个观测计划，一起，承诺解开详细的天体物理演化的正常场星系在过去的5-7 Gyr。暗星系的系统地基光谱学已经揭示了随着红移的增加，光度函数的暗端斜率增加。这种趋势在正在经历激烈的恒星形成的星系中最为强烈。用修复后的HST拍摄的深层图像可以用来计算星系的形态类型。规则的“哈勃序列”星系遵循无演化预测，但不规则/奇特的来源有一个陡峭的计数斜率，并提供过剩的人口。虽然光谱和HST样本之间的重叠目前很小，合并类似数据集的计划应该揭示自$z\simeq$ 0.5-1以来暗蓝色星系恒星形成消亡的物理解释。
1994-11-25 astro-ph
On the luminosity function of galaxies in groups in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据发布中确定的星系群，我们计算了星系群中几个子样本的光度函数。在所有情况下，亮度函数都可以用Schechter函数很好地描述，直到我们探测到的最微弱的幅度，$M_{\rb}-5\log(h)\sim-16$。对于一般光度函数的星系群在SDSS的五个波段，我们观察到的特征星等是明亮的$\sim 0.5$的幅度相比，由布兰顿等人获得的场星系。即使当观测到的暗端斜率在星系群中更陡时，它在统计上也与场值相当。我们分析了星系光度函数与系统质量的依赖关系，发现两个明显的趋势：特征星等的连续变亮和暗端斜率随着质量的增加而变陡。在$\gb$、$\rb$、$\ib$和$\zb$谱带中的结果显示出相同的行为。使用$u-r$颜色分裂成红色和蓝色星系的星系样本，我们发现，作为系统质量的函数观察到的变化主要是在红色，被动地演变，星系人口，而蓝色星系的光度几乎保持不变的质量。最后，我们观察到一个系统的两个最亮的星系之间有一个重要的光度差异的群体比其他群体表现出更陡峭的暗端斜率。我们的研究结果可以解释为星系合并的主要驱动力背后的星系演化集团。
2006-02-17 astro-ph
The luminosity function of high-redshift QSOs
我们测量了红移范围为3.5 < z < 5.2，绝对星等区间为-21 < M_{145} <-28的类星体的光度函数。适当的标准被定义为选择微弱的类星体在GOODS领域，检查他们的有效性和完整性的细节。确认的微弱的类星体的样本进行了比较，从SDSS的一个更明亮的。使用蒙特卡罗技术，我们估计的光度函数的属性。我们的结果表明，基于纯密度演化的模型比基于纯光度演化的模型显示出更好的与观测的一致性，即使在3.5 < z < 5.2处需要相对于z ~ 2.1的不同的破裂星等。根据我们的建模，需要一个比低红移观测更陡的暗端斜率来重现数据，此外，具有陡峭亮端斜率的模型比具有亮端平坦的模型得分更高的概率。确定在这些红移的光度函数的暗端提供了重要的约束模型的联合星系和活动星系核的演化。
2006-11-29 astro-ph
Deep optical galaxy counts with the Keck Telescope
我们目前暗星系计数深$VRI$图像获得的凯克望远镜。这些图像达到$R\sim27$在中位数看到FWHM $\sim 0.5$ --0.6弧秒，我们检测到一个综合星系数密度$7\times 10^{5}$度$^{-2}$，相当于$3\times 10^{10}$星系在可观测的宇宙。此外，我们提出了中值星系的颜色作为一个函数的大小，发蓝的趋势是可见的所有颜色的$R\sim 24.5$。然而，比$R\sim24.5$更微弱的典型\VR \颜色再次变得更红，\VI \保持不变，而\RI \变得更蓝。这些趋势与$VRI$计数斜率一致，表明$V$斜率在最微弱的水平上降低，我们的数据支持这一点。利用我们良好的视力，我们还提出了暗淡星系的中值半光半径，这些显示出在较暗的星等稳定下降，导致一个典型的$R\sim25.5$-26星系的固有半光半径$\sim 0.2$角秒。无论红移分布，极高的星系表面密度和它们的小的内在尺寸是一致的，在这种情况下，大多数非常微弱的场人口是矮星系或亚星系单位。
1995-06-17 astro-ph
ASCA Compilation of X-Ray Properties of Hot Gas in Elliptical Galaxies and Galaxy Clusters: Two Breaks in the Temperature Dependences
本文利用ASCA对椭圆星系、星系群和星系团中约300个天体的存档数据，对它们系统中热气体的X射线性质进行了系统的测量，并对测量结果进行了汇编。在$kT=$ 1.5- 15 keV范围内，光度-温度（LT）关系$L_{\rm X}\propto(kT)^α$的陡度为$α=3.17\pm0.15$，与以前的测量结果一致。在该关系中，我们发现在ICM温度为1 keV和4 keV附近有两个断裂：$α=2.34\pm0.29$高于4 keV，$3.74\pm0.32$在1.5- 5 keV，以及$4.03\pm1.07$低于1.5 keV。这两个突变在温度和尺寸关系中也很明显。在$kT>4$千电子伏的LT关系的陡峭度是一致的尺度关系来自CDM模型，表明引力效应是占主导地位的，在更丰富的集群，而穷人集群遭受非重力效应。在1 keV以下的陡峭LT关系几乎归因于椭圆星系和星系群的X射线微弱系统。我们发现，从X射线暗星系到富星系团，在标度半径$R_{1500}$内ICM质量遵循$M_{\rm gas}\propto T^{2.33\pm0.07}$的关系。因此，我们推测，即使是这样的X射线微弱的系统包含一个大规模的热气体，这是太微弱，以检测。
2004-11-28 astro-ph
Dark matter in elliptical galaxies: I. Is the total mass density profile of the NFW form or even steeper?
椭圆星系被建模为Sersic光度分布与密度剖面（DP）的总质量采用的无耗散LambdaCDM N体模拟的晕内的DP。椭圆星系与代表总质量的尖状低浓度NFW模型不一致，也不与更陡的-1.5内斜率一致，也不与Navarro等人提出的较浅模型一致。04，也不与比预测浓度高10倍的NFW模型一致，正如从几个X射线观测中推断的那样：向内外推的质量模型导致局部质光比小于有效半径（R_e）内的恒星值，中心孔径速度色散比观测值小得多。只要暗物质（DM）DP在0.01维里半径内没有急剧变陡（斜率< -2），这一结论仍然成立。在R_e中，由NFW型总质量分布产生的总质量和速度色散都很小，这表明在至少R_e范围内，恒星成分应该在DM成分中占主导地位。这样，就很难从运动学上限制椭圆星系的暗物质DP的内部斜率。从X射线观测推导出的高浓度参数似乎是一个后果拟合NFW模型的总质量DP组成的恒星组件，占主导地位的内部和DM组件，占主导地位向外。附录给出了Navarro等人模型的浓度参数、中心密度和总质量的维里质量依赖性。在第二个附录中，给出了在各向同性轨道下，在一般光度密度和质量分布情况下，在圆孔和细缝中沿视线平均的速度色散的单积分表达式。
2014-12-11 astro-ph
Faint dwarf spheroidals in the Fornax Cluster: A flat luminosity function
我们已经在天炉座星系团中发现了大约70个非常暗淡的矮星系。这些dSphs候选者遵循与本地组中的对应物相同的星等-表面亮度关系，甚至将其扩展到更暗的极限。在我们的样本中，最暗的dSph候选天体的绝对星等为M_V = -8.8等，中心表面亮度为mu_V = 27等/角秒^[2]。天炉座早型星系从巨星系到矮星系之间存在着紧密的色-星等关系。早型矮星的光度函数的暗端斜率是平坦的（α = -1.1+/-0.1），与Kambas等人（2000）的结果相反。
2002-12-02 astro-ph
The galaxy luminosity function of the Abell 496 cluster and its spatial variations
我们研究了非常松弛的星系团Abell 496中的LF。我们的分析是基于CFHT使用MegaPrime/MegaCam在覆盖1x 1 deg 2区域的四个波段（ugri）中获得的深度图像，该区域以集群Abell 496为中心，并延伸到其维里半径附近。通过统计减去作为CFHTLS调查的4个深层场的平均值的参考场来估计LF。在g-i与i色星等图中，通过剔除比观测到的红色序列更红的星系，可以将背景污染降到最低。在Abell 496中，全局LF显示出弱端斜率α =-1.55+/-0.06，并且随观测波段变化很小。如果没有颜色切割，低频噪声会大得多，但不会明显陡峭。暗端斜率显示了统计上显著的变陡，从中心区域的α =-1.4+/-0.1（延伸到维里半径的一半）到星系团南部包络的-1.8+/-0.1。宇宙的变化和不确定的恒星-星系分离是我们测量LF暗端的主要限制因素。Abell 496的大规模环境，探测与相当完整的6dFGS目录，在PA=137度，显示出统计上显着的36 Mpc长的灯丝，但我们没有发现一个增强的LF沿此轴。我们的LF没有显示出几位作者所推断的大量矮星系（α ~ -2），他们的分析可能受到不存在或不充分的色切所造成的场污染。或者，不同的聚类可能有不同的模糊端斜率，但这很难与给定聚类和广泛的聚类集合的广泛斜率相一致。
2007-11-30 astro-ph
Faint galaxies in semi--analytic models: how robust are the predictions?
尽管他们的整体成功，半解析模型的星系形成和演化预测的光度函数的斜率是陡峭的比观察到的。这种差异通常被解释为对观测样本的微妙的表面亮度效应。在本文中，我们明确地实现了一个简单的半解析模型（标准CDM）的表面亮度的计算，我们估计观测表面亮度阈值的预测光度函数的效果。在这个计算中，关键的自由参数是超新星反馈的效率，这是负责触发银河风。对于这个过程，经典的形式主义，很难同时再现塔利-费舍尔关系和观测光度函数的平坦斜率，具有相同的值。这表明，引发星系风是一个复杂的现象。[...]这篇启发性的论文的结论是，需要一个更现实的描述SN反馈，表面亮度的影响不应该被忽视的星系形成的建模。
1999-03-23 astro-ph
On the Form of the HII Region Luminosity Function
在旋臂与旋臂间区域以及不同的哈勃星系类型中观察到的HII区域光度函数（HII LF）的变化，可以简单地用进化效应和每个星团电离星的最大数量来解释。本文采用蒙特卡罗模拟方法对HII LF进行了模拟，得到了电离星数N * 的等斜率幂律分布和质量上限为100 M sol的Salpeter IMF的恒星质量。我们调查的HII LF的演变，确定恒星主序星寿命和电离光度，为一个单一的突发情况下，连续创建的星云人口。较浅的HII LF斜率测量的螺旋星系的武器可以解释为一个复合斜率，预计为零年龄爆发人口，而臂间地区往往是由一个单一的，陡峭的斜率描述的进化丰富的集群为主。较陡的斜率可以简单地解释为较低的最大N_* 截止的父OB协会。HII LF的形式可以揭示附近星系最近（<1000万年）恒星形成历史的特征。
1997-12-11 astro-ph
Velocity and Mass Functions of Galactic Halos: Evolution and Environmental Dependence
我们研究了$Λ$ CDM宇宙学N体模拟中暗物质晕的质量和圆速度分布函数，讨论了红移和环境依赖性。动力学范围使我们能够解决subhalos和区分他们从“不同”的晕。质量函数的解析模型相比，并用于推导出更多的观测相关的圆速度函数。在100- 500公里/秒的速度范围内的分布函数很好地符合幂律与两个参数，斜率和振幅。给出了参数对红移的依赖关系，并给出了有用的拟合公式。质量函数的振幅随着z的增加而减小，但是，与天真的预期相反，固定速度~200 km/s的晕的共动密度实际上增加到z=5。这是因为高z晕的密度更大，所以固定的速度对应的质量更小。在z=0时速度函数的斜率为~-4，不同晕的质量和速度函数随z的增加而变陡，而晕下的函数不随$z$而变陡，在z>2时甚至变得更平坦。一个简单的观测预测是，孤立星系的速度函数的斜率比成组星系的速度函数的斜率陡一个单位，反映了高速晕的密度偏差。我们证实，Press-Schechter近似通常高估晕质量函数的一个因素~2，而修改后的近似提供了改进的预测。
2000-05-16 astro-ph
Synthesis of H-alpha absorption in old stellar systems: Formation of the cluster red sequence by "Downsizing"
我们计算人口合成模型的H-α吸收指数（HaA和HaF）的变化，作为年龄和金属丰度在旧恒星系统的函数。该模型是基于STELIB光谱库，并定义在3埃的FWHM的分辨率。这些指标被认为是高度敏感的年龄变化，只有中度响应金属丰度。对于未受星云辐射污染的星系，我们的HaA指数在打破年龄/金属丰度简并方面比H-β或H-γ_F更强大。使用精心挑选的红团星系样本排除发射的物体，我们发现HaA随着速度分散而急剧下降（斜率为-0.75 +/- 0.07埃/dex）。斜率可以转化为年龄和金属丰度标度关系的约束，将测量和模型误差。如果HaA-sigma斜率仅由年龄引起，则我们得到年龄与sigma^{0.95 +/- 0.12}成比例。由于HaA对[Fe/H]的依赖性很弱，因此金属丰度的解释需要Fe/H与σ ^[1.2]成正比或更陡。HaA-σ斜率与Nelan等人根据经典Lick指数报告的年龄和金属丰度标度关系相一致。Thomas等人获得的关系显著低估了观测到的斜率。的差异可能会出现在样品compositions.We的差异，详细讨论了排放污染的影响的结果，并得出结论，这些是不太可能产生的Ha-sigma关系中观察到的行为。陡峭的年龄-质量关系支持一个“缩小”的形成场景：较暗的红色序列星系在较低的红移z < 0.5时变得静止。这幅图符合最近在z ~ 0.7的簇中观察到的截断红色序列。
2005-02-21 astro-ph
The Stellar Initial Mass Function in 2007: A Year for Discovering Variations
评述了星系团、场区、星系和宇宙学时期形成的场区的IMF特征质量M_c和斜率γ。局部恒星形成具有较均匀的M_c和γ。总结了Gamma的统计变化，以及这些变化带来的限制。宇宙学恒星形成似乎在中到高恒星质量处具有较高的M_c和稍浅的斜率。银河系的中心可能也有一个浅的斜坡。场区的斜率比星团稍陡，但这可能是低质量恒星从星团和星协中漂移出来的结果。矮星系也有更陡的斜坡。还回顾了星前团块的观测结果。星前团块似乎具有与恒星相同的质量函数，因此被认为是恒星的主要前身。如果是这种情况，那么IMF通常由气相过程决定。褐矮星的形成也有许多恒星形成的特征，这表明它们的形成机制相似。
2008-03-21 astro-ph
Faint Blue Galaxies and the Epoch of Dwarf-Galaxy Formation
理论和观测的推理都表明，在天空深处的图像中看到的非常微弱（B > 24）的星系是小的低质量星系，它们在0.5<z<1时经历了星暴，并且已经褪色成低光度，低表面亮度的物体。我们仔细研究这一假设，以确定这样的模型是否可以解释所观察到的波长依赖的数量计数以及红移，颜色和尺寸分布。低质量星系一般出现在大量的等级聚类方案。虽然预计在高红移时会形成，但高红移时的超星系紫外辐射会延迟这些星系中重要的恒星形成（SF）活动，直到z < 1。我们结合这两个元素，以及简单的假设SF的历史和效率，构建我们的爆发矮模型。我们进一步增强了模型的形成和演化的局部观测星系的现象学处方，并使用光谱合成/蒙特卡罗方法来生成现实的星系目录与观测比较。对于低质量星系，合理选择SF历史，模型的结果与深星系巡天的结果非常一致。此外，深HST成像研究的结果，引力透镜和星系团的研究，以及在中/高红移的规则星系有利于矮主导的模型。我们还讨论了模型的一些通用预测。例如，该模型预测，K波段数计数应该在比K_{AB} = 24-25更暗的星等处开始更陡地上升，并且局部场光度函数应该在比M_B \approx-16更暗的星等处变陡。我们还考虑了探测低表面的可能性
1995-08-31 astro-ph
Ultra-Steep Spectrum Radio Galaxies at Hy Redshifts
传统上，射电源为探测早期宇宙提供了方便的信标。Hy Spinrad是第一批顽强的观测者之一，他们试图获得最微弱的“射电星系”的光学识别和光谱，以研究hy红移星系的形成和演化。现代望远镜和仪器使这些任务变得简单得多，虽然并不容易，在这里，我们总结了我们使用无线电光谱和近红外选择的hy红移射电星系（HyZRGs）的狩猎现状。
1999-10-18 astro-ph
Interpreting the optical data of the Hubble Deep Field South: colors, morphological number counts and photometric redshifts
我们提出了一个分析的光学数据的哈勃深场南部。计算了F300W（AB）、F450W（AB）、F606W（AB）和F814W（AB）四个带的星系数。斜率在最短波长处更陡：我们估计伽马（F300W（AB））=0.47，伽马（F450W（AB））=0.35，伽马（F606W（AB））=0.28和伽马（F814W（AB））=0.28。形态数计数实际上是晚型星系占主导地位，而早型星系在微弱的星等上显示出下降的斜率。结合这些信息与光度红移，我们注意到，星系的形态数计数（即螺旋星系和不规则星系）有一个陡峭的斜率有z>1，这表明一个温和的合并。然而，我们强调，在光学波长的视星等的任何削减结果的样本偏向椭圆星系，因此影响的红移分布和沿哈勃序列的星系演化的影响。
2000-07-19 astro-ph
A Faint Luminous Halo that May Trace the Dark Matter around Spiral Galaxy NGC~5907
长期以来，人们一直从螺旋星系$^{1}$外部气体和恒星的高速旋转中推断出"暗物质“的不可见晕的存在。这种暗物质的体积密度从银河系中心下降的速度比发光物质（如恒星）的体积密度下降的速度要慢，这意味着暗物质在远离中心$^{1,2}$的质量中占主导地位。在寻找边缘盘星系\gal $^{3}$远离平面的微弱星光时，我们发现该星系被一个微弱的发光晕所包围。从这个光环中发出的光的强度比任何已知的螺旋星系的发光成分下降得都要平缓，但与从星系的旋转曲线推断出的暗物质分布一致。
1994-07-22 astro-ph
