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
On the nature of faint Low Surface Brightness galaxies in the Coma cluster
这个项目是我们在一个已知的密集的邻近星系区域后发座星系团中研究微弱的低表面亮度星系团（fLSB）的继续。我们的目标是提高我们的理解，这些对象的性质，通过比较宽带光谱能量分布与人口合成模型。这些数据是由CFHT的MEGACAM和CFH12K相机获得的。我们在5个宽带滤波器（u*，B，V，R和I）中使用所得到的测光，其中包括新的u* 波段数据，以拟合光谱模型。通过这些光谱拟合，我们推断出了一个集群成员资格标准，以及这些fLSB的年龄，尘埃分布和光度类型。我们发现，大约有一半的后发座集群fLSB的光谱能量分布，以及在我们的模板库，而另一半目前在紫外波长的通量赤字。根据光谱能量分布，其中约80%可能是后发座星系团的一部分。它们是相对年轻的（90%的样本小于2.3 Gyr）非星暴天体。他们的类型越晚，fLSB越年轻。fLSB的很大一部分是非常多尘的物体。fLSB是低恒星质量物体（类型越晚，质量越小），最暗的恒星质量与球状星团相当。它们的特征与坠落方向相关，证实了其中一部分的破坏性起源。
2008-11-27 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
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
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
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
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
Dwarf Galaxies in the Coma Cluster. II. Photometry and Analysis
我们研究后发座星系团中心约700弧分^[2]的矮星系群体，其中大部分是早期型矮椭圆星系。对颜色-星等图中经过净化的dE星系序列的分析显示，颜色随星等变化的趋势非常显著（Δ（B-R）/ΔR = -0.056 \pm 0.002等），在这个意义上，暗的dE星系更蓝，因此可能更贫金属。在我们的样本中，最微弱的dEs的平均颜色为（B-R）~1.15等，与后发座核心中弥散的团内光的颜色测量一致。这种团内光可能是由团核心微弱的dE潮汐破裂产生的。星系总光度函数（LF）被很好地模拟为巨星系的对数正态分布和dE星系的Schechter函数之和，其暗端斜率α= -1.41 \pm 0.05。这个α值与室女座和天炉座星系团的测量值一致。暗dE星系的空间分布（19.0 < R \le 22.5等）的R_c = 22.15弧分（~ 0.46 h ^{-1} Mpc），明显大于星团巨星和较亮dE星系的R_c = 13.71弧分（~ 0.29 h ^{-1} Mpc）（R \le 19.0等），与暗dE的潮汐破裂相一致。最后，我们发现大多数dE都属于一般的后发座星系团势，而不是单个巨星系的卫星星系：对10个星系团巨星周围的计数分析表明，它们平均每个都有4个\pm 1 dE伴星，投影半径为13.9 h ^{-1} kpc。（节录）
1997-09-10 astro-ph
Discovery of new faint radio emission on 8$\arcdeg$ to 3$\arcmin$ scales in the Coma field, and some Galactic and extragalactic implications
我们提出了一个深，8 $\degr$直径，0.4 GHz的无线电图像使用的第一时间组合的美国宇航局阿雷西博305米望远镜在波多黎各，和广角干涉仪在自治领射电天体物理观测站在彭蒂克顿，加拿大。我们的观测集中在北银河系极点附近的“长城”星系中的后发星系团。这两种仪器的互补性使我们能够产生无失真的图像，该图像对从8 $\degr$到长城距离100 Mpc处的单个星系晕的辐射敏感。新发现的分布式无线电“辉光”补丁远远高于检测极限。一个突出的这样的区域与后发座星系团附近的射电星系群相吻合，并表明星系际IGM磁场的范围在0.2到0.4 $μ$ G，尺度高达$\sim$ 4 Mpc。以前在这些高纬度地区没有在弧分尺度上探索过的其他弥散发射斑块可能包含银河系的“卷云”。在低水平漫射射电辉光和某些增强的光学星系表面密度之间发现了一个惊人的关系，表明宇宙大尺度结构（LSS），通常由重子（或暗）物质密度定义，是不是{ \it唯一}跟踪微弱的连续射电辉光。相反，星系际漫射同步辐射代表IGM磁场和宇宙射线能量密度，而不是物质密度。在高多极尺度上，大范围天空中弥漫的弧分级结构是CMB前景辐射的潜在重要探路者。
2007-04-25 astro-ph
The r'-band luminosity function of Abell1367: a comparison with Coma
我们对附近两个星系团Abell 1367和后发座星系团的中心区域进行了一次大的（大约1degr x 1degr）r '波段成像调查。以星表形式呈现的数据，通过从我们的星系团计数中减去Yasuda et al.（2001）的星系计数，被用来构建这两个星系团中星系的r '-波段光度函数（LF）。我们的后发座光度函数与先前的测定结果一致，即提供了一个微弱的末端斜率α =-1.47_-0.09^+0.08，明显比我们在Abell 1367中发现的斜率（α =-1.07_-0.16^+0.20）更陡。Abell 1367中的计数在r' ~ 19处显示出相对最小值，随后微弱地急剧增加。考虑到两个集群中实验条件的一致性，两个集群之间的差异似乎是显著的。而对于Coma，我们发现LF的斜率向外显著增加，对于Abell 1367没有发现这种效应。
2002-10-29 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
Spatial variations of the optical galaxy luminosity functions and red sequences in the Coma cluster: clues to its assembly history
星系团被认为是在宇宙细丝的交叉点上，并通过从这些细丝中吸积物质而成长。这种连续的坍缩不仅对星系团，而且对星系团的物理学也有重大影响。暗星系特别有趣，因为它们对环境影响非常敏感，并且可能具有与明亮星系不同的行为。本文的目的是采样后发座星系团的建设历史，分析的基础上的星系光度函数和红色序列的颜色星等关系到微弱的星等，这是特权的工具，用于此目的。目前的分析是基于深（R~24），宽（~0.5 deg 2）多波段（BVRI织女星系统）的后发座星系团的CFH 12 K相机在CFHT获得的图像。我们已经在20个10 x10 arcmin 2区域和更大的区域中导出了LF和CMR。在所有的光度带中，我们发现在星系团的东北偏北的一半有急剧上升的LF（由于明亮星等的早期类型星系和昏暗端的晚期类型星系），而在西南偏南的区域有更平坦的LF。虽然在这两个地区的CMR RS的精细行为是不同的，一个很好的协议被发现一般之间的RS计算的暗淡和明亮的星系。所有这些结果可以解释一致的框架内建立过程中先前提出的。北部昏迷区是一个相对平静的地区，而南部地区经历了几次降雨。
2006-10-06 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
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
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
Near-infrared Luminosity Function in the Coma cluster
本文给出后发座星系团近红外H波段光度函数。这是迄今为止在近红外波段计算出的最深的一次，对于任何类型的环境，它延伸了7个星等，低至~M_H*+6。LF计算的近红外选定样本的星系测光，完成了典型的矮光度，是在一个配套文件。Coma LF可以用一个中等斜率（α ~-1.3）的Schechter函数来描述，在M_H~-22附近有一个倾角。H带的Coma LF的形状与B带的非常相似，但与R带的形状相似性较小。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。LF的指数切割在明亮的一端是在一个较浅的近红外样品的星系，无论是在集群中，并在该领域的一个来自良好的协议。这一事实表明，星系质量函数的尖端是相似的，而与它们所处的环境无关，M_H~-22等处的下降在迄今所测得的近红外LF中是唯一的，尽管一些已发表的观测不够深入或覆盖的范围不够宽，无法清楚地探测到这一特征。LF的暗端达到M_H~-19等（约为M_B~-15等），较陡，但比后发座星系团邻近区域较浅的近红外线观测所提出的要小。我们测量的LF和以前在其他地区测量的LF之间的差异表明质量函数的暗端（低于M*+2.5）对环境的依赖性。
1999-11-17 astro-ph
Kinematic Substructures in the Coma Cluster Core as traced by Intracluster Planetary Nebulae
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。根据宇宙学模拟，这种演化的一个敏感探针是星团内恒星的动力学，这些恒星在星团形成时与星系无关。利用8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS开创的一种新的多缝成像光谱技术，我们现在可以探测和测量100 Mpc距离处与弥漫的恒星星族有关的星团内行星状星云的视线速度。我们检测到显着的速度子结构内的6弧分直径的字段，集中在后发座X射线集群发射。其中一个子结构的速度约为5000 km/s，可能来自星系群的下沉，而主要的星团内恒星成分的速度约为6500 km/s。因此，与MSIS场位置处的漫射光相关的ICPN并不与附近的cD星系NGC 4874相关联，后者的径向速度约为700 km/s。
2007-03-23 astro-ph
The Kinematics of Intracluster Planetary Nebulae and the On-Going Subcluster Merger in the Coma Cluster Core
后发座星系团是附近星系团中最丰富和最紧凑的，但越来越多的证据表明它的形成仍在进行中。利用在8.2米斯巴鲁望远镜和FOCAS上首次采用的多狭缝成像光谱技术，我们探测并测量了后发座星系团核心中37个与弥散恒星星族有关的行星状星云在100 Mpc距离处的视速度。我们检测到清晰的速度子结构内的6弧分直径的字段。一个子结构以约5000 km/s的速度存在，可能来自星系群的坠落，而主要的星团内恒星成分以约6500 km/s为中心，与附近的cD星系NGC 4874有约700 km/s的偏移。团内恒星的运动学和形态学表明，团核处于高度动态演化状态。结合星系红移和X射线数据，这强烈地表明该星系团目前正处于子星系团合并的过程中，其中NGC 4874子星系团核心可能仍然是自结合的，而NGC 4889子星系团核心可能已经溶解。NGC 4889子星系团很可能是从A2199暗条的东部落入后发座，方向几乎与天球平面一致，与从西边来的NGC 4874子星系团相遇。两个内部子集群核心目前超出了它们的第一和第二封闭通道，在此期间，已经产生了漫射光的细长分布。我们预测在这种情况下预期的运动学签名，并认为，最近发现的扩展西部X射线弧跟踪两个子集群气体晕之间的碰撞所产生的电弧冲击。任何先前存在的冷却核心区域都会被子星系团碰撞加热。
2007-03-29 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
Photometric redshifts as a tool to study the Coma cluster galaxy populations
我们研究后发座星系团的光度函数（GLF）在微弱的幅度，特别是在u* 波段应用测光红移技术应用到深u*，B，V，R，I图像覆盖的区域~ 1deg 2（R 24）。在B，V，R和I波段的光度红移选择获得的全球和本地GLF与我们以前的统计背景扣除的基础上的结果是一致的。在仅由u* 图像覆盖的区域中，还在应用统计背景减除之后导出GLF。在u* 带的GLF显示出暗端斜率向星系团的外部区域增加（从星系团中心的α ~1到星系团外围的α ~2）。这可以解释为，假设这些星系在进入星团时有一个短暂的恒星形成爆发。对晚型星系空间分布的分析表明，晚型星系成团分布在星系团外围，在那里还检测到X射线亚结构，而且u* 带的GLF较陡。
2008-09-11 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
The kinematically peculiar cores of the Coma cluster early -- type galaxies NGC 4816 and IC 4051
后发座星系团是已知最丰富的星系团之一，密度约为4 dex。因此，它是研究星系结构作为环境密度函数的理想场所，以约束星系形成和演化理论。对35个E和S_0星系的星等有限样本，我们用长缝谱导出了它们的自转曲线、速度色散分布和Mg、Fe和H_β线指数的径向梯度。在这里，我们报告的两个早期型星系，原来主机最大的运动学奇特的核心还发现在“正常”的早期型星系：NGC 4816主机解耦的反旋转核心的径向延伸沿主轴为2.7千秒差距，而IC 4051有一个同向旋转的奇特核心的大小为3.4千秒差距。我们结合我们的数据与HST测光，并表明，这两个核心是扁平的中央恒星盘，贡献不到1%的总V波段光的星系，但仍然是显眼的（1 - 2 × 10**9 L_太阳）。核心的金属丰度为0.25 dex超太阳，在NGC 4816和IC 4051的外部分别下降到太阳和亚太阳。在两个中心盘的平均恒星星族是旧的（8 - 12 Gyr）和高度过剩的镁硼相对<Fe>（约0.5 dex）。我们讨论的证据表明，这些中央磁盘形成通过dissipatient主要合并事件。
1997-12-15 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
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
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
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
Galaxy Disruption as the Origin of Intracluster Light in the Coma Cluster
虽然后发座星系团的核心存在着微弱的星光背景，但它的起源并不确定。这片浩瀚的恒星海洋可能是在星系外形成的，使用的是星系团诞生时留下的气体。或者，它可能是星系团在其生命周期中相互作用产生的累积碎片（3）。在这里，我们报告发现了三个大的，低表面亮度的后发座星系团的功能;最壮观的是一个羽状结构，130千秒差距长，在星系团的心脏。这些结构将在未来10亿至20亿年内分散，从而增强一般背景光。如果这个时代是典型的，我们认为，一个显着的部分-甚至可能是大多数-的集群内的光的结果从一个稳定的积累的潮汐碎片产生的星系-星系和星系团的相互作用。
1998-12-02 astro-ph
Environmental effects on the Coma cluster luminosity function
利用我们的V $_{26.5}$等光度星表，对后发座星系团中心60~ $\times$ ~25弧分$^2$区域内的6756个星系，以及NGC~4839周围9.7~ $\times$ ~9.4弧分$^2$区域内的267个星系进行了观测，得到了它们的等光度值。我们推导出在13.5 $\leq V_{26.5} <$ 21.0星等范围（对应于绝对星等范围$-22.24 < M_{V26.5} \leq -14.74$）内的光度函数。该区域的光度函数通过在其明亮部分中的高斯函数和在其暗淡部分中的陡峭的Schechter函数（指数为$α=-1.8$）的组合而很好地拟合。围绕最亮星系的个别区域的光度函数显示出不那么陡峭的斜率，强烈表明环境效应的存在。这种影响和星系形成的情况进行了讨论。
1996-05-31 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
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
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
Detection of Intracluster Planetary Nebulae in the Coma Cluster
[OIII]后发座星系团中16个行星状星云候选者的λ 5007 AA发射线是用斯巴鲁望远镜上的FOCAS多狭缝成像光谱（MSIS）技术探测到的。将这些微弱的发射源识别为PNe的支持是：（i）它们在空间和波长上的点状通量分布，对连续通量有严格的限制;（ii）在唯一一个速度足够高的物体中识别出第二条[OIII] λ 4959线，该线也落入滤波器带通;（iii）在100 Mpc距离上，发射线通量与PNe一致，在2.8 x 10^{-19}-1.7 x 10^{-18} erg/s/cm ^2的范围内;（iv）一个狭窄的速度分布，大约集中在后发座星系团的系统速度上。通过与我们观测到的星系速度的比较，我们得出结论：这些候选星系中的绝大多数都是在后发座星系团核心中自由漂浮的团内PNe星系。它们的速度色散约为760 km/s，其平均速度低于星系。速度分布表明，星团内的恒星星族有不同的动态后发座星系团核心的星系。
2005-01-28 astro-ph
Deprojection of luminosity functions of galaxies in the Coma cluster
We use a simple analytic model to deproject 2-d luminosity functions (LF) of galaxies in the Coma cluster measured by Beijersbergen et al. 2002. We demonstrate that the shapes of the LFs change after deprojection. It is therefore essential to correct LFs for projection effects. The deprojected LFs of the central area have best-fitting Schechter parameters of M^{*}_U=-18.31^{+0.08}_{-0.08} and α_U=-1.27^{+0.018}_{-0.018}, M^{*}_B=-19.79^{+0.14}_{-0.15} and α_B=-1.44^{+0.016}_{-0.016} and M^{*}_r=-21.77^{+0.20}_{-0.28} and α_r=-1.27^{+0.012}_{-0.012}. The corrections are not significant enough t…
2002-05-28 astro-ph
Dark matter distribution in the Coma cluster from galaxy kinematics: breaking the mass-anisotropy degeneracy
利用Jeans方程研究了后发座星系团中椭圆星系的速度矩。星系团中的暗物质分布是基于宇宙学N体模拟的结果，用一个通用的公式来模拟的。它的内斜率（尖或平），浓度，和维里半径内的质量保持为自由参数，以及速度各向异性，假设独立的位置。我们表明，视线速度色散的研究不允许单独约束的参数。通过对观测到的速度色散和峰度曲线的联合分析，我们能够打破质量分布和速度各向异性之间的简并性。我们确定的暗物质分布在径向距离大于3%的维里半径，我们发现，星系轨道接近各向同性。由于有限的分辨率，不同的内斜率被发现是一致的数据，我们观察到一个强大的退化之间的内斜率$α$和浓度$c$：最佳拟合的配置文件有两个参数与$c=19 - 9.6 α$。我们最好的拟合NFW配置文件具有浓度$c=9$，这是50%以上的宇宙学模拟中发现的类似质量的对象的标准值。$2.9 h_{70}^{-1}$ Mpc维里半径内的总质量为$1.4 \times 10^{15} h_{70}^{-1} M_{\sun}$（准确度为30%），其中85%为暗物质。在这个距离上，蓝色波段的质光比是$351 h_{70}$太阳单位。维里半径内的总质量导致宇宙密度参数的估计，假设星系团追踪宇宙的质光比和重子分数，用$Ω_0=0.29 \pm 0.1$。
2003-04-07 astro-ph
New Results on the Coma cluster: Revealing the Primary Component
最近对后发座星系团中心区域的观测提供了大约250个新的红移--这使得为更亮的星系建立了一个良好的成员标准--以及来自光度数据的同一区域内8000个天体的星等，最高可达V $_{26.5}$ =22.5。一个彻底的星系团星系的星系分布的结构研究，结合X射线小波分析，并与运动学分析的速度分布，使我们能够发现一个主要的机构的集群，速度梯度的证据。
1995-08-31 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: Galaxies in the Coma I Cloud
在后发座I附近（d ~ 12 Mpc）的星系中，有些星系的成员是不确定的.在这里，我们提出了球状星团光度函数（GCLF）从HST的两个明亮的椭圆可能属于这个群体。在拟合GCLF之后，我们发现NGC 4278的转换幅度为m_V^0 = 23.23 +/- 0.11，NGC 4494的转换幅度为m_V^0 = 23.07 +/- 0.13。我们的极限星等比这些值暗大约两个星等，使这些数据成为迄今为止公布的最完整的GCLF之一。拟合的GCLF色散（~ 1.1 mag.）比其他椭圆星系的典型值稍小。假设绝对转换星等M_V^0 =-7.62，并在应用一个小的金属丰度校正后，我们得出NGC 4278的距离模为（m-M）= 30.61 +/- 0.14，NGC 4494的距离模为30.50 +/- 0.15。将这些距离估计值与其他方法进行比较，并在公布的值范围内。我们的结论是，这两个星系位于相同的距离，都是后发座I云的成员。
1996-11-18 astro-ph
Substructure in the Coma Cluster: Giants vs Dwarfs
形成和塑造星系团的过程，如坍缩、合并和动力学弛豫，往往会在星系团的巨星系和矮星系的分布之间产生明显的差异。因此，星系团中矮星系的动力学可以提供有价值的洞察其动力学历史。考虑到这一点，我们寻找后发座星系团中巨星系（b<18）和矮星系（b>18）的空间和速度分布之间的差异。我们的红移样本包含来自2dF和WYFFOS光谱仪的新测量结果，使其在微弱的星等上比任何以前研究的后发星系样本更完整。它包括745个星团成员- 452颗巨星和293颗矮星。我们发现巨星的视向速度分布是显著的非高斯分布，但矮星的视向速度分布不是。在我们的样本中，对星系的空间和局部速度分布进行了一系列统计测试，没有发现强有力的证据表明巨星和矮星之间存在差异。这些结果排除了集群作为一个整体已显着走向均分，他们是一致的集群通过合并之间的动态松弛的子集群。
2001-11-02 astro-ph
Kinematics of Extremely Faint Dwarf Galaxies
本文介绍了利用巨米波射电望远镜（GMRT）HI 21 cm对极暗（M_B > -12.5）矮不规则星系的深、高速度分辨率（~1.6 km/s）观测结果。我们发现，我们所有的样本星系显示出系统的大尺度速度梯度，不像早期的研究，发现这种微弱的星系混沌的速度场。对于一些样本星系的速度场是完全一致的有序旋转，虽然峰值圆速度是可比的观察到的随机运动。它们是已知的最暗的星系，具有如此规则的运动学。我们目前（“非对称漂移”校正）的旋转曲线和质量模型（包括适合等温和NFW晕），这些星系和讨论的影响，层次模型的星系形成。
2003-10-07 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
Environment Shaping Galaxies: Spectroscopy of Cluster Galaxies
在本文中，我提出了一些最近的和新的结果，关于星系团环境对星系恒星形成历史的影响。主要讨论了三个方面：椭圆星系团和S 0星系的恒星星族年龄的差异;遥远星系团和后发座星系团中星系光谱性质的比较;后发座星系团中微弱的后星暴/后星形成星系的入射和性质。
2002-08-08 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
Uncovering the Near-IR Dwarf Galaxy Population of the Coma Cluster with Spitzer IRAC
我们提出的第一个斯皮策IRAC（红外线阵列相机）宽视场调查后发座星系团的结果。观测覆盖了两个不同星系密度的区域;第一个区域是位于星系团核心的0.733度^2区域（后发座1），第二个区域是位于核心西南方向约57弧分（1.7百万秒差距）的0.555度^2偏离中心的区域（后发座3）。虽然曝光时间短于70-90秒，但观测结果非常灵敏;我们在总的~1.3 deg^2的调查区域内探测到了~ 29，200个3.6微米的源。我们构建3.6微米星系光度函数（LF）的每个字段使用选择功能的基础上光谱红移。在亮端，LF通过传统的Schechter函数很好地建模;对于后发座1和后发座3，[M^star（3.6微米），α_1]分别= [-25.17，-1.18]和[-24.69，-1.30]。然而，在暗端（M（3.6微米）> -20.5），两个区域的LF斜率都急剧增加，表明有大量的红矮星星系。使用SDSS数据中的光学对应物和光学滤色器（g-r<1.3）来检查该群体的真实性。可以用幂律函数对急剧增加进行建模，斜率为α_2 = -2.18（Coma 1）和α_2 = -2.60（Coma 3）。与光学（B-和R-波段）LF的定性比较表明，我们很可能在近红外波段观测到更多的矮星系，这可能是IRAC特别敏感的低表面亮度（LSB）人口，或者是在现有的光学调查中无法检测到的人口。
2007-08-03 astro-ph
The Color-Magnitude Relation in Coma: Clues to the Age and Metallicity of Cluster Populations
我们用窄带（改进的Stromgren）滤波系统观测了后发座星系团的三个场。观测到的星系包括31个在NGC 4889附近，48个在NGC 4874附近，60个在NGC 4839附近，在所有三个子星系团中完成M_5500=-18。分光光度分类发现后发座的所有三个子星系团都是以红色E型（椭圆星系/S 0）星系为主，平均蓝色分数f_B为0.10。蓝色部分增加到更暗的光度，可能是矮恒星暴人口的残余物，或者是动力学摩擦的影响，通过合并将明亮的蓝色星系从星团人口中移除。我们发现色星等（CM）的关系是很好地定义和线性范围内的M_5500=-13到-22。经过多金属丰度模型的校正，明亮的椭圆星系的光度加权平均值[Fe/H]在-0.5和+0.5之间，而低光度椭圆星系的[Fe/H]值在-2到太阳之间。在我们的连续色中CM关系的缺乏表明，系统的年龄效应抵消了这个带通中的金属性效应。这一点得到了我们的年龄指数的证实，我们发现椭圆星系中的亮度和平均恒星年龄之间的相关性很弱，因此明亮椭圆星系的恒星星族比低亮度椭圆星系年轻2到3陀螺。
2002-09-18 astro-ph
The build-up of the red-sequence in galaxy clusters since z~0.8
本文研究了ESO遥远星系团巡天中红移为0.7-0.8的4个星系团的静止坐标系（U-V）色星等关系。我们确认，在这些星系团的红序列星系可以被描述为一个老的，被动发展的人口，我们证明，通过比较后发座星系团，有显着的演化，在恒星质量分布的红序列星系，因为z~0.75。EDisCS星系团缺乏低光度的被动红星系。在被动演化校正范围0.4>~ L/L*>~0.1内的所有星系都被定义为“暗淡"星系，红序星系的亮度与暗淡之比从后发座星系团的0.34+/-0.06到高红移星系团的0.81+/-0.18不等。这些结果排除了所有红色序列星系的同步形成，并表明当前星系团中很大一部分微弱的红色星系相对较近地移动到红色序列。它们的恒星形成活动大概在z<~0.8时结束。
2004-06-21 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
Regularized orbit models unveiling the stellar structure and dark matter halo of the Coma elliptical NGC 4807
这是致力于揭示后发座星系团中扁平早期星系样本的质量结构和轨道内容的一系列论文中的第二篇。我们的轨道库重建内部恒星运动和质量组成的一个典型的椭圆样本的能力进行了研究，通过蒙特卡罗模拟的各向同性转子模型。模拟允许确定轨道叠加中所需的最佳正则化量。它表明，在现实的观测条件下，并与适当的正则化内部速度矩可以重建到约15%的精度，可以实现相同的精度为圆周速度和暗物质分数。相比之下，晕的展平保持不受约束。正则轨道叠加适用于我们的样本中的第一个星系，NGC 4807，恒星运动学观测扩展到3 Reff。这个星系似乎是暗物质在2 Reff之外占主导地位。对数暗物质潜力是一致的数据，以及NFW的配置文件，模仿对数电位在观测采样的径向范围。在这两种情况下，推导出的恒星质量-光比与独立获得的质量-光比恒星星族分析一致。在运动学上，NGC 4807的特征是在r>0.5 Reff之外具有轻度径向各向异性，朝向中心变得各向同性。我们的轨道模型暗示，在星系的外部，要么有一个明显的恒星组成部分，要么有弱的三轴性。
2005-04-21 astro-ph
The Coma - Leo I Distance Ratio and the Hubble Constant
根据已发表的光度学和运动学数据，导出了Leo I（M96）群中三个早型星系在B、V和K方向上的直径-速度色散关系。所有三种颜色的关系的斜率与Coma集群的斜率非常一致。狮子座I星系在每种颜色下的RMS散射都非常小，与该集团的紧凑性一致。这些关系分别产生了后发座-狮子座I距离比的估计值为9.01 +/- 0.51、8.77 +/- 0.43和8.82 +/- 0.31，加权平均值为8.84 +/- 0.23。这三种颜色之间的一致性表明，狮子座I和后发座中的早型星系具有相似的恒星星族。后发座-狮子座I的距离比，加上对狮子座I群绝对距离的估计，可以确定哈勃常数，而不受与室女星系团一起工作时产生的不确定性的影响。有几种高质量的距离估算可以从各种技术中获得：M96（Tanvir et al. 1995）和M95（Graham et al. 1997）中的造父变星，表面亮度波动（Tennis et al. 1997），行星状星云光度函数（Ciardullo et al. 1993），以及红巨星分支尖端的光度（Sakai，Freedman，& Madore 1996）。采用后发座星系团在微波背景框架中的宇宙后退速度为7200 +/- 300 km/s，这些距离估计导致哈勃常数的值在70至81 km/s/Mpc之间，未加权平均值为75 +/- 6 km/s/Mpc。
1997-03-05 astro-ph
Infrared Luminosity Function of the Coma Cluster
利用中红外和光学数据，我们推导了后发座星系团中星系的总红外光度，并给出了它们的红外光度函数。后发座红外线低频的整体形状与一般视场的红外线低频没有显著差异，这表明全球星系恒星形成对环境的一般独立性高达密度$\sim$ 40倍以上（我们无法在$L_{ir} \approx 10^{44} {\rm ergs s}^{-1}$以上测试这种独立性）。然而，与星系团外围区域相比，在核心区域（密度仍然较高）发现了较浅的暗端斜率和较小的$L_{ir}^{*}$，并且大多数最明亮的IR星系都在核心区域之外。NGC 4839群区域的红外LF没有显示出任何独特的特征。通过对红外低频的积分，我们发现星团中的总恒星形成率约为97.0 $M_{\sun}{\rm yr}^{-1}$。我们还研究了早型和晚型星系对红外低频的贡献。晚型星系在LF亮端占主导地位，早型星系虽然只占星团总红外辐射的一小部分（$\approx$ 15%），但对$L_{ir} < 10^{43} {\rm ergs s}^{-1}$的LF计数贡献很大。
2005-12-02 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
Infrared Mass-to-Light Profile Throughout the Infall Region of the Coma Cluster
使用红移调查的1779个星系和测光从2微米全天巡天（2 MASS）覆盖200平方度，我们计算独立的质量和光分布的后发座星系团的下落区域。红移巡天是对$K_s=12.2$（622个星系）的完整巡天，在后发座的距离上比$M^*_{K_s}$暗1.2等。我们确认了Geller，Diaferio和Kurtz获得的质量分布。在$K_s$带中测量的封闭质光比近似恒定于$10 \Mpc$的半径，其中$M/L_{K_s}= 75\pm 23\mlsun$与类似尺度上的弱透镜结果一致。在$2.5\Mpc$中，X射线估计产生类似的质光比（67 $\pm32h$）。封闭的质光比随半径的变化是恒定的，这表明来自星系团中明亮星系的K波段光在$\lesssim10 \Mpc$尺度上追踪总质量。质量分布的不均匀性意味着$r_{200}$内部的质光比可能比$r_{200}$外部的质光比大2.5倍。这些数据表明，K波段光相对于质量没有正偏置;我们不能排除反偏置。这些结果暗示了$Ω_m = 0.17 \pm 0.05$。$M/L_{K_s}$随半径的可能变化的估计表明密度参数不小于$Ω_m \approx 0.08$。
2001-09-24 astro-ph
Dynamical modelling of luminous and dark matter in 17 Coma early-type galaxies
本文给出了17个后发早型星系的动力学模型。星系样本由扁平的，旋转的以及非旋转的早期类型组成，包括亮度在M=-18.79和M=-22.56之间的cD和S 0星系。运动学长缝观测至少覆盖长轴和短轴，并延伸到1-4个有效半径。轴对称史瓦西模型被用来推导恒星的质光比和暗晕参数。在每一个星系中，有暗物质晕的模型比没有暗物质晕的模型更符合数据。8个星系的统计学显著性超过95%，5个星系的统计学显著性约为90%，而4个星系的统计学显著性不显著。对于高度显着的情况下，观测到的和模拟的运动学之间的系统偏差是清楚地看到的，其余的星系的差异更多的统计性质。最适合的模型包含10- 50%的暗物质在半光半径内。中心的暗物质密度至少比发光物质密度低一个数量级。暗物质的中心相空间密度通常比发光部分低几个数量级，特别是当晕核半径很大时。沿着长轴的恒星轨道系统略微受径向运动的支配。一些星系沿短轴方向表现出切向各向异性，这与短轴的高斯-厄米系数H4相关。改变数据拟合和正则化约束之间的平衡不会显著改变重建的质量结构。模型的各向异性倾向于加强，如果正则化的权重减少，但星系的一般属性是径向或切向各向异性，分别不会改变。（节略）
2007-09-05 astro-ph
Near-infrared luminosity function and colours of dwarf galaxies in the Coma Cluster
本文介绍了后发座星系团中低光度星系的K波段观测结果，它们是最近发现的光学光度函数在M_R ~-16处急剧上升的原因。主要结果是：（1）这些星系的光学$-$近红外色表明它们是矮椭球体。（ii）后发座星系团暗端的K波段光度函数不受限制，因为背景的场-场变化引起的不确定性。然而，在估计的大误差范围内，它与R波段光度函数一致，移动了$\sim3$量级。(iii)在B-K vs. B-R色图中，许多矮星系团位于背景星系稀少的区域，而本地矮球状星系也位于该区域。这表明，一个更好的测量的K-波段集群光度函数可以作出，如果场到场的变化的背景可以作为一个函数的颜色进行测量。(iv)如果我们假设在我们的星系团场中，在（iii）中给出的B-K与B-R平面区域中没有一个星系是背景星系，并且所有具有$15.5 < K < 18.5$的星系团星系都位于这个平面区域中，那么我们测量α = -1.41 +/- 0.35（-19.3 < M_K <-16.3），其中α是光度函数的对数斜率。
1997-08-25 astro-ph
Dwarf galaxies in four rich clusters with 0.02 < z < 0.14
本文介绍了四个富星系团的深度测量结果：Abell 1367（z=0.022），Abell 2199（z=0.030），Abell 1795（z=0.063）和Abell 1146（z=0.141）。所有的星系团都有多余的星系在空白的天区之上。我们校正了背景污染，并测量了每个星系团中这些星系的光度函数，然后将这些光度函数组合起来以获得更好的统计数据。合成的组合光度函数在微弱的星等上上升，对数斜率为-1.5 < α< -1.2，对于-18 < M_B < -13和-19 < M_R <-15。这类似于在后发座星系团中独立观察到的情况。这些暗淡星系的颜色表明它们是矮椭球体。
1997-06-26 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
