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
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
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
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
Spectroscopic Gradients in Early -- Type Galaxies and Implications on Galaxy Formation
后发座星系团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的理论。本文给出了35个早型后发座星系的光谱，表明后发座星系团中早型星系的年龄分布很大（15 Gyr）。与磁场相反，在所有（大质量）后发座Es中占主导地位的恒星星族年龄超过8 Gyr，而只有拥有扩展盘的S 0可以年轻到2 Gyr。旧的，最大规模的Es显示出强烈的轻元素增强，可能是由于一个相当短的恒星形成时间尺度，因此SNII -为主的元素富集。质量较低的S 0在轻元素中的增强程度要小得多，表明恒星形成的时间尺度较长。测量的吸收线指数梯度支持的想法，早期类型的星系形成的过程中，包括恒星合并和气体耗散。
1997-09-30 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
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
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
The Mass Assembly History of Field Galaxies: Detection of an Evolving Mass Limit for Star Forming Galaxies
我们使用从DEEP 2星系红移巡天中提取的0.4 < z < 1.4范围内的光谱红移和从Palomar天文台获得的K波段测光计算的恒星质量来表征8，000多个星系的大样本中的质量依赖演化。使用restframe（U-B）颜色和[OII]等效宽度，我们区分恒星形成被动人口，以探索“缩小”的性质-一种模式，其中活跃的恒星形成的网站从早期的高质量星系转移到后期的低质量系统。在探测到的红移范围内，我们确定了一个质量极限M_Q，超过这个质量极限，恒星的形成似乎会被淬灭。因此，负责缩小规模的物理机制可以通过绘制这一阈值质量的演变来经验性地量化。我们发现，M_Q随时间减小，在按照红移依赖性（1+z）^[3.5]取样的红移范围内减小约3倍。为了进一步限制可能的淬火机制，我们研究了这种缩小信号如何依赖于当地的星系环境。对于大多数在中位密度附近区域的星系来说，缩小和环境之间没有显着的相关性。然而，在比较相对于中值超过3倍过密或过密的更极端环境时观察到一种趋势。在这里，我们发现，在过密区域，主机的大量，早期类型的星系和更少的晚期类型相比，密度不足的地区，缩小加速。我们的研究结果显着限制了最近的建议的起源缩小，并表明淬火恒星形成的过程必须，主要是内部驱动的。（节录）
2006-06-28 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
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
FUSE Detection of Diffuse Galactic O VI Emission toward the Coma and Virgo Clusters
本文报道了利用远紫外光谱探测器（FUSE）的低分辨率（30“x30”）孔径对后发座星系团（l = 57.6，b = +88.0）和室女座星系团（l = 284.2，b = +74.5）进行的29 ksec观测和11 ksec观测中的O VI 1032，1038 A弥散辐射的探测结果。发射线的红移接近于零，因此是由我们银河系中的气体产生的。观察到的表面亮度为2000 +/- 600光子/cm 2/s/sr的每一个O-VI组件在后发光谱和2900 +/- 700和1700 +/- 700光子/cm 2/s/sr的1032和1038 A线，分别朝向室女座。这些特征在强度上与最近在南银河半球（l = 315.0，b =-41.3）在~ 200 ksec的FUSE观测中观察到的特征相似。从M87的FUSE光谱中，我们发现朝向室女座的N（O VI）为（1.4 +/- 0.8）x 10^14 cm^{-2}。通过结合发射线和吸收线数据，我们估计的物理参数的排放气体。
2001-04-23 astro-ph
Multiaperture $UBVRIzJHK$ Photometry of Galaxies in the Coma Cluster
我们提出了一套$UBVRIzJHK_s$测光745 $J+H$波段选择对象的$22.5' \times 29.2'$区域中心的后发座星系团的核心。这包括516个星系，至少有80%的H=16，光谱上完整的样本有111个星系团成员（几乎所有的都有形态分类），为$H < 14.5$。对于每个对象，我们提出了总\cite{kron80}的幅度和光圈测光。作为一个例子，我们使用这些数据来获得后发座早期型星系的颜色-星等关系，测量这些关系的内在散射及其对星系质量的依赖性，并解决颜色梯度的问题。我们发现，颜色梯度是温和的，并且关于颜色-幅度关系的内在散射是小的（在$U-V$中为$\sim 0.05$ mag，在$B-R$、$V-I$或$J-K$中小于$\sim 0.03$）。没有证据表明内禀散射随星系光度而变化，这表明星团红色序列是在恒星质量$\sim 100$范围内的早期建立的。
2006-11-29 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
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 Universality of the Fundamental Plane of E and S0 Galaxies. Spectroscopic data
我们在这里提出的8个星系团和星系群的325个早型星系的中心速度色散测量，包括212个星系的新观测。星系团和星系群是A262、A1367、后发座（A1656）、A2634、巨蟹座和飞马座星系团，以及NGC 383和NGC 507星系群。新的测量来自于介质色散光谱，覆盖600 A中心的Mg Ib三重态在λ ~ 5175。速度分散测量使用的Tendon & Davis互相关方法，与一个典型的精度为6%。与其他数据源进行了详细的比较。
1998-09-28 astro-ph
FUSE Limits on FUV Emission from Warm Gas in Clusters of Galaxies
我们用FUSE远紫外光谱探测仪获得了两个星系团的远紫外光谱。后发座星系团的观测时间为28.6千秒，而室女星系团的观测时间为10.9千秒。两个光谱都没有显示出明显的OVI（1032，1038 A）发射。这样的辐射可能来自于星团内介质的温暖[（5-10）x 10^5 K]成分，这一成分被认为是解释这些星团的EUVE和ROSAT观测中存在的过量EUV和SXR通量的原因。我们的2西格玛上限的O VI 1032 A从Coma和室女座通量排除所有已发表的暖气体模型的EUV过剩在这些集群。
2001-02-06 astro-ph
The dark side of star formation in galaxy clusters: spectroscopic follow-up of clusters observed with ISOCAM
星系团环境中星系的演化可以通过中红外观测来研究，这种观测可以追踪被尘埃掩盖的恒星形成区域。用ISOCAM对A1689（z=0.2）进行了6.7和15 μ m的光学跟踪，发现B-[15 μ m]星系的颜色分布相对于后发座和室女星系团有系统的过剩。这一结果表明，在光学测量中存在Butcher-Oemler效应的暗面。我们提出了A1689中红外发射器的光学/中红外特性的分析，特别是比较基于中红外和光学数据的恒星形成率。此外，我们还根据最近的VLT/FORS和NTT/SOFI观测结果，给出了用ISOCAM对一个z=0.56的星系团J1888的初步观测结果。
2001-10-02 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 astro-ph
On the Origins of Starburst and Post-Starburst Galaxies in Nearby Clusters
用HST WFPC 2在B（F450 W）和I（F814 W）波段获得了后发座星系团中的3个星暴星系（SB）和2个星暴后星系（PSB）以及DC 2048 -52中的3个这样的星系的图像。V（F555 W）和I图像的一个额外的PSB星系在昏迷已提取的档案。这些星系中有七个先前根据地面图像被归类为E/S 0，一个是Sa，另一个是不规则星系。HST图像显示这些SB/PSB星系在形态上是不均匀的。然而，一个共同的主题是，其中许多星系，特别是SB星系，往往具有集中的螺旋结构，在地面图像上看起来只是一个明亮的“凸起”。此外，虽然一些PSB星系表现出明显的螺旋结构，但总体上它们比SB星系具有更平滑的形态。这些星系的形态和光度分布通常与大量的恒星爆发相一致，它们以中心螺旋结构（SB星系）的形式逐渐消失，变成更平滑的形态（PSB星系），并有过去中心恒星爆发的光谱证据。重要的一点是，PSB星系保留盘，即它们还没有演化成球状系统。
1998-09-18 astro-ph
IR observations of MS 1054-03: Star Formation and its Evolution in Rich Galaxy Clusters
利用MIPS 24微米数据、400多个星系的光谱和一个非常深的K波段选择星表，研究了星系团MS 1054-03中z=0.83的星系的红外光谱性质。19个红外星系团成员是通过光谱法选出的，另外15个是通过光度红移选出的。我们推导出的红外光度函数的集群，并发现强大的演化相比，类似的质量后发座星系团。最佳拟合的Schechter函数给出L* IR =11.49 + 0.30/-0.29 Lsun，其暗端斜率固定，比Coma的暗端斜率大一个数量级。从后发座到MS 1054-03的红外光度演化速率与场星系中发现的一致，这表明一些内部机制，例如，气体燃料的消耗，是宇宙恒星形成率（SFR）在不同环境中普遍下降的原因。MS 1054-03的质量归一化积分SFR在0.5R_200以内，与其他富星系团相比，在较低的红移处也显示出演化，但如果考虑质量选择效应，这种趋势就不那么确定了。一个不可忽略的部分（13%）的星系团成员，正在积极地形成恒星，红外星系的密度约为20。星系团不太可能只是被动地从周围的磁场中吸积恒星形成星系，然后迅速熄灭它们的恒星形成;相反，许多星系团仍然有大量的气体，它们的恒星形成可能会通过与星系团的相互作用而增强。
2007-04-06 astro-ph
Planetary Nebulae Surveys Beyond the Local Group
遥远行星状星云（PNe）被用来通过PN光度函数测量距离，作为确定椭圆星系质量分布的运动学示踪剂，最近，用于测量星系团中弥散恒星星族的运动学。本文回顾了光度和光谱测量技术，已被用来检测PNe超出本集团，在后发座星系团在100兆秒差距的距离。将讨论其他排放源的污染和克服它们的方法，以及一些科学亮点和未来的前景。
2007-03-20 astro-ph
Two formation paths for cluster dwarf galaxies?
我们最近对后发座星系团进行的光谱调查的一个令人惊讶的结果是，在$M_B>-17$发现了暗淡星系金属丰度可能的双峰分布。我们确定了一组光度加权金属丰度在太阳附近的矮星和一组[M/H]在-1.5左右的矮星。相似光度的星系之间的金属丰度双峰性是出乎意料的，这表明微弱的星系团星系可能是通过不止一条进化路径形成的异质种群，可能是星系团环境的结果。
2003-10-15 astro-ph
Soft X-ray excess emission in clusters of galaxies observed with XMM-Newton
本文给出了后发星系团、A1795和A3112星系团中央0.5/h_50 Mpc区XMM-Newton EPIC光谱分析结果。通过模拟2 - 7 keV PN和MOS数据确定的热的团内气体的温度与从FeXXV-FeXXVI线比推断的温度一致。一个显着的温暖的排放成分的水平以上的系统的不确定性是显而易见的数据，并证实了ROSAT PSPC数据的后发座和A1795。在目前的校准精度水平下，不能排除这种现象的非热起源，但热模型与数据的拟合要好得多，温度在0.6 - 1.3 keV范围内，电子密度在10^{-4} - 10^{-3} cm^{-3}数量级。在外部的集群的温暖的组件的属性是勉强与最近的宇宙学模拟的结果相一致，它预测了当前时代的bayons位于一个温暖的热星系际介质（WHIM）的大部分。然而，导出的密度太高，在集群核心相比，WHIM模拟，因此需要更多的理论工作，以充分了解所观察到的软X射线过剩的起源。
2002-12-17 astro-ph
A Keck Spectroscopic Survey of MS1054-03 (z=0.83): Forming the Red Sequence
利用X射线发光星系团MS 1054 -03的限星等分光观测，我们分离出153个星系团星系，并测量了MS 1054的红移和速度色散，它们分别为z=0.8307和sigma_z=1156 km/s。吸收线星系、星暴后星系（"E+ A“）和发射线星系分别占星系团总数的63%、15%和23%。利用HST/ACS的测光方法，我们发现i775中的吸收线成员在~3.5星等的范围内定义了一个异常紧密的红色序列：它们的（V-i）色的本征散射仅为0.048，对应的（U-B）_z散射为0.041。它们的颜色散射与椭圆星系的颜色散射相当（sigma_Vi=0.055），但明显小于E+ S 0组合样本的颜色散射（sigma_Vi=0.072）。MS 1054的吸收线的颜色散射大约是后发座椭圆星系的两倍;这种差异与被动演化相一致，其中大部分吸收线成员（>75%）由z~2形成，所有吸收线成员都由z~1.2形成。对于红色成员，我们发现了一个减弱Hdelta吸收的趋势（>95%置信度），我们得出结论是由于年龄：在MS 1054中，红色序列上的颜色散射是由平均恒星年龄的差异驱动的，最高可达1.5 Gyr。我们还生成了合成光谱，并估计MS 1054的平均S 0比平均椭圆年轻约0.5-1 Gyr;这种平均恒星年龄的差异主要是由于一些S 0是蓝色的（18%）和/或后星爆系统（21%）。
2007-02-09 astro-ph
The IR Luminosity Functions of Rich Clusters
我们提出了星系团A3266的MIPS观测。在24微米处已经探测到大约100个光谱簇成员。A3266的红外光度函数与后发座星系团的红外光度函数非常相似，直到探测极限L_IR~10^43 ergs/s，这表明对于M~10^15 M_sun的局部富星系团，亮端红外LF是一种普遍形式。A3266-后发座复合红外LF的亮端形状与近场星系的亮端形状没有显著差异，但两个星系团中红外亮星系（SFR > 0.2M_sun/yr）所占的比例随团心半径的增加而增加。蓝星系比例向高密度核心的减少只是部分趋势;中等SFR（0.2 < SFR < 1 M_sun/yr）的红星系比例也随着星系密度的增加而减少。这些结果表明，对于红外亮星系，附近的富星系团与场的区别在于较低的恒星形成星系比例，而不是L*_IR的变化。与两个z~0.8星系团MS 1054和RX J 0152的合成IR LF相比，Coma和A3266的合成IR LF显示出强烈的演化，其中L*_IR \propto（1+z）^{3.2+/-0.7}，Phi*_IR \propto（1+z）^{1.7+/-1.0}。这种L*_IR演化与在野外中的演化没有区别，并且Phi*_IR演化更强，但仍然与在野外中的演化一致。在非常不同的集群和领域环境中的亮端红外LF的演化的相似性表明，这种演化是由在两种环境中工作的机制驱动的，或者集群不断地从领域补充其恒星形成星系…
2008-12-02 astro-ph
The Interplay of Cluster and Galaxy Evolution
我们在这里回顾了星系团和星系演化的相互作用。作为一个案例研究，我们考虑了Butcher-Oemler效应，并提出它是一个层次宇宙中的集群合并事件的变化率的结果。这个案例研究强调了需要新的目录的集群和团体，拥有量化的形态。我们在这里提出这样一个样本，即斯隆数字巡天（SDSS）C4目录，这是客观地选择SDSS光谱星系样本。我们在这里概述了C4算法，并提出了第一个结果的基础上SDSS早期数据发布，包括X射线光度速度色散（L_x-sigma）的标度关系（作为一个功能的集群形态），和密度SFR的关系C4星系团（Gomez等，2003）。我们还讨论了后发座和NGC 4839星系团的合并，以及它对这些系统中星系群的影响。最后，我们简要讨论了一个新的Hdelta选择星系样本（即，k+a，后星暴星系）获得的SDSS光谱调查。
2003-01-15 astro-ph
The Fundamental Plane in RX J0142.0+2131: a galaxy cluster merger at z=0.28
本文给出了z = 0.28星系团RX J0142.0+2131的基本面。没有证据表明FP的斜率与后发座星系团相比存在差异，尽管内部散射更大。RX J 0142.0 +2131中的恒星星族平均具有静止坐标系V波段质光比（M/L_V）0.29 ± 0.03 dex，比后发座低。这明显低于在z_f=2处形成的被动演化集群的预期。与椭圆星系相比，透镜星系的平均M/L_V值较低，M/L_V值的分布具有较大的散射。较低的质光比不是由于最近的恒星形成：我们以前对RX J0142.0+2131 E/S 0星系的光谱观测表明，在过去的~4 Gyr内没有显著的恒星形成的证据。然而，星系团成员的α-元素丰度比增加，这可能导致M/L_V降低。RX J0142.0+2131 FP散射的增加反映了M/L_V的大的散射，暗示星系在一个时期内经历了恒星形成的爆发。最东边的7个星系团，包括第二亮的成员，其M/L_V符合被动演化，z_f = 2。我们推测RX J0142.0+2131是一个星团-星团合并，其中东边的星系尚未落入主星团，或者没有经历合并的恒星形成。
2006-08-07 astro-ph
A Detailed View of the Fundamental Plane of Early-Type Galaxies in Clusters at z~0.2
本文给出了富星系团Abell 2218中48个早型星系和Abell 2390中50个早型星系的光谱样本。由于这两个样本非常相似，我们将它们结合起来，研究了z~0.2的98个早型星系。一个子样本的34个星系的HST结构特性被用来构建的基本平面。椭圆星系和S 0星系相对于后发座FP的零点偏移量为mr ~0.43等。这两个子样本，椭圆和椭圆，表现出类似的，温和的演变和小的散射。当z_f>=2时，光度的中等演化量符合恒星星族被动演化模型。
2004-05-05 astro-ph
The VIMOS VLT Deep Survey: Tracing the galaxy stellar mass assembly history over the last 8Gyr
我们从VIMOS VLT深度巡天中选择了一个质量有限的4048个天体样本，其红移区间为0.5<z<1.3。我们使用4000巴耳末破裂（Dn 4000）的振幅来分离星系群和EW[OII]3727线作为恒星形成活动的代理。我们讨论了恒星质量在多大程度上驱动星系演化，第一次显示恒星年龄和恒星质量之间的相互作用，在过去的8Gyr。低质量星系的Dn 4000较小，随着恒星质量的增加，星系分布会向更高的Dn 4000值移动，就像在本地宇宙中观察到的那样。随着宇宙时间的流逝，我们目睹了大量光谱ET系统的增加，而LT系统的减少。这种光谱转换是一个从早期开始的过程，并有效地持续到本地宇宙。这是证实了我们的类型依赖的恒星质量函数的演变。LT星系的基本恒星年龄显然没有显示出演化，可能是由于不断形成新恒星。所有的恒星形成活动指标都一致地指向过去大质量星系的恒星形成历史达到顶峰，在最近的时代很少或没有残留的恒星形成。形成恒星的活动和效率是取决于恒星质量的机制，随着时间的推移，大质量系统中的质量组装效率逐渐降低。恒星形成规模缩小和大规模组装规模缩小的概念描述了一个具有自上而下进化模式的单一场景。在z<1.3时，（干）合并事件的作用似乎只是边缘性的，因为我们估计的恒星质量组装效率可能可以解释被动演化星系的渐进积累。
2008-05-05 astro-ph
An excess of mid-IR luminous galaxies in Abell 1689?
本文介绍了用ISOCAM在6.7 \mic和15 \mic上对Abell 1689的红外观测结果，以及用ISOPHOT在200 \mic上对Abell 1689的红外观测结果。在6.7 \mic波段探测到的灵敏度极限为0.15 mJy以上的星系团星系，其发射主要由其恒星成分控制，显示出与整个星系团人口相似的光学颜色，并聚集在星系团的中心，遵循星系团早期类型的分布。在15 \mic波段，在0.3 mJy的灵敏度极限以上，光谱确认为星系团成员的星系是星系团颜色-星等关系的蓝色离群值，并且从星系团的中心到外部变得更亮。我们比较了A1689星系的6.7 \mic和15 \mic通量以及B-[6.75]和B-[15]色的累积分布，分别超过我们对6.7 \mic和15 \mic的90%完整性限制0.2和0.4 mJy，与两个邻近星系，室女座和后发座星系，而场星系与星系团的红移相同。虽然这三个星系团的B-[6.7]色分布是一致的，但我们发现位于Abell 1689的星系相对于后发座星系或室女座星系的B-[15]色分布有系统的过剩。这一结果证明了在光学中测量的Butcher-Oemler效应的中红外等效物的存在。A1689和场星系的15个\mic通量和B [15]色分布的比较没有显示出星系团和场星系中星暴星系的种群之间有很大的差异。
2000-07-28 astro-ph
Galaxy populations in the Antlia cluster. I. Photometric properties of early-type galaxies
本文给出了由华盛顿测光系统CCD宽视场测光获得的Antlia星系团中心区域早型星系的第一个色-星等关系（CMR）。本文测量了FS 90星表（Ferguson & Sandage 1990）中93个星系（华盛顿星系中迄今为止最大的星系样本）的积分（C-T1）色、T1星等和有效半径。通过新的径向速度和从文献中收集的数据，可以确认37个物体的成员资格。色星等图表明，光谱确认的Antlia成员或FS 90确定成员的早型FS 90星系，其CMR（sigma_（C-T1）~ 0.07等）亮度跨度为9等，斜率无明显变化。这种关系是非常紧密的整个星等范围内，但S 0星系表现出较大的分散，显然是由于分离的椭圆和S 0。Antlia在T1与（C-T1）图中显示的斜率为-13.6，与Fornax，Virgo，Perseus和Coma等星团的结果一致，这些星团在动态上与Antlia不同。这一事实可能表明，星系团中巨磁共振的形成更多地与星系内部过程有关，而不是环境的影响。将CMR解释为古老恒星系统的光度-金属丰度关系，Antlia星系的金属丰度定义了一个低至Mv-13的全球关系。我们还发现，对于早型矮星，光度和有效半径之间没有明确的关系，表明一个几乎恒定的平均有效半径约为1千秒差距。这个值也在室女座和后发座的几个矮星系样本中发现。
2008-03-11 astro-ph
Intrinsic spectral blueshifts in rapidly rotating stars?
附近几个疏散星团的光谱视向速度表明，相对于缓慢旋转的恒星，快速旋转恒星（特别是早期类型）的光谱系统性地蓝移了3 km/s或更多。与毕宿星团中天体测量确定的径向运动相比，这是一个绝对的蓝移，相对于从恒星径向运动和引力红移天真地预期的波长。类似的趋势也出现在大多数其他研究的星团中（昴星团，后发座，Praesepe，英仙座α，IC 2391，NGC 6475，IC 4665，NGC 1976和NGC 2516）。可能的机制进行了讨论，包括光球对流，恒星脉动，纬向环流，冲击波传播，以及在确定波长位移模板失配所造成的影响。对于早期型恒星，一个合理的机制是冲击波向上传播通过光球线形成区。这样的波长变化使得研究某些类型的恒星大气动力学成为可能，而且--不管其原因如何--可能会影响推导出的疏散星团成员资格（当从共同速度中选择时）和推导出的星团动力学（某些类型的恒星可能会表现出偶然的速度模式）。
2003-09-12 astro-ph
