银河系的统一自转曲线--分解为de Vaucouleurs膨胀、盘、暗晕和9 kpc自转倾角

来自SDSS的半导体发光体的定量形态学I：凸起和凹陷中的发光度

Quantitative Morphology of Galaxies from the SDSS I: Luminosity in Bulges and Disks

在本系列的第一篇论文中，我们使用公开可用的代码Gim 2D来模拟所有星系的r-和i-波段图像，这些星系来自斯隆数字巡天的大约1800个形态分类的星系的星等有限样本。该模型是一个同心叠加的两个组成部分，每一个椭圆等照度线与恒定的扁平和位置角。盘的光度轮廓被假定为指数，而凸起被假定为具有de Vaucouleurs或Sersic轮廓。我们发现Gim 2D返回的参数几乎不依赖于所使用的波段或凸起轮廓;它们的形式不确定性通常很小。然而，对于明亮的星系的b/a的测量分布，明显的磁盘扁平化，强烈偏离预期的均匀分布，表明由代码确定的“磁盘”往往对应于一个本质上的三维结构，而不是一个真正的薄磁盘。我们大约纠正这个系统的问题，使用观察到的统计数据的B/A分布和估计，作为一个函数的绝对大小，星系光的平均分数在磁盘和“纯凸起”系统（那些没有检测到磁盘）。对于最明亮的星系，盘光部分约为10%，约80%是“纯凸起”系统。对于暗淡的星系，大部分的光是在磁盘，我们没有检测到一个'纯隆起'人口。平均在星系人口作为一个整体，我们发现，54 \pm 2%的本地宇宙光度密度在r和i来自磁盘和32 \pm 2%的“纯凸起”系统。剩下的14个\pm 2%来自星系中具有可检测到的圆盘的凸起。

螺旋星系的结构- I。鼓包、圆盘和棒的近红外特性

The structure of spiral galaxies - I. Near-infrared properties of bulges, disks and bars

我们目前的数据样本的45个螺旋星系的哈勃类型的范围内，在近红外J和K波段成像。参数计算描述的凸起，磁盘和酒吧K波段光分布，我们寻找这些组件之间的相互关系显示的相关性。我们发现，经典的de Vaucouleurs曲线不能很好地拟合凸出曲线，而指数或R^1/2拟合是首选。膨胀盘比与哈勃类型只有微弱的相关性。许多星系的J-K色中心变红，我们认为这是由于核爆发或尘埃活动星系核。定义了一种新的测量杆件强度的方法，称为等效角法。我们强调这比传统的条间对比度更好，因为它不受视宁度和分辨率影响。在45个星系中有40个发现了酒吧，其中9个以前被归类为无酒吧。酒吧的强度被发现与磁盘表面亮度或附近邻居的存在不相关，但一种趋势是发现最强烈的酒吧星系位于一个有限的，中间范围内的膨胀盘比。棒光的轮廓被发现是平坦的或沿其长轴呈指数下降，轮廓类型与哈勃类型没有很强的相关性。杆件短轴剖面是显著不对称的，假定为纵臂，较陡的剖面通常在前缘上。在K波段，我们发现酒吧具有较高的轴比以前发现的光学研究。

条驱动的鼓包演化与2D光谱

Bar-Driven Evolution and 2D Spectroscopy of Bulges

一个多方面的方法来约束的重要性，酒吧驱动的演化盘星系，特别是隆起的形成。N-体模拟是用来构建恒星运动酒吧诊断边缘上的系统，并量化预期的垂直结构的酒吧，他们相比，观察30个边缘上的螺旋，大多数有一个方形的凸起。长缝光谱的星系显示特征双峰旋转曲线，色散曲线与次峰和/或平坦的最大值，和相关的h3和V的配置文件，表明他们中的大多数港口边酒吧。冷，准轴对称的中央恒星盘的存在也建议，大概是通过酒吧驱动的气体流入和恒星形成。同样星系的K波段成像也突出了棒的尺度高度的径向变化，正如垂直盘不稳定性所预期的那样。光的轮廓在形状上也径向变化，但永远不会接近经典的德沃库勒定律。过滤的图像进一步隔离的特定轨道家庭在原点的boxy结构，这可以直接相关的周期性轨道计算在3D禁止的潜力。因此，酒吧的大规模的三轴隆起和嵌入式中心盘的形成作出了重大贡献。还介绍了SAURON巡天对恒星/电离气体运动学和球状体的恒星星族的有关结果。例子是用来说明耦合恒星运动学和linestrengths（年龄和金属丰度）的潜力，在这里特别是解开酒吧和凸起的动力学演化和相关的化学富集的历史。[摘要]

SARS星系团的光度观测：星系光度分布

Photometric observations of SARS clusters: Galaxy Luminosity Profiles

我们分析了SARS巡天（Way et al 2004）中14个Abell星系团的R滤波器CCD图像，cz<40000 kms ^{-1}。我们获得了507个星系的光度分布，其中232个（46%）已知红移。为了拟合光度分布，我们对球星系采用了德沃库勒定律，对盘星系采用了指数分布，我们还对所有星系的光度分布拟合了塞尔西奇定律（r^n）。我们发现样本中有162个（32%）星系具有纯r^{1/4}轮廓，168个（33%）具有纯指数轮廓，而93个（18%）星系的亮度轮廓与凸起和盘轮廓的组合很好地拟合。另一方面，我们无法将经典的凸起+盘轮廓拟合到样本中剩余的84个（17%）星系。在这种情况下，我们只使用Sersic定律。我们还分析了如何看到和天空清洁影响的结构和光度参数通过轮廓拟合。此外，我们还研究了这些参数之间的关系。我们发现，在μ_e - log（r_e）平面内，凸起和盘形都具有唯一的一致性.我们还发现，在大的凸起和盘（大的r_e值）有高的亮度的意义上，凸起和盘服从一个大小-大小关系。另一方面，Sersic定律拟合参数n，$rs$和μ_s显示出很强的相关性，这与其他作者的观点一致，即不仅椭圆星系，而且所有星系都可能被理解为一个参数族。

AGN宿主星系图像的分解

Decomposition of AGN host galaxy images

我们描述了一种算法，以分解成宿主星系和核组件的活动星系核的深层图像。目前支持的星系模型有三种：德-沃库勒斯球状体、指数盘和双成分盘+凸起模型。该方法的主要特点是：（半）可能的空间可变点扩散函数的解析表示;全二维卷积的模型星系使用梯度控制自适应subpixelling;多次迭代方案。该代码计算效率高，用途广泛，适用于各种应用。通过分析模拟成像数据来测量定量性能。我们还提出了应用该方法的例子，附近的塞弗特1星系和类星体在红移z <0.35的小测试样本。

银河系人口的X射线检测，贫困群体

The Galaxy Populations of X-Ray Detected, Poor Groups

我们利用多目标光谱学和宽视场R成像确定了六个邻近X射线探测到的贫星系群中星系的定量形态和恒星形成性质。我们测量每个星系的结构参数，通过拟合PSF卷积，两个组件的模型，他们的表面亮度分布。为了直接比较样本，我们对每个星系图像进行了淡化、平滑和重新分组，以便我们能够在相同的红移（9000 km/s）和物理分辨率（0.87 h ^（-1）kpc）下有效地观察每个星系。我们比较结果的群体的场星系的样本。我们发现：1）星系的形态类型和光度范围很广，与具有指数盘轮廓的de Vaucouleurs凸起很好地拟合。2)这些附近的星系群的形态分类，他们的隆起分数（B/T）是相当稳健的平均，即使他们的红移增加了四倍，图像的有效分辨率降低了五倍。3)在这些组中，膨胀主导系统的比例高于田间（~50% vs. ~20%）。4)星系团中以膨胀为主的系统所占的比例随着半径的增加而减少，这与在星系团中观察到的形态-半径（~密度）关系相似。5)星系群中当前的恒星形成与盘主导系统（B/T<0.4）的显著形态不对称性相关。6)最具盘控性（B/T<0.2）的星系群，其恒星形成和平均不对称性都比场中的对应星系少。

M31中的行星状星云动力学

Planetary Nebulae Kinematics in M31

我们呈现了M31中135个行星状星云的运动学，这些星云的测量范围为3.9平方度，从西南长轴延伸到15千秒差距，沿短轴延伸到20千秒差距以上。我们的大多数样本，即使在盘外，也显示出显著的旋转支持（平均视线速度116 km/s）。我们认为，这些PN属于M31的大德Vaucouleurs隆起的外部。只有五个PN的速度与这个快速旋转的凸起明显不一致。这五个可能都属于M31外晕的潮汐流。其中一个投影在北支上，相对于那里的圆盘反向旋转。其中两个在X=-10 kpc处沿着长轴投射，具有类似于M32的速度;它们可能是来自该星系的碎片。剩下的两个晕PN位于星系中心附近，它们的速度遵循Ibata等人（2004）发现的梯度，这意味着这些PN可能属于南流。如果M31有一个非旋转的、由压力支撑的光环，我们还没有找到它，它一定是星系中非常小的组成部分。

四个富星系团中星系形态的星表：盘状星系在0.33<z<0.83处的光度演化

Catalog of Galaxy Morphology in Four Rich Clusters: Luminosity Evolution of Disk Galaxies at 0.33<z<0.83

利用哈勃太空望远镜（HST）对四个富X射线发光的星系团（0.33<z<0.83）的成像，对它们视场中的星系进行了定量的形态测量。给出了1642个比F814 W（AB）=23.0亮的星系的测量结果。星系光度分布拟合三个模型：指数盘，德Vaucouleurs隆起，和一个磁盘加隆起混合模型。选择最佳拟合并产生每个星系形态的定量评估：导出的主要参数是B/T，凸起与总光度的比率，尺度长度和半光半径，轴比，位置角和每个组件的表面亮度。使用场星系污染的统计校正来确定集群成员资格，并为每个集群导出质量归一化因子（观测场边界内的质量）。在本文中，这个测量目录被用来研究盘星系在富星系团环境中的光度演化。对星盘尺度长度和中心表面亮度之间关系的研究表明，假设这些星团代表一个具有共同进化历史的家族，并且只是在不同的年龄被观察到，那么小星盘（h < 2 kpc）的性质会发生戏剧性的变化。这种变化的最佳特征是表面亮度在z=0.3和z=0.8之间变化约1.5个量级，具有更亮的圆盘，具有更高的红移。

宇宙学背景下圆盘星系的形成：结构与动力学

The Formation of Disk Galaxies in a Cosmological Context: Structure and Kinematics

我们目前的结果有关的内部结构和运动学的盘星系形成的宇宙学动机的模拟。计算包括暗物质、气体动力学、辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和金属富集。初始模型是一个刚性旋转的过密球，质量约为8 10^11 Msol，根据有偏CDM功率谱，它受到小尺度波动的扰动。收敛，牛仔裤不稳定和快速冷却的区域被允许形成恒星。通过超新星，富含金属的气体返回到星际介质。{}在这些初始条件下形成的星系显示出螺旋星系的主要特性：一个旋转支撑的指数盘，由大约太阳金属丰度的年轻恒星组成，一个缓慢旋转的贫金属恒星晕，一个老的富金属恒星凸起和一个缓慢旋转的暗物质扩展晕。膨胀，恒星和暗晕的各向异性速度色散的支持，并有一个德Vaucouleurs表面密度分布。暗晕和恒星晕的扁平度太大，不能仅仅用旋转来解释。无论是由各向异性的速度色散或其旋转引起的隆起的扁平化无法回答，因为有限的数值分辨率，由于重力软化。速度色散和恒星盘的厚度随着恒星年龄的增加而增加。如果只考虑年轻恒星的成分，这个盘是冷的（sigma=20 km/sec）和薄的（z <1 kpc）。动力学形成过程在大约4.Gyr之后结束，

Realistic triaxial density--potential--force profiles for stellar systems and dark matter halos

Popular models for describing the luminosity-density profiles of dynamically hot stellar systems (e.g., Jaffe, Hernquist, Dehnen) were constructed to match the deprojected form of de Vaucouleurs' $R^{1/4}$ light-profile. However, we now know that elliptical galaxies and bulges display a mass-dependent range of structural profiles. To compensate this, the model in Terzic & Graham was designed to closely match the deprojected form of Sersic $R^{1/n}$ light-profiles, including deprojected exponential light-profiles and galaxies with partially depleted cores. It is thus applicable for describing b…

中间极性EX水合物的EUV研究

An EUV Study of the Intermediate Polar EX Hydrae

2000年5月5日，我们开始了一个大型的多波长活动，以研究中间极性，EX Hydrae。来自六颗卫星和四架望远镜的同时观测集中在EUVE的一百万秒观测上。虽然EX Hydrae之前已经与EUVE进行了研究，但我们更高的信噪比观测结果提出了新的结果，并对当前的IP模型提出了挑战。以前看不见的光变曲线中的凹陷让人想起在极地光变曲线中看到的溪流凹陷。同样令人感兴趣的是隆起凹陷的时间范围;相位约为0.5，这意味着隆起延伸超过了吸积盘的一半。我们认为长蛇座EX的磁场足够强（几个MG），可以直接从盘的外缘开始拉动物质，从而形成一个大的吸积幕，这将产生一个非常宽的隆起凹陷。这也将导致磁控制吸积流起源于外边缘的磁盘。我们还提出了一个周期分析的光度数据，其中显示了许多拍频与强大的力量，也间歇性和徘徊的频率，这表明物理条件EX Hya内的观察过程中发生了变化。铁的谱线比给出了所有自旋相的温度log T=6.5-6.9 K，发射等离子体的密度n_e=10^10-10^11 cm^-3。本文是一系列详细介绍我们从这个多波长观测活动的结果中的第一篇。

仙女座螺旋星系的贫金属晕（M31）

The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)

我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）的恒星在一个大的扩展在晕的仙女座螺旋星系（M31），收购与DEIMOS仪器的凯克II 10米望远镜。利用五种光度/光谱诊断方法的组合--（1）径向速度，（2）中等宽度DDO 51光度，（3）Na I等效宽度（表面重力敏感），（4）颜色-星等图中的位置，（5）光度法和光谱法[Fe/H]估算值之间的比较--我们在距离M31中心R = 12- 165 kpc的12个视场中分离出了250多颗真正的M31核球和晕RGB星（其中47颗是R > 60 kpc的晕成员）。我们推导出M31 RGB星在这些领域的光度和光谱金属丰度分布函数。所得M31椭球体的平均值（凸起和晕）金属量分布被发现随着半径的增加而系统地更贫金属，从<[Fe/H]>偏移= -0.47+/-0.03（σ = 0.39）至在R < 20 kpc时<[Fe/H]> = -0.94+/-0.06（σ = 0.60）至在R > 60 kpc时<[Fe/H]> = -1.26+/-0.10（σ = 0.72），假设[α/Fe] = 0.0。这些结果表明，在至少R = 160 kpc的大径向距离处存在贫金属的RGB种群，从而支持了我们最近在M31中发现的恒星晕：其晕和凸起（分别定义为具有R^{-2}幂律和de Vaucouleurs R^{1/4}律表面亮度轮廓的结构成分）具有明显的金属丰度分布。如果我…

Boxy球的恒星动力学：大尺度杆和内杆

Stellar Kinematics of Boxy Bulges: Large-Scale Bars and Inner Disks

获得了30个边对旋涡星系的长轴长缝恒星运动学，其中24个星系具有方形/花生形（B/PS）凸起。B/PS凸起存在于>45%的高倾斜系统中，许多工作表明它们是厚棒的边缘投影。的平均恒星速度V，速度色散σ，和非对称（H3）和对称（H4）偏离高斯的配置文件。与N-body bar诊断相比，我们发现80%的样本中有bar签名。B/PS核球星系的旋转曲线通常呈现双峰状，中间有一个斜坡或平台。它们通常显示出平坦的中心速度频散曲线，并伴有次峰或平台，并且>=40%具有局部中心西格玛最小值。H3的配置文件显示多达3个斜率反转和H3通常与V在假定的酒吧长度，从轴对称磁盘的预期相反。这些特征性的钢筋特征加强了B/PS凸起和钢筋之间密切联系的情况。在大多数星系的中心，h3与V是反相关的，这表明它们还拥有冷而致密的解耦近轴对称的中央恒星盘。这些与先前确定的恒星形成电离气体盘在气体丰富的系统，我们认为，他们形成了气体流入驱动的酒吧。正如N-体模型所建议的，H3似乎是一个可靠的示踪剂的不对称磁盘，允许区分轴对称和禁止磁盘中看到的投影。B/PS凸起（因此，所有凸起的大部分）似乎是由磁盘的材料，已获得了大的垂直范围内，通过酒吧驱动的垂直不稳定性。因此，它们的形成可能是由长期的进化过程而不是合并所主导的。[摘要]

在银河系隆起中OGLE行星过境候选者的高分辨率光谱跟踪：两个可能的彗星质量行星和两个混合物

High-resolution spectroscopic follow-up of OGLE planetary transit candidates in the Galactic bulge: two possible Jupiter-mass planets and two blends

我们报告了我们对2001年宣布的OGLE-III银河系中心方向巡天中的几颗候选太阳系外凌日行星进行光谱跟踪的结果（Udalski et al 2002 a，b）。所有这些物体都呈现出浅的和周期性的亮度下降，这可能是由于行星的同伴。我们的高分辨率Keck I/HIRES观测揭示了两个有趣的例子（OGLE-TR-10的周期为3.1天，OGLE-TR-58的周期为4.3天），它们显示在100- 200 m/s的水平上没有径向速度变化。如果有伴星环绕，它们的质量将与木星相似。根据现有的信息（包括光变曲线），我们不能排除这些候选者是来自同一视线内食双星的污染结果（“混合”）。我们还讨论了OGLE-TR-56的情况下，最近由Konacki等（2003）报道，有一个小行星大小的伴侣，基于我们的数据的早期分析，我们提出了支持信息。另外两个候选物OGLE-TR-3和OGLE-TR-33显示出明确的证据表明它们是混合物。

第4622章. I.光度学、动力学和两个强主导外螺旋臂的情况

The Ringed Spiral Galaxy NGC 4622. I. Photometry, Kinematics, and the Case for Two Strong Leading Outer Spiral Arms

有趣的近面对南方环形螺旋星系NGC 4622，第一个星系明确显示有领先的螺旋结构，是重新审视本文的新图像从哈勃太空望远镜的WFPC 2，地面光学和近红外成像，以及法布里-珀罗H-α速度场。这些数据提供了关于盘/凸起/晕混合，旋转曲线，星系中恒星形成以及其突出的螺旋臂缠绕感的新信息。以前，我们建议，较弱的，内单臂最有可能具有领先的意义，基于数值模拟。现在，利用HST分辨率并使用de Vaucouleurs的标准消光和红化技术来确定星系略微倾斜的圆盘的近侧，我们得出了更令人惊讶的结论，即两个强大的外臂具有主导意义。我们认为，这种极不寻常的配置可能是过去的一个小合并或温和的潮汐遭遇的结果。在一个短的中央尘埃带中发现了一个小合并的可能证据，尽管这纯粹是偶然的，与不同伴星的不相关的相互作用也可能是相关的。前导臂可以被允许持续存在，因为NGC 4622是暗晕主导的（即，而不是内部区域中的“最大盘”），并且显示显著上升的旋转曲线。新的HST观测还揭示了银河系中丰富的球状星团系统。这些簇的平均颜色为<（V-I）o> = 1.04，具体频率为3.4 $\pm$ 0.6。这些星系团的光度函数证实了NGC 4622属于半人马座星系团。

IRAS 1.2Jy星系红移巡天的Wiener重建：宇宙学意义

Wiener Reconstruction of the IRAS 1.2Jy Galaxy Redshift Survey: Cosmographical Implications

我们利用维纳重建方法与球谐函数和贝塞尔函数恢复的密度和速度场的IRAS 1.2Jy红移调查。结果是鲁棒的先验参数和展开系数的数量的变化。这些领域的地图以各种投影形式呈现。许多已知的结构被观测到，包括明确确认的星系团N1600和A3627。英仙座-双鱼座超星系团似乎延伸到大约9000公里/秒，重建显示“背面坠落”到半人马座/大吸引子区域。重建的IRAS重力场与塔利-费舍尔特有的速度测量（马克III）的定性比较显示出合理的协议。密度场的维纳重建也是密度对比度中线性的任何量的最佳重建（在最小方差意义上）。我们展示了三个这样的数量的重建。IRAS和CMB本振群偶极子之间的失准角在5000 km/s时仅为13度，但在20，000 km/s时增加到25度。重建的IRAS整体流在5000 km/s时约为300 km/s，与Mark III特有速度（370 km/s）的振幅一致。然而，两个整体流动矢量偏离70度。最后，转动惯量分析表明，维纳重建的超银道面是在30度内的德Vaucouleurs定义的。

XTE J2123 -058的光学光变曲线：双星组分的质量和静止吸积盘的结构

The optical light curves of XTE J2123--058: the mass of the binary components and the structure of the quiescent accretion disk

本文介绍了1999年和2000年在静止状态下对XTE J2123-058进行的光学测光。我们的R波段光变曲线的主要特征是第二颗星的椭球调制，然而，为了令人满意地拟合这一点，我们需要额外的组件，其中包括一个X射线加热的罗氏瓣填充第二颗星，和一个吸积盘隆起，即气流影响的吸积盘。观测到的0.8相附近的倾角被解释为吸积盘内部被凸起部分所遮挡。考虑到双星的高倾斜度，这种情况是非常合理的。我们的拟合使我们能够将静态吸积盘的大小限制在0.26- 0.56 R_L1的范围内（68%置信度）。利用9.6千秒差距的距离和从伴星加热半球推断出的X射线通量，我们得到XTE J2123-058在静止时的未吸收X射线光度为1.2 × 10^33 erg/s。从所观察到的静态光学/红外颜色，我们发现，幂律指数（-1.4）的光谱分布的吸积盘与其他静态X射线瞬态比较好。我们还重新分析了软X射线瞬态XTE J2123-058在1998年爆发和衰变期间拍摄的光学光变曲线。我们使用一个强大的方法来拟合数据，使用一个精致的X射线二元模型。该模型计算了X射线照射下充满Roche瓣的恒星和爆发的吸积盘产生的光，并计算了阴影和相互星/盘食的影响。我们得到了相对准确的值的二进制的倾角和质量比，当结合光谱的结果，在文件II给出了一个中子星的质量范围在1.04- 1.56钼（68%的信心）。