Low Surface Brightness Galaxies in the Core of the Coma Cluster
我们提出的低表面亮度星系（以下简称LSB）的后发座星系团的搜索结果。Bernstein等人报告了后发座星系团核心7.5 * 7.5弧分区域的R深CCD观测结果，我们通过在该区域内发现和测量36个LSB来扩展这项工作。我们报告R和Bj结果。基于对图像的最佳拟合指数的平均星等为22.5（R），并且典型的指数标度为1.3弧秒。指数尺度的范围是0.4至1.2千秒差距（距离模数34.89），和中央表面亮度的范围是24至27.4 R星等每平方角秒。其中许多天体在尺度长度和中心表面亮度方面与其他人在附近的星团中发现的相似，如Fornax（Bothun，Impey和Malin），以及在Ferguson和Binggeli的评论中编目的矮星的低光度端。我们没有发现任何证据的颜色依赖于中央表面亮度或距离D星系或后发座的X射线中心。我们还发现，这些LSB的集群的整体质量的一个小的贡献。我们讨论这些结果的LSB的形成和演变的可能方案。
1996-10-05 astro-ph
Coma cluster object populations down to M_R~-9.5
这项研究遵循了最近对后发座星系团中星系光度函数和颜色星等红色序列的分析（Adami et al. 2007）。我们在这里分析了非常微弱的星系和球状星团的分布在一个东西向的带$\sim 42 \times 7$ arcmin $^2$穿过后发座星系团中心（以下简称CS带）下降到前所未有的微弱绝对星等M $_R \sim -9.5$。这项工作是基于在CFHT与CFH 12 K相机在B，R和I波段获得的深度图像。分析表明，观察到的属性强烈依赖于环境，从而对集群的历史。当CS被分为四个区域时，最西边的区域似乎人口稀少，而最明亮的星系NGC 4874和NGC 4889（NGC 4874和NGC 4889被掩盖）周围的区域主要是暗淡的蓝色星系。它们显示出一个微弱的光度函数斜率为-2，与实地估计有很大的不同。结果进行了讨论的框架内的星系破坏（这可以解释部分非常微弱的星系人口）和结构落入后发座。
2007-07-04 astro-ph
The Distance to the Coma Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们报告的第一个确定的距离后发座星系团的基础上获得的表面亮度波动（SBF）测量哈勃空间望远镜WFPC 2观测的明亮的E0星系NGC 4881后发座星系团和地面观测的标准E1星系NGC 3379在狮子座-I组。基于I波段波动幅度I（SBF）的相对距离强烈依赖于恒星星族的金属丰度和年龄。然而，已发表的Mg_2梯度很好地描述了两个巨型椭圆星系NGC 3379和NGC 4881的恒星星族的径向变化，并利用NGC 3379中几个径向点的I（SBF）的地面测量结果，用Mg_2指数校准了I（SBF）。假设到NGC 3379的距离与Leo-I群的平均SBF距离相同，将其与NGC 4881的新SBF测量结果结合起来，得到后发座星系团的距离为102+-14 Mpc。结合彗发的宇宙后退速度（7186 ± 428 km/s），我们得到哈勃常数为H_0 = 71 ± 11 km/s/Mpc。
1997-04-28 astro-ph
The Infrared Surface Brightness Fluctuation Distances to the Hydra and Coma Clusters
我们对后发座星系团中的NGC 4889以及长蛇座星系团中的NGC 3309和NGC 3311进行了红外表面亮度波动（SBF）距离测量。我们明确地修正了来自球状星团、背景星系和剩余背景方差对波动的贡献。我们测量到NGC 4889的距离为85 +/- 10 Mpc，到Hydra星团的距离为46 +/- 5 Mpc。采用后发座7186 +/- 428 km/s和长蛇座4054 +/- 296 km/s的后退速度，得到平均哈勃常数H_0 = 87 +/- 11 km/s/Mpc。残余方差的校正是所测量的SBF信号的重要部分，并且，如果被低估，将使我们的测量偏向于较小的距离和较大的H_0值。哈勃太空望远镜上的NICMOS和带有新红外探测器的大口径地面望远镜都将使精确的SBF距离测量达到100 Mpc或更高。
1998-07-31 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
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
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
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 discovery of a giant debris arc in the Coma Cluster
我们发现了一个巨大的低表面亮度弧，其表面亮度μ_B < 26.5 mag arcsec^{-2}，具有长的发光基质和许多嵌入的凝聚体。它与后发座中的任何巨星系都没有联系，也没有引力弧的性质。我们认为，附近的禁止S 0星系IC 4026和IC 4041或RB 110之间的快速相互作用是弧的起源最自然的解释。
1997-08-27 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
Cometary activity in 2060 Chiron at minimum brightness
我们目前的双色CCD成像2060凯龙星在1996年和1998年之间获得的2.15米望远镜在CASLEO（圣胡安，阿根廷）。这些近日点后的观测结果显示凯龙星当时接近其历史亮度最小值，但仍清晰地探测到了彗发。彗发的动力学状态的研究，通过方位平均的表面亮度轮廓，这表明辐射压力的尘埃颗粒分布的签名。孔径测光显示出消色差调光，振幅约为0.09 mag，持续时间约为1小时。如果是由于核的旋转，则用这个相当高的振幅来导出核星等的新值，即m_0 ~ 6.80等。
2001-07-17 astro-ph
A photometric catalogue of the Coma cluster core
我们获得了后发座星系团的V波段CCD图像的镶嵌图，覆盖了星系团中心星系NGC 4889和NGC 4874周围大约0.4度$^2$的区域。另外一幅$\sim$ 90弧分$^2$的图像是在NGC 4839附近的西南区域拍摄的。我们导出了一个包含7023个星系和4096颗恒星的星表，其中包括位置、中心表面亮度和等光度线V $_{26.5}$等。我们估计，数据是完整的V $_{26.5}\sim$ 22.5和表面亮度极限检测值为$μ$ $\sim$ 24 MAG/arcsec $^2$。在本文中，我们提出的目录（仅以电子形式提供），以及有关的数据减少和计算参数的质量的步骤的详细说明。
1996-08-23 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
An X-ray Temperature Map of Coma
我们提出了一个X射线温度图的后发座星系团获得的ROSAT PSPC。正如从X射线表面亮度分布所预期的那样，后发座的团内气体不是等温的。温度结构类似于NGC 4839周围的子星系团通过主星系团时产生的热气体弓形激波，证实了流体动力学模拟。
1997-11-20 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 Properties and Stellar Populations of Faint Early-Type Galaxies: II. Line-Strength Measurements of Central Coma Galaxies
我们目前的线强度测量74早型星系的后发座星系团的核心达到速度分散，西格玛，30公里/秒。我们样本的指数-sigma关系，包括sigma<100 km/s（低sigma）的星系，根据使用的指数而在形状上有所不同。我们注意到两种类型的金属指数的关系：一个显示在约100公里/秒的斜率的休息，和另一组指数和对数西格玛之间的强线性关系。我们没有发现之间的行为的指数西格玛关系与α或铁峰元素。然而，我们发现的迹象表明，不依赖于恒星大气的微湍流速度的指数的关系更紧密。我们证实了以前的结果，包括dE/dS 0 s的低西格玛星系平均年轻，金属含量较低，与E/S 0 s相比，[alpha/Fe]较低。我们的数据表明，这些趋势来自高西格玛星系延伸到dE/dS 0 s。这是一个因素的~2低西格玛比以前发表的工作。我们证实，所观察到的年龄和金属丰度之间的反相关性高西格玛星系是一致的相关误差的影响。由于相关误差的存在，低西格玛星系的年龄和金属丰度之间也表现出类似的关系。然而，它们与这种关系相抵消，因此平均而言，它们的金属含量较低，并且比高σ对应物更年轻。
2008-11-13 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
Observations of Comet C/LINEAR (2004B1) between2 and 3 AU heliocentric distance
本文介绍了2006年6月21日至8月20日期间对彗星C2004B1的R波段观测结果。这些数据已被减少到表面亮度图，光变曲线，和平均径向轮廓的彗发。在两种情况下，记录了亮度的下降，持续了几天。亮度下降伴随着昏迷的形态变化。
2007-04-29 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
The Effects of Starbursts and Low-Surface-Brightness Galaxies on Faint Galaxy Models
我们提出了预测场星系的星等，红移和颜色分布的模型。我们探讨是否一个衰落的星爆的情况下，可以解释观测到的微弱的蓝色星系。我们稍微排除了一个星暴的情况下，当地的IMF，因为模型预测太多的附近暗淡的星系没有观察到。截断IMF的爆发模型再现计数和红移分布，但产生太蓝的人口。我们发现，表面亮度选择有显着的影响的分布。特别是，增加一个低表面亮度星系的人口，已知存在于当地，可以解释$B_J<23$的计数。然而，它们并不能解释在较暗的量级上计数的陡度。最后，我们表明，星系的颜色在$K$带选择的样品是太蓝，是一个恒定的恒星形成率，被动演化模型相一致。
1995-06-28 astro-ph
Beyond the Hubble Deep Field Limiting Magnitude: Faint Galaxy Number Counts from Surface-Brightness Fluctuations
利用表面亮度起伏（SBF）测量方法，对F450W、F606W和F814W滤光片在哈勃深场（HDF）北区的差分星系数计数n（m）的暗端进行了测定。这种技术使我们能够探索超出HDF限制幅度的n（m），对n（m）的微弱端提供新的更强的约束。这使我们能够测试以前的计数研究的有效性，并产生一个新的测定暗端的n（m）的星等比28.8在AB系统，并延长这一估计下降到31。该值代表了超过先前光度学研究极限的两个星等以上的扩展。在B_{450}、V_{606}和I_{814}中获得的n（m）斜率分别为γ=0.27、0.21和0.26。
2003-05-16 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 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
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
The morphological segregation of galaxies in clusters. III. The distant cluster Cl0939+4713 (Abell 851)
利用哈勃空间望远镜拍摄的照片对遥远星系团Cl 0939 +4713（Abell 851）（z=0.4）进行了等照度线分析。给出了星系的形态类型估计。对这些类型的性质进行了严格的比较，结果表明，在目前的统计误差或系统误差范围内，Cl 0939 +4713中的早型星系与后发座中的早型星系在椭圆率剖面、近紫外到近红外色-星等关系的斜率、平均表面亮度和光度函数在restframe摄影J波段，均匀的颜色（周围的颜色-星等关系）。此外，椭圆星系和椭圆星系的平均表面亮度分别是均匀的，并且在两个星系团中具有相似的相对平均表面亮度。螺旋是过剩的Cl 0939 +4713相对于后发座，但比以前估计的两倍少，更类似于现场螺旋比集群螺旋。我们认为，在光度特性的差异，在两个集群的螺旋产生的集群气体密度分布的差异，最终使恒星形成的螺旋停止在后发座，但不是在Cl 0939 +4713。形态类型沿一个特殊的方向分离，该方向与星团外部X射线等照度线长轴的位置角相一致，就像后发座和英仙座一样。
1996-12-03 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
The Contribution of Low Surface-Brightness Galaxies to Faint Galaxy Counts
低表面亮度（LSB）星系在用来定义局部光度函数（LF）的巡天中严重不足，但它在原则上可以在深层巡天中被检测到吗？为了探索这些物体对微弱星系计数的可能贡献，我们构建了模拟非进化星系的目录，这些星系来自星系光度，中心表面亮度，凸起/盘比和光谱能量分布的多元分布。我们比较了两个模型为主的LSB星系的一个标准的非进化模型。模型星系与视见度进行了卷积，并以与实际调查密切匹配的方式进行了选择。对于每个模型，我们计算本地LF，HI质量函数，计数，红移和颜色分布。我们发现，它可以包括一个大的人口LSB星系，并将在我们的模拟LF的陡峭的弱端斜率，而不违反当地LF或HI质量函数的约束。对于$q_0 = 0.5$，最有利的模型将计数与B=23匹配，但在较暗的星等下与观测结果不符。颜色和红移分布与B=24的观测结果大致一致。与观测结果最严重的差异是$r_e$在微弱星等上的分布，这表明模型包含了太多的LSB星系。然而，结果表明LSB星系可能是暗星系计数的重要贡献者，减少了对快速合并或爆发矮星系等极端星系演化模型的需求。
1994-09-27 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
The dwarf Low Surface Brightness galaxy population of the Virgo Cluster I. The faint-end-slope of the Luminosity Function
不同环境中矮星系数量的巨大差异对标准的层次聚类模型提出了很大的挑战。光度函数并不通用，但似乎强烈依赖于环境。在本文中，我们描述了一个自动化的过程中检测和测量非常低的表面亮度（LSB）深CCD数据的功能。我们应用这个程序的大面积CCD调查领域的室女星系团。我们发现，有更多的微弱（$-10 \geq M_{B} \geq -14$）低表面亮度星系比从外推的室女星系团目录光度函数预测。在我们有限的测量范围内，光度函数的暗端斜率变为$α=- 1.6$。光度函数在星团内部区域比在外部区域更平坦。虽然这些星系只贡献了星团总恒星光的一小部分，但如果它们具有类似于最近测量的本星系群矮星系的大质光比，它们可能会对星系的质量做出显着贡献。
2003-02-05 astro-ph
Extragalactic background light: the contribution by faint and low surface brightness galaxies
几个模型已被用来解释暗弱星系过剩的观测计数被用来预测的河外背景光（EBL）的强度。特别注意的是不规则和矮星系，这似乎是更常见的宇宙比曾经认为，和低表面亮度星系（LSB），这可以在原则上完全错过了星系计数。后者的性质仍然不清楚，但一些合理的模型预测LSB星系可以将EBL的强度从光学和近红外的标准无演化模型增加到5倍，并在紫外线中增加一个数量级。如果微弱的过剩人口由低光度的矮星组成，其光度函数有一个陡峭的微弱端，那么EBL可以增加3到5倍，同时仍然与当前的数量计数数据一致。所得的EBL值与观察到的上限相差不远。在未来，EBL的总体水平及其光谱分布可以用来区分星系人口模型。
1996-04-24 astro-ph
The Remarkable 60 x 2 kpc Optical Filament Associated with a Poststarburst Galaxy in Coma Cluster
在斯巴鲁望远镜的Suprime-Cam拍摄的后发座星系团的深窄带图像中，我们发现了一个与星暴后星系（D100）有关的极长而狭窄（约60 kpc x 2 kpc）的H α发射区。后续的光谱显示该区域具有与D100相同的红移。该区域的表面亮度通常为25 mag（AB）arcsec^-2（单位为H α），相当于0.5 ~ 4x 10 ^-17 erg s^-1 cm^-2 arcsec^-2。我们对该区域的起源提出了两种可能的解释：从合并的矮星上剥离的气体，或通过冲压压力从D100剥离的气体。这两种情况都难以充分解释该区域观察到的所有特征。
2007-01-05 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
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
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
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
The relative distances to the Virgo, Fornax, and Coma clusters of galaxies through the Dn-sigma and the Fundamental Plane relations
我们通过对Caon等人、Lucey等人和Jorgensen等人研究的早期型星系的均匀样本数据应用Dn-sigma和基本平面（FP）关系，导出了室女座星系团、天炉座星系团和后发座星系团的相对距离。这两个距离指标给出了一致的结果，相对于室女座的天炉座和后发座的相对距离模数分别为Dmu（FV）=0.45 ± 0.15和Dmu（CV）=3.55 ± 0.15。D（m-M）的形式误差可能小至0.07 mag（距离约3%），前提是考虑所有偏差来源并使用正确的统计方法。星团相对距离的大部分实际不确定性（12-15%）是由于在各种数据集之间的速度分散测量中存在系统偏差，以及孔径效应的校正。上面关于天炉座星团的结果得到了L-sigma-mu关系的支持，而log（m）-log（re）关系的支持精度较低。Dmu（FV）的计算结果与用行星状星云和SNe-Ia得到的结果基本一致，而与用表面亮度涨落、球状星团光度函数和红外Tully-Fisher关系得到的结果则完全相反。在我们的数据中，后发座似乎比其他距离指标所指示的要稍微近一些，但现在似乎存在与塔利-费希尔关系更好的一致性。最后我们发现Dn-sigma的残差与星系的有效表面亮度、总光度、椭圆率和形状参数a_4没有相关性。相反，与最大Vrot、（V/sigma）和与星系长轴光拟合的r^1/m的指数m之间似乎存在相关性。
1997-03-25 astro-ph
Cometary activity at 25.7 AU: Hale--Bopp 11 years after perihelion
近日点11年后，C/1995 O 1（海尔-波普）彗星仍然活跃。在2007年10月20日至22日期间，我们探测到一个弥散性彗发，其大小为180 × 10 ^3 $km in diameter with a slight elongation toward N/S direction. The integrated brightness was 20.04 mag in R_C, implying Afρ=300 m and albedo x dust surface $ a_RC$=4300 km ^2。彗发在V-R=0.66等处相对呈红色，这与其他彗星的尘埃一致。在10天文单位和26天文单位之间观察到的性质和亮度的总体衰减遵循CO驱动活动的预测行为（Capria等人，2002年）。这是迄今为止观测到的最遥远的彗星活动。
2008-03-20 astro-ph
A Possible Local Counterpart to the Excess Population of Faint Blue Galaxies
对非常微弱星等的星系的观测揭示了中等红移$^{1-5}$的蓝星系群。这些星系代表了一个显着的超出预期的标准宇宙学模型的合理数量的本地观测到的星系人口的演变。然而，定义当地星系人口的调查对低表面亮度的物体有很大的偏见$^{6-9}$。低表面亮度星系的性质非常类似于多余的蓝色人口$^{10,11}$，最近的工作表明，他们是比较丰富的更容易检测到的正常星系$^{9,12}$。我表明，非常深的调查，揭示了过剩的人口可以很容易地检测到低表面亮度星系大的红移，但当地的调查将错过他们，因为他们不是敏感的。这表明多余的暗星系{ \it是低表面亮度星系。不需要改变标准宇宙学，但有必要重新考虑指定星系分布函数的方式。
1993-12-12 astro-ph
A Comparison of Radio and X-Ray Morphologies of Four Clusters of Galaxies Containing Radio Halos
星系团可能包含星系团范围内位于中心的弥散射电源，称为晕。已经发现它们显示出类似于X射线发射的形态。为了量化这一定性的陈述，我们进行了无线电和X射线发射的四个星系团的无线电晕：后发座，阿贝尔2255，阿贝尔2319，阿贝尔2744点到点的比较。我们的研究导致了两个星团，即Abell 2255和Abell 2744的射电和X射线表面亮度之间的线性关系。在Coma和A2319中，射电和X射线亮度似乎与次线性幂律有关。简单的无线电晕形成模型内的这些发现的影响进行了简要讨论。
2001-01-23 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: Galaxies in the Coma I Cloud
在后发座I附近（d ~ 12 Mpc）的星系中，有些星系的成员是不确定的.在这里，我们提出了球状星团光度函数（GCLF）从HST的两个明亮的椭圆可能属于这个群体。在拟合GCLF之后，我们发现NGC 4278的转换幅度为m_V^0 = 23.23 +/- 0.11，NGC 4494的转换幅度为m_V^0 = 23.07 +/- 0.13。我们的极限星等比这些值暗大约两个星等，使这些数据成为迄今为止公布的最完整的GCLF之一。拟合的GCLF色散（~ 1.1 mag.）比其他椭圆星系的典型值稍小。假设绝对转换星等M_V^0 =-7.62，并在应用一个小的金属丰度校正后，我们得出NGC 4278的距离模为（m-M）= 30.61 +/- 0.14，NGC 4494的距离模为30.50 +/- 0.15。将这些距离估计值与其他方法进行比较，并在公布的值范围内。我们的结论是，这两个星系位于相同的距离，都是后发座I云的成员。
1996-11-18 astro-ph
The lens parallax method: determining the redshifts of the faint blue galaxies through gravitational lensing
我们提出了一种新的技术，我们称之为透镜视差法，同时确定的红移分布的暗蓝色星系和星系团的前景质量分布。该方法是基于引力透镜和使用的事实，即平均角大小的暗淡的蓝色星系是一个明确的函数的表面亮度。该方法首先需要校准的角度大小与表面亮度的关系，在无透镜的空白领域和确定的平均红移最亮的暗蓝色星系。通过结合这些信息与观察的背景星系的扭曲图像的领域的前景集群，我们表明，它是可能的，以获得平均红移的星系作为其表面亮度的函数。用大约十个中等红移丰富的星系团的样本和使用十个表面亮度的仓，仓到仓的信噪比可以达到$\sim3.5$。该方法同时允许确定作为位置的函数的透镜簇的会聚和剪切，并且通过该方法可以获得透镜的质量分布。透镜视差方法可以与先前提出的用于映射聚类的其他技术结合使用，并且将提高其准确性。
1994-11-11 astro-ph
The physical parameters of the evolving population of faint galaxies
在微弱的星等下，蓝色星系的数量过多是一个备受争议的话题。最近哈勃太空望远镜的结果揭示了大量具有特殊形态的星系，这些星系暂时被确定为进化中的种群。我们报告的光谱学和近红外测光的一个样本的微弱的\HST星系从中深调查，以确定微弱的形态人口的物理特性。我们发现四个主要结果：第一，人口的对象被归类为“奇特”的本质上发光的光学（$M_B\sim -19$）。其次，这些系统往往是[OII]线光度的强源。第三，微弱星系群的光红外颜色（a）证实了致密蓝色星系群的存在，（b）表明不规则/奇特星系群的恒星星族年龄范围很广。最后，表面亮度与Frei等人的本地星系样本的比较表明，这些对象是不是异常低的表面亮度，而是我们发现，所有的形态类已经发展到一个更高的表面亮度在更高的红移（$z>0.3$）。
1997-12-19 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
