Evolution of the near-infrared luminosity function in rich galaxy clusters
本文给出了X射线发光星系团MS 1054 -0321（z=0.82），MS 0451 -0305（z=0.55），Abell 963（z=0.206），Abell 665（z=0.182）和Abell 1795（z=0.063）的K波段（2.2微米）光度函数，直到绝对星等M_K =-20。我们的测量探测微弱的绝对星等比以往任何研究的近红外光度函数的集群。当星系群演化到红移$z=0$时，发现所有星系团在误差范围内具有相似的光度函数。众所周知，宇宙中所有红移下质量最大的束缚系统是X射线发光星系团。因此，假设我们样本中的星系团对应于在不同红移下观察到的单一种群，这里的结果意味着，不仅在z=0.8时形成的丰富星系团中存在着现在椭圆星系中的恒星，而且它们存在于当时和今天一样明亮的星系中。此外，星系团的K波段光度函数在-24 < M_K <-22范围内与K波段场光度函数一致，尽管场和星系团的不确定性都很大。
1998-05-21 astro-ph
Luminosity Distributions within Rich Clusters - III: A comparative study of seven Abell/ACO clusters
我们恢复了7个富南星系团在一个宽的绝对星等范围内（-24.5 < M_{R} < -16.5）的光度分布。我们发现一个很大的变化，在矮星系，巨星系的比例，DGR：0.8 \le $ DGR $ \le 3.1。这种变化被证明是不一致的一个无处不在的集群光度函数。DGR显示在内部区域中从集群到集群的较小变化（r \ls 0.56 Mpc）。在这些区域之外，我们发现DGR与平均局部投影星系密度具有强烈的反相关性，DGR向较低密度增加。外区DGR与Bautz-Morgan型有一定的相关性。星系团的径向分析表明矮星系比巨星星系团的中心位置更低，并在星系团周围形成了一个明显的晕。我们的结论是，测量的总集群光度分布的基础上单独的内核可能是严重低估的矮组件，综合集群光度和星系质量的贡献集群的总质量。需要进一步的工作来量化这一点。观测证据表明，不放松，低密度的星系团的外部区域是矮丰富的，增加了最近的证据和猜想，该领域是一个主要的矮丰富的环境和矮星系是在本地领域光度函数的措施不足的可信度。
1998-09-16 astro-ph
Cluster X-ray Luminosity Evolution
星系团的X射线光度是否演化，十多年来一直是一个有争议的问题。然而，随着ROSAT档案中的聚类调查接近完成，可用于解决这一问题的数据有了显著改善。现在有三个邻近星团的样本和七个遥远星团的样本。我们提出了一个统一的分析，四个遥远的集群样本。每一个都表现出高度统计上显著的光度变化。我们结合这些样品中的三个测量高红移星系团X射线光度函数与良好的统计，显示的演化的性质。
2001-08-08 astro-ph
The Empirical X-Ray Luminosity - Gravitational Mass Relation for Clusters of Galaxies
对106个X射线星系团的样品进行了详细的分析。给出了观测到的X射线光度与引力质量的关系。未来可能的应用包括经验集群光度函数转换为质量函数和模拟质量函数转换为光度函数。
1999-09-02 astro-ph
The Global, Local and Cluster Galaxy Luminosity Function
我们审查选定的测量星系光度函数，包括全球领域，本地集团，本地球，附近的集群（室女座，后发座和天炉座）和集群一般。结果表明，在共同星等范围内（-22 < M_B-5logh_0.68 < -17），星系团的整体光度函数与整体光度函数是一致的。我们发现，只有在核心区域的集群（r < 300 kpc）的整体形式的光度函数显示出显着的变化。然而，当光度函数被光谱类型细分时，可以看到一些进一步的变化。我们认为，这些结果意味着：大量的后期下降，有效的恒星形成抑制，和限制的质量变化的演化过程的核心区域。
2002-12-23 astro-ph
Evolution of the cluster X-ray luminosity function from the WARPS survey
利用WARPS巡天中发现的150多个X射线选定星系团，测量了星系团X射线光度函数的演化，z=0.85。我们没有发现在任何光度或红移的光度函数的演化的证据。观测结果限制了中等亮度星系团空间密度的演化，使其非常小，并且远小于大多数欧米茄=1的结构增长模型的预测。
2000-01-21 astro-ph
The Luminosity Function of Cluster Galaxies. III
本文研究了7个星系团在绝对星等-24 < M <-12范围内的光学性质。我们的目的是估计光度函数和总的星系团光度的样本，以便有信息的形成和星系团的演化。在本文中，我们提出了我们的分析要点，并给出了通过使用极大似然算法拟合数据获得的形式参数。我们发现我们的结果和其他作品在文献中确认的双峰性质的星系团星系的光度函数之间的一致性。更重要的是，我们发现L_opt/ L_X与L_X的关系是与颜色有关的：低X射线亮度的星系团具有更蓝的星系群。
2003-06-24 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
The Galaxy Content of SDSS Clusters and Groups
斯隆数字巡天的成像数据被用来描述MaxBCG算法探测到的星系群和星系团的特征。本文研究了在红移0.1 < z < 0.3的范围内，亮星系团的光度、伴星系光度和伴星系色的分布与星系团性质的关系。数据集的大小允许我们在许多箱中测量星系团的丰富度，半径和红移。我们发现，在r_200范围内，质量大于3e ~（13）h ~（-1）M_sun的星团，红、蓝卫星的光度函数对丰富度的依赖性都很弱。我们进一步发现，当亮度大于^{0.25}M_i - 5log（h）<-19时，卫星光度函数的形状不依赖于星团中心距离。然而，微弱的红色和蓝色星系的混合发生了巨大的变化。卫星的红色部分取决于星系团的中心距离、星系光度和星系团质量，并且在红移0.28和0.2之间增加约5%，与丰富度无关。我们发现BCG光度与星系团的丰富度密切相关，标度为L_{BCG} ~ M_{200} ^{0.3}，并且在固定的丰富度下具有高斯分布，对于大质量星系团，sigma_{log L} sigma_{log L} ~ 0.17。BCG光度与总星系团光度和特征卫星光度的比值与星系团丰富度密切相关：在较丰富的系统中，BCG贡献的总光的比例较小，但与典型卫星相比更亮。这项研究证明了互相关技术的力量，用于测量星系人口在纯粹的光度数据。
2007-10-22 astro-ph
The luminosity function of the Large Magellanic Cloud globular cluster NGC 1866
我们提出的{ \it哈勃太空望远镜} { \it V，I}测光的LMC集群NGC 1866的中心区域，达到的亮度为V=27等微弱。我们发现的证据表明，集群的光度函数显示出强烈的依赖于从集群中心的距离，与一个明显的不足，低光度恒星的内部区域。我们讨论了一个{ \it全球}集群光度函数，从所有的研究区域，这似乎在令人印象深刻的协议与预测从萨尔彼得质量分布的恒星。我们还重新使用NGC 1866作为探测器，以确定核心超调的效率，并得出结论，这个问题的一个明确的答案是不可能从这个集群。
2003-02-21 astro-ph
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion Model for Low-luminosity X-ray Sources in Globular Clusters
本文提出了一个新的球状星团低光度X射线源模型，其Lx < 10^34 erg/s。我们提出的模型是一个单一的中子星吸积从集群气体已积累作为自然产物的恒星演化。假设星团中心区中子星的速度分布服从麦克斯韦分布，气体的密度和温度均匀，导出了一个解析光度函数。模型的预测和球状星团的气体含量的影响进行了讨论。
2000-11-23 astro-ph
The K Band Luminosity Functions of Galaxies in High Redshift Clusters
本文给出了三个大质量高红移星系团的K波段光度函数。LF的特征星等K* 的演化与纯被动演化一致，红移为z = 1.5-2。
2004-05-03 astro-ph
Period-Luminosity-Colour distribution and classification of Galactic oxygen-rich LPVs II
用脉动模、质量和金属丰度解释了太阳附近富氧长周期变星的运动学和周期光度色分布。它首先表明，由于输入物理的不完善性，从现有的线性和非线性非绝热模型得出的周期和平均颜色必须显着偏离恒星的实际行为。因此，作为第一近似，必须对我们的线性模型网格进行系统校正。这些自由参数，以及混合长度，校准上的LMC和一些球状星团的LPV，假设一个太阳质量的LMC米拉类恒星的平均质量。然后，质量和金属丰度相应的四个运动学/光度人口的本地LPV进行评估。一个不同的混合长度参数的可能性进行了讨论，并考虑到。
2000-11-03 astro-ph
The Evolution of the Galaxy Cluster Luminosity-Temperature Relation
分析了ASCA卫星观测到的两个星系团样品的光温关系。我们使用了32个高红移星团（0.3<z<0.6），53个低红移星团（z<0.3），以及低和高红移数据集的组合。我们假设星系团的热光度与其积分温度和红移之间存在幂律关系（L_{bol,44} =C*T^alpha*（1+z）^A）。结果是一致的，独立于宇宙学，与以前的估计L $\sim$ T $^3$发现的其他作者。我们观察到弱或零进化。
2002-08-27 astro-ph
Luminosity Distributions within Rich Clusters - II: Demonstration and Verification via Simulation
我们提出了详细的模拟长曝光CCD图像。模拟结果被用来探讨的有效性的统计方法重建星系的光度分布的丰富的集群，即从那些通过集群的视线减去字段数计数。特别是，我们使用模拟来建立我们的观测数据的可靠性在纸3。基于我们的预期CCD视场（6.5 * 6.5弧分）和1-sigma检测限为26 mags/sq arcsecond，我们得出结论，光度分布可以在很宽的绝对星等范围内鲁棒地确定（-23 < M_{R} < -16），前提是：（a）星系团的阿贝尔丰度为1.5或更高，（b）星系团的红移范围为0.1 < z < 0.3，（c）视宁度优于FWHM 1.25“，（d）光度零点精确到Δ m = \pm 0.12以内。如果不满足这些条件，则恢复的光度分布是不可靠的，并且可能严重缺失引导。最后，虽然该方法显然有局限性，但在这些局限性内，该技术是一种非常有前途的星系演化和环境依赖性的探测。
1998-09-15 astro-ph
Deep STIS Luminosity Functions for LMC Clusters
我们提出了深光度函数来自HST STIS数据的三个丰富的LMC星系团（NGC 1805，NGC 1868，和NGC 2209），和一个银河系球状星团（NGC 6553）。所有LMC星系团亮度函数都与Kroupa、Tout & Gilmore（1993）的Salpeter IMF或太阳近邻IMF大致一致。它们继续上升至少到0.7 Msun。NGC 1868显示了可能是原始的质量分离的证据。对7个银河系球状星团的深光度函数的比较表明，在低质量下，光度函数被侵蚀的量与到银河系平面的距离密切相关。
1998-08-07 astro-ph
The Stromlo-APM Redshift Survey II. Variation of Galaxy Clustering with Morphology and Luminosity
我们目前的聚类测量的星系的形态类型和光度从最近完成的Stromlo-APM红移调查选择的样本。早型星系比晚型星系的聚集强度大3.5- 5.5倍。低光度星系的聚集比$L^*$和$\simgt 1\hMpc$尺度上更亮的星系弱一个$\sim 2$因子。同样，低光度星系的关联函数的斜率也更陡，因此在$ 10 \hMpc$的振幅要低4倍。然而，在$L^*$和更明亮的星系之间没有看到区别，这一观察结果可能很难与一些有偏见的星系形成理论相一致。红移空间和实空间的聚类估计显示出类似的依赖光度。
1994-10-05 astro-ph
The cluster galaxy luminosity function at $z=0.3$: a recent origin for the faint-end upturn ?
我们推导了Abell 1835（$z=0.25$）和AC 114（$z=0.31$）星系的深光度函数（到$M_z=-15$），并与69个星系团的局域$z'$光度函数进行了比较。数据表明，在高红移星系团中不存在暗端上翘现象，即在$M_z < -17$上超过单个谢克特函数的星系数量。这表明，暗端上翻星系是最近通过落入恒星形成场群的星团或通过较亮物体的潮汐破裂而形成的。M
2007-06-20 astro-ph
A comparison of the globular cluster luminosity functions of the inner and outer halo of the Milky Way and M31
我们发现银河系内晕的球状星团光度函数（GCLF）与外晕的GCLF在统计上是不同的。我们还发现了类似的差异之间的内部和外部晕人口的M31。我们断言，这种差异是某种形式的集群人口的动态演化和/或GCLF形状的集群人口形成的环境的依赖性的证据。我们还发现，周转光度的GCLF是不受这些差异，并进一步断言，周转光度的这种稳定性肯定了它的有用性作为一个指标的宇宙距离。
1996-08-28 astro-ph
Cluster Merger Variance and the Luminosity Gap Statistic
星系团中多个发光星系的存在可以用一个星系下沉到星系团中心并与中央星系合并的有限时间来解释。用来量化星系系统的动力学年龄的最简单的可测量的统计量是光度（星等）差距，这是两个最明亮的星系之间的光度星等差异。我们提出了一个简单的分析估计的光度差距分布的团体和集群的暗物质晕质量的函数。光度差距被用来定义“化石”组;我们预计化石系统的比例会表现出强烈的和与模型无关的质量趋势：大约1-3%的大质量星系团和大约5-40%的组应该是化石系统。我们还表明，在集群尺度上，所观察到的内在散射中心星系光度晕质量关系可以归因于分散在集群内的卫星合并的历史。我们比较我们的预测的光度差距分布在斯隆数字巡天C4目录中的730个集群的样本，并找到很好的协议。这表明，理论上的漂移集合并概率和标准理论的动态隔离是有效的集群规模。
2005-09-21 astro-ph
The Galaxy Cluster Luminosity-Temperature Relationship and Iron Abundances - A Measure of Formation History ?
星系团的X射线光温关系和铁丰度分布都表现出内禀色散。使用一个大的星系团与测量铁丰度，我们发现之间的相关性和相对偏差的集群从平均L-T关系。我们认为，这些意见可以解释考虑到团簇形成时代的范围内预期的一个分层宇宙。已知的冷却流质量沉积速率与光度和温度的关系也与这种解释相一致。从观察到的集群人口，我们估计，最古老的集群形成在z>~2。我们认为，星系团的铁丰度可以提供一个参数化的年龄和动力学历史。
1997-06-04 astro-ph
The Luminosity Function of Nearby Galaxy Clusters II: Redshifts and Luminosity Function for Galaxies in the Region of the Centaurus Cluster
我们获得的光谱范围内的0.83平方度的区域为中心的半人马座星系团的核心随机样本。获得了225个星系的径向速度，其极限星等为V < 19.5。在获得速度的星系中，我们发现35%是成员星系。在这78个成员星系中，星等范围为11.8 < V < 18.5（当H_o = 70 km s^-1 Mpc^-1时，-21.6 < M_{V} < -14.9），中心表面亮度极限为μ_o < 22.5 mag arcsec^-2。我们构造了星系团的光度函数，通过使用这些光谱的结果来计算预期的比例的集群成员在每个星等仓。使用这种方法的光度函数的暗端斜率比使用统计方法校正背景星系污染获得的暗端斜率更浅。我们还使用光谱结果来定义表面亮度标准，以建立完整样品的成员资格。使用这些标准，我们发现一个光度函数非常相似的统计背景校正构建的。对于这两种情况，我们发现一个弱端斜率α ~-1.4。调整表面亮度的隶属度标准，我们发现，数据是一致的，与一个暗端斜率为-1.22或陡峭的-1.50。在本文中，我们描述了一些使用这些方法来构建星系光度函数的局限性。
2006-03-19 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Stellar Luminosity and Initial Mass Functions: HST Observations of Open and Globular Clusters
Using HST and the WFPC2 we have acquired very deep V- and I-band photometry of stars in NGC 2420 and NGC 2477 to study cluster luminosity functions at approximately solar metallicity. We have determined these cluster luminosity functions down to $M_I$ = 10.5 (0.2 M $_{\odot}$ ) and find that the luminosity function of NGC 2420 turns over at $M_I$ $\approx$ 9.0, and possibly stops altogether by $M_I$ $\approx$ 9.5. The luminosity function of NGC 2477 may flatten at $M_I$ $\geq$ 9.5. We compare our open cluster luminosity functions to the solar neighborhood field star luminosity function of Krou…
1996-05-02 astro-ph
On the universality of the type-dependent luminosity functions
我们发现，在三个贫星团（Virgo，Fornax和Centaurus）和两个富星团（Coma和Cl 0939 +4713）中，每种哈勃类型的光度函数的亮部分（M_B<-18.5mag）具有相同的形状。事实上，这些类型依赖的光度函数是不变的形状从贫穷到富裕的环境提供了支持的假设，他们可能是普遍的。我们还以表格形式提出了改进的类型相关的光度函数，基于比以前的作品更大的样本。
1998-04-03 astro-ph
The distance of the Fornax Cluster based on Globular Cluster Luminosity Functions
本文给出了由CCD测光法导出的天炉座星系团中四个椭圆星系和一个S0星系的球状星团光度函数。平均周转幅度分别为$V_{TO} = 23.80 \pm 0.06$和$I_{TO} =22.39 \pm 0.05$。利用M87的更新量，我们得到了相对距离模量$(m-M)_{Fornax} - (m-M)_{M87} = 0.08 \pm 0.09$ mag。
1996-04-09 astro-ph
Is There a Difference in Luminosity between Field and Cluster RR Lyrae Variables?
依巴谷的最新结果支持了这样一种观点，即在晕场中和在球状星团中RR型天琴座变星的光度相差约0.2等。在这封信中，我们研究的脉动性质的RR天琴座在集群的距离确定通过主序列拟合依巴谷天体的领域次矮星，并比较它们与场变量的性质也与依巴谷分析。我们表明，场和集群变量的周期温度分布基本上是不可区分的，从而表明它们之间的光度没有显着差异。
1998-01-08 astro-ph
Chandra Observation of the Globular Cluster NGC 6440 and the Nature of Cluster X-ray Luminosity Functions
作为我们确定低光度球状星团X射线源的各种源群的性质的活动的一部分，我们获得了钱德拉X射线天文台ACIS-S3的球状星团NGC 6440图像。我们在星团的半质量半径内探测到24个极限光度为2 × 10^31 erg/s（0.5-2.5keV）的源，它们都位于星团中心的2个核心半径内。我们还发现过量的排放和周围的核心，这可能是由于未解决的点源。根据X射线的光度和颜色，我们得出结论，有4-5个可能是静态的低质量X射线双星和大多数其他来源的激变变量。我们将这些结果与Chandra在其他球状星团中的结果进行了比较，发现不同球状星团的X射线光度函数是不同的。
2002-03-28 astro-ph
The Luminosity Distribution of Globular Clusters in Dwarf Galaxies
大多数与人马座矮星系有关的球状星团都是暗淡的。在这方面，它与围绕着典型巨星系的球状星团系统有着显著的不同。银河系外晕中的大多数球状星团也是亚发光的，这一观测结果可以通过假设这些星团曾经也属于暗淡的富含星团的矮系统来理解，这些矮系统随后被银河系捕获并摧毁。
2007-04-17 astro-ph
Effects of Formation Epoch Distribution on X-Ray Luminosity and Temperature Functions of Galaxy Clusters
Fujita和Takahara最近发现X射线星系团形成一个基本面，质量和形成年代被视为两个独立的参数，在此基础上，考虑星系团的形成年代分布，我们研究了星系团的统计性质.使用的形式主义，主要合并和增生之间的区别，时代的团簇形成确定的最后一个主要的合并。由于团簇形成后的微小质量吸积对团簇的核心结构影响不大，因此团簇的X射线发射特性取决于团簇形成时的总质量和密度。在这些假设下，我们计算了星系团的X射线光度和温度函数。我们发现，光度函数的行为与不考虑形成时代分布的模型不同，而温度函数的行为没有太大的变化。在我们的模型中，光度函数被转移到更高的光度，并没有显示出显着的演变$z \sim 1$，独立于宇宙学模型。这些星系团分布在温度-光度平面上，具有有限的色散。由于气体温度等于维里温度的简单标度模型不能再现所观察到的光度-温度关系，我们还考虑了一个模型，它考虑到预热的影响。预热模型更好地再现了观测结果。
2001-04-02 astro-ph
Variation of the cluster luminosity function across the disk of M51
研究了M51星团的光度函数。比较所观察到的LF与LF所造成的人工集群人口表明，集群存在一个质量上限，这个限制和/或集群中断随银河系距离。
2006-09-01 astro-ph
The Galaxy Luminosity Functions down to M~-10 in the Hydra I Cluster
利用Subaru Suprime-Cam测光仪，在B波段和Rc波段下，对Hydra I星系团中心区域和距中心0.6Mpc区域的星系布居进行了研究，观测范围从M~-10。我们发现在-20<M<-10的范围内，整个星群的光度函数比其他稍亮的星群有一个稍陡的斜率（α ~-1.6）。在较差的集群中，斜率似乎更陡。星系团中心的暗星系（M>-14）数量和亮星系一样增加。长蛇座I星系团主要由红矮星组成，其光度函数在M~-16处有一个明显的上升，这与其它几个邻近星系团的情况相同，但在视场中却没有。这种亮度函数的上升和暗端斜率的变化可能是由星系团的环境或单个星系团的演化历史引起的。
2007-01-24 astro-ph
Elliptical Galaxies in Cluster Cores: Luminosity Functions and Selection Procedures
我们在这里提出的结果确定的光度函数（LF）的椭圆星系的核心相当丰富的星系团作为一个函数的红移，并试图与已知的LF密切，更好地研究星系团。然后，我们概述了第一次使用的一种新的方法，选择成员椭圆星系使用无监督人工神经网络（ANN）的工作在一个纯粹的光度数据集。
1995-08-07 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Galaxies
目前有101个与低光度母星系有关的球状星团的光度和半光半径数据。研究发现，嵌入在具有$M_{v} > -16$的矮星系中的球状星团的光度分布与围绕具有$M_{v} < -16$的巨宿主星系的球状星团的光度分布有很大的不同。巨星系中球状星团的光度分布在$M_{v} \sim -7.5$处达到峰值，而矮星的光度分布在$M_{v} \sim -5.0$处单调增加，直到星团数据的完整性极限。出乎意料的是，由矮星系主办的球状星团的光度的幂律分布被认为是比与巨星系关联的球状星团的亮度分布的明亮的未演化的部分平坦得多。比$M_{v} = -7.5$更暗的球状星团的频率在矮星系中特别高。大麦哲伦球状星团的光度分布与巨星系相似，而与矮星系中的球状星团不同。目前的数据似乎没有显示出球状星团的光度对它们的母星系的形态类型的强烈依赖。没有试图解释这个意外的发现，即球状星团的光度分布严重依赖于母星系的光度（质量？），但对宿主星系的形态类型不敏感。
2005-10-11 astro-ph
A Deficit of High-Redshift, High-Luminosity X-Ray Clusters: Evidence for a High Value of Omega_m?
从Press-Schechter质量函数和经验X射线团簇光度-温度（L-T）关系出发，我们构造了一个X射线团簇光度函数，该函数可以应用于越来越多的高红移、X射线团簇光度表，以约束宇宙学参数。本文将该光度函数应用于Einstein介质灵敏度巡天（EMSS）和ROSAT Brilliant Cluster Sample（BCS）的光度函数中，以约束Omega_m的值。在EMSS的情况下，我们发现红移大于z = 0.4时的X射线团要比红移小于z = 0.4时的亮度大于L_X = 7 x 10^44 erg s^-1（0.3 ~ 3.5 keV）时少4 ~ 5倍，这表明X射线团光度函数在L_* 以上已经演化。在较低的光度下，这种光度函数的变化即使有也是最小的。利用贝叶斯推断，我们发现在高光度下的演化程度表明，Omega_m = 0.96（+0.36，-0.32），给出了Reichart，Castander，& Nichol（1998）的最佳拟合L-T关系。当我们考虑经验L-T关系如何随红移而演变的不确定性时，我们发现Omega_m约为1.0 +/- 0.4。然而，目前尚不清楚系统效应在多大程度上会影响这一结果和类似的结果。
1999-01-18 astro-ph
Evolution in the X-ray Cluster Luminosity Function Revisited
（缩短摘要）我们提出了新的X射线数据从ROSAT PSPC指向档案中的21个集群的爱因斯坦扩展介质灵敏度调查（EMSS）。我们用文献中发现的新的光学跟踪观测补充了这些数据，总体而言，最初的67个z>0.14 EMSS星系团中有32个现在有了新的信息。利用这个改进的EMSS样品，我们重新确定了EMSS X射线团簇光度函数与红移的关系。我们已经删除了潜在的错误分类，并包括我们的新测量的集群X射线光度和红移。我们发现类似的光度函数最初提出的亨利等人（1992年），虽然有两个重要的区别。首先，我们表明，原来的低红移EMSS光度函数是不够的约束。其次，我们新测定的高红移EMSS光度函数（z=0.3 ~ 0.6）的幂律形状比Henry等人所见的斜率要小。我们已经量化的演变程度所看到的X射线集群光度使用几个统计测试。最严格的分析表明，我们的低和高红移EMSS光度函数是统计上的差异，只有95%的水平。然而，其他测试表明，这些光度函数相差一个西格玛。因此，这些数据与X射线星团光度函数在z=0.5时没有演化是一致的。
1996-11-22 astro-ph
No Evolution in the X-ray Cluster Luminosity Function out to z=0.7
与其他研究小组提出的强烈的负演化相反，我们没有发现X射线星系团光度函数演化到z=0.7的证据
1997-01-30 astro-ph
The REFLEX Galaxy Cluster Survey IV: The X-ray Luminosity Function
利用REFLEX星系团巡天的X射线星系团样本，包括ROSAT全天巡天在南方天空中探测到的最亮的星系团的X射线样本，构造了本宇宙星系团的X射线光度函数。在4.24 sr的天空中，探测到452个X射线通量超过3 10^（-12）erg s^（-1）cm^（-2）的星系团，这个样本是最全面的X射线星系团样本，具有有据可查的选择函数，提供了当前对本地X射线星系团人口的最佳普查。在本文中，我们讨论的光度函数的建设，通量测量误差和样品区域的变化的影响，我们比较的结果从以前的调查。
2001-06-13 astro-ph
Expectations for SZ cluster counts: mass function versus X-ray luminosity function
本文比较了用Press-Schechter（PS）质量函数（MF）和团簇的X射线光度函数（XLF）预测的SZ团簇计数。利用星系团XLF，结合观测确定的X射线光度（Lx）-温度（T）关系，可以使我们以更现实的方式估计SZ星系团的计数，尽管这种经验方法敏感地依赖于我们目前对星系团内气体动力学性质及其宇宙演化的认识。利用由X射线观测得到的星团的非演化和演化XLF，我们分别计算了在0.5 - 2.0波段X射线光度Lx> 3 × 10 ^{44} erg/s和Lx> 1 × 10 ^{43} erg/s的星团的SZ巡天期望值。非演化XLF的结果在一个显着过量的SZ集群计数在高红移相比，不断发展的XLF，而稍微陡峭的Lx-T关系比观察到的是需要重现的SZ集群的分布预测的标准PS形式主义。指出了未来SZ星系团巡天在宇宙学应用中的不确定性问题，需要认真研究。
2001-01-30 astro-ph
OB Associations, Open Clusters, and the Luminosity Calibration of the Nearer Stars
在较近恒星的光度校准的背景下，我讨论了依巴谷的结果，对附近的OB协会和疏散星团的距离。指出了在分析中的不足和假设，并对疏散星团与主序拟合的结果作了比较。我的结论是，鉴于后者的技术相当大的不确定性，没有令人信服的证据表明，依巴谷的距离疏散星团以外的毕宿星团不应该被信任。
2000-09-29 astro-ph
The richness dependence of galaxy cluster correlations: Results from a redshift survey of rich APM clusters
我们分析了空间聚类特性的一个新的目录非常丰富的星系团从APM星系巡天。这些集群的丰富性和空间密度相媲美的阿贝尔丰富类$\geq 1$集群，但选择使用客观的算法从一个目录证明人工不均匀性。两点关联函数$ξ_{cc}(r)$的评估，为全样本和更丰富的子样本显示，相关幅度是一致的，较低的丰富APM集群和X射线选择集群的测量。我们应用最大似然估计找到最佳的拟合斜率和振幅的幂律拟合$ξ_{cc}(r)$，并估计相关长度$r_{0}$（值$r$在$ξ_{cc}(r)$等于1）。对于平均空间密度为$1.6\times 10^{-6}\hmpccc$（相当于Abell Richness $\geq 2$簇的空间密度）的簇，我们发现$r_{0}=21.3^{+11.1}_{-9.3} \hmpc$（95%置信限）。这与结构形成的高斯模型中预期的$ξ_{cc}(r)$的弱丰度依赖性一致。特别是，$ξ_{cc}(r)$的振幅在所有的丰度匹配的$ξ_{cc}(r)$的集群中选择的N体模拟的低密度冷暗物质模型。
1997-01-09 astro-ph
Evidence for Steep Luminosity Functions in Clusters of Galaxies
本文给出了四个富星系团（Abell 2052，2107，2199和2666）核心中非常微弱的矮星系的光度函数。发现在这些星系团中，矮星系的光度函数非常陡地上升，其幂律斜率为α-2.2（当H 0 = 75 km/s/Mpc时，下降到绝对极限星等M_I = -13和M_B = -11）。在微弱的星等下光度函数的陡化事实上可能是星系团和星系场总体的共同特征。这样的结果可以解释宇宙中观测到的微弱的中等红移星系的过量计数，而不需要求助于更奇特的现象。另一种解释是，矮星系中的恒星形成受最富有的星系团中气体损失的影响较小，因为在这种环境中发现了致密，热的星系团内介质。
1995-03-29 astro-ph
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 astro-ph
Spectral Analysis of the Stromlo-APM Survey II. Galaxy luminosity function and clustering by spectral type
本文通过对Stromlo-APM巡天中选取的局部星系子样本的Halpha和Oii发射线的静止坐标系等效宽度，研究了它们的光度函数和成团性质。恒星形成星系的b_J光度函数比静止星系的b_J光度函数的暗端斜率大得多：大多数sub-L* 星系目前正在经历显著的恒星形成过程。发射线星系的聚集性不太强，无论是在它们自己之间，还是在一般的星系群中，都比静止的星系要弱。因此，与静止星系相比，恒星形成星系不仅亮度较低，而且还居住在宇宙中密度较低的区域。
1999-05-28 astro-ph
The luminosity function of young star clusters: implications for the maximum mass and luminosity of clusters
我们介绍了一种方法，涉及到一个可能的截断的星团质量函数在高质量端的集群光度函数（LF）的形状。我们比较了观测到的LF五个星系的年轻星团与合成的集群人口模型具有不同的初始条件。SMC、LMC和NGC 5236的LF的特征在于幂律行为NdL~L^-adL，平均指数<a>= 2.0 +/- 0.2。这可以通过以恒定的团簇形成速率形成的团簇群体来解释，其中每个对数年龄箱的最大团簇质量由样本大小效应决定，因此随着log（年龄/年）而增加。NGC 6946和M51的低频可以用双幂律分布或谢克特函数来描述。当一个星系团的质量函数被截断到样本大小效应的极限以下时，总的LF在最大质量的量级上显示出弯曲，人口中最古老的星系团的年龄通常是几个Gyr。对于NGC 6946和M51，这意味着最大质量M_max = 5*10^5 M_sun。在弯曲的暗方向，LF的斜率与基本的初始星系团质量函数相同，而弯曲的亮方向，LF的斜率更陡。这种行为可以很好地解释我们的人口模型。我们将我们的结果与唯一一个观察到LF弯曲的其他星系进行比较，即“仙女座”星系（NGC 4038/4039）。那里的弯曲比NGC 6946和M51更亮，对应的最大星团质量为M_max = 2*10^6 M_sun（略）。
2006-01-10 astro-ph
Luminosity segregation in three clusters of galaxies (A119, 2443, 2218)
本文利用伊萨克牛顿望远镜主焦点广角照相机拍摄的深宽视场V波段图像，研究了三个低红移（0.04<z<0.2）星系团Abell 119、Abell 2443和Abell 2218中星系的空间和光度分布。这些星团探测到的绝对星等极限分别是M_{V} - 5 logh_{0.7} =-13.3、-15.4和-16.7等。星系人口，在所有的光度，沿视线的集群可以描述的线性组合的国王配置文件和恒定的表面密度的场星系。我们发现，对于这三个集群，核心半径是不变的集群人口的固有光度的上述限制，因此没有证据表明在这些集群的光度分离。唯一的例外是A2218中最亮的星系，它们的空间分布更为紧凑。我们发现总的投影光度分布（在1 Mpc的集群中心）可以很好地表示为一个单一的Schechter函数与适度平坦的暗端斜率：α =-1.22（A119），α =-1.11（A2443）和α =-1.14（A2218）。我们执行几何deprojection的集群星系人口，并确认没有“统计上显着”的证据表明，在形状的光度分布与集群中心半径的变化存在。同样，例外的是A2218，其表现出具有更平坦的弱端斜率的核心区域。
2005-10-05 astro-ph
Low-Luminosity Early-Type Galaxies in the Coma Cluster: Variations in Spectral Properties
本文给出后发座星系团中9个低光度早型星系（M_B > -17.5）的光谱。这些光谱是用多镜望远镜获得的，覆盖了3300-5350 A的光谱区域，在巴耳末线强度上表现出很大的变化。事实上后发座低光度星系之间的谱线强度变化与室女星系团中低光度椭圆星系样本和低密度环境中的谱线强度变化一样大。当详细的人口合成模型相比，后发星系之间的巴耳末线强度的变化表明亮度加权平均年龄的范围从1 Gyr到12 Gyr。两个最年轻的星系被证明处于星暴后的状态，即，它们不仅仅是恒星形成最近终止的前螺旋。此外，这两个最年轻的低光度星系的1 Gyr年龄与后发座中较亮的星暴后星系相似。
1997-12-17 astro-ph
UV--NIR Restframe Luminosity Functions of the Galaxy Cluster EIS0048 at z~0.64
我们从ESO甚大望远镜的观测数据中导出了星系团EIS 0048在z~0.64处的V、R、I和K波段的光度函数。这些数据涵盖了从紫外线到近红外线的剩余帧波长范围，紫外线对恒星形成的速度非常敏感，而近红外线则绘制了恒星质量的大部分。通过比较我们的数据和以前的结果与纯光度演化模型，我们得出结论，明亮的（M<= M^*+1）星系团星系已经在z~1组装，恒星形成几乎完成在z~1.5。
2003-04-24 astro-ph
Imaging of star clusters in unperturbed spiral galaxies with the Advanced Camera for Surveys. I. The low luminosity galaxy NGC 45
本文介绍了低光度星系NGC 45的ACS和WFPC观测结果。我们确定了28个年轻星团候选者。虽然年龄，质量和灭绝的确切值在一定程度上取决于SSP模型的选择，我们发现没有年轻的集群质量高于几个1000 Msun的任何模型的选择。我们导出了年轻星团的光度函数，发现斜率α =-1.94+-0.28。我们还鉴定了19个老的球状星团，并估计出球状星团的比频率为SN =1.4-1.9，这明显高于其它晚型星系（如SMC，LMC，M33）的观测值。这些球状星团中的大多数似乎属于贫金属的群体，尽管它们在空间上与NGC 45的凸起位置相吻合。
2006-12-18 astro-ph
The rest-frame $K$-band luminosity function of galaxies in clusters to $z=1.3$
利用斯皮策空间望远镜的深$3.6μ$ m和深$4.5μ$ m成像，推导了$0.6 < z < 1.3$ 32个星系团的静止坐标系$K$带光度函数。光度函数近似于星系团的恒星质量函数。它们对红移的依赖性表明，大质量星系团星系（特征光度$M^*_K$）至少在$z \sim 1.3$时完全组装，并且在以后的时间里几乎没有显著的吸积发生。在这些时期存在的大质量的，高度演化的星系可能是一个重大的挑战理论的层次结构的形成，这样的对象是由后期吸积的球状系统在$z < 1$。
2007-02-02 astro-ph
HST Observations of the Central-Cusp Globular Cluster NGC 6752. The Effect of Binary Stars on the Luminosity Function in the Core
我们考虑双星对球状星团核心观测到的主序星光度函数的影响，具体参考NGC 6752。我们发现，质量偏析的结果在增加的二元分数在微弱的幅度沿主序列。如果在分析光度函数时不考虑这种影响，就会对单个恒星的分布和星团的动力学状态得出错误的结论。在NGC 6752的核心，我们的HST数据揭示了一个平坦的光度函数，与以前的结果一致。然而，当我们在微弱的星等上校正增加的双星分数时，LF开始立即下降到关闭点以下。这种效应似乎仅限于团簇的内核半径。
1999-01-25 astro-ph
The GALEX UV luminosity function of the cluster of galaxies Abell 1367
本文给出了邻近星系团A1367在-20.3< M_AB <-13.3星等范围内的GALEX NUV（2310 A）和FUV（1530 A）光度函数。光度函数与先前基于FOCA和FAUST实验的估计（约2等浅）一致，但显示出比GALEX光度函数更陡峭的暗端斜率。利用分光光度光学数据，我们选择出恒星形成系统的静止星系和研究他们单独的集群光度函数的贡献。我们发现，星团恒星形成星系的紫外光度函数与场是一致的。星系团和LF场之间的差异完全是由于在低光度（M_AB >-16等）的非恒星形成的早型星系的贡献，这些星系在星系团中明显过密。
2005-02-02 astro-ph
The Infrared Luminosity of Galaxy Clusters
本研究的目的是量化的红外光度的红移的函数的集群，并比较这与X射线光度。这可能会限制红外辐射的起源是星团内的尘埃和/或星团星系中恒星形成加热的尘埃。我们从现有的数据库和星表中选取了大量的星系团样本进行统计分析，并将红外IRAS和X射线RASS图像在所选星系团的方向上叠加，在z = 1的连续红移区间内。我们发现总的红外光度非常高，平均比X射线光度高20倍。如果所有的红外线光度都是来自于弥散的星团内尘埃的辐射，那么红外线与X射线的比值意味着尘埃与气体的质量丰度为5e-4。然而，红外光度在0.1 < z < 1时表现出强烈的增强，这不能归因于簇选择效应。我们发现，这种增强与后发座星系团中心Mpc在z = 0时的典型恒星形成率是一致的，并且随红移的变化为（1+z）^[5]。我们测量的大部分红外光度很可能是由成员星系中正在进行的恒星形成产生的。从理论上的预测校准消光测量（尘埃质量丰度等于1 e-5），我们预计只有一个小的贡献，百分之几，从集群内的尘埃。
2008-08-28 astro-ph
Luminosity Function of Early-Type Galaxies in Clusters Cores
我们展示了利用人工神经网络（ANN）的非线性行为来识别星系团核心的人口的早期型成分的可能性。我们的结果在测量的光度函数的E/S 0星系，不赞成的假设，一个普遍的LF和呼吁的动力学影响。
1995-12-18 astro-ph
Stellar luminosity functions of rich star clusters in the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云星云中6个不同年龄、不同金属丰度的富星团的深V和IHST测光结果。每个星团中有测量星等的恒星数量从3000到10000不等。我们建立恒星密度和表面亮度的集群和提取半光半径和其他结构参数。我们还得到了直到Mv ~ 6（m/msun > 0.6）的光度函数Phi（Mv），并研究了它们与远离星系团中心的距离的关系。在所有的集群中，我们发现一个系统的光度函数的斜率与径向距离中心的增加。在显示出显著质量分离的星系团中，有两个是样本中最年轻的：NGC 1805和NGC 1818。对于这两个集群，我们得到了现今的质量函数。NGC 1818的质量函数与其他作者也使用HST数据得出的结果非常一致。它们的年轻星团质量函数斜率不同，NCG 1805的质量函数斜率比NGC 1818的要大。由于这些都是非常年轻的恒星系统（年龄<4000万年），这些变化可能反映了初始条件，而不是由于内部动力学的演化。
2001-02-21 astro-ph
