Galaxy Zoo: Disentangling the Environmental Dependence of Morphology and Colour
我们分析了环境依赖的星系形态和颜色与两点聚类统计，使用银河动物园的数据，视觉分类形态的最大样本尚未编译，提取自斯隆数字巡天。本文给出了旋涡星系和早型星系的两点关联函数，并用显著的关联函数定量描述了形态与环境的相关性。这些在很大范围内产生了清晰而精确的环境趋势，类似于对星系颜色的类似测量，表明星系动物园的分类本身非常精确。我们测量的形态标记关联函数在固定的颜色，并发现它们是相对较弱的，与唯一的剩余相关性是在小尺度的红星系，表明内晕的红星系的形态梯度。在固定的形态，我们发现，颜色的环境依赖性仍然很强，这些相关性保持固定的形态\textit{and}光度。这意味着，形态-密度关系的大部分是由于颜色和密度之间的关系。我们的研究结果也有星系演化的影响：星系的形态转变通常伴随着颜色的变化，但不一定反之亦然。一个旋涡星系可能会移动到颜色星等图的红色序列上，而不会很快变成早期类型。我们分析了红色螺旋星系的重要人口，并提出证据表明，它们往往位于中等密度的环境中，往往是卫星星系的外围晕。最后，我们结合我们的研究结果认为，中央和卫星星系往往遵循不同的演化路径。
2009-07-01 astro-ph
Galaxy Zoo: the dependence of morphology and colour on environment
我们分析星系形态，颜色，环境和恒星质量之间的关系，使用来自银河动物园的超过10万个物体的数据，这是迄今为止汇编的最大的视觉分类形态样本。我们最终表明，颜色和形态分数是非常不同的功能的环境。两者都对恒星质量敏感;然而，在固定的恒星质量下，虽然颜色对环境也高度敏感，但形态学显示出弱得多的环境趋势。只有一小部分的关系可以归因于恒星质量函数随环境的变化。具有高恒星质量的星系在所有环境中，无论其形态如何，大多数都是红色的。低恒星质量星系在低密度环境中大部分是蓝色的，但在高密度环境中大部分是红色的，同样与它们的形态无关。颜色密度关系主要是由固定形态的颜色分数的变化驱动的，特别是具有红色的螺旋星系的分数，特别是在低恒星质量。我们证明，我们的红色螺旋主要包括真正的螺旋形态的星系。我们清楚地表明，有一个环境依赖的颜色超出形态。在使用星系动物园形态产生上述结果之前，我们首先量化了影响该数据集的光度，大小和红移依赖的分类偏差，可能还有大多数其他星系种群形态的研究。这种偏见的校正推导和应用产生一个样本的星系可靠的形态类型的可能性，我们的分析基础上。
2008-11-14 astro-ph
Galaxy Morphology - Halo Gas Connections
利用Keck/HIRES和VLT/UVES类星体光谱测量了38个中等红移MgII吸收选择星系的晕气体运动学，利用HST/WFPC-2图像研究了吸收星系的形态。我们已经搜索了量化的气体吸收特性之间的相关性，和主机星系碰撞参量，倾角，位置角，和量化的形态参数。我们报告了3.2西格玛之间的相关性不对称扰动的主机星系形态和镁II吸收等效宽度。我们认为，这种相关性可能表明过去的合并和/或相互作用的MgII吸收选定的星系和周围的气体的速度色散和数量之间的连接星系。
2005-05-10 astro-ph
Morphology of the galaxy distribution from wavelet denoising
我们已经开发了一种基于小波的方法，从点分布获得真实的底层光滑密度。我们的目标是以最佳的方式重建密度场，确保重建场的形态反映了点场的真实基本形态，作为星系分布，点场具有真正的多尺度结构，在片、丝和热点上具有近奇异的行为。如果使用高斯滤波器平滑离散分布，则形态学特性倾向于更接近于高斯场的预期特性。小波去噪的使用为我们提供了一种独特的、更准确的形态学描述。
2005-08-15 astro-ph
Galactic Satellite Systems: Radial Distribution and Environment Dependence of Galaxy Morphology
本文研究了明亮宿主星系周围早期（E/S 0）和晚期（S/Irr）型卫星的径向分布。我们从SDSS DR 5样本中制作了4，986颗亮于M_r = -18.0的卫星和2，254颗亮于M_r =-19.0的主机的体积有限样本。卫星的形态是由一个自动形态分类器，但主机星系的视觉分类。我们发现分离的卫星形态作为一个功能的投影距离从宿主星系。早型卫星分数轮廓的振幅和形状被发现依赖于主机的光度。这是银河系尺度上的形态-半径/密度关系。主星系与卫星星系之间存在着强烈的形态一致性。早型星系的早型卫星比晚型星系的早型卫星要大，并且是与主星系距离的强函数。较暗的卫星更容易受到宿主形态转化的影响。卫星形态的大规模背景密度的依赖性进行了检测。早型和晚型寄主在高密度区的早型随体比例均增加。认为星系卫星系统形态上的一致性主要来源于宿主对卫星的流体动力学和辐射效应。
2008-05-07 astro-ph
Evolution of Galaxy Morphology
一个严格的经验审查给出了目前可用的数据星系形态的演变。通过对遥远星系的HST观测和对邻近星系的地面观测，发现晚型（Sbc-Sc）星系比早型（E-Sa-Sab）星系随着红移的增加演化得更快。此外，不能硬塞进哈勃音叉分类方案的奇特天体的比例随着红移而迅速增加。出乎意料的是，它被发现，在广泛的密度范围内，棒星系的分数是独立的环境。然而，这部分的棒星系似乎迅速减少增加红移。
2002-08-07 astro-ph
Origin of the galaxy morphology
在目前最合理的冷暗物质（CDM）宇宙学中，较大的团块通过较小团块的逐渐合并来增加它们的质量。在演变过程中，发生了几次合并事件，例如，许多小的和一些主要的合并事件，强烈影响星系的形态，在半解析模型假设。我们的物理上最详细的高分辨率SPH模型，我们试图解决星系形态的起源。我们计算了SCDM宇宙学中50个过密度峰的演化，并分析了模型的性质。我们已经获得了许多不同类型的恒星形成历史。作为初步结果，我们发现了模型星系的形态与其恒星形成历史之间的关系。我们还给出了全球恒星形成历史和金属富集历史随红移的变化，这些都是通过对所有结果的求和得到的。
2001-10-26 astro-ph
The Physical Nature of Rest-UV Galaxy Morphology During the Peak Epoch of Galaxy Formation
基于z ~ 2 - 3星系的不规则和未知形态，我们利用非参数系数对GOODS-N场中红移z = 1.8 - 3.4的216个星系的形态进行了量化。使用测量的紫外线（UV）和光学谱线，多波段光度数据，和恒星星族模型，我们统计评估星系形态和物理观测，如恒星质量，恒星形成率，和星系尺度外流的强度之间可能存在的相关性。我们发现的证据表明，尘埃星系有更多的朦胧的紫外线形态，更大，更明亮的星系可能会驱动更强的外流，但否则得出结论，紫外线形态是统计解耦的大多数物理观测或确定的物理过程的组合过于复杂，提供表征与预测能力。由于紫外线形态和恒星形成率等物理参数之间没有很强的相关性，因此我们无法支持形态上不规则星系主要代表主要星系合并的假设。比较星系样本，我们发现，红外选择BzK星系和无线电选择亚毫米星系（SMG）的紫外线形态相似的光学选择的样品，而遥远的红色星系（DRG）更模糊。
2006-10-24 astro-ph
Sunyaev-Zel'dovich Effect and Morphology of Galaxy Clusters
本文研究了星系团的有限伸展和非球面几何对利用Sunyaev-Zel'dovich效应估算哈勃常数的影响。对星系团RBS 797最近的一张CHANNEL图像的分析表明，它具有很强的椭圆性，因此具有明显的非球面几何形状。我们估计RBS 797的总质量假设球形或椭球形的几何形状，并表明，在后一种情况下的质量是约10- 17%，比一个推断的球形。
2001-08-24 astro-ph
Galaxy Morphology from NICMOS Parallel Imaging
我们目前的高分辨率NICMOS图像的随机场平行于其他HST观测。我们目前的星系数达到H=24。H波段星系计数显示出良好的协议与最深的I-和K-波段计数从地面数据获得。给出了H<23的星系形态类型的分布。我们发现相对较少的不规则星系相比，从哈勃深场，我们归因于它们的蓝色，而不是形态K-校正的I-波段样本。我们的结论是，不规则星系本质上是z<1的暗蓝色星系。
1998-08-27 astro-ph
The morphology-density relation in X-ray bright galaxy groups
我们研究了X射线亮群的形态构成。这些星系群中较亮的星系表现出清晰的形态-密度和形态-半径关系。在给定的表面密度下，X射线亮群具有较低的螺旋分数，从这个意义上说，群形态-密度关系偏离了群关系。在校正投影效应之后，与簇相比，对于给定的3D密度，形态-3D密度关系仍然朝向更少的螺旋移动。一个简单的模型，校正组数据的投影的影响和预期的更高的合并率组，带来的形态密度关系到良好的协议与集群，这表明该关系可能是由两体相互作用。在这些X射线明亮的星系群中，S 0星系的比例至少与在附近星系团中观察到的一样高。考虑到组的低速分散，这表明冲压压力剥离不是S 0形成的主要机制。
2002-12-02 astro-ph
Unequal-mass galaxy merger remnants: spiral-like morphology but elliptical-like kinematics
一般认为，质量比在1：1-3：1范围内的主要星系合并会产生具有类似椭圆星系性质的残余物，而小于10：1的次要合并会产生扰动螺旋星系。到目前为止，还没有研究过质量比为4：1-10：1的中间范围。使用N-体模拟，我们表明，这种合并可以导致非常奇特的系统，有一个磁盘星系的形态与指数分布，但其运动学更接近椭圆系统。这些天体与Jog & Chitre（2002）最近观测到的天体相似。我们提出了两种情况下，质量比为4.5：1和7：1，并表明合并导致主要的加热和结果的外观的椭圆型运动学，而令人惊讶的是，最初的螺旋状的质量分布是保守的。
2004-03-12 astro-ph
Morphology-dependent trends of galaxy age with environment in Abell 901/902 seen with COMBO-17
我们调查的Abell 901/2超星系团的不同形态的星系年龄和环境之间的相关性。使用COMBO-17数据，我们定义了一个样本的530个星系，完成在$M_V -5\log h<-18$上的面积为$3.5\times 3.5$（Mpc/ $h$）$^2$。我们探讨了几个年龄指标，包括颜色-震级关系（CMR）的校正残差。其结果是，我们发现一个明确的趋势，年龄与密度的星系的所有形态，包括一个球状体组件，在这个意义上说，星系在密集的环境是老年人。这种趋势在Scd/Irr星系中没有看到，因为它们都有年轻的年龄。然而，其他类型的趋势在较暗的星系中更强。虽然我们也看到了预期的年龄-形态关系，但我们没有发现固定年龄的形态-密度关系的证据。
2006-11-30 astro-ph
Multi-scale morphology of the galaxy distribution
近年来，人们提出了许多统计方法来分析星系的空间分布。然而，很少有方法能够正确处理复杂观测样本量的边界效应。在本文中，我们首先展示了如何计算闵可夫斯基泛函（MF）考虑到这些边界效应。然后，我们提出了一个多尺度扩展的MF，这给我们更多的信息，星系的空间分布。使用高斯随机场的一系列例子说明了结果。最后，我们应用多尺度Minkowski泛函（MMF）的2dF星系红移巡天数据。MMF清楚地表明了形态随尺度的演变。我们还比较了2dF的真实目录与模拟目录，发现Lambda-CDM模拟大致符合数据，除了在最好的规模。
2006-10-31 astro-ph
Galaxy halo masses and satellite fractions from galaxy-galaxy lensing in the SDSS: stellar mass, luminosity, morphology, and environment dependencies
The relationship between galaxies and dark matter can be characterized by the halo mass of the central galaxy and the fraction of galaxies that are satellites. Here we present observational constraints from the SDSS on these quantities as a function of r-band luminosity and stellar mass using galaxy-galaxy weak lensing, with a total of 351,507 lenses. We use stellar masses derived from spectroscopy and virial halo masses derived from weak gravitational lensing to determine the efficiency with which baryons in the halo of the central galaxy have been converted into stars. We find that an L* gal…
2006-05-01 astro-ph
Transformation of Morphology and Luminosity Classes of the SDSS Galaxies
我们提出了一个统一的图片上的星系光度和形态的演变。星系的形态除了光度和大尺度密度外，还取决于最近邻星系所处的局部环境。当一个星系与最近邻星系的距离大于维里半径时，星系具有早期形态类型的概率仅是光度和最近邻星系的局部密度（$ρ_n$）的增函数。最近的邻居产生的潮汐被认为是负责向早期类型的形态转变，在这些分离。当间距小于维里半径时，即当$ρ_n > ρ_{\rm virial}$时，除了亮度和$ρ_n$之外，其形态还取决于邻居的形态和几个Mpc尺度上的大尺度背景密度（$ρ_{20}$）。如果其邻居是早期类型，则早期类型概率随着$ρ_n$的增加而保持增加。但是当邻居是晚类型时，概率随着$ρ_n$的增加而减小。晚型邻区的冷气体流动可能是晚型形态转变的原因。当$ρ_{20}$。这可以归因于邻居的热晕气体，其被背景物质所保持的环境介质的压力所限制。我们还发现，星系光度依赖于$ρ_n$，孤立的明亮星系更有可能是最近的合并产物。我们提出了一种假设，即通过远距离相互作用和合并发生一系列的形态和光度变化，从而产生形态-光度-局域密度关系。
2007-10-23 astro-ph
Quantifying Bar Strength: Morphology Meets Methodology
一套客观的酒吧分类方法已被应用到俄亥俄州明亮的螺旋星系调查（Eskridge等人，2002年）。方法之间的双变量比较表明，所有方法在统计意义上一致。因此，棒强度的分布在一个样本的星系可以鲁棒地确定。在所有双变量比较中均存在大量离群值。异常值的检查表明，在二元比较的分散与星系形态。因此，棒强度的多种措施提供了一种手段，研究范围内的物理性质的星系棒在客观的统计意义上。
2004-06-22 astro-ph
Galaxy Colour, Morphology, and Environment in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用斯隆数字巡天的第四次数据发布来研究星系静止框架u-r颜色，形态，如浓度和Sersic指数所描述的那样，以及环境密度之间的关系，对于z < ~0.1的79，553个星系的样本。我们分裂的样品，根据密度和光度和恢复预期的双峰分布在颜色形态平面，特别清楚地显示了这种二次采样。我们量化的双峰的颜色和形态轴上的两个高斯的总和，并表明，红色/早期型人口的颜色和形态不显着改变密度的函数。对于蓝色/晚型种群，随着密度的增加，颜色变得更红，但形态再次没有显着变化。这两个种群随着光度的增加而单调变红，并且属于早期类型。两种形态学测量的行为之间没有显着的定性差异。我们用人工神经网络指定的哈勃类型的13，655个星系补充了形态样本。然而，我们发现，由此产生的分布是不太好描述的两个高斯。因此，要么有两个以上的重要形态种群，在颜色空间中看不到的物理过程，要么哈勃类型，特别是不同的螺旋Sa-Sd亚型，在与环境密度相关时具有不可约的模糊性。对于形态的三个措施中的每一个，在消除密度关系，由于它，我们恢复一个强大的残留关系的颜色。然而，在类似地去除颜色-密度关系时，没有证据表明由于形态学而存在残余关系。[删节]
2007-10-24 astro-ph
A New Approach to Galaxy Morphology: I. Analysis of the Sloan Digital Sky Survey Early Data Release
在本文中，我们提出了一个新的统计量化星系形态的测量的基尼系数的星系光分布的基础上。这个统计数据很容易测量，通常用于计量经济学，以衡量财富在人口中的分布情况。当应用于星系图像时，基尼系数提供了一个定量测量星系的光在其组成像素之间分布的不平等性。我们测量的基尼系数的本地星系的早期数据发布的斯隆数字巡天，并证明，这个数量是密切相关的测量中心浓度，但与显着的分散。这种散射几乎完全是由于星系平均表面亮度的变化。通过探索由基尼系数、中心浓度和平均表面亮度定义的三维参数空间中星系的分布，我们发现所有附近的星系都位于一个嵌入三维参数空间中的定义明确的二维表面（一个略微翘曲的平面）上。通过将每个星系样本与该平面的方程相关联，我们可以使用以下三个数字对整个SDSS g波段样本的形态组成进行编码：22.451，5.366，7.010。i波段样本编码为：22.149、5.373和7.627。
2003-01-14 astro-ph
Morphology and Evolution in Galaxy Clusters I: Simulated Clusters in the Adiabatic limit and with Radiative Cooling
我们研究了在绝热极限和辐射冷却条件下模拟的团簇的形态演化。在红移范围，$0 < z < 0.5$，集群形态量化的多重性和椭圆率。在椭圆率方面，我们的结果表明，与X射线和光学波长中观察到的那些相比，团簇形状的演变缓慢。这一结果与Floor，Melott & Motl（2003）的结论一致。然而，在多重性方面，结果表明相对较强的演化（相比椭圆率，但仍弱于观测）在模拟集群的结构，这表明模拟和观测的比较研究，子结构措施比形状措施更敏感。我们强调了几种可能性负责模拟和真实集群的形状演变的差异。
2004-05-05 astro-ph
Galaxy morphology in the LambdaCDM cosmology
我们调查的起源星系形态（定义为膨胀总K波段光度）在Lambda CDM宇宙学使用两个星系形成模型，基于千年模拟，由鲍尔等人（达勒姆模型）和德露西亚和布莱佐（MPA模型）。这两个模型对星系形态的预测有许多相似之处，但也有根本的分歧。例如，考虑到现有观测数据的不确定性，两者都产生了现实的形态组合，但其演变非常不同。这种差异和其他差异的一个主要原因是对盘不稳定性的处理，这在达勒姆模型中起着更突出的作用。我们的分析证实了以前的理论预测，即椭圆星系在星系大部分组装之前形成了大部分恒星。螺旋往往有较晚的“组装”时间作为一个结果，在原地恒星形成。除了最亮的椭圆星系（恒星质量> 2.5e ~（11）M_sun/h）外，我们发现主要的合并不是大多数椭球体（椭圆星系和螺旋凸起）聚集质量的主要机制。事实上，大多数椭圆星系（以及绝大多数螺旋星系）从未经历过重大的合并（高于我们模拟的分辨率限制）。大多数椭圆星系和螺旋星系通过较小的合并或盘的不稳定性获得它们的恒星质量。这些结论对两种模型都是相同的。在这些模型中，球体的旋转特性可能有助于限制盘不稳定性的重要性。
2009-04-16 astro-ph
Environmental Dependence of Properties of Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
利用自适应平滑核方法，研究了SDSS中亮度大于-18.0的星系的局域密度与环境的关系。我们发现，星系性质随环境的变化几乎完全是由于星系的形态和光度对环境的依赖。由于星系的性质不仅取决于光度，而且还取决于形态，因此很明显，星系的性质不能仅由暗晕质量决定。当形态和光度固定时，其他物理性质，如颜色、颜色梯度、浓度、大小、速度色散和恒星形成率，几乎与局部密度无关。唯一的特征是在形态-光度关系中，晚型组分在M_r=-21.3的临界光度以上急剧减少。弱剩余环境的依赖性，包括晚型的颜色（蓝色在较低的密度）和L-西格玛关系的早期类型（较大的色散在较高的密度明亮的星系）。早型分数是局域密度和光度的单调递增函数。形态-密度-光度关系应该是星系形成模型的关键约束。我们证明了星系形态对环境的依赖性源于有效高斯平滑尺度上的密度变化，该尺度远小于12 h^{-1}Mpc。我们发现，星系形态的变化与密度测量的有效高斯平滑尺度为4.7 h^{-1} Mpc和距离最近的明亮星系（特别是，约0.2 h^{-1}Mpc）。提出了潮汐力改变星系系统中星系形态的机制。
2007-02-26 astro-ph
The Multiscale Morphology Filter: Identifying and Extracting Spatial Patterns in the Galaxy Distribution
我们在这里提出了一种新的方法，MMF，自动分割宇宙结构成其基本组成部分：集群，细丝，和墙壁。重要的是，分割是独立于尺度的，因此所有结构都被识别出来，而不会影响它们的大小或形状。该方法非常适合从红移测量中的星系样本或宇宙学N体模拟中的粒子中提取星系团、壁和细丝的目录：它不对结构的尺度或形状进行预先假设。
2007-05-18 astro-ph
The ESO Nearby Abell Cluster Survey IX. The morphology-radius and morphology-density relations in rich galaxy clusters
本文研究了来自ENACS（ESO Nearby Abell Cluster Survey）的23个星系团中约850个星系（M ≤-19.5）的形态-半径（MR-）和形态-密度（MD-）关系。根据它们的径向分布，我们必须区分：1。最亮的椭圆星系（M < -22），2.晚期螺旋，和3.不太明亮的椭圆星系，S 0星系和早期螺旋星系的集合。后者具有不可区分的投影径向距离R的分布。最明亮的椭圆星系集中在中心，晚期的螺旋星系几乎不存在于中心区域，其他的星系则处于中间位置。椭圆星系的径向分凝只发生在最亮的椭圆星系上，螺旋星系的径向分凝只发生在最晚的螺旋星系上。我们推导出的MD-关系与两个措施的投影密度：一个使用10个最近的邻居（Sigma 10），另一个只使用最近的邻居（Sigma 1）。Sigma 10 MD关系只显示了早期和晚期星系之间的显着差异，但这些类别中的不同星系类型是无法区分的。然而，Sigma 1 MD关系表明，正常的“椭圆星系”（M >= -22），S 0星系和早期的螺旋星系有不同的Sigma 1分布。其原因是Sigma 1与R的相关性比Sigma 10小得多，因此来自（MR-）关系的串扰小得多。平均而言，“正常”椭圆星系的环境比S 0星系的密度更高，而早期的螺旋星系的环境密度更低。最亮的椭圆星系和晚期螺旋星系的分离主要是由全球因素驱动的，而“正常”椭圆星系、S 0星系和早期螺旋…
2005-10-10 astro-ph
Morphology of Galaxy Clusters and Sunyaev-Zel'dovich effect
对X射线波段的观测揭示了许多星系团大气的明显椭圆率。用椭球体$β$模型对团内气体进行建模，得到的总引力质量和团内气体质量分数的估计值与球形β模型的估计值不同。对最近钱德拉拍摄的星系团RBS 797图像的分析表明，它具有很强的椭圆性，因此具有明显的非球面几何形状。一个初步的调查，其中考虑到一个椭圆形的形状，这个集群给出了不同的质量估计比假设球对称。我们还研究了星系团的非球面几何形状和温度的多变分布对通过Sunyaev-Zel'dovich效应估算哈勃常数的影响。我们发现，不包括这些影响可能会导致误差高达百分之四十的哈勃常数值。
2002-01-25 astro-ph
Morphology of Spitzer 24um-Detected Galaxies in the UDF: the Links between the Star Formation and Galaxy Morphology
通过计算浓度指数和不对称指数，研究了HST超深场（UDF）中0.3< z<1.4的亮红外星系（LIRGs; LIR（8- 1000 μ m）> 10^11Lsun）的形态，并将计算结果与（1）红移相近但红外活动较弱的星系和（2）局域LIRGs的类似计算结果进行了比较。我们发现，高红移的样本主要是由星系的浓度类似于当地晚型盘星系，然而，他们是显着更不对称的比大多数本地星系，但在这两个方面的本地LIRGs相似。平均而言，高红移红外线活跃星系比不太活跃的星系稍微更不对称，尽管它们确实包含了更高比例的高度不对称（合并？）系统和较低的部分更集中，对称的。红外活跃星系和典型的红外不活跃星系在高红移的形态相似性表明，它们可能来自同一个母星系群，但处于不同阶段的恒星形成过程。高红移和本地LIRG之间的相似性表明，一定程度的不对称性通常与LIRG水平的活动有关。
2006-03-17 astro-ph
Interactions of Galaxies in the Galaxy Cluster Environment
利用与Abell星系团有关的SDSS星系，研究了星系性质对星系团中心半径和最近邻星系所处环境的依赖性。我们发现，存在着一个特征尺度，在这个尺度上，星系的性质突然开始依赖于在固定近邻环境下的星系团中心半径。特征尺度是$1\sim 3$乘以星系团维里半径，视星系光度而定。特征尺度的存在意味着局部星系数密度并不直接影响星系团的形态-密度关系，因为局部密度随团心半径的变化是平滑的，一般没有不连续性。集群中真正起作用的是形态-集群中心半径-邻居环境关系，其中邻居环境意味着邻居形态和归因于邻居的局部质量密度。形态-密度关系的出现仅仅是因为最近邻距离和局部星系数密度之间的统计相关性。我们发现强有力的证据表明，与邻近早型星系的流体动力学相互作用是晚型星系团中恒星形成活动淬灭的主要驱动力。炽热的星系团气体似乎在星系团维里半径的十分之一以下起着最小的作用。我们还发现，可行的机制，可以解释的结构和内部运动学参数的星系团中心半径的依赖性的骚扰和相互作用的星系团潜力。晚型星系团的形态转变似乎是通过星系-星系流体动力学相互作用和星系-星系团/星系-星系引力相互作用共同实现的。
2009-05-08 astro-ph
Automated Galaxy Morphology: A Fourier Approach
我们使用自动表面测光和模式分类技术，星系形态分类。利用傅里叶级数拟合以星系为中心的同心椭圆环中计算的方位角分布，重建了星系的二维光分布。每个傅立叶分量的相位和振幅已被研究作为一个函数的径向仓数为一个大的星系图像收集使用主成分分析。我们发现，高达90%的方差，在许多这些傅立叶配置文件的特点是少至3个主成分和它们的使用大大降低了分类问题的维数。我们使用人工神经网络形式的监督学习方法来训练星系分类器，这些分类器在85- 90%的置信水平下检测形态棒，并且可以在修订后的哈勃系统的16步阶段轴上用1.5步的1-sigma散点识别哈勃类型。最后，我们系统地描述了降低分辨率和S/N对这些分类器预测的形态信息质量的不利影响。
2001-10-11 astro-ph
Supermassive Black Holes and Galaxy Morphology
这篇评论涉及当前天体物理学研究的重要课题之一，即超大质量黑洞在塑造其宿主星系形态中的作用。越来越多的证据表明，在所有星系的中心都存在大质量的黑洞，许多努力都是针对理解导致其形成的过程，活动阶段的占空比和燃料机制的问题。相关的问题是超大质量黑洞的形成时代，它们的时间演化和增长以及它们在宇宙早期电离中所起的作用。在过去的几年里，在这一领域进行了大量的观测和理论工作，我回顾了最近取得进展的一些关键领域。
1999-10-05 astro-ph
Quantitative Morphology of the Intermediate-Redshift Galaxy Cluster Abell 2443 from Ground-Based Imaging -- Evidence for a galaxy concentration index correlation with cluster density
本文介绍了Abell星系团2443（z~0.1）内区的宽波段测光和星系结构的定量分析。星系参数是通过将两分量模型（Sersic r^{1/n}球和指数盘）拟合到星等有限的样本中得到的。采用一种新的分析方法，它考虑了视宁度对结构参数的影响，并把椭圆率作为一个主动参数，避免了圆对称假设所引起的系统误差。76%的样本星系被归类为这些模型，其余的是形态独特的。对于旋涡星系，n和B/D之间的关系与在近场星系样品中观察到的趋势一致。椭圆星系的Sersic指数n（可以认为是一个浓度指数）与星系团的局域面密度相关。用蒙特卡罗模拟检验了方法的可靠性，并确定了震级选择准则。
2001-04-18 astro-ph
The Luminosity Function of PNe with different morphology
我们已经分析了行为的各种参数的PNE在麦哲伦云（MC）和银河系作为其形态的函数。建立了不同形态类型的光度函数，发现椭圆和圆形PNe在MCs和银河系中都占主导地位。[OIII]的绝对幅度对化学丰度的依赖关系进行了研究。
2003-10-06 astro-ph
Disentangling Morphology, Star Formation, Stellar Mass, and Environment in Galaxy Evolution
本文研究了六个邻近星系团中星系的光谱和光度特性。我们进行偏相关分析，我们的数据集，以调查是否在星系和它们的环境中的恒星形成率之间的相关性仅仅是另一个方面的形态，恒星质量，或平均恒星年龄与环境的相关性，或是否恒星形成率独立于这些其他相关性。我们发现了一个剩余的相关性正在进行的恒星形成与环境，表明即使星系具有相似的形态，恒星质量和平均恒星年龄有较低的恒星形成率在密集的环境。因此，目前星团中的恒星形成梯度不仅仅是形态-密度、恒星质量-密度或平均恒星年龄-密度关系的另一个方面。此外，恒星形成的梯度不能仅仅是初始条件的结果，而必须部分地归因于通过对环境敏感的机制（或机制）的后续演化。我们的研究结果构成了一个真正的“吸烟枪”，指向环境对星系后期演化的影响。
2004-11-12 astro-ph
Galaxy morphology, kinematics and clustering in a hydrodynamic simulation of a LambdaCDM universe
我们探索星系的属性和它们与环境和集群的联系，使用人口的~1000星系形成的高分辨率流体动力学模拟的λ CDM宇宙学。在我们关注的红移z=1处，空间分辨率为1.4 kpc/h，银河系大小的盘星系在其维里半径内包含约10^5个粒子。我们包括超大质量黑洞吸积和反馈以及恒星形成的多相模型。我们发现，一些熟悉的定性关系之间的星系属性，例如，星系之间的两个广泛的极端类型，其中“晚”类型往往是较小的尺寸，有较低的圆周速度，年轻的恒星，较高的恒星形成率，较大的磁盘隆起比和较低的Sersic指数比“早期类型”。在以前的研究中，盘状星系的恒星成分并不像观测中那样有旋转支撑。尽管盘的尺度长度与观测结果相符，但球壳包含了太多的恒星质量。在模拟中加入黑洞物理似乎不会对角动量结果产生影响，我们也没有发现在质量分辨率明显较低的相同模拟中受到影响。尽管如此，我们可以有利地使用的排名顺序的磁盘总的比例，Sersic指数，或星系年龄分离星系到形态类和研究的密度形态关系和形态的集群依赖。我们发现，当红移z=0时，早期类型星系在稠密环境中的优势明显，而当红移z=1时，密度-形态关系变得更加平坦，晚期类型星系甚至比早期类型星系具有更高的成团幅度（略）。
2008-03-27 astro-ph
Comparing Galaxy Morphology at Ultraviolet and Optical Wavelengths
我们在远紫外（FUV，~ 1500 A）和光学（UBVRI）通带中对34个附近星系进行了成像调查，以表征星系形态与波长的函数关系。这个样本包括一系列经典的哈勃类型，从椭圆到不规则，重点是低倾角的螺旋，提供了一个有价值的数据库，用于与高z星系的图像进行比较，这些星系的FUV光被红移到光学和近红外波段。紫外线数据来自UIT Astro-2任务。我们目前的图像和表面亮度分布为每个星系，我们讨论了不同的哈勃类型的背景下，理解高Z对象的形态的波长依赖性。在一般情况下，年轻的恒星在FUV的主导地位产生的斑片状外观的形态类型晚于从光学图像推断。突出的环和环核恒星形成区在螺旋的FUV图像中非常明显，而凸起，酒吧和旧的红色恒星盘在这些短波长下是微弱的。然而，在明显的形态变化的幅度范围从戏剧性的早期型螺旋突出的光学凸起轻微的晚期型螺旋和不规则，其中年轻的恒星占主导地位的紫外线和光学发射。具有中心集中的对称爆发的星暴星系在FUV中显示出明显的"E/S 0“结构，而与环或合并相关的星暴则产生特殊的形态。我们简要地讨论了光学定义的哈勃序列描述FUV星系图像和估计形态k-校正的不足之处，我们提出了一些方向，为今后的研究与此数据集。
2000-02-04 astro-ph
Quantitative morphology and color gradients of E+A galaxies in distant galaxy clusters
对z=0.4-0.5的四个星系团的星系群进行了窄带多重滤光光度测量，获得了73个E+A星系的样本。其中34个国家有HST图像（WFPC 2）。我们已经确定了表面亮度分布，并通过指数或r^1/4定律拟合，根据星系的球盘比对星系进行了分类。我们发现，这些星系中的大多数是盘系统判断，从指数性质的档案。我们还导出了Cl 0016 +16中10个E+A星系的颜色梯度，以研究星暴的空间分布，并区分其起源的物理机制。颜色梯度表明，大多数的E+A星系在Cl 0016 +16显示很少的空间变化的V-I颜色（restframe U-V）。因此，我们对遥远的E+A星系的大而均匀的样本证实了这样一种说法，即它们增强的恒星形成是一种星系范围的现象。
1997-01-20 astro-ph
Mid-Infrared Galaxy Morphology Along the Hubble Sequence
利用Spitzer空间望远镜IRAC成像仪对18个邻近星系的中红外辐射进行了成像，获得了ISM中无红化恒星光球辐射和暖尘埃的空间分布。这两个组成部分为星系形态分类提供了一个新的框架，其中螺旋臂的存在及其相对于星光的发射强度可以直接测量，并具有高对比度。四个中红外分类方法进行了探索，其中三个是基于定量的全球参数（颜色，凸起到磁盘的比例）类似于那些在过去的光学研究，在这个有限的样本，都与传统的B波段分类。我们提出的原因，红外分类可能优于光学分类。
2004-05-29 astro-ph
Galaxy morphology and evolution from SWAN Adaptive Optics imaging
我们给出了在KS波段用自适应光学（AO）辅助成像的结果，该波段的面积为15弧分^2，用于SWAN（用NACO进行广域测量）。我们推导出高分辨率的近红外形态的~400星系KS~23.5在前21 SWAN领域周围的明亮的导星，仔细考虑到调查选择的影响，并使用一个准确的处理的非等晕AO PSF。根据星系的Sersic指数，将探测到的星系分为两类。提取的星系的形态属性和数量计数进行了比较与不同的星系形成和演化模型的预测，无论是对整个星系人口和分别为晚型和早型星系。这是第一次在近红外波段进行这样的比较，因为需要AO观测和精确的PSF建模来获得这些波长下弱场星系的可靠形态分类。对于早期类型的星系，我们发现，一个纯粹的光度演化模型，没有证据的相关数量和大小的演变，更好地再现了我们的KS选择的样本比目前的半解析模型的基础上的分层图片的星系形成所观察到的属性。特别是，我们发现，所观察到的扁平椭圆星系计数Ks~20是定量的预测，在观测之前计算的纯光度演化模型的预测吻合得很好。对于晚型星系，虽然这两种模型都能够重现的数量计数，我们发现一些可能的大小增长的提示。这些结果表明，AO观测的独特力量，以获得高分辨率的微弱星系的近红外形态的细节和驱动的星系演化的研究。
2006-08-02 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
Morphology of Galaxy Mergers at Intermediate Redshift
使用数值模拟和合成的哈勃太空望远镜宽视场相机2（HST WFC 2）的图像相结合，我们遵循在中间红移z=0.4和z=1.0的盘状星系合并的形态特征的可检测性。潮汐尾表面亮度的快速演化使得它们作为相互作用信号的用途受到限制;长的潮汐尾只能在相遇的相对早期，在星系实际合并之前被探测到。在星系合并后，剧烈的弛豫迅速平滑了等照度线的不规则性，留下了非常低的表面亮度潮汐碎片，这是几百万年后唯一的特殊迹象。在0.5（z=1.0）到1（z=0.4）Gyr之后，这些碎片变得与残骸的主体无法区分，留下一个形态正常的椭圆星系。使用WFC 1，由于像差的PSF，一旦星系合并，所有的签名几乎立即变得不可检测。我们解释这些结果在最近的HST计划调查的性质，在中等红移星系团的星爆和E+A星系。
1994-10-14 astro-ph
The Evolution of Galaxy Morphology for Galaxies in the Canada-France Redshift Survey
利用DDO系统对加拿大-法国红移巡天的229个星系图像进行了分类。这些观测结果与之前哈勃深空中已知红移的星系分类相结合。合并后的样本为425个已知红移的星系提供了均匀的形态分类。在红移范围0.25 < z < 1.2内，E + S 0 + E/S 0型星系的比例似乎保持在约17%。在相同的范围内，不规则（Ir）星系的比例从~5%增加到~ 12%。这种增加的一部分可能是由于温和的光度演化的Ir星系。合并的频率被发现上升了两个或三个因素，在本调查所涵盖的红移范围。
2001-05-17 astro-ph
Evolution of the Colour--Radius Relation and the Morphology--Radius Relation in the SDSS Galaxy Clusters
我们利用斯隆数字巡天的736个星系团的均匀样本，研究了$0.02\leq z\leq 0.14$、$0.14< z\leq 0.20$和$0.20< z\leq 0.30$三个红移仓的颜色-星系团中心半径关系和形态-星系团中心半径关系的红移演化。这两种关系在所有的红移区间都得到了很好的定义;蓝/晚型星系的比例随着星系团的向外增大而增大;蓝/晚型星系的比例随着红移的减小而减小。这种趋势与Butcher-Oemler效应和形态学Butcher-Oemler效应一致。此外，我们发现，颜色（光谱）的演变几乎完成了$z\sim0.2$，而形态的演变继续到今天。在所有的红移面元中，颜色-半径关系都是平滑的，而形态-半径关系只在最高红移面元中有一个突变。研究还发现，蓝晚型星系的比例主要在最高和中间红移仓之间减少，而红晚型星系的比例在所有红移仓中随着红移的减小而不断减少。这些结果与颜色（光谱）演变的时间尺度比形态演变的时间尺度短的解释一致。这表明处于转变中期的红晚型星系是被动旋涡星系。
2003-12-01 astro-ph
Galaxy Morphology Without Classification: Self Organising Maps
我们研究了一个可视化高维（> 2）数据集的一般框架，并使用中等红移的星系形态来证明它。在一个由四个纯形态学参数跨越的空间中，研究了这些星系的各种种群的分布。银河系图像是由哈勃太空望远镜（HST）宽视场行星照相机2（WFPC 2）在I波段（F814W）拍摄的。由于我们对星系在形态空间中的分布几乎没有先验知识，我们使用了一种无监督学习方法（Kohonen的自组织映射（SOM）的变体）。这种方法允许数据将自己组织到二维空间中，同时保留原始空间的大部分拓扑结构。因此，它使我们能够可视化星系的分布，并更容易地进行研究。该过程是完全自动化的，不依赖于任何类型的眼球分类，并且很容易适用于大量图像。我们将其应用到一个样本的2934个星系，并发现，形态相关以及与视星等分布和较小程度的颜色和凸起的优势。由此产生的地图跟踪一个类似于哈勃序列的形态序列，尽管是二维的。我们使用SOM作为诊断工具，并重新发现人口的膨胀占主导地位的星系的形态特征的奇特的星系。这是在不求助于眼球分类的情况下实现的。我们还研究了噪声对SOM的影响，并得出结论，我的幅度为24，我们的结果是可靠的。我们建议使用这种方法作为一个框架，更多的物理数据可以被纳入时，他们变得可用。希望这将有助于我们更深入地了解星系的演化。
1997-04-01 astro-ph
The effects of feedback on the morphology of galaxy discs
我们对LCDM宇宙中的星系形成进行了流体动力学模拟。我们已经遵循了星系形成在一个暗物质晕，选择有一个相对安静的最近合并的历史，使用不同的模型，恒星的形成和反馈。在所有情况下，我们采用了多相描述的星际介质和模拟恒星形成的静止和突发模式。我们已经探索了两个触发恒星爆发的因素：强烈的冲击和高气体密度，考虑到爆发中的恒星可能形成头重脚轻的初始质量函数。我们发现，星系的最终形态是非常敏感的恒星形成和反馈的建模。从相同的初始条件开始，星系跨越了哈勃类型的广泛范围，B波段盘总光度比从0.25到0.9不等，可以在相同的暗物质晕中形成。高气体密度导致星爆的模型（与AGN产生反馈的模型在性质上类似）产生高能风，并导致星系具有早期形态。模型中，恒星爆发是由强冲击导致扩展光盘。在这种情况下，与爆发相关的反馈抑制了小晕中重子的坍缩，帮助创造了一个热气体库，在$z = 1$之后，随着大量的动力学活动建立了晕，热气体库可以用于冷却。然后这些气体冷却形成一个巨大的年轻恒星盘。
2005-08-16 astro-ph
Kinematics and morphology of the Narrow-Line Region in the Seyfert galaxy NGC1386
本文给出了塞弗特2星系NGC 1386窄线区的高空间和光谱分辨率的二维阶梯光栅光谱图。这个塞弗特星系是用CASPEC在5270-7725埃的波长范围内观测到的，其中包括H-α和[N II]线。通过使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2拍摄的空间高分辨率图像，我们可以识别光谱中窄线区域的各个组成部分。光谱的高斯分解揭示了9个不同的发射线复合物。最亮的分量相对于系统速度蓝移了-120+-10 km/s，相对于星系核的偏移量为-1.6”。NGC 1386的真核的H-α视光度比这一部分低得多。原子核可能被高度吸收了。虽然大多数的窄线区域组件遵循一个规则的速度场，我们发现一个单独的运动学组件的证据。窄线区与从NGC 1386中心向南传播的射电喷流反平行。
2000-08-17 astro-ph
The bright galaxy population of five medium redshift clusters. I. Color-Magnitude Relation, Blue Fractions and Visual Morphology
使用数据的红移范围内的5个星系团的$\leq$ z $\leq$ 0.25，成像与北欧光学望远镜（NOT）在中央$\approx$ 1兆秒差距$^2$在非常好的观看条件，我们已经进行了详尽的检查其明亮的星系人口。在这个红移范围内，只有少量具有所需分辨率和质量的数据可用，对于理解星系团的形成和演化特别重要。我们已经检查了这些星系团的颜色-星等关系（CMR），并测量了它们核心中星系的蓝色部分，以检查在其他工作中发现的演化证据。此外，还对星系形态进行了目视分类，考察了形态与半径的关系，无论是在CMR斜率还是在星系的蓝色部分，都没有发现演化的迹象。关于这些参数和形态混合的情况的多样性已经注意到，五个集群中有两个包含一个占主导地位的晚型核心人口。星系团A1878的一些性质与样本中的其他星系团不同，因此非常突出。在我们的分析中没有出现明显的进化迹象。这些数据支持这样一种观点，即我们星系团中星系的形态和恒星含量已经稳定在z $\sim$ 0.2。虽然样本中星系团的数量很少，无法给出明确的结论，但只有星系团中相互作用的星系的比例似乎比后发座星系团中的大。
2008-05-29 astro-ph
A Redshift z=5.4 Lyman alpha Emitting Galaxy with Linear Morphology in the GRAPES/UDF Field
我们已经发现了一个扩展的莱曼α羽与一个紧凑的源在红移5.4的狭缝光谱数据从棱镜ACS计划河外科学（GRAPES）项目。发射的空间范围约为6 x 1.5 kpc（1 x 0.25 arcsec）。结合我们的棱镜数据和哈勃超深场（UDF）图像的宽带图像，我们发现莱曼α线通量为2 e-17 erg/cm 2/s，表面亮度为7 e-17 erg/cm 2/s/arcsec 2。UDF图像显示了与莱曼α羽流（以下简称UDF 5225）相关的扩散连续辐射，有三个嵌入的结。UDF 5225的形态高度暗示了一个正在组装的星系。此外，这个物体突出的莱曼α辐射可能是由于一个活跃的核，我们看到的是通过星系和它的中心黑洞的吸积同时增长。在更高光谱分辨率下的后续观测可以检验这一假设。
2004-12-06 astro-ph
The Luminosity, Colour and Morphology dependence of galaxy filaments in the Sloan Digital Sky Survey Data Release Four
我们已经测试了光度，颜色和形态的依赖程度的连续性在七个近两个维度的地带从斯隆数字巡天数据发布四（SDSS DR4）。分析是在不同水平的粗粒化，使我们能够解决不同的长度尺度。我们发现，较亮的星系比较暗的星系在粗粒化的所有水平上具有较少的非线性分布。红色星系和椭圆星系的分布显示出更高程度的平行性相比，蓝色星系和螺旋分别在低水平的粗粒化。在较高的粗粒化水平下，该行为相反。我们提出了一个图片，其中的椭圆密集分布在附近的节点的灯丝相交，而螺旋稀疏分布沿整个程度的灯丝。我们的发现表明，椭圆星系过剩的区域比星系团大，突出到暗条中。我们还比较了半解析模型的预测星系形成（千年运行星系目录）对我们的结果SDSS。我们发现这两个是在协议的$M^{*}$星系和红色星系，而该模型未能正确预测的明亮的星系和蓝色星系的平行性。
2006-07-31 astro-ph
Non-Gaussian morphology on large scales: Minkowski functionals of the REFLEX cluster catalogue
为了量化高阶相关性的星系团分布，我们使用了一个完整的家庭的附加措施，使尺度依赖的形态信息。闵可夫斯基泛函可以用n点关联函数的积分来解析表示。它们可以与测量的Minkowski泛函的体积有限的样品提取的反射调查。我们发现星系团的大尺度空间分布具有显著的非高斯特征。在95%的显著性水平上，可以排除高斯-泊松过程作为星系团分布的可行模型。
2001-07-27 astro-ph
Some Musings on Galaxy Morphology
仔细观察Shapley-Ames星系的大尺度照片，似乎可以发现星系的形态特征在星系色星等图中位于窄红色和宽蓝色序列之间有一个平滑的过渡。换句话说，在蓝色和红色星系之间似乎没有二分法。星系的颜色和形态都与它们的环境密切相关。红色和早期型Shapley-Ames星系在星系团中占主导地位，而蓝色晚期型恒星形成物体则占主导地位。有趣的是，小星系团中星系的颜色和形态与场相似，而与星系团中的不同。正如Baade所指出的，尘埃的存在和恒星的形成是非常密切相关的，除了少数可能有不寻常的演化历史的星系。在整个范围内从S 0到Sc有正常和禁止对象的综合颜色之间没有显着差异，这表明酒吧的形成不会显着影响恒星的星系演化历史。
2007-06-25 astro-ph
Alignment and morphology of elliptical galaxies: the influence of the cluster tidal field
我们研究了两种可能的球形星系团的潮汐场对它的椭圆星系成员的影响：球形星系的椭圆率的修改和在集群径向方向上的等照度排列的一个失调的长星系。数值N体模拟已经进行了径向和圆形银河轨道。简要地探讨了受扰星系中恒星零速面的性质，并讨论了星系对外场的绝热性。对于丰富的集群的特征参数的选择，我们发现，在球形星系的诱导椭圆率低于或接近可探测性水平。但我们发现，潮汐力矩可以导致显着的等照度线的星系的长轴与星系团的径向方向，如果星系是在星系团的核心半径。与哈勃时间相比，对准所需的时间非常短。一个显着增加的椭圆外等照度线的长模型也被发现，但没有观察到的等照度线扭曲。我们的主要预测是一个椭圆星系人口的排列隔离，根据其轨道是否主要位于外或内的集群核心半径。这些结果还表明，星系在富星系团中的排列与自下而上的星系形成情景并不矛盾。
1994-04-24 astro-ph
LRG J0239-0134: A Ring Galaxy or a Pair of Superbubbles at z=1 ?
LRG J0239 $-$ 0134在$z$ =1.062处的不寻常形态被解释为环形星系。在这里，我们提出了一个替代的想法，环形的形态是由于一对超级气泡驱动的强烈的恒星爆发在该星系的中心区域。支持超级气泡模型的证据是：1）中心天体的后星爆性质表明，超新星爆炸的爆发至少可能发生在$\sim 10^7$年前，2）在中心天体中看到的暗巷表明，我们从近侧的角度观察到这个物体，3）环状形态与它是一对超级气泡的想法并不矛盾。所有这些支持超级泡沫模型的证据似乎都是间接的。然而，如果是这样的话，这个星系提供了一个重要的例子，在高红移的超级风活动。
2000-11-03 astro-ph
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。
2005-01-20 astro-ph
