We present a fundamental plane (FP) analysis of 141 early-type galaxies in the Shapley supercluster at z=0.049 based on spectroscopy from the AAOmega spectrograph at the AAT and photometry from the WFI on the ESO/MPI 2.2m telescope. The key feature of the survey is its coverage of low-mass galaxies down to sigma_0~50km/s. We obtain a best-fitting FP relation log r_e=1.06 log sigma_0 - 0.82 log < I >_e + cst in the R band. The shallow exponent of sigma_0 is a result of the extension of our sample to low velocity dispersions. We investigate the origin of the intrinsic FP scatter, using estimates of age, metallicity and alpha/Fe. We find that the FP residuals anti-correlate (>3sigma) with the mean stellar age in agreement with previous work. However, a stronger (>4sigma) correlation with alpha/Fe is also found. These correlations indicate that galaxies with effective radii smaller than those predicted by the FP have stellar populations systematically older and with alpha over-abundances larger than average, for their sigma_0. Including alpha/Fe as a fourth parameter in the FP, the total scatter decreases from 0.088 dex to 0.075 dex and the estimated intrinsic scatter decreases from 0.068 dex to 0.049 dex. Thus, variations in alpha/Fe account for >> 30% of the total variance around the FP, and >> 50% of the estimated intrinsic variance. This result indicates that the distribution of galaxies around the FP are tightly related to the enrichment, and hence to the timescale of star-formation. Our results appear to be consistent with the merger hypothesis for the formation of ellipticals which predicts that a significant fraction of the scatter is due to variations in the importance of dissipation in forming merger remnants of a given mass.
An Improved [O III] Line Width to Stellar Velocity Dispersion Calibration: Curvature, Scatter, and Lack of Evolution in the Black-Hole Mass Versus Stellar Velocity Dispersion Relationship
The Correlation Between Halo Mass and Stellar Mass for the Most Massive Galaxies in the Universe
我们目前的测量星系团作为其恒星质量的函数在重子振荡光谱调查。我们使用12种不同的方法来估计恒星质量，隔离的方法，在固定的晕质量具有最小的散射样本的聚类进行比较。在这个测试中，具有最小误差的恒星质量估计在固定数量密度下产生最高的聚类幅度。我们发现Chen et al（2012）的PCA恒星质量与晕质量的相关性最强。PCA质量使用了整个星系光谱，与其他仅使用光学光度信息的估计不同。使用PCA质量，我们测量的大尺度偏差作为Mgal的函数与logMgal>=11.4的星系，校正在我们的测量的低质量端的不完整性。使用丰度匹配的分析来连接暗物质晕质量恒星质量，我们构建的理论模型b（Mgal）匹配相同的恒星质量函数，但有不同的数量的散射在固定的晕质量，sigma_logM的恒星质量。使用这种方法，我们发现sigma_logM=0.18^{+0.01}_{-0.02}。这个值包括内在散射以及恒星质量的随机误差。为了部分去除后者，我们使用重复的光谱来估计恒星质量的统计误差，产生的上限为0.16德克斯的内在散射。
Does Concentration Drive the Scatter in the Stellar-to-Halo Mass Relation of Galaxy Clusters?
浓度是暗物质晕的关键属性之一，它可以驱动大质量星系团的恒星-晕质量关系中的散射。我们得到了强大的光度恒星质量的样本中最亮的中央星系（BCGs）的SDSS redMapper集群在$0.17<z<0.3$，并分裂成两个相等的晕质量的子样本的星团由他们的BCG恒星质量$M_*$。弱透镜配置文件$ΔΣ$的两个集群子样本表现出不同的斜率尺度低于1 M $pc/h$。为了解释这种差异，我们进行了一个全面的贝叶斯模型的两个$ΔΣ$配置文件，包括不同程度的偏心效应之间的两个子样本的X射线观测。发现两个子样品具有相同的平均晕质量$1.74 \times 10^{14} M_{\odot}/h$，但低$M_*$团簇的浓度为$5.87_{-0.60}^{+0.77}$，${\sim}1.5σ$小于高$M_*$团簇的浓度~（$6.95_{-0.66}^{+0.78}$）.此外，星系团弱透镜效应和星系团-星系的互相关都表明，低$M_*$、低浓度星系团的大尺度偏置比高$M_*$、高浓度星系团的大尺度偏置高${\sim}10\%$，这可能是星系团组装偏置效应的证据。我们的研究结果揭示了一个显着的物理联系的恒星质量在20{-}30 k $pc/h$，暗物质质量在${\sim}$ 200 k $pc/h$，和宇宙的超密度在10 M以上的尺度$pc/h$，使一个关键的观测测试的大质量星系团和它们的中央星系之间的共同…
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
Equilibrium model prediction for the scatter in the star-forming main sequence
分析“平衡模型”的星系演化使用的质量平衡方程是能够重现平均观测到的星系之间的恒星质量，晕质量，恒星形成率（SFR）和金属丰度在大多数宇宙的时间与少量的参数反馈的缩放关系。在这里，我们的目标是测试这个数据约束模型，以量化恒星质量和SFR之间的平均关系的偏差，即恒星形成星系的主序列（MS）。我们实现的波动晕吸积率参数化合并为基础的模拟，并量化的内在散射引入MS的假设下，在恒星形成的波动遵循重子流入波动。我们预测，在恒星质量范围10^8 Mo到10^11 Mo，红移范围0.5 < z < 3 for SFRs averaged over 100 Myr. The scatter increases modestly at z >3，以及在较短时间尺度上平均的情况下，1-sigma MS散射约为0.2 - 0.25 dex。合并引起的恒星形成的贡献通常很小，今天约为5%，在宇宙恒星形成的高峰时期为10 - 15%。这些结果与现有的观测结果基本一致，表明偏离MS主要反映了由于晕合并的流入率的随机性。
