GEMINI-GMOS spectroscopy in the Antlia cluster
F. Faifer, A. Smith Castelli, L. P. Bassino, T. Richtler, S. A. Cellone
我们目前的光谱研究的Antlia集群通过GEMINI-GMOS数据的初步结果。我们得出了新的径向速度，使我们能够确认几个新的微弱星系的集群成员资格，以及确定非常有趣的背景对象。
We present preliminary results of a spectroscopic study performed in the Antlia cluster through GEMINI-GMOS data. We derived new radial velocities that allow us to confirm the cluster membership of several new faint galaxies, as well as to identify very interesting background objects.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Two confirmed compact elliptical galaxies in the Antlia cluster
我们通过MAGELLAN-MIKE和GEMINI-GMOS谱证实了在Antlia星系团中心区域存在两个致密椭圆星系。在100 Mpc的距离内，目前已知的这种罕见类型的星系只有大约12个。有了这个发现，Antlia成为最近的星系团，在它的星系群中拥有一个以上的cE星系。其中一个星系显示出与一个巨大的椭圆星系相互作用的证据，椭圆星系主导着星系团的中心区域。
Ultra-Compact Dwarfs around NGC 3258 in Antlia
本文介绍了在Antlia星系团（-10.5 < M_V < -11.6）中发现的第一个亮度在超致密矮星（UCD）范围内的致密恒星系统。讨论了UCD与球状星团（CG）之间的星等界限。通过VLT（FORS 1）、CTIO（MOSAIC）和HST（ACS）的影像资料，在测光的基础上选出11个UCD/亮GC，并通过在新GEMINI（GMOS-S）光谱上测量的径向速度确认为Antlia成员。此外，九个UCD候选人确定考虑到来自其表面亮度分布的属性。所有这些星系，无论是成员还是候选者，都位于星系团核心最明亮的两个椭圆星系之一NGC 3258附近。该样品中的Antlia UCD的绝对星等比M_V ~ -11.6等弱，大部分颜色在蓝色GC范围内，只有两个在红色GC范围内。测量的有效半径为躺在ACS领域的范围R_eff = 3 - 11 pc和类似的等效对象在其他集群，从文献中获得。UCD样品在大小-光度平面上也有相同的行为：对于亮度大于M_V ~ -10.5 - -11等的UCD，R_eff与M_V之间存在线性关系，而对于R_eff近似为常数的较暗UCD，R_eff与M_V之间没有变化趋势。UCD、GC和X射线发射的空间分布表明，两个Antlia集团正在合并，主要是NGC 3258和NGC 3268。矮椭圆星系的核和蓝色UCD在色星等图上具有相同的轨迹，支持了一些蓝色UCD可能是剥离有核矮星的残余…
Galaxy populations in the Antlia cluster - III. Properties of faint early-type galaxies
（Abridge）我们提出了一个新的分析的早期类型的星系人口在中央区域的Antlia集群，重点是微弱的系统，如矮椭圆（dE）和矮球体（dSph）。利用GEMINI-GMOS谱和MAGELLAN-MIKE谱确认了22个早型星系为Antlia成员。其中，2颗属于罕见的紧凑椭圆星系（cE），5颗是以前从未被编目的新暗矮星。此外，我们提出了16个新发现的低表面亮度星系候选者，其中几乎一半显示的形态与Antlia的本星系群dSphs相一致，这将我们研究的微弱光度限制扩展到MB = -10.1（BT = 22.6）mag.我们在华盛顿测光系统中建立了一个改进的CMR，即积分T1星等与（C-T1）颜色，其将\sim 4等向光谱学证实的Antlia成员的极限延伸。当只考虑已确认的早型成员时，这种关系在光度上延伸到10等以上，在其暗淡的一端，斜率没有明显的变化，色散也没有增加。内在的颜色散射的关系与其他星系团的报告相比，我们认为，它很可能是大的散射的CMR，通常在微弱的幅度报告，主要是由于光度误差以及不正确的成员/形态分类。的光度与平均有效表面亮度的关系在明亮和暗淡的两端的不同行为进行了分析，而它被证实，在同一关系的dE星系提出了一个非常相似的有效半径，无论它们的颜色。成员样本的投影空间分布证实了Antlia中存在两个群体，每个群体都由一个巨大的椭圆星系主导，并且每个巨星附近都有一个cE。
Interaction effects on galaxy pairs with Gemini/GMOS- I: Electron density
本文对7个相互作用星系中的\ion{H}{ii}区的电子密度进行了观测研究。这些数据由4400 - 7300 A范围内的长缝光谱组成，这些光谱是由南双子座（GMOS）的双子座多目标摄谱仪获得的。使用发射线[SII] 6716/6731的比率确定电子密度。我们的研究结果表明，从我们的样本相互作用星系的HII区域获得的电子密度估计系统高于孤立星系。相互作用星系的平均电子密度值在$N_{\rm e}=24-532$\，$ \rm cm^{-3}$的范围内，而孤立星系的平均电子密度值在$N_{\rm e}=40-137\: \rm cm^{-3}$的范围内。将观测到的发射谱线与光电离模型的预言进行比较，我们证实了星系AM 1054 A，AM 2058 B和AM 2306 B的几乎所有\ion{H}{ii}区都有激波气体激发的发射谱线。对于其余的星系，只有少数HII区域有由冲击激发的发射线，例如AM1.2322B（1点）和AM1.2322A（4点）。激波的存在和电子密度之间没有相关性。事实上，在我们的样品中发现的最高电子密度值不属于气体冲击激发的对象。我们强调考虑这些量的重要性，特别是当金属丰度是为这些类型的系统。
Gemini GMOS spectroscopy of HeII nebulae in M33
我们对本星系群M33的HeII 4686发射线进行了窄带巡天，以确定该星系中的HeII星云。通过光谱跟踪观测，我们确认了七个候选天体中的三个，包括两个新的HeII星云BCLMP 651，HBW 673的识别。我们还获得了所有的HII区域的相关电离星的光谱，确定了两个新的WN星。我们证明了已知的HeII星云MA 1的电离源与早期WN星MC 8（M33-WR 14）是一致的，通过对MC 8和MA 1进行恒星和星云分析。我们无法确定HBW 673和BCLMP 651的氦电离源，它们似乎不是沃尔夫-拉叶星。根据[OIII]5007/Hbeta与[NII]6584/Halpha的诊断图，除了热恒星连续体之外，还需要激发机制来解释HBW 673中的星云发射，它似乎根本没有恒星源。
Gemini GMOS--IFU spectroscopy of the compact HII galaxies Tol 0104-388 and Tol 2146-391: The dependence on the properties of the interstellar medium
利用GMOS-IFU光谱观测，研究了致密HII/BCD星系Tol 0104-388和Tol 2146-391的发射谱线、等效宽度EW（Hb）、消光系数c（Hb）、电离比的空间分布（[OIII]5007/Hb，[SII] 6717，6731/Ha和[NII]6584/Ha），运动学，以及这些星系中暖星际介质的化学模式（O/H，N/H和N/O）。我们还调查了可能的依赖这些属性的I（HeII 4686）/I（Hb）的比例，并发现这些变量之间没有显着的相关性。事实上，在HeII 4686发射线被测量的区域中，氧丰度似乎是均匀的。可以这样解释，这些相关性与星系的整体性质有关，而与小块的星际介质无关。虽然在Tol 2146-391中可能观察到了微弱的N/H梯度，但现有的数据表明，来自以前恒星形成事件的金属在这些星系的光学范围内混合均匀。N/O比的空间恒定性可能归因于恒星爆发驱动的超级壳层对金属的有效运输和混合，这些超级壳层由星系内部大量未解决的星团提供动力。这种情况下同意的想法，大多数观察到的HeII 4686发射线，在我们的星系样本，是由辐射冲击。
Searching for star-forming dwarf galaxies in the Antlia cluster
星系团中矮星系的形成和演化需要了解，这需要大口径望远镜。在这个意义上，我们选择Antlia集群继续我们之前在Virgo、Fornax和Hydra集群以及本地卷（LV）中的工作。由于缺乏可用的文献数据，我们选择了一个小样本的五个蓝致密矮星（BCD）的候选人在Antlia进行观察。使用双子座南和GMOS相机，我们获得了在这个样本中检测恒星形成区域所需的Halpha成像。利用在三个BCD候选体中探测到的最亮七个节的长缝光谱数据，我们推导了它们的基本化学性质。利用VISTA VHS卫星观测资料，拟合了整个样品的K_S星等和表面亮度轮廓，以评估样品的基本物理性质。根据它们的形貌、K_S表面光度、氧丰度和速度红移，确定FS 90 -98、FS 90 -106和FS 90 -147是BCD和团簇成员。FS 90 -155和FS 90 -319没有Hα发射，因此不能确认它们是矮星系团的恒星形成星系。根据我们的数据，我们研究了一些基本的关系，比较恒星形成的矮星（BCD和DI）在LV和室女座，天炉座，长蛇座，和Antlia集群。附近星团中的成星矮星似乎在近红外波段与LV中的类似天体遵循相同的基本关系，特别是大小-光度和金属性-光度，而其他更基本的关系由于缺乏数据而无法在Antlia中检查。
Gemini/GMOS Spectroscopy of 26 Strong Lensing Selected Galaxy Cluster Cores
我们目前的结果，从光谱计划针对26强透镜集群核心，视觉识别的斯隆数字巡天（SDSS）和第二次红色序列集群调查（RCS-2）。26个星系团透镜的红移范围为0.2 < z < 0.65，我们的光谱显示了69个独特的背景源，红移高达z=5.200。我们还确定了262个星系团成员星系的红移，并测量了18个星系团的速度色散和动力学质量，其中我们有N \geq 10个星系团成员星系的红移。我们包括一个会计强透镜选择集群的动力学质量的预测结果从数值模拟和讨论可能的来源偏差在我们的观察。具有N个\geq 10个光谱星团成员的18个星团的平均动力学质量为M_{Vir} = 7.84 x 10^14 M_sun h_{0.7} ^{-1}，这比模拟中强透镜选择星团的预测值稍高。考虑到我们的动力学数据中存在较大的不确定性，速度弥散校准中存在系统不确定性，以及理论建模的局限性，这种分歧并不显著。然而，我们的研究代表了重要的第一步，以系统的方式确定的系统表现出戏剧性的强透镜特征的集群大样本的特征。
Photometry and Dynamics of the Minor Merger AM1219-430 with Gemini GMOS-S
我们提出了一个观测研究的相互作用的动力学和形态的小合并AM 1219 -430。这项工作基于双子座南望远镜的双子座多目标光谱仪获得的r'和g'图像以及长缝光谱。我们在主星系（AM 1219 A）中发现了一个潮汐尾，以及一座连接星系的物质桥。在光度上，AM 1219 A比第二颗（AM 1219 B）亮约3.8倍。AM 1219 A的表面亮度分布被分解为凸起和圆盘分量。由于恒星形成区的贡献，该轮廓显示了~ 53%的光过剩，这是典型的星暴星系。另一方面，AM 1219 B的表面亮度轮廓除了凸起和圆盘之外还显示了透镜结构。这两个星系的盘结构的尺度长度和中央的幅度同意与星系的平均值，没有正在进行的相互作用或干扰形态的迹象。Sérsic指数（n<2），两个星系的有效半径和尺度半径都是典型的伪星系。由电离气体的发射谱线得到的AM 1219 A的转动曲线是相当不对称的，表明是一种受相互作用扰动的气体。我们探索恒星和暗物质质量的所有可能值。AM 1219 A质量分布的总体最佳拟合解为：凸起和圆盘的M/L分别为M/L_b=2.8_-0.4^+0.4和M/L_d=2.4_-0.2^+0.3，Navarro、Frenk和White曲线分别为M_200=2.0_-0.4^+0.5 x10^12 M_sun和c=16.0_-1.1^+1.2。估计的动力学质量为1.6x10^11 M_sun，半径约为10.6 …
SPT-GMOS: A Gemini/GMOS-South Spectroscopic Survey of Galaxy Clusters in the SPT-SZ Survey
我们提出的SPT-GMOS，光谱调查与双子座多目标摄谱仪（GMOS）的双子座南的结果。SPT-GMOS的目标是SPT-SZ巡天中发现的星系团。°的南极望远镜（SPT）拍摄的南半球的天空。2011年1月至2015年12月期间，对62个SPT选定的星系团进行了多目标光谱观测，产生了2595个源的径向速度测量光谱。我们确定这些来源中有2243个是星系，352个是恒星。在这些星系中，我们确定1579个为SPT-SZ星系团的成员。这些观测的主要目标是获得星系团成员星系的光谱，以估计星系团的红移和速度色散。我们描述了完整的光谱数据集和由此产生的数据产品，包括星系红移，星系团红移和速度色散，和测量的几个著名的光谱指数为每个星系：[O II] 3727，3729和H-δ的等效宽度，W，和4000 A的断裂强度，D4000。我们使用光谱指数按光谱类型对星系进行分类（即，被动的，后星爆，恒星形成），我们匹配的光谱对光度目录，以表征光谱观察到的集群成员作为亮度的函数（相对于m*）。最后，我们报告了八个星系团核心中十个明亮的强透镜背景星系的几个新的红移测量结果。将SPT-GMOS数据集与先前SPT-SZ星系团的光谱跟踪相结合，得到了>100个星系团的光谱测量结果，或约20%的完整SPT-SZ样本。
Gemini/GMOS Imaging of Globular Cluster Systems in Five Early-type Galaxies
本文介绍了五个早型星系的球状星团（GC）系统的高质量测光结果。光度数据是用双子座北望远镜和双子座南望远镜在滤波器通带g '、r'和i '中获得的。这些滤波器与良好的视宁度条件相结合，可以很好地分离GC候选对象和未解析的字段对象。双峰GC颜色分布被发现在所有五个星系。大多数GC系统甚至在（g' -r'）对（r' -i'）平面上也呈现双峰。在所有的星系中发现了一个解决/边缘解决GC和超紧凑矮候选人的人口。在色彩星等图中搜寻所谓的“蓝倾斜”，显示NGC 4649清楚地显示了这种现象，尽管没有发现样本中其他星系的确凿证据。这种“蓝色倾斜”转化为质量-金属丰度关系，由Z \propto M ^0.28 \pm 0.03给出。这种依赖性被发现使用一个新的经验（g' -i'）与[Z/H]的关系，依赖于一个均匀的样品的GC颜色和金属。本文还探讨了径向趋势的颜色和表面密度的蓝色（贫金属）和红色（富金属）GC亚群。像往常一样，红色GC比蓝色GC显示更陡峭的径向分布。在一些GC系统中发现了galactocentric颜色梯度的证据，对于样品中的两个S 0星系来说更显着。红色的GC子群显示出与内部区域的星系晕星相似的颜色和梯度。红色GC的GC平均色-星系光度关系符合[Z/H] \propto L_B ^0.26 \pm 0.08。对NGC 3115、NGC 3379、NGC 3923和NGC 4649的总…
The Giant Gemini GMOS survey of z>4.4 quasars - I. Measuring the mean free path across cosmic time
我们已经获得了163个类星体的光谱在$z_\mathrm{em}>4.4$与双子座多目标光谱仪的双子座南北望远镜，最大的公开样品的高质量，低分辨率的光谱在这些红移。从这个均匀的数据集，我们产生了堆叠类星体光谱在三个红移间隔$z\sim 5$。我们模拟了低于静止坐标系莱曼极限（$λ_\mathrm{r}<912$极限）的通量，以评估星系际介质对HI电离辐射的平均自由程$λ_\mathrm{mfp}^{912}$。在平均红移$z_\mathrm{q}=4.56$，4.86和5.16，我们测量$λ_\mathrm{mfp}^{912}=(22.2\pm 2.3, 15.1\pm 1.8, 10.3\pm 1.6)h_{70}^{-1}$适当的Mpc与样本方差占主导地位的不确定性。结合我们的结果与低红移的$λ_\mathrm{mfp}^{912}$测量，数据很好地模拟了一个简单的幂律$λ_\mathrm{mfp}^{912}=A[(1+z)/5]^η$与$A=(37\pm 2)h_{70}^{-1}$ Mpc和$η= -5.4\pm 0.4$之间的$z=2.3$和$z=5.5$。这种快速的演化需要一种物理机制--超越宇宙膨胀--来降低宇宙的有效莱曼极限不透明度。我们推测，大多数的HI莱曼极限不透明度表现在气体外的星系暗物质晕，跟踪大规模的结构（如灯丝），其平均密度（因此中性分数）随宇宙时间…
The effects of the interaction on the kinematics, stellar population and metallicity of AM2322-821 with Gemini/GMOS
本文对星系对AM\，2322 -821的运动学、恒星星族和氧丰度的相互作用进行了观测研究。得到了伴星系（AM 1，2322 B）的一条对称的自转曲线，其解投影速度幅值为110 km s $^{-1}$，并利用该解投影速度估算了半径为4 kpc的$ 1.1 - 1.3 \times 10^{10} M_{\sun}$的动力学质量.在伴星的径向速度场中发现了不对称性，很可能是由于星系之间的相互作用。主星系和伴星系之间的相互作用是用数值N体/流体动力学模拟来模拟的，结果表明，该系统的当前阶段将是在近银河系之后大约9000万年。使用恒星星族综合代码{ \sc STARLIGHT}分析了两个星系中恒星族成分分布的空间变化。伴星星系主要由一个非常年轻（t $ \leq 1\times10^{8}$ yr）的人口，与人口的比例，总流量在$λ\, 5\,870\, Å$，增加向外的星系盘。另一方面，AM\，2322 A的恒星星族沿观测到的狭缝位置是不均匀的。在气相中的氧丰度的空间分布得到使用诊断图R23与[OIII]/[OII]，在那里我们比较了观测值与从光电离模型得到的。这对星系的氧丰度梯度比典型的孤立螺旋星系明显平坦。这种金属丰度分布被解释为相互作用引起的从星系外部到中心的气体流动破坏了梯度
Gemini GMOS and WHT SAURON integral-field spectrograph observations of the AGN driven outflow in NGC 1266
我们利用SAURON和GMOS积分场摄谱仪对NGC 1266中的活动星系核（AGN）能量外流进行了观测。这个不寻常的星系相对较近（D=30 Mpc），使我们能够研究活动星系核反馈的过程。我们目前的地图的运动学和线强度的电离气体发射线H α，H β，[OIII]，[OI]，[NII]和[SII]，并报告检测钠D吸收。我们使用这些示踪剂来探索源的结构，推导出电离和原子气体运动学，并调查气体激发和物理条件。NGC 1266包含两个电离气体成分，沿着大多数视线，追踪正在进行的外流和一个更接近星系系统的成分，其来源尚不清楚。这种气体似乎受到新生活动星系核喷流的干扰。我们确认NGC 1266中的流出物确实是多相的，包含无线电等离子体、原子、分子和电离气体以及X射线发射等离子体。外流的速度高达\pm 900 km/s，远离系统速度，并且很可能从星系中移除大量的冷气体。NGC 1266中的LINER样线辐射被延长，可能是由于射电喷流与ISM相互作用引起的快速激波。这些冲击波的速度高达800公里/秒，与观测到的外流速度非常吻合。钠D等效宽度剖面用于设置流出物尺寸和方向的约束。电离气体的形态与新生的无线电射流在1.4 GHz和5 GHz的连续发射中观察到，支持AGN射流提供所需的能量来驱动外流的建议。
The Lick-Index Calibration of the GEMINI Multi-Object Spectrographs
我们提出了校准的光谱Lick/IDS标准线指数系统获得的测量与双子座多目标光谱仪称为GMOS-北和GMOS-南。我们为B600棱镜和两种仪器设置的25个标准Lick线指数中的每一个提供线性校正函数，一种具有0.5弧秒狭缝宽度和1x 1 CCD像素合并（对应于~2.5埃光谱分辨率），另一种具有0.75弧秒狭缝宽度和2x2合并（~4埃）。我们发现小的和定义良好的校正条款的一组巴尔末指数Hbeta，HgammaA，和HdeltaA随着金属丰度敏感指数Fe 5015，Fe 5270，Fe 5335，Fe 5406，Mg 2和Mg B，被广泛用于遥远恒星系统的恒星星族诊断。我们发现其他指数，采样分子吸收带，如TiO 1和TiO 2，具有非常宽的波长覆盖范围或指数，采样非常弱的分子和原子吸收特征，如Mg 1，以及指数特别窄的通带定义，如Fe 4384，Ca 4455，Fe 4531，Ca 4227和Fe 5782，不太稳健校准。应谨慎使用这些指数。
Gemini Spectroscopy of Ultra-Compact Dwarfs in the Fossil Group NGC 1132
用双子座多目标光谱仪（GMOS）对化石群NGC 1132中的超致密矮星（UCD）候选者进行了光谱跟踪。这些新的Gemini光谱证明了NGC 1132化石群中存在6个UCD，它们的距离为D~100 Mpc，后退速度为v_r = 6935 +/-11km/s。UCD星群中最亮和最大的成员是一个类似M32的星系，其大小为77.1 pc，星等M_V=-14.8等，其特征介于最亮的UCD和致密椭圆星系之间。UCD系综的平均径向速度<v_r>为6966 +/-208 km/s，速度色散为169 +/-18 km/s，与贫星系群相似。这项工作表明，UCD可以作为测试粒子来确定星系群的动力学性质。UCD在化石群环境中的存在得到了证实，因此UCD可以在不同的进化条件下形成。
GEMINI 3D spectroscopy of BAL+IR+Fe II QSOs: II. IRAS 04505-2958 an explosive QSO with hypershell and a new scenario for galaxy formation and galaxy end
从BAL + IR + Fe II类星体的研究（使用深双子座GMOS-IFU光谱）的新结果：红外天文台04505-2958。具体来说，我们详细研究了外流（OF）过程及其相关结构，主要是在两个大星系尺度：（i）两个斑点/壳（S1，S2）在半径r = 1.1和2.2 kpc的;（ii）外部超巨星壳（S3）在r = 11 kpc。此外，还讨论了在r = 80 kpc时两个非常扩展的超巨星壳层（S4，S5）的存在.从GMOS研究中获得了以下主要结果：（i）对于外部超巨星壳层S3，电离气体的运动学GMOS图显示出与在NGC 5514中观察到的爆炸外部超巨星壳层原型非常相似的特征。(ii)这个超巨星壳层S3-的主要节点K1、K2和K3 -显示了与星暴+ OF/激波存在相关的恒星星族和发射线比率。(iii)内壳层S1和S2的结构、OF成分和性质与Mrk 231核壳层中检测到的非常相似。(iv)壳层S1+S2和S3在PA = 131处对齐：即表明OF过程处于具有双极结构的吹出阶段。此外，壳体S4和S5（80-100 kpc尺度）在PA = 40时对齐，即：垂直于内部OF的双极OF。最后讨论了BAL + IR + Fe II类星体中与HyNe有关的UHE宇宙射线和中微子/暗物质的产生。
Hubble Frontier Fields: Predictions for the Return of SN Refsdal with the MUSE and GMOS Spectrographs
基于对哈勃空间望远镜前沿场（HFF）成像数据的强引力透镜分析和Gemini/GMOS和VLT/MUSE的光谱跟踪，我们提出了一个高精度的星系团MACSJ1149.6+2223的质量模型。我们的模型包括12个新的多重成像星系，使总数达到22个，由65个单独的透镜图像组成。与前两个HFF星团Abell 2744和MACSJ0416.1-2403不同，MACSJ 1149在HFF数据中没有显示出那么多的多重图像。使用Lengstool软件包和新的多组图像，我们用几个星系团规模的暗物质晕和星系团成员的额外星系规模的晕来模拟星系团。与以前的分析一致，我们发现该系统是复杂的，由五个集群规模的晕。然而，它们的空间分布和较低的质量使MACSJ 1149成为一个不太强大的透镜。我们的最佳拟合模型预测图像位置的RMS为0.91”。我们测量200 kpc孔径内的总投影质量为（$1.840\pm 0.006$）$\times 10^{14}$ M $_{\odot}$，因此根据我们先前对MACSJ0416.1-2403和Abell 2744的HFF分析，再次达到1%的精度。鉴于在MACSJ 1149中发现的一个多重成像星系中发现了第一颗解析的四重透镜超新星SN Refsdal，我们使用我们修改后的质量模型来研究时间延迟并预测下一个图像在2015年11月至2016年1月之间的上升。
Unusually High Metallicity Host Of The Dark LGRB 051022
我们目前的GMOS点头和洗牌的GRB 051022的主机上的双子座南和NIRSPEC凯克II的光谱。我们使用R23方法（Kobulnicky & Kewley 2004标度）确定了log（O/H）+12 = 8.77的宿主金属丰度，使其成为迄今为止观察到的最高金属丰度长爆发宿主。这个星系本身对于静止帧B带绝对星等为-21.5的LGRB宿主来说是异常明亮的，并且具有快速恒星形成星系的光谱。我们的工作提出了一个问题，即其他暗爆发宿主是否会显示出高金属丰度。
Mass calibration of distant SPT galaxy clusters through expanded weak lensing follow-up observations with HST, VLT & Gemini-South
从以前的工作扩展，我们提出了弱透镜测量的总样本的30个遥远的（$z_\mathrm{median}=0.93$）大规模星系团从南极望远镜Sunyaev-Zel 'dovich（SPT-SZ）调查，测量星系的形状在哈勃太空望远镜（HST）高级相机的调查图像。我们删除集群成员和优先选择$z\gtrsim 1.4$背景星系通过$V-I$颜色，采用深测光从VLT/FORS 2和双子座南/GMOS。我们采用修正的弱透镜形状测量和源红移分布的校准来估计集群的质量。结合较早的麦哲伦/Megacam的结果较低的红移集群，我们推断的SZ检测的意义和集群质量之间的标度关系的约束，特别是关于其红移的演变。从弱透镜效应数据推断出的质量尺度，与调和平坦普朗克$νΛ$ CDM宇宙学（其中中微子质量之和是一个自由参数）和观测到的SPT-SZ团簇计数所需的质量尺度相比，要低一个因子$0.76^{+0.10}_{-0.14}$（在我们的枢轴红移$z=0.6$）。为了灵敏地测试SPT集群和普朗克之间的（不）协议的水平，进一步扩大弱透镜后续样品是必要的。
Shocks and Star Formation in Stephan's Quintet. I. Gemini Spectroscopy of Hα-bright knots
我们提出了一个Gemini-GMOS光谱研究的HST选择的Hα发射区的Stephan的五重星系（HCG 92），附近的紧凑星系群，其目的是解开的冲击诱导加热和恒星形成的过程中的组内介质。$\approx$ 40个震源分布在整个系统中，但最密集的集中在$\sim$千帕秒差距长的激波区。它们的光谱整齐地将它们分为窄线和宽线发射器，我们将后者分解为三个或更多个发射峰，对应于HST成像中可辨别的空间元素。Hα发射体的两个群体的发射线比率证实了它们的性质，即H II区（占样品的90%）或由以$\lesssim$ 300 km/s传播的激波阵面加热的分子气体。他们的红移分布揭示了有趣的三维结构相对于气相重子，没有H II区与冲击气体，没有冲击区的入侵星系NGC 7318 B，和冲击和恒星形成之间的尖锐边界。我们的结论是，恒星的形成被抑制，如果不是完全，在冲击区。归因于这些H II地区的冲击，对入侵者的投影，我们发现一个不平衡的分布在这个星系中的恒星形成，让人想起堆积区域的相互作用的星系模型。Hα光度意味着质量输出、恒星形成速率和效率与附近的恒星形成区相似。两个大的节点是一个例外，在恒星输出方面与多产的剑鱼座30区域相当。我们还研究斯蒂芬的五重奏紧凑的星系群演化的背景下，间歇性恒星形成的历史中存在的一个丰富的，X射线发射组内介质的一个范例。
Spectroscopic Study of Extended Star Clusters in Dwarf Galaxy NGC 6822
利用双子座南8.1米望远镜的双子座多目标摄谱仪（GMOS）观测数据，对NGC 6822中的四个扩展星团（ESC）进行了光谱学研究。它们的径向速度从光谱中得出，范围从$-61.2 \pm 20.4$ km s $^{-1}$（对于C1）到$-115.34 \pm 57.9$ km s $^{-1}$（对于C4），与中间年龄的碳星不同，它们没有显示出任何围绕NGC 6822系统旋转的迹象。使用Lick指数得出的年龄和金属丰度表明，ESC是古老的（$\geq 8$ Gyr）和金属贫乏（[Fe/H] $\lesssim -1.5$）。发现NGC 6822在距中心15弧分（2 kpc）的范围内同时存在贫金属（[Fe/H] $\approx -2.0$）和富金属（[Fe/H] $\approx -0.9$）星团，而在距中心$r \geq 20$弧分（2.6 kpc）的外晕中只观察到贫金属星团。运动学、年龄和低金属丰度的ESC表明，ESC可能已经增生到NGC 6822的晕中。根据ESCs的速度分布，我们确定了NGC 6822：$M_{N6822} = 7.5^{+4.5}_{-0.1} \times 10^{9} M_{\odot}$和$(M/L)_{N6822} = 75^{+45}_{-1} (M/L)_{\odot}$的总质量和质光比。结果表明，NGC 6822是本星系群中暗物质占主导地位…
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。