利用WINGS巡天的V波段测光，我们导出了邻近星系团的星系光度函数（LF）。这个样本是完整的Mv=-15.15，它是均匀的，从而允许研究具有不同特征的聚类的无偏样本。我们构建了72个原来的76个WINGS集群的光度LF，只排除那些没有速度色散估计。对于每个星系团，我们得到了LF的半径=0.5 x r 200的区域中的星系，并拟合它们与单和双Schechter函数。我们还推导出整个样本的复合LF，以及那些属于不同形态类的复合LF。最后，我们得出的光谱累积LF为2009年星系团成员。双Schechter拟合参数既不与集群的速度色散，也不与X射线光度。平均而言，我们的Schechter拟合斜率的中值与附近星系团的测量值一致，但没有SDSS等大型调查得出的结果那么陡峭。早期类型星系的数量在各个量级上都超过了晚期类型星系，但早期和晚期类型对LF的微弱末端的贡献是相同的。最后，光谱LF与A2199，A85和室女座的光谱LF非常一致，并且在明亮的星等上与光度LF非常一致（两者都可用）。不同聚类的LF存在很大的差异。然而，这种扩展并不是由LF形状与星系团特征如X射线光度或速度色散的相关性引起的。暗端比以前推导的（α_f=-1.7）更平坦，与数值模拟预测的不一致。
英文摘要：
Using V band photometry of the WINGS survey, we derive galaxy luminosity functions (LF) in nearby clusters. This sample is complete down to Mv=-15.15, and it is homogeneous, thus allowing the study of an unbiased sample of clusters with different characteristics. We constructed the photometric LF for 72 out of the original 76 WINGS clusters, excluding only those without a velocity dispersion estimate. For each cluster we obtained the LF for galaxies in a region of radius=0.5 x r200, and fitted them with single and double Schechter's functions. We also derive the composite LF for the entire sample, and those pertaining to different morphological classes. Finally we derive the spectroscopic cumulative LF for 2009 galaxies that are cluster members. The double Schechter fit parameters are neither correlated with the cluster velocity dispersion, nor with the X-ray luminosity. Our median values of the Schechter's fit slope are, on average, in agreement with measurements of nearby clusters, but are less steep that those derived from large surveys, such as the SDSS. Early--type galaxies outnumber late-types at all magnitudes, but both early and late types contribute equally to the faint end of the LF. Finally, the spectroscopic LF is in excellent agreement with the ones derived for A2199, A85 and Virgo, and with the photometric one at the bright magnitudes (where both are available). There is a large spread in the LF of different clusters. However, this spread is not caused by correlation of the LF shape with cluster characteristics such as X--ray luminosity or velocity dispersions. The faint end is flatter than what previously derived (alpha_f=-1.7) at odds with what predicted from numerical simulations.
Multifrequency JVLA observations of the X-shaped radio galaxy in Abell 3670
上下文X形射电星系（XRGs）展示了一对明亮的主叶和一对弱的次叶（翅膀），它们的方向与一个角度有关，使结构呈十字形。虽然已经提出了几个理论模型来解释它们的起源，但目前还没有一个普遍的共识。目标。我们分析了新的多频卡尔G。Jansky甚大阵列（JVLA）在Abell 3670（A3670）中候选XRG的1.5，5.5，6和9 GHz的无线电数据，以便首次对其进行分类和分类，并调查其起源。方法.我们通过新的射电数据制作了A3670的通量、光谱指数和辐射年龄图。我们研究了射电星系和它的宿主，一个最亮的星系团（BCG）与两个光学核心分类为哑铃星系之间的连接。最后，我们讨论了文献模型，并将它们与A3670的观测特性进行了比较。结果我们将A3670归类为Fanaroff-Riley I型XRG，并测量了1.7 x 10^25 W Hz-1的1.4 GHz无线电功率。通过估计各种源成分的辐射年龄，我们发现，机翼是20万年前比叶。我们验证了叶和翼分别与光学星系的长轴和短轴对齐，我们估计黑洞的质量为10^9兆太阳，这与XRG的典型性质一致。结论.在所讨论的方案中，喷流-壳层相互作用模型可能最好地再现了A3670的观测特性。恒星壳层的气体负责喷流的偏转，从而形成了翅膀。在A3670中存在恒星壳是合理的，但需要进一步的光学观测来证实。
Faint CO Line Wings in Four Star-Forming (Ultra)luminous Infrared Galaxies
我们报告的搜索结果大的速度宽度，低强度线翼-一个常用的签名的分子外流-在四个低红移（超）发光红外星系（U/LIRGs），似乎是由恒星形成为主。这些目标是从Chung等人（2011年）提出的14个这样的星系样本中提取的，他们展示了样本的堆叠CO光谱，展示了1000 km/s宽的线翼。我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪对目标进行了灵敏的宽带成像。我们检测每个目标在非常高的意义，但没有发现声称的线翼在这四个目标。相反，我们将线翼中的通量限制为仅百分之几。根据Cicone et al.（2014），将我们的结果作为质量流出率，我们表明它们与这样一幅图像相一致，即非常高的质量加载因子优先发生在活动星系核对其辐射光度贡献很大的系统中。我们确定我们的目标之一，IRAS 05083（VII Zw 31），作为候选分子流出。
Emission Line Galaxies and Active Galactic Nuclei in WINGS clusters
本文分析了在WINGS（Wide-field Nearby星系团Survey，Fasano et al.2006）中观测到的46个低红移（0.04 < z < 0.07）星系团的发射线星系。发射线星系是根据旨在最大限度地减少对非恒星形成星系的偏见的标准确定的，并采用诊断图进行分类。我们已经研究了恒星形成星系，过渡物体和活动星系核（AGN：LINER和Seyferts），未分类的星系与发射线，和静止星系没有检测到的线发射的发射线的属性和频率。星系团环境中发射线星系的缺陷表现为相对于对照样品的较低频率，并且通过系统地较低的巴耳末发射线等效宽度和亮度（相对于过渡对象的控制样本，等效宽度高达一个数量级）这意味着如果源被分类为Hii区域，则每单位质量的电离气体量较低，并且恒星形成率较低。过渡物体和低光度LINER的相当大的人口（约。所有发射线星系的10 - 20%）在WINGS星系团中被检测到。对于Hii源，它们是近似的因子。1.5比对照样品更频繁（或至少与对照样品一样频繁）。过渡对象和LINER在集群中的影响最大的线等效宽度的环境，并出现主要与“退休”星系一致。冲击加热可以是一种可能的气体激发机制，能够解释所观察到的线比。具体到集群环境中，我们建议原子和分子气体和集群内介质之间的相互作用作为一个可能的物理原因的线发射冲击。
目标。我们目前的B-，V-和K-波段表面测光表获得运行的自动软件GASPHOT星系从WINGS星系团调查等照度区大于200像素。这些星表可以在斯特拉斯堡多尼天文学中心（Centre de Donnees Astronomiques de Strasbourg）下载。方法.我们概述了GASPHOT的性能，并比较我们的表面光度与SExtractor，GALFIT和GIM2D获得的。这种分析的目的是提供统计信息的精度一般实现的软件自动表面光度的星系。结果对于每个星系和每个光度带，GASPHOT星表提供了最适合光度剖面的Sersic定律参数。它们是：星系中心的天空坐标（R：A：; DEC：）、总星等（m）、有效等照度线的半长轴（Re）、Sersic指数（n）、轴比（b = a）和给出拟合质量的全局指示的标志参数（QFLAG）。WINGS-GASPHOT数据库包括41，463个B波段星系，42，275个V波段星系和71，687个K波段星系。我们发现，明亮的早型星系有较大的Sersic指数和有效半径，以及在其中心的红色。一般来说，有效半径从K带到V带和B带系统地增加。结论. GASPHOT光度法与GALFIT和GIM2D获得的表面光度法以及SExtractor提供的孔径光度法相当一致。GASPHOT相对于其他工具的主要优点是：（i）自动查找本地PSF;（ii）执行的CPU时间短;（iii）对初…
Multi-wavelength structure analysis of local cluster galaxies. The WINGS project
我们提出了一个多波长分析的星系在9个集群中选择的WINGS数据集，研究星系结构如何变化的波长和环境的函数，使用最先进的软件GALAPAGOSII。我们同时适合三个光学（u，B和V）和两个近红外（J和K）波段的单一Sérsic函数，从而创建每个星系的波长依赖模型。我们测量了每个带的幅度、有效半径（$R_{e}$）、Sérsic指数（$n$）、轴比和位置角。该样本包含790个星系团成员（位于靠近星系团中心< 0.64 R $_{200}$）和254个非成员星系，我们根据它们的形态进一步将它们分为椭圆形、透镜状和螺旋状。我们发现，星系团内的所有星系的Sérsic指数几乎保持不变的波长，而$R_{e}$随着波长的增加，所有的形态类型。我们没有观察到一个显着的变化n和$R_{e}$作为投影局部密度和距离集群中心的函数。比较亮星系团和非成员星系的n和$R_{e}$，我们发现亮星系团更集中（显示高$n$值），更紧凑（低$R_{e}$）。此外，明亮的星系团星系的光剖面（$\mathcal{N}$）和大小（$\mathcal{R}$）并不像非成员星系那样作为波长的函数而变化。
Characterising Ly$α$ damping wings at the onset of reionisation: Evidence for highly efficient star formation driven by dense, neutral gas in UV-bright galaxies at $z>9$
Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普林天文与天体物理系）
Improving photometric redshifts of Epoch of Reionization galaxies: a new empirical transmission curve with neutral hydrogen damping wing Ly$α$ absorption
A surprising consistency between the far-infrared galaxy luminosity functions of the field and Coma
我们呈现了欧空局赫歇尔空间天文台在70，100和160微米波长下的后发座星系团的新深度图像，覆盖了1.75 x 1.0平方度的区域，包括核心和西南部的坠落区域。我们的数据显示，在通量密度超过100毫焦耳年相比，空白领域的调查，如预期的源过剩。我们使用广泛的光学光谱的这一地区，以确定集群成员，从而产生集群光度函数在所有三个光度带。我们比较我们的结果本地场星系光度函数，和赫歇尔室女星系团调查（HeViCS）的光度函数。我们发现后发座和场星系光度函数在所有三个波长的形状之间的一致性，但我们没有找到相同的协议水平与室女星系团。
The luminosity function of diverse satellite galaxy systems
麦克马斯特无偏星系巡天（MUGS）的高分辨率SPH星系被用来检查16个模型宿主星系的卫星系统。每个星系都有不同的质量，角动量和合并历史，产生了丰富的卫星光度函数。通过对遥远卫星系统的新观测，我们可以将这些光度函数与本星系群以外的卫星系统进行比较。我们发现，我们的模拟的光度函数比较好的观测时，光度函数根据主机质量缩放。我们使用最近发现的矮卫星和遥远卫星系统中的宿主质量之间的关系（Trentham & Tully 2009）来规范化银河系的理论完整光度函数（Koposov et al. 2008）。卫星的光度函数表示为宿主质量的函数，由dN/dM_V= 3.5 x M_host^（0.91）x 10^（0.1 x M_V-10.2）给出，其中宿主质量以M_sun为单位。宿主星系的质量可以用来预测矮卫星星系的数量，甚至当分别考虑螺旋星系和椭圆星系时，这种关系也成立。
