Using the EAGLE simulations to elucidate the origin of disc surface brightness profile breaks as a function of mass and environment
我们分析了盘状星系在EAGLE模拟中的表面亮度轮廓，以研究星系质量和环境对星系轮廓类型的影响。在观测工作之后，我们根据星系盘表面亮度分布将模拟星系分为单指数分布（I型）、截断分布（II型）和反截断分布（III型）。与以前的观测和理论工作相一致，我们发现II型盘是由截断的恒星形成盘引起的，它驱动了恒星星族中的径向梯度。相比之下，III型轮廓来自星系合并，扩展的恒星形成盘或后期形成的陡峭的内部盘。我们发现，EAGLE模拟定性地再现了观测到的趋势之间的配置文件类型的频率和星系的质量，形态和环境，如III型星系的比例增加与星系质量，和II型星系的比例增加与哈勃类型。我们调查了较低的发病率的II型星系的星系团，发现，在一个惊人的相似性观察到的星系，几乎没有S 0类星系的星系团有II型配置文件。类似地，II型配置文件的盘占主导地位的星系团的分数显着减少相对于场星系。场星系和团星系之间的这种差异是由恒星形成猝灭造成的。在进入星系团后停止恒星形成，II型星系的年轻恒星星族简单地消失，留下I型星系。
2021-10-08 astro-ph.GA
Median Surface Brightness Profiles of Lyman-$α$ Haloes in the MUSE Extremely Deep Field
本文通过叠加MXDF中155个LAEs，揭示了莱曼-α晕的中位面亮度轮廓，发现其内部呈幂律下降且外部平缓，并指出外部晕区主要由周围星系光子主导。
2024-07-14 astro-ph.GA
Low-surface-brightness spheroidal galaxies as Milgromian isothermal spheres
我认为一个样本的八个压力支持的低表面亮度星系Milgrom的修改牛顿动力学（MOND）。这些物体包括七个附近的矮球状星系-六分仪，船底座，狮子座II，雕塑家，天龙座，狮子座I，天炉座和超弥漫星系DF 44。的对象被建模为Milgromian各向同性等温球体，其特征在于由两个参数，这是由观测约束：恒定的视线速度分散和中心表面密度。速度色散决定了总质量，并与隐含的质光比，中心表面亮度。然后指定整个等温球体上表面亮度的径向运行。对于这些对象的表面亮度的预测径向分布示出与观测完全一致。这构成了MOND的成功，它独立于约化的动力学质量。
2021-08-28 astro-ph.GA
The Role of Stellar Radial Motions in Shaping Galaxy Surface Brightness Profiles
目的：物理驱动功能，如观察到的星系表面亮度（SB）的轮廓中断仍然存在争议。在这里，我们评估恒星径向运动的重要性，在塑造他们的特点。研究方法：我们使用模拟的银河系质量，宇宙光盘，从拉美西斯光盘环境研究（RaDES）的径向重新分配的恒星在星系显示I型（纯指数），II（向下弯曲），和III（向上弯曲）SB配置文件。我们比较径向配置文件的质量分数和速度色散的不同子群体的恒星，根据他们的出生和目前的位置。结果：恒星的径向再分布在所有星系中都很重要，无论它们的光剖面如何。II型破裂似乎是向外移动和吸积恒星的综合效应的结果。前者产生较浅的内部轮廓（内部圆盘中缺乏恒星），并在破裂半径周围和更远的地方积累材料，加强破裂;后者可以削弱甚至将破裂转变为纯指数。来自卫星的进一步吸积可以将物质集中在最外层，导致III型破裂，III型破裂可以与II型破裂共存，但位置更远。III型星系可能是物质在整个盘上的重要径向重新分布以及外围吸积物质集中的结果。此外，III型星系显示出最有效的径向再分布和最大数量的吸积星，其次是I型和II型系统，这表明I型星系可能是II型和III型之间的中间情况。一般来说，所有星系的速度色散剖面在发现破裂的位置附近趋于平坦甚至增大，年龄和金属丰度剖面也受到影响，表现出明显的不稳定性。[删节]
2017-09-20 astro-ph.GA
Surface Brightness Profiles of Dwarf Galaxies: II. Color Trends and Mass Profiles
在这系列的第二篇论文中，我们从141个矮盘星系的多波长样本中探索了B-V，U-B和FUV-NUV径向颜色趋势。像螺旋星系一样，矮星系有三种径向表面亮度分布：（I）在整个观测范围内呈单指数分布（少数），（II）向下弯曲（大多数），（III）向上弯曲。我们发现，（1）I型矮星的颜色通常会随着半径的增加而变得更红，而不像螺旋体那样有一种蓝色的趋势，超过1.5个圆盘尺度的长度，（2）II型矮星有六种不同的“口味”，其中一种模仿螺旋体的“U”形，（3）III型矮星有一个拉伸的“S”形，中心颜色是扁平的，在表面亮度突变处变得更红，然后大致保持不变，类似于螺旋型III颜色轮廓，但没有中心向外变蓝。暗的（-9 > M_B > -14）II型矮星倾向于有连续的红色或“U”形的颜色和比明亮的（-14 > M_B > -19）II型矮星更陡峭的颜色斜率，后者还具有随着半径增加而变蓝或保持不变的颜色。Sm矮星和BCD倾向于分别至少有一些蓝色和红色径向颜色趋势。此外，我们确定恒星表面质量密度（Sigma）的配置文件，并使用它们来表明，在西格玛的突破一般仍然在II型矮星（不像II型螺旋），但一般消失在III型矮星（不像III型螺旋）。此外，在暗矮星、亮矮星和螺旋星系中，Sigma的断裂分别是强的、中等的和弱的，这表明Sigma可能会随着星系质量的增加而变直。最后，在表面亮度突变处，II型矮星的平均表面质量密度…
2016-06-02 astro-ph.GA
The GALEX/S4G Surface Brightness and Color Profiles Catalog - I. Surface Photometry and Color Gradients of Galaxies
我们根据$\textit{Galaxy Evolution Explorer}$（GALEX）和IRAC 1（3.6 $μ$ m）从$\textit{Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies}$（S $^{4}$ G）获得的图像，在FUV和NUV中提出了新的空间分辨表面光度学（Sheth等人，2010年）。我们分析了1931个邻近星系（z $<$ 0.01）的径向表面亮度轮廓$μ_{FUV}$、$μ_{NUV}$和$μ_{[3.6]}$，以及（FUV $-$ NUV）、（NUV $-$ [3.6]）和（FUV $-$ [3.6]）颜色的径向轮廓。对3.6 $μ$ m表面亮度剖面的分析还使我们能够以准自动的方式分离出凸起和盘的成分，并将它们的光和颜色分布与Boissier & Prantzos（2000）的星系盘演化的化学分光光度模型预测的光和颜色分布进行比较。指数盘的组成部分是最好的隔离设置一个内部的径向截止和恒星质量表面密度的表面亮度上限。最佳拟合模型的测量规模的长度和中心表面亮度值产生分布的自旋和圆周速度的两个因素内，通过直接运动学测量获得的。我们发现，在表面亮度比$μ_{[3.6]}=20.89$ mag arcsec $^{-2}$暗，或低于$3\times 10^{8}$ $M_{\odot}$千秒差距$^{-2}$的…
2017-10-03 astro-ph.GA
Discovery of compact disc Galaxies with High Surface Brightness in the Sloan Digital Sky Survey
本研究在SDSS中发现高表面亮度致密盘状星系，其中心亮度更高、恒星更老，轮廓符合Sérsic模型且无颜色梯度，表明它们是经历中心恒星爆发后处于淬灭阶段的古老星系。
2023-09-01 astro-ph.GA
New Constraints on the Origin of Surface Brightness Profile Breaks of Disk Galaxies from MaNGA
为了探索在邻近盘星系中广泛观测到的表面亮度轮廓（SBP）突变的起源，我们对从MaNGA光谱巡天中选取的635个盘星系的恒星星族分布进行了比较研究。我们将我们的星系分为单指数（TI），下弯（TII）和上弯（TIII）SBP类型，并推导出它们的自旋参数和年龄/金属敏感的光谱特征的径向轮廓。大多数TII（TIII）星系有向下弯曲（向上弯曲）的恒星形成率（SFR）的径向配置文件，这意味着突然的径向变化的SFR强度有助于形成TII和TIII的休息。尽管如此，我们的星系和模拟之间的比较表明，恒星迁移在削弱向下弯曲$Σ_{\star}$剖面断裂中起着重要的作用。虽然TII星系的SBPs的断裂强度和年龄/金属敏感的光谱特征之间存在相关性，但TIII星系没有发现这种相关性，这表明恒星迁移可能不会在塑造TIII断裂中发挥重要作用，这一点可以通过$Σ_{\star}$的断裂强度和TIII星系的表面亮度分布之间的良好对应来证明。我们没有发现证据的星系自旋形成不同的SBP类型的相关参数，也没有发现显着差异的不对称性的星系与不同的SBP类型，这表明环境扰动或卫星吸积在最近的过去没有显着影响的突破形成。通过将我们的样本分为早期和晚期形态类型，我们发现具有不同SBP类型的星系遵循几乎相同的紧密恒星质量- $R_{25}$关系，这使得恒星迁移单独可以将SBP类型从TII转变为TI，然后转变为TIII的假设非常不可能…
2020-07-11 astro-ph.GA
Difference in dwarf galaxy surface brightness profiles as a function of environment
我们调查的表面亮度轮廓（SBPs）的矮星系的领域，集团和集群环境。利用韩国微透镜望远镜网络超新星计划的深$BVI$图像，用单指数或双指数模型拟合了NGC 2784群中38颗矮星的SBP。我们发现，53%的矮星符合单指数分布（“I型”），而47%的矮星显示双指数分布。37%的侏儒的外部尺寸小于内部尺寸（“II型”），而10%的侏儒的外部尺寸大于内部尺寸（“III型”）。我们比较这些结果与那些在外地和室女室女星系团，SBP类型的102场矮星编译从以前的研究和SBP类型的375集群矮星测量使用SDSS $r$波段图像。因此，SBP类型的分布在三种环境中是不同的。该区域、NGC 2784星系团和室女星系团共同的SBP类型分别是II型、I型和II型以及I型和III型轮廓。通过比较不同环境中矮秆植物的大小，我们认为由于环境的影响，一些矮秆植物的大小发生了变化，因此SBP类型是可以发生转化的，并且SBP类型在三种环境中的分布是不同的。我们讨论了可能的环境机制的SBP类型的转换。
2018-04-11 astro-ph.GA
On the radial abundance gradients in disks of irregular galaxies
我们确定了14个Sm和Im型（形态T型T = 9和T =10）不规则星系的径向丰度分布，并追踪了它们的HII区。HII区的氧、氮丰度是用Te法或/和对应的方法（C法）估算的。此外，我们检查径向丰度梯度和表面亮度轮廓之间的对应关系。我们发现，不规则星系与一个平坦的内部轮廓（平坦或向外增加的表面亮度的中心区域）显示浅（如果有的话）的径向丰度梯度。另一方面，具有陡峭内部轮廓的不规则星系（有或没有凸起或中央星团）通常显示出相当陡峭的径向丰度梯度。这与人们普遍认为的不规则星系通常不显示径向丰度梯度形成对比。
2015-05-02 astro-ph.GA
Star formation in low brightness galaxies and in the extended gaseous disks of normal galaxies
该研究分析低表面亮度星系与正常亮度星系外盘的观测数据，对比相近气体密度下的恒星形成率差异，探讨稀薄气体压缩因素，指出LSB星系盘密度或被低估。
2025-02-22 astro-ph.GA
Characterizing the radial oxygen abundance distribution in disk galaxies
我们研究了径向氧丰度分布对非轴对称结构（酒吧/螺旋）和其他宏观参数，如质量，光学半径R25，颜色的g-r，和星系的表面亮度的可能依赖。本文考虑了来自CALIFA DR 3的盘星系样本。我们采用了表面亮度的傅立叶振幅A2作为银盘中非轴对称结构强度的定量特征，除了常用的基于哈勃分类的A，AB和B类型的形态划分。为了区分由非轴对称结构引起的局部氧丰度的变化，多参数质量-金属丰度关系被构建为参数的函数，如酒吧/螺旋图案强度，磁盘大小，颜色指数g-r的SDSS带，和中心表面亮度的磁盘。气相氧丰度梯度是通过使用R校准来确定的。我们发现，有没有显着的影响的非轴对称结构，如酒吧和/或螺旋图案的本地氧丰度和径向氧丰度梯度的盘星系。然而，具有更高质量的镓，表现出以dex/kpc为单位的更平坦的氧丰度梯度，但是对于以dex/R25为单位的氧丰度梯度，这种效应显著地不那么突出，并且当避免内部部分时几乎消失。我们表明，在星系的中心部分的氧丰度既不依赖于光学半径R25，也不依赖于颜色g-r或星系的表面亮度。相反，在星系的中心部分之外，氧丰度随着星系盘的g-r值和中心表面亮度的增加而增加。
2019-01-31 astro-ph.GA
Galactic disc profiles and a universal angular momentum distribution from statistical physics
我们发现，恒星表面亮度分布在盘星系-观察到近似指数-可以解释，如果径向迁移有效地扰乱个别恒星的角动量，同时保存的轨道和总质量和角动量的圆度。在这种情况下，圆盘的特定角动量$j$的分布应该接近最大熵状态，因此近似为指数分布，即$dN\propto\exp(-j/\langle j\rangle)dj$。该分布转化为表面密度分布，其通常不是半径的指数函数：对于旋转曲线$v_c(R)$和$R_e(R)\equiv\langle j\rangle/v_c(R)$，为$Σ(R)\propto\exp[-R/R_e(R)]/(RR_e(R))(1+d\log v_c(R)/d\log R)$。我们发现，这样的配置文件相匹配的观测到的表面亮度配置文件的盘为主的星系，以及经验指数配置文件。呈现出人口梯度的盘状星系不可能完全达到最大熵状态，但似乎足够接近，它们的表面亮度轮廓很好地符合这个理想化的模型。
2017-06-12 astro-ph.GA
The influence of galaxy surface brightness on the mass-metallicity relation
我们研究的质量金属丰度关系的表面亮度的影响，使用附近的星系的气体含量和金属丰度的配置文件。以往利用光纤光谱的研究表明，低表面亮度星系的恒星质量具有系统性的低金属丰度，但由于孔径效应，结果是不确定的。利用WISE W1和W2波段测量的恒星质量和表面亮度，我们重新研究了表面亮度与空间分辨金属丰度分布的关系，发现了类似的结果。我们进一步证明，星系的气体含量不能解释系统的差异。对于恒星质量和气体质量相似的两个星系，表面亮度较低的星系往往具有较低的金属丰度。利用化学演化模型，我们研究了不同质量和表面亮度的星系的流入和流出性质。我们发现，平均而言，高质量星系有较低的流入和流出率相对于恒星形成率。另一方面，低表面亮度星系比类似质量的高表面亮度星系经历更强的流入。低质量星系的表面亮度效应更为显著。我们讨论了低和高表面亮度星系之间的不同流入性质的影响，包括恒星形成效率，环境和质量组装的历史。
2015-07-31 astro-ph.GA
Probing the Variation of the Inner Surface-Brightness Profile of Nuclear Star Clusters on the Intermediate-Mass Black Hole Mass Measurements Using Mock Observations of ELT/MICADO and HARMONI
International University, Vietnam National University in Ho Chi Minh City（越南国立大学胡志明市国际大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Science, Vietnam National University in Ho Chi Minh City（越南国立大学胡志明市科学大学）
通过结合HST表面亮度轮廓、合成星族光谱和Jeans各向异性建模，利用ELT的MICADO成像和HARMONI光谱模拟观测，研究核星团内表面亮度斜率变化对中等质量黑洞质量估计的影响，从而更严格约束低质量黑洞。
2026-06-02 astro-ph.GA
Type-II surface brightness profiles in edge-on galaxies produced by flares
以前的数值研究显然排除了这样的可能性，即耀斑在星系盘可能会引起明显的中断，其光度轮廓时观察到的边缘。然而，研究没有，直到现在，系统地分析这一假设使用现实模型的盘，耀斑，和隆起。我们通过分析一系列模型来重新审视这一主题，这些模型采样了这三个组件的广泛的基于观测的结构参数。我们已经考虑了现实的分布的凸起光盘比，形态参数的凸起和光盘，垂直尺度高度的光盘和径向梯度定义耀斑的不同形态类型和恒星质量箱，根据观测。对每个模型的正面和侧面视图的表面亮度轮廓进行了模拟，以确定在侧面观察时，扩口盘是否会在盘轮廓中产生II型断裂，如果是，则在什么条件下。与以往的研究结果相反，我们发现具有真实耀斑的盘在从侧面观察时会产生明显的破裂，特别是具有银河系参数的耀斑在从侧面观察时会在Rbreak约8.6kpc处产生明显的破裂，而中心凸起对结果没有明显的影响。这些模拟表明，耀斑盘可以解释在边缘星系中观察到的许多II型破裂的存在，在一系列低到中等破裂强度值为-0.25<S<-0.1的星系中。
2016-07-09 astro-ph.GA
RadFil: a Python Package for Building and Fitting Radial Profiles for Interstellar Filaments
我们提出RadFil，一个公开可用的Python软件包，让用户完全控制如何构建和拟合星际细丝的径向密度分布。RadFil通过在细丝的脊柱上进行径向切割来构建细丝轮廓，从而在整个长度上保留细丝的径向结构。预先存在的骨架可以直接输入到RadFil中，也可以使用Filtrate包作为RadFil工作流的一部分进行计算。除了背景减除估计器之外，我们还提供了Gaussian和Plummer内置拟合函数，可以拟合整个径向切割集合或细丝的平均径向轮廓。用户可以调整径向切割采样间隔、背景减除估计半径和高斯/普卢默拟合半径等参数。因此，RadFil可以提供在构建和装配过程中所产生的灯丝特性如何依赖于系统学的处理。我们走过典型的RadFil工作流程，并将我们的结果与使用相同数据获得的独立径向密度分布代码的结果进行比较;我们发现我们的结果完全一致。RadFil是开源的，可以在GitHub上找到。我们还提供了一个完整的工作教程的代码可作为一个笔记本电脑，用户可以下载和运行自己。
2018-07-17 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey. I. Surface Brightness Profile
我们目前的表面亮度轮廓M31的恒星晕的投影半径为175千秒差距。表面亮度的估计是基于来自凯克/DEIMOS光谱观测的M31红巨星分支恒星的确认样本。一组经验的光谱和光度M31成员诊断用于识别和拒绝前景和背景污染物。这使我们能够追踪M31的恒星晕，比以前的测光研究更大的投影距离和更暗的表面亮度。M31晕的表面亮度分布遵循指数为-2.2 +/-0.2的幂律，并延伸到至少约175 kpc的投影距离（约为M31维里半径的2/3），没有证据表明在大半径处有向下的破裂。最佳拟合的椭圆形等照度线的b/a=0.94，晕的长轴与M31的盘的短轴对齐，这与长晕一致，尽管数据也与M31的球对称晕一致。事实上，潮汐碎片的功能是运动学冷的是用来确定子结构的光谱领域的投影半径为90千秒差距，并调查这种子结构的表面亮度剖面上的效果。表面亮度分布的散射减少时，运动学确定的潮汐碎片功能在M31的统计减去，其余的配置文件表明一个比较扩散的恒星组成部分M31的恒星晕存在很大的距离。超过90千秒差距，运动学上的冷潮汐碎片特征由于数量统计不多而无法确定;然而，超过90千秒差距的表面亮度的显着场与场之间的变化表明，M31晕的最外层区域也包括从吸积物体剥离的恒星。
2012-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Possible Equation Of State Of Dark Matter in Low Surface Brightness Galaxies
观测到的低表面亮度（LSB）星系的自转曲线在研究暗物质中起着重要作用，它表明存在一个中心等密度暗物质核。然而，冷暗物质的宇宙学N体模拟预测了一个具有幂律质量密度分布的内部尖状晕，并且不能再现中央恒定密度的核心。这种现象被称为尖点核问题。当暗物质处于静止状态并满足流体静力平衡条件时，利用状态方程可以得到静止球对称时空中的密度分布。为了解决尖点核问题，我们假设状态方程与标度变换无关。它对这类物态方程的低阶近似自然会导致一种特殊情况，即$p=ζρ+2εV_{rot}^{2}ρ$，其中$p$和$ρ$是压力和密度，$V_{rot}$是星系的自转速度，$ζ$和$ ε$是正常数。当$ε$在$0.15$附近时，可以得到类似于伪等温晕模型的密度分布。为了得到一个应用更广泛的模型，在状态方程中加入多方模型，即$p= \fracζ{ρ_{0}^{s}}ρ^{1+s}+ 2εV_{rot}^{2}ρ$，可以得到其它类型的密度分布，如与Burkert分布相近的密度分布，其中$s$和$ρ_{0}$为正常数。
2021-07-01 astro-ph.GA
Surface brightness profiles of blue compact dwarf galaxies in the GOODS-N and GOODS-S field
利用深近红外测光方法研究了34个蓝致密矮星系（BCD）的结构特征。BCD样本选自大天文台起源深巡天南北场的宇宙大会近红外深河外遗留巡天。我们提取了光学F 435 W和近红外F 160 W波段的表面亮度轮廓（SBP）。BCD在H波段的SBPs在3σ水平上达到了26 mag arcsec^-2，这是迄今为止BCD最深的近红外成像。然后用单组分和双组分Sersic模型拟合SBPs.大约一半的BCD倾向于双组分模型，这显着提高了拟合质量。在一定的光度下，B波段BCD的有效半径小于早型矮星和矮不规则星的有效半径。这种差异与许多以前的作品中的发现相似。然而，BCD和其他矮星系之间的结构参数的差异似乎在H波段不太显著。此外，我们发现一个显着的协议之间的基本主机的BCD和DE。所有的矮星系似乎都遵循类似的光度-半径关系，这表明矮星系有着统一的结构演化。我们的结论是，一个可能的演变轨迹从BCD到DE不能被排除，没有显着的结构变化所需的进化方案。
2016-01-04 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way with radial motions of stars and gas II. The evolution of abundance profiles from H to Ni
我们研究了恒星和气体的径向运动对银河系盘丰度分布演化的作用。我们调查，在一个参数化的方式，径向流动的气体和恒星的径向迁移主要是由银河棒及其与螺旋臂的相互作用引起的影响。我们使用一个模型，有几个新的或更新的成分（原子和分子气相，恒星形成取决于分子气体，最近的金属依赖恒星产量从H到Ni，观测推断SNIa率），再现以及银河系的大多数全球和本地观测。我们得到的丰富的配置文件在内盘（因为径向流）和外盘（因为通过恒星形成法）平坦。气体丰度剖面随时间变平，但由于径向迁移，相应的恒星剖面对于年轻恒星来说似乎更陡峭。我们发现恒星丰度分布和O/Fe，这是一个代理恒星年龄之间的相关性。我们最终的丰度剖面与观测结果总体一致，但对于S以上的元素稍陡（0.01-0.02 dex/kpc）。我们发现一个有趣的“奇-偶效应”的行为的丰度配置文件（陡峭的斜率为奇数元素）为所有的恒星产量，然而，这种行为并没有出现在观测中，这表明该效应是，也许，高估了在目前的恒星核合成计算。
2014-12-16 astro-ph.GA
Edge-on galaxies in the Hubble Ultra Deep Field
我们研究了在哈勃超深场中选取的58个红移为$z \sim 1$的边对旋涡星系样本。对于所有的星系，我们分析了二维亮度分布的$V_{606}$和$i_{775}$过滤器和测量径向（$h_r$）和垂直（$h_z$）指数尺度的亮度分布。我们获得的证据表明，遥远星系盘的相对厚度，垂直尺度高度与径向尺度长度之比（$h_z/h_r$）平均来说超过了附近旋涡星系盘的相对厚度。在$z \leq 1$上，星系星盘的垂直尺度高度$h_z$没有大的变化。讨论了亮度分布随红移径向尺度长度$h_r$演化的可能性。
2019-10-17 astro-ph.GA
Widespread presence of shallow cusps in the surface-brightness profile of globular clusters
最近的一些研究表明，具有浅中心尖点（Sigma ~ R^v，-0.3<~ v <~ -0.05）的球状星团的表面亮度轮廓与中心中等质量黑洞（IMBH）的存在有关。由于哈勃太空望远镜成像的高角分辨率，在几个球状星团中观察到了这样的浅斜坡。在这封信中，我们评估是否浅尖点是一个独特的中央IMBH的签名，通过分析一个样本的直接N体模拟的星团，没有一个中央IMBH。我们把这些模拟当作HST图像来“处理”。在我们的模拟样本中，浅尖点是常见的：没有IMBH的星团在核心坍缩前和核心坍缩阶段的v >~ -0.3。没有IMBH过渡到更陡尖点的后核坍缩星团，-0.7<~ v <~-0.4，只有当原始双星分数非常小，f_{bin} <3%，并且只有很少的恒星质量黑洞剩余时。否则，v值与通常归因于IMBH存在的范围在整个模拟持续时间内重叠。此外，测量v本质上倾向于显著的不确定性，因此典型的测量误差可能导致v > -0.3，即使当<v><~-0.4时。总的来说，我们的分析表明，一个浅的尖点是不是一个明确的中央IMBH的签名，并提出了严重的怀疑的有用性的背景下，在球状星团的IMBH狩猎测量v。
2010-08-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 astro-ph.GA
The information content of stellar halos: Stellar population gradients and accretion histories in early-type Illustris galaxies
星系外围的长动力学时间尺度保存了它们吸积历史的信息内容，例如以恒星星族梯度的形式。我们提出了一个详细的分析的统计上有代表性的样本的早期类型的星系从Illustris模拟的恒星晕属性，并表明，恒星星族梯度在大半径确实可以用来推断星系吸积历史的基本属性。我们测量的金属丰度，年龄和表面亮度分布在静止的插图星系范围从$\mathrm{M}_\star = 10^{10} - 2\times 10^{12}\;\mathrm{M}_\odot$，并表明，他们是在合理的协议与观测。在固定的质量，星系吸积很少的恒星晕材料往往有陡峭的金属丰度和表面亮度轮廓之间的2 - 4有效半径（R $_e$）比那些吸积分数较大。从z = 1到现在，恒星晕中的金属丰度和表面亮度的轮廓通常变平。这表明，恒星吸积到恒星晕往往会使金属丰度和表面亮度轮廓变平，这是由恒星晕中两个梯度之间的紧密相关支持的。我们发现没有统计证据的附加信息内容有关的吸积历史恒星晕金属丰度轮廓以外的表面亮度配置文件。恒星晕中的年龄梯度似乎对星系吸积历史不敏感，并且所研究的恒星星族梯度都与平均合并质量比没有强相关性。未来的观测，达到星系外的大半径将有最好的潜力来约束星系吸积的历史。
2016-09-30 astro-ph.GA
The effect of outflow launching radial efficiency of accretion disk on the shape of emission-line profiles
本文初步研究了活动星系核中吸积盘外流的径向行为对宽线区结构和动力学的影响，发现外流径向效率虽部分影响宽发射线轮廓，但最终更取决于云团物理条件及发射率方法。
2024-12-25 astro-ph.GA
X-ray Surface Brightness Profiles of Optically Selected Active Galactic Nuclei: Comparison with X-ray AGN
我们使用的数据从全波长扩展Groth带国际巡天构建堆叠X射线地图的光学明亮的活动星系（AGN）和相关的控制样本的星系在高红移（z小于0.6）。从我们对这些X射线图获得的表面亮度分布的分析中，我们发现了来自活跃核的反馈的证据。我们发现，排除星系和活动星系核，居住在集团环境中，从我们的样本增强了我们的检测的意义。我们的结果支持Chatterjee等人的试验性发现，他们使用X射线选择活动星系核进行分析。我们讨论了这些结果的意义的背景下，量化活动星系核反馈，并表明，目前的方法可以用来提取X射线源人口高红移星系。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Radial Acceleration Relation in Disk Galaxies in the MassiveBlack-II Simulation
在星系中观测到的向心加速度与星系中重子分量所隐含的加速度之间存在着很强的相关性。在任何可行的星系形成模型中，都必须考虑这种经验径向加速度关系。在MassiveBlack-II流体动力学星系形成模拟中，我们测量并比较了盘星系中重子和暗物质对径向加速度的贡献。1594个星系的样本在光度上跨越了三个数量级，在表面亮度上跨越了四个数量级，与McGaugh等人（2016）使用的Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves）数据集的观测样本相当。我们发现，径向加速度贡献的重子物质和总的物质是高度相关的，只有小的散射周围的平均值或中位数的关系，尽管星系光度和表面亮度的范围很广。我们进一步发现，径向加速度的关系在这个模拟中不同于的样品，并可以描述为一个简单的幂律在我们正在探索的加速度范围。
2017-03-15 astro-ph.GA
The Nuker model for galactic nuclei
Nuker轮廓是描述星系核表面亮度轮廓的一个非常流行的模型，其特征是内、外幂律轮廓围绕一个破裂半径平滑地融合在一起。这个模型的动力学研究的一个缺点是，对应于这个表面亮度分布的空间密度分布不能写在小学或定期的特殊功能。基于Mellin积分变换方法，我们导出了Nuker模型密度的一个简洁而优美的解析表达式。我们利用这个表达式讨论了密度的一般性质和渐近展开。我们还讨论了具有无限尖锐突变的Nuker模型的特殊子类，并证明了这些模型总是具有非单调的，因此非物理的密度分布。我们将我们的研究扩展到具有Nuker表面亮度轮廓的球形各向同性星系核的动力学结构。在此基础上，我们扩展和改进了Tremaine等人（1994）提出的球形各向同性星系核的分类。我们证明，无论是内部密度的斜率和内部和外部配置文件之间的中断的尖锐性，关键决定的一致性和稳定性的Nuker模型。
2019-12-18 astro-ph.GA
Characterising bars in low surface brightness galaxies
本文利用四个低表面亮度星系（UGC 628，F568-1，F568-3，F563-V2）的$\textit{B}$-带，$\textit{I}$ -带和3.6 $μ$ m方位光剖面，计算了棒的长度，强度和共转半径三个参数。我们采用了三种技术来测量的酒吧，包括一个新的方法使用的方位光剖面的半径。我们发现可比酒吧半径之间的$\textit{I}$带和3.6 $μ$米的所有四个星系时，使用我们的方位角光剖面方法，我们的酒吧长度是可比的高表面亮度星系（HSBs）。此外，我们发现我们的星系的酒吧强度小于那些HSBs。最后，我们使用傅立叶变换的$\textit{B}$带，$\textit{I}$带，和3.6 $μ$ m图像，通过测量的共转半径通过相位配置文件，将酒吧作为“快”或“慢”。当使用的$\textit{B}$和$\textit{I}$带相位交叉，我们发现我们的三个星系有快于预期的相对酒吧模式的速度，预计将嵌入在中心密集的冷暗物质晕星系。当使用$\textit{B}$带和3.6 $μ$ m相位交叉时，我们发现更模糊的结果，尽管相对的条形图速度仍然比预期的快。由于我们在F563-V2中发现了一个非常慢的条，我们相信我们能够区分快条和慢条。最后，我们发现没有酒吧的强度和相对酒吧模式速度之间的关系时，比较我们的LSB到HSB。
2018-02-05 astro-ph.GA
The structure of large-scale stellar disks in cluster lenticular galaxies
通过使用拉斯坎布雷斯天文台一米望远镜网络获得60个透镜状星系（8个南方星系团的成员）的两个光度带的成像数据，我们分析了它们的大尺度恒星盘的结构。径向表面亮度轮廓的参数已被确定（包括盘厚度），所有的星系已被分类为纯指数（I型）盘表面亮度轮廓，截断（II型）和反截断（III型）分段指数盘表面亮度轮廓。我们证实了一些其他作者的先前结果，即在不同密度的环境中，表面亮度轮廓类型的比例是非常不同的：在星系团中，II型轮廓几乎不存在，而根据文献数据，在该领域，它们构成了所有透镜星系的四分之一。III型分布在星系团和野外同样存在，但遵循相似的比例关系;但通过进行额外的结构分析，包括盘厚度测定，我们注意到，一些III型盘可能是相当厚的指数伪隆起和外部I型盘的组合。边际上，我们检测到的缩放关系向更高的中心表面亮度的外部段的III型磁盘和较小的厚度的I型磁盘在集群的转变。这两种效应都可以解释为增强径向恒星迁移在磁盘星系落入一个集群，特别是代表了一个额外的通道I型磁盘成形在密集的环境。
2018-09-13 astro-ph.GA
Deep learning for galaxy surface brightness profile fitting
许多正在进行的和未来的大面积调查（如DES，EUCLID，LSST，WFIRST），将增加几个数量级的数据量，可用于星系形态研究。这些调查的全部潜力只能通过开发自动化，快速和可靠的分析方法来释放。在本文中，我们提出了DeepLeGATo，一种基于卷积神经网络的二维光度星系轮廓建模的新方法。我们的代码在解析剖面（HST/CANDELS F160 W滤波器）上进行了训练和验证，并且能够检索单分量Sérsic模型的全套参数：总震级，有效半径，Sérsic指数，轴比。我们展示了我们的代码和GALFIT之间的详细比较。在模拟数据上，我们的方法比GALFIT更准确，在GPU上快3000倍（在同一CPU上运行时快50倍）。在真实数据上，经过模拟训练的DeepLeGATo在孤立星系上的行为与GALFIT相似。通过使用训练集大小的0.1 - 0.8%进行快速域自适应步骤，我们的代码即使在拥挤的区域也能够轻松再现GALFIT获得的结果。DeepLeGATo在训练步骤之外不需要任何人为干预，使其比传统的分析方法更加自动化。对于更复杂的模型（双组分星系，可变PSF，密集天空区域），这种方法的发展可以构成天文学大数据时代的基本工具。
2017-12-20 astro-ph.GA
Circumnuclear star-formation and AGN activity: Clues from surface brightness radial profile of PAHs and [SIV]
利用T-ReCS（Gemini）和CanariCam（GTC），结合IRS/Spitzer观测，研究了19个具有高空间分辨率光谱的局部活动星系核（AGN）的环核MIR辐射。我们测量的通量和11.3微米的PAH功能和[SIV]线发射的等效宽度作为一个函数的galactocentric距离。这使得研究恒星形成（SF）在sub-kpc尺度从核附近的活动星系核的大样本。[SIV]线辐射可以在升华半径（R_sub）的几千倍内跟踪活动星系核辐射场，但它经常在大于1000 R_sub的距离处达到峰值。一种可能性是SF对[SIV]总通量有贡献。我们发现了一个11.3微米的PAH排放赤字内几十秒差距的活动星系核。这种缺陷可能是由于负责该特征的分子的破坏或在这些距离处缺乏SF。我们发现一个合理的协议，在预期的移动AGN的热光度和SF率的关系。这表明，数值模型归因于活动星系核活动和宿主星系的合并增长之间的联系与我们的数据是一致的，对于大多数内部星系的部分。
2018-04-19 astro-ph.GA
A systematic study of AGN feedback in a disk galaxy using MACER II: predictions of X-ray surface brightness profiles and comparison with eROSITA observations
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Fudan University（复旦大学）；Nanjing University（南京大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Tsinghua University（清华大学）
基于MACER框架的盘星系AGN反馈模拟，直接计算X射线表面亮度轮廓，并与eROSITA观测的星系周介质辐射进行比较，验证模型预测。
2026-05-01 astro-ph.GA
HST Observations of the Stellar Distribution Near Sgr A*
利用HST/NICMOS观测数据研究了Sgr A* 内10”范围内1.4、1.7和1.9微米的恒星表面亮度分布。我们使用这些数据来独立地检查表面亮度分布，已测量先前与NICMOS和确定是否有一个非常接近Sgr A* 的恒星表面密度下降。我们的分析证实，先前报道的Sgr A* 表面亮度在0.8”范围内的下降是该半径附近明亮和大质量恒星的人工产物。我们还表明，5”或~0.2 pc的Sgr A* 内的表面亮度分布可以用破幂律拟合。幂律与以前的测量结果一致，因为在小半径处轮廓变得更浅。对于半径> 0.7”，斜率为β =-0.34 \pm 0.04，其中Sigma与r^β成比例，并且在较小半径处变得更平坦，β =-0.13 \pm 0.04。对表面亮度剖面的建模给出了一个恒星密度，在Sgr A* 的内部1”范围内，该密度大致以r^-1的形式增加。这个斜率证实了早期的测量结果，因为它与一个古老的、动力松弛的星团的预期结果不一致，该恒星群的中心有一个超大质量黑洞。假设漫发射没有被我们在1.70 $μ$的成像数据的17.1等极限下的微弱年轻恒星群所污染，那么浅尖形轮廓与内弧秒恒星密度的下降是不一致的。此外，将我们测得的漫射光剖面转换为恒星质量剖面，假设光主要由K 0矮星组成，则半径r < 0.1 pc的Sgr A* 内的恒星质量为~ 3.2 × 10^4 M_solar（r/0.1 {pc}）^[…
2011-09-09 astro-ph.GA
Evolution of the anti-truncated stellar profiles of S0 galaxies since $z=0.6$ in the SHARDS survey: II - Structural and photometric evolution
III型S 0星系的表面亮度光度和结构参数之间存在紧密的标度关系。对于III型S 0星系的形成，已经提出了几种演化模型，但对它们的观测通常仅限于本机宇宙。我们研究的光度和结构的标度关系的演变发现之间的参数的表面亮度配置文件在休息帧R-带的III型S 0星系与z和可能的差异之间的休息帧（B-R）颜色的内部和外部盘配置文件。我们利用14个0.2<z<0.6的III型E/S 0-S 0星系的样本来研究在本地III型S 0星系中发现的相关性是否存在于~6 Gyr前。我们分析了表面亮度特征参数随恒星质量的分布以及是否随z有显著变化。我们还推导出他们的休息帧（B-R）的颜色配置文件，我们比较这些结果与从一个网格的SSP模型的预测。我们发现，在0.4<z<0.6时，III型S 0星系的内外标度长度与在局域S 0星系中观测到的标度长度具有一致的趋势和标度关系。对于一个固定的恒星质量的物体，我们没有检测到Rbreak在z~0.6和z=0之间的位置有任何显着差异，而对于一个固定的恒星质量，在局部宇宙中，在破裂半径处的表面亮度比在z~0.6处暗约1.5 mag arcsec-2。与II型轮廓相反，S 0星系的III型表面亮度轮廓在最后6 Gyr期间呈现兼容的Rbreak值和标度关系。这一结果以及内外盘颜色的相似性表明了一个高度可扩展和稳定的形成过程，可能更多地与引力和动力学过程有关，而不是与恒星星族的演…
2018-03-19 astro-ph.GA
The Radial Acceleration Relation (RAR): the crucial cases of Dwarf Discs and of Low Surface Brightness galaxies
McGaugh等人（2016）在大量盘系统样本中发现，总径向加速度$g$与重子物质分布引起的分量$g_b$之间存在紧密的非线性关系[McGaugh_2016]。在这里，我们在[Karukes_2017]和[DiPaolo_2018]的基础上研究了矮盘螺旋星系和低表面亮度星系中这种关系的存在。我们有36个矮盘螺旋星系和72个LSB星系的精确质量分布。这些星系的加速度覆盖了McGaugh范围，但也达到了McGaugh等人（2016）中最小加速度以下的一个数量级，并且跨越了不同的哈勃类型。我们发现，在我们的样本中，$g$与$g_b$的关系有一个非常不同的轮廓，也有其他内在的新特性，其中，依赖于第二个变量：银河半径，归一化为光学半径$R_{opt}$，在这两个加速度测量。我们表明，新的远比平凡的$g$与$(g_b, r/R_{opt})$的关系是没有别的比一个直接的后果复杂，但协调的质量分布的重子和暗物质（DM）在光盘系统。我们的分析表明，McGaugh等人（2016）的关系是一个新的普遍关系的极限情况，可以很好地在标准的“牛顿引力中的DM晕”范式中框架。
2019-01-17 astro-ph.GA hep-ph
Gaia Data Release 3: Surface brightness profiles of galaxies and host galaxies of quasars
盖亚数据发布3利用Radon变换和贝叶斯拟合流水线，分析110万类星体和94万星系，发布表面亮度轮廓，发现类星体宿主星系多为盘状。
2022-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-accuracy analytical solutions for the projected mass (counts) and surface density (brightness) of Einasto profiles
Einasto剖面在$Λ$ CDM N体模拟中成功地描述了暗物质晕的密度剖面。它还能够描述星系表面亮度分布的多个组成部分。然而，分析投影它来计算投影下的数量是具有挑战性的。在本文中，我们将看到一个高度精确的分析近似的质量（或计数）封闭在一个无限长的圆柱形列Einasto配置文件-也被称为投影质量（或计数）-使用一种新的方法。然后，我们将开发一个自洽的高精度模型的表面密度从投影质量的表达式。这两个模型是相当准确的一个广泛的家庭的功能，与形状参数$α$变化的范围内$0.05 \lesssim α\lesssim 5.0$的100倍，与分数误差$\sim 10^{-6}$为$α\lesssim 0.4$。用$α\lesssim 0.4$计算的密度分布与N体模拟中的暗物质晕的密度分布以及大质量星系外层成分的光度分布都很吻合。由于投影质量和表面密度用于引力透镜，我将说明这些模型如何方便（第一次）分析计算的几个数量的利益透镜由于Einasto配置文件。然而，这些模型并不限于透镜效应，并且适用于投影下的类似量，例如投影亮度、投影（柱状）数量计数和投影密度或表面亮度。
2021-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA math.FA
Surface Brightness Profile of Lyman-$α$ Halos out to 320 kpc in HETDEX
利用Hobby-Eberly望远镜暗能量实验（HETDEX）的早期观测数据，计算了968个Lyman-$α$发射星系（LAEs）在红移$1.9<z<3.5$处的中层叠加Lyman-$α$表面亮度剖面。选定的LAE是高置信度的Lyman-$α$探测，具有在良好的视宁度条件下观察到的大信噪比（点扩散函数半峰全宽$<1.4"$），不包括活动星系核（AGN）。LAE的Lyman-$α$光度为$10^{42.4}-10^{43}\, \mathrm{erg}\, \mathrm{s}^{-1}$ .我们在从周围的莱曼- $α$晕到$r\simeq 160$千秒差距（物理）的$(3.6\pm 1.3)\times 10^{-20}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{cm}^{-2}\,\mathrm{arcsec}^{-2}$水平上，在中层堆叠径向剖面中探测到微弱的发射。在$r<80\,\mathrm{kpc}$上的中值堆积径向轮廓的形状与用多单元光谱探测器（MUSE）在$3<z<4$上观察到的更暗的LAEs的形状一致，表明中值堆积的莱曼- $α$轮廓在红移$2<z<4$上具有相似的形状，并且在莱曼- $α$光度的$10$的因子上具有相似的形状。虽然我们同意$r<80\,\mathrm{kpc}$的MUSE样品的结果，但我们将轮廓半径扩展了两倍。在…
2022-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
MOJAVE -- XXII. Brightness temperature distributions and geometric profiles along parsec-scale AGN jets
基于15 GHz VLBA观测，研究了447个AGN喷流的亮度温度梯度与几何轮廓，发现喷流分量尺寸呈圆锥形扩展，亮度温度随距离呈幂律下降，部分非单调轮廓可用不均匀性或曲率效应解释。
2025-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recalibration of the H$α$ surface brightness-radius relation for planetary nebulae using Gaia DR3: new distances and the Milky Way oxygen radial gradient
Instituto de Física e Química, Universidade Federal de Itajubá（伊塔茹巴联邦大学物理与化学研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA), ESAC（天体生物学中心（西班牙国家科学研究委员会/国家航空航天技术研究所）欧洲空间应用中心）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Núcleo Cosmo-Ufes & Departamento de Física – Universidade Federal do Espírito Santo（埃斯皮里托桑托联邦大学宇宙学核心与物理系）
通过Gaia DR3的视差数据重新校准了行星状星云的Hα表观亮度-半径关系，确定了1130个行星状星云的距离，并揭示了银河系氧径向梯度的变化特征，为银河系化学演化的研究提供了新的约束。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio observations of planetary nebulae: no evidence for strong radial density gradients
射电连续谱观测跟踪行星状星云中电离等离子体的热辐射，并带来有关星云几何形状的有用信息。均匀球或壳模型不能拟合星云光谱和亮温。在文献中提出了两种替代模型：第一种由两个均质组分组成，而另一种是具有显著径向密度梯度的壳模型。另一方面，长椭球壳模型可以成功地拟合选定物体的表面亮度分布。我们验证了现有的模型，使用无线电调查中收集的数据，涵盖了广泛的频率。在约50%的情况下，密度梯度可以被排除，其余的物体都不能被确认。没有一个观测到的行星状星云在光谱的光学厚度部分显示出0.6的光谱指数，这是一个预测包含强径向密度梯度的壳层的值。射电光谱可以用长椭球壳模型拟合，也可以用行星状星云中包含温度变化的壳模型拟合。至少有八个行星状星云显示出两种光谱成分，其中一种致密成分的光学厚度比另一种高得多。出乎意料的是，一组表面亮度最低的行星状星云显示出不可忽略的光学厚度。它们的辐射来自致密的结构，只占星云总质量的一小部分。
2018-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of the compactness of a z=1.91 quiescent galaxy with Hubble Space Telescope's Wide Field Camera 3
我们提出了非常深的宽视场相机3（WFC 3）测光的一个巨大的，紧凑的星系位于哈勃超深场。这个静止星系的光谱红移z=1.91，并且被Daddi等人在2005年确认为一个非常紧凑的星系。我们使用新的H-F160 W成像数据获得哈勃太空望远镜/WFC 3测量去卷积表面亮度轮廓H = 28 mag arcsec**-2。我们发现，表面亮度轮廓是很好的近似n=3.7 Sersic的配置文件。我们的反卷积配置文件是由一种新的技术，它纠正了最佳拟合Sersic配置文件与残差的适合观察到的图像。这允许星系的轮廓偏离Sersic轮廓。在观测到的H-F 160 W波段，我们确定了该星系的有效半径：r_e=0.42 ± 0.14kpc。我们表明，这一结果是强大的Sersic模型中使用的拟合偏差。我们测试的灵敏度，我们的分析微弱的“翅膀”的配置文件使用模拟的星系图像组成的一个明亮的紧凑的组件和一个暗淡的扩展组件。我们发现，由于结合了WFC 3成像深度和我们的方法对扩展微弱发射的敏感性，我们可以准确地跟踪固有的表面亮度分布，因此我们可以自信地排除观察到的星系周围存在一个微弱的扩展包络，直到我们的表面亮度极限。这些结果证实，星系位于一个10的因素，从当地的质量大小关系。
2010-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A shallow dark matter halo in Ultra Diffuse Galaxy AGC 242019: are UDGs structurally similar to low surface brightness galaxies?
关于超扩散星系（UDG）的一个中心问题是它们是否是低表面亮度（LSB）星系的一个单独类别，或者只是它们向低恒星质量的自然延续。在这封信中，我们表明，丰富的气体UDG AGC 242019的旋转曲线是很好的拟合的暗物质晕与内斜率渐近线到-0.54，这样的拟合提供了一个浓度参数，符合理论预期。这一发现，与以前的作品中，浅内轮廓来自UDG，表明这些星系的结构特性像其他观察到的LSB。UDG显示出缓慢上升的旋转曲线，这有利于形成的情况下，内部过程，如SNae驱动的气体流出，正在修改UDG配置文件。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Total mass distributions of Sersic galaxies from photometry $&$ cent\ ral velocity dispersion
我们开发了一种新的方法来寻找总质量密度分布在Sersic椭圆，约3倍的主轴有效半径，使用没有其他信息以外的通常是可用于遥远的星系，即观察到的表面亮度分布和中心速度色散$σ_0$。观测星系的光度密度分布是通过对测量的亮度分布进行反投影并通过基准的、阶梯函数形状的、$raw$质光比分布（$M/L$）对其进行缩放来提取的。然后根据建议的平滑处方对所得的原始的、不连续的、总的3-D质量密度轮廓进行平滑。该原始$M/L$的参数的特征在于通过在基于模型的研究中实施可观测量。完整的表征的形式主义提供作为一个功能的亮度分布和$σ_0$的测量。证明了该方法可以得到一组测试星系的质量密度分布，并成功地应用于提取NGC 3379和NGC 4499的引力质量分布，有效半径约为3。
2009-02-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Abell 85 BCG: a nucleated, core-less galaxy
利用双子座多目标摄谱仪获得了Abell 85（Holm 15A）中最亮的星团星系（BCG）的新的高分辨率r波段图像。获取这些数据的目的是导出Abell 85的BCG的准确表面亮度分布，特别是其中心区域。新的双子座数据显示了以前未报告的核发射的明确证据，这是明显的，因为在表面亮度剖面的中心千秒差距处有明显的光过剩。我们发现，光的轮廓是从来没有平坦的，也没有向星系中心下降的趋势。也就是说，新的双子座数据显示了一个不同的物理现实，从无特征的，“疏散核心”最近声称的阿贝尔85 BCG。在尝试不同的模型之后，我们发现Abell 85的BCG的表面亮度轮廓最好用双Sersic模型拟合。
2016-02-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating Sky Level
我们开发了一种改进的天空背景估计，采用最佳的空间和像素强度分布的过滤器。它结合了探测到的物体周围的掩模的增长和对剩余天空像素中未探测到的微弱星系的通量的统计估计。我们测试这种算法的基本天空估计和比较其性能与常用的天空估计代码在现实的模拟，其中包括检测到的星系，微弱的未检测到的星系，和天空噪声。然后，我们使用GALFIT 3（一种星系表面亮度轮廓拟合优化器）测试星系表面亮度恢复，从而拟合Sérsic轮廓。这使得强大的天空背景估计精确到百万分之四的水平。与其他方法相比，该方法对背景天空的估计精度更高，受星系表面亮度轮廓和局部图像环境的影响更小。
2018-06-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Non-parametric Deprojection of Surface Brightness Profiles of Galaxies in Generalised Geometries
我们提出了一种新的贝叶斯非参数解投影算法DOPING（观测光度法使用和反Gambit的解投影），旨在从观测到的表面亮度图$I$中提取3-D光度密度分布$ρ$，在广义几何形状，同时考虑到固有形状随半径的变化，使用惩罚似然方法和MCMC优化器。我们提供了最有可能的解决方案的积分方程，表示测得的$I$到$ρ$的反投影。为了保持解决方案模块化，我们选择将$ρ$表示为视线（LOS）坐标$z$的函数。我们计算系统沿${\bf z}$轴的范围，对于图像上位于识别的等照度环内的给定点。沿着LOS的范围被分箱，并且密度在每个这样的$z$分箱上保持恒定。代码以种子密度开始，并且在迭代步骤开始时，更新试验$ρ$。比较当前选择的$ρ$和观察到的$I$的投影定义了似然函数（由拉普拉斯正则化补充），其最大区域由优化器（Metropolis Hastings）寻找。该算法成功地测试了一组测试星系，其形态的范围从一个椭圆形的星系与不同的偏心率到一个无限薄的磁盘星系的突然变化的偏心率配置文件。应用程序作出了微弱的矮椭圆星系Ic~3019和另一个矮椭圆，其特点是中央球状核组件叠加在一个更广泛的扁平组件。最后给出了三轴星系团A1413的X射线像的解投影结果。
2009-11-13 astro-ph.GA astro-ph.IM stat.AP
