The Enigmatic (Almost) Dark Galaxy Coma P: The Atomic Interstellar Medium
我们提出了新的高分辨率HI谱线成像后发座P，在系统HI 1232 $+$ 20中最亮的HI源。这个表面亮度极低的星系在ALLENFA巡天中首次被确认为“（几乎）黑暗”天体：一个明显的河外HI源，在现有的光学巡天数据中没有明显的光学对应物（尽管在GALEX档案成像中检测到微弱的紫外线发射）。利用韦斯特博克综合射电望远镜和卡尔G。Jansky甚大阵，我们调查HI形态和运动学在各种物理尺度。HI形态不规则，仅达到质量表面密度的中等最大值（峰$σ_{\rm HI}\sim 10$ $M_{\odot}$ pc $^{-2}$）。较低表面亮度的气体延伸到大的径向距离，在1 $M_{\odot}$ pc $^{-2}$能级内测量的HI直径为4.0 $\pm$ 0.2 kpc。我们考虑GALEX远紫外观测和H $α$未探测到的HI气体质量表面密度和各种类型的恒星形成之间的关系进行量化。我们描述了昏迷P的复杂HI运动学空间分辨的位置-速度分析和三维建模。这两种分析方法都表明后发座P的运动学特征要么是两个HI盘的碰撞，要么是一个重大的撞击事件。彗差P与已知的M $_{\rm HI}$- D $_{\rm HI}$标度关系恰好一致（在3个$σ$内）。它要么对于其HI质量太大，要么对于其HI尺寸具有太低的HI质量，或者两个HI分量人为地扩展其HI尺寸。后发座P位于重子塔利-费舍尔关系的暗端的经验散射内，…
2018-01-18 astro-ph.GA
The quenching and survival of ultra-diffuse galaxies in the Coma cluster
我们进行了第一次自洽的数值模拟最近发现的人口47大，微弱（超扩散）星系，推测位于后发座星系团。具有与非常大的低表面亮度系统一致的结构特性（即$μ$（g，0）$<24$ mag arcsec $^{\rm -2}$，r $_{\rm eff}$与Galaxy相当），的红色（$\langle$ g-r $\rangle$ $\sim$ 0.8）和假设这些物体的金属丰度低迫使我们考虑这样一种情况，即这些星系是不发达的星系，（$z$ $\simeq$ 2）在过密环境中的吸积抑制了进一步的生长。我们的模拟表明，这种情况下，相对于现有的观测约束，使用祖先星系模型来自标度关系，和理想化的后发座星系团的潮汐/流体动力学模型的有效性。这些对象在后发座中的明显的普遍性意味着它们构成了一个重要的星系人口，因此，我们讨论了它们的属性相对于一个$Λ$ CDM宇宙学，经典的LSB，重子物理在其早期形成的作用。
2015-07-18 astro-ph.GA
Chemical composition of metal-poor stars in Coma Berenices ultra-faint dwarf galaxy as a proxy to individual chemical enrichment events
本文给出后发座Berenices超暗矮星系（UFD）中3颗贫金属星（[Fe/H]<-2）的NLTE丰度和大气参数。得出的结果是基于新的光度观测获得的2.5米望远镜的SAI密歇根州立大学高加索天文台和光谱档案的10米凯克望远镜。有效温度由V-I、V-K、V-J颜色确定。对于每颗恒星，不同颜色的Teff在20 K以内一致。使用log g、MV、BC、距离、Teff和质量之间的关系计算表面重力（log g），采用0.8 MSun。测定了Na、Mg、Ca、Ti、Fe、Ni、Sr和Ba的NLTE丰度。大气参数和丰度的修订，基于新的光度观测和精确的谱线形成模型，导致重新解释后发座UFD的恒星形成历史。这三颗恒星的化学丰度模式各不相同，这对于[Fe/H]相似的MW晕星是典型的。S1恒星显示出太阳的[α/Fe]和前所未有的低[Na/Mg]-1.46，这是迄今为止已知的贫金属恒星中的最低值。核合成模型较好地再现了S1星在无金属大质量恒星爆炸中的Abduction斑图。与S1不同，S2和S3的[α/Fe]比值很高，例如S2的[Mg/Fe]=0.8，而其他矮星系的[Fe/H]<-2的恒星和MW的[Ca，Mg/Fe]比值为0.3 dex。这三颗星都显示出低Sr和Ba丰度。这些特殊的化学成分认为，少量的核合成事件有助于这些恒星的化学丰度。在后发座中观测到的金属丰度范围很广（0.65 dex），可能是由星际介…
2018-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deep view of the intracluster light in the Coma cluster of galaxies
本研究利用 HERON 深度图像与 DESI 光谱数据，绘制后发座星系团延展 1.5 Mpc 的 ICL，测算其 g/r 波段占比，并发现连接 NGC 4839 的恒星桥。
2024-12-19 astro-ph.GA
The HERON Coma Project: Exploring the low-surface-brightness frontiers in the Coma cluster
Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙高等科学研究委员会）；University of Washington（华盛顿大学）
HERON Coma项目利用优化低表面亮度观测的地基望远镜，对后发星系团开展深成像巡天，成功探测到巨椭圆星系延展结构，为研究后发星系团形成提供新数据并公开校准图像。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
Young stellar populations in early-type dwarf galaxies; occurrence, radial extent and scaling relations
为了了解矮早型星系的恒星星族含量及其环境依赖性，我们比较了邻近的天炉座、室女座和后发座三个星系团的色-星等关系（CMR）的斜率和内禀散射。此外，我们提出并比较这些星系的内部颜色配置文件，以确定中心的蓝色区域与年轻的恒星。我们利用HST/ACS天炉座星团在-18.7 <= M_g' <=-16.0星等范围内的成像，导出了星等、颜色和颜色轮廓，并与文献测量结果进行了比较。基于对颜色剖面的分析，我们报告了在所有三个星团的中心都有大量的年轻恒星星族的dEs。而室女座和后发座的蓝核dE的数量分别为85 +/- 2%和53 +/- 3%，对于天炉座，我们发现所有星系都有一个蓝核。我们发现，蓝色的核心居住在较暗的DE，类似的趋势，在有核DE。我们发现星系的光度与其蓝核的大小之间没有相关性。此外，三个星团的CMR的比较表明，在室女座的CMR的分散是相当大的天炉座和后发座星系团。提出自适应平滑，我们表明，在CMR的蓝色一侧的星系往往显示出尘埃灭绝的证据，这加强了解释，蓝色的颜色是由于年轻的恒星星族。我们还发现，在CMR的红色一侧的离群值比预期的亮度更紧凑。我们在室女座发现了几个这样的红色异常值，它们通常靠近更大质量的星系。在这个星等范围内，在天炉座和后发座中没有发现红色外围致密早期型，而在室女星系团中我们发现了三个。我们认为，大量的离群值和较大的分散发现的室女星系团CMR是一个结果，处女座的不同的组…
2019-04-05 astro-ph.GA
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical analysis of bound companions in the Coma cluster
我们知道附近的后发座星系团是有结构的。我们的目标是通过直接搜索单个巨型成员周围的绑定同伴来创建这个子结构的更详细的图片。我们使用了两个后发星系的星表，一个覆盖星系团的核心进行详细的形态分析，另一个覆盖外围。对这两个星表，可能的伴星（次伴星）和巨星（主伴星）之间的分离极限分别取为M_B = -19和M_R =-20。我们已经创建了伪集群洗牌的位置或速度的主要和搜索显着的超密度的可能的同伴周围的巨人通过比较数据。这种方法是由Ferguson（1992）首先发展并应用于室女星系团的。在第二种方法中，我们引入了一个修改的最近邻分析使用几个相互作用参数的所有星系。我们发现的证据，由于两个目录可能的同伴一些过剩。超新星通常出现在高光度主星周围最暗的矮星（M_B < -16）中。最显著的过剩是在外围非常明亮的晚型巨星（螺旋）周围发现的，这是在星系团演化的坠落情景中预期的。一个粗略的估计，后发座内的束缚星系的上限是2 - 4%，与ca。7%的处女座。结果同意与预期的低频率的绑定同伴在一个规则的集群，如昏迷。
2017-08-10 astro-ph.GA
Barred S0 Galaxies in the Coma Cluster
本研究使用斯隆数字巡天（SDSS DR 8）第八次数据发布的r波段图像，研究最近的富星系团环境之一后发座星系团中透镜状（S 0）星系中的条形。我们开发的技术，酒吧检测，并评估其成功时，适用于SDSS图像数据。为了检测和消除酒吧，我们执行2D鼓包+磁盘+酒吧光分解的星系图像与GALFIT。使用人工星系图像的样本，我们确定最微弱的幅度，在该酒吧可以成功地测量在SDSS的深度和分辨率。我们进行详细的分解83个S 0星系后发座，64个来自中央样本，19个来自集群郊区样本。对于中心样本，S 0 bar分数为72^{+5}_{-6}%。该值明显高于用椭圆拟合法检测条形图的48^{+6}_{-6}%。在一个固定的光度，禁止S 0的（G-R）颜色比unbarred S 0的0.02马格。酒吧的频率和强度增加对微弱的光度。无论是中央金属丰度，也没有恒星年龄分布有显着差异之间的酒吧和unbarred S 0。有一个增加的酒吧分数向集群核心，但这是在一个低的显着性水平。酒吧最多有一个弱的相关性与集群中心半径。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Luminosity Function of the Coma Cluster from Deep $u'-g'-r'$ Wendelstein Imaging Data
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
该研究利用深度成像数据推导后发星系团的g'波段星系光度函数，测量不同亮度星系结构参数，自动识别成员候选体，经校正得到代表性GLF，给出最佳拟合参数，并与模拟结果比较，为未来研究提供基准。
2026-10-19 astro-ph.GA
Internal dynamics and stellar content of nine ultra-diffuse galaxies in the Coma cluster prove their evolutionary link with dwarf early-type galaxies
超漫射星系（UDG）是一种存在于广泛环境中的具有规则椭圆状形态的低表面亮度恒星系统。对UDG内部动力学和暗物质含量的研究将阐明它们的形成和演化，但由于它们的低表面亮度而受到阻碍。在这里，我们提出了空间分辨的速度剖面，恒星速度色散，年龄和金属丰度的后发座星系团9 UDG。我们使用中分辨率光谱获得Binospec，MMT的新的高通量光学光谱仪。我们利用Jeans动力学模型导出了半光半径范围内的暗物质分数在50~\%~ 90~\%之间。三个星系表现出主轴旋转，另外两个具有高度各向异性的恒星轨道，一个显示出三轴性的迹象。在Faber-Jackson和质量-金属丰度关系中，9个UDG填补了星团矮椭圆星系（dE）和暗矮球状星系（dSph）之间的空白。总体而言，所有9个UDG的观测特性可以通过内部过程（超新星反馈）和环境效应（冲压压力剥离，与邻居的相互作用）的组合来解释。这些观测结果表明，UDG和dEs是同一星系群的成员。
2019-09-05 astro-ph.GA
A Deep VLA Radio Continuum Study of the Core and Outskirts of the Coma Cluster
本文报道了后发座星系团1.4GHz甚大阵射电连续谱观测结果。这两个领域，“后发座1”和“后发座3”，对应于集群核心和西南部的降雨区，并选择了丰富的预先存在的多波长数据。在它们最敏感的区域，射电数据达到每4.4”波束22 μ Jy rms，足以探测到log（L）= 20.11 W/Hz的后发座成员星系。无线电探测的完整目录在这里呈现，包括1030个在>=5 sigma下探测到的源，其中628个在Coma 1和Coma 3区域内。我们还提供光学识别的无线电源使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）。射电观测的深度使我们能够在Mr < -20.5（AB星等）的椭圆星系团中探测到活动星系核，包括Mr <-21.8的所有椭圆星系团的射电探测。在较暗的光学星等（-20.5 < Mr <~ -19），射电源与恒星形成率低至0.1太阳质量/年的恒星形成星系有关。
2009-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey: VII - Colour Gradients in Giant and Dwarf Early-Type Galaxies
使用深，高空间分辨率的成像从HST ACS后发座星系团财政部调查，我们确定的后发座星系团的早期型星系的颜色配置文件。从176个星系亮度比$M_\mathrm{F814W(AB)} = -15$等，光谱确认后发座的成员或确定的眼睛作为可能的成员，从他们的低表面亮度，数据提供了142个早型星系。通常，颜色特征与$\log(R)$呈线性关系，有时具有不同的核区域，通常与核簇相关的颜色更蓝。确定核组分外区域的颜色梯度。我们发现，几乎所有的颜色梯度是负的，无论是椭圆形和透镜状星系。最有可能的是，早期的研究报告矮星系中的正颜色梯度受到核团的蓝色影响，强调高分辨率数据对于解开星系中不同形态成分的颜色特性至关重要。矮星系的颜色梯度与椭圆星系的颜色梯度形成一个连续的序列，越暗的星等越浅。将这些颜色解释为金属丰度示踪剂，我们的数据表明后发座星系团中的矮星系和巨大的早期型星系在其外部的金属含量较少。我们没有发现环境对梯度影响的证据，尽管我们注意到我们的大多数星系都位于星系团的中心区域。对于一个已知形态类型的星系子集，S 0星系比椭圆星系具有更小的陡峭梯度。
2011-03-07 astro-ph.GA
Deep GALEX Observations of the Coma Cluster: Source Catalog and Galaxy Counts
我们提出了一个源目录从深26 KS GALEX观测的后发座星系团在远紫外（FUV; 1530 A）和近紫外（NUV; 2310 A）波段。观测场中心位于后发座核心西南0.9度（1.6兆秒差距）处，并且具有SDSS的完整光学光度覆盖范围。该目录包含9700个星系，包括242个光谱确认的后发座成员星系，从巨大的螺旋星系和椭圆星系到矮不规则星系和早期类型星系。完整的多波长星表（星系团加上背景星系）在NUV=23和FUV=23.5时完成了约80%，在NUV=24.5和FUV=25.0时有一个极限深度，对应于后发座距离的恒星形成率约为0.001 Msun/yr。我们的深度GALEX观测需要一个双重的方法来生成源目录：我们使用贝叶斯去混合算法来测量微弱和紧凑的源（使用SDSS坐标作为位置先验），并依赖于GALEX管道目录来获得明亮/扩展的对象。我们进行了模拟，以评估系统的影响（如对象混合，源混淆，爱丁顿偏差）源检测和测光时，使用这两种方法。贝叶斯去混方法大致加倍的源检测的数量，并提供可靠的测光比GALEX管道目录深几个量级。这种方法也是免费的源混淆在这里研究的UV星等范围内，相反，我们估计，GALEX管道目录的混淆限制在比NUV~23和FUV~24微弱的星等。我们使用我们的目录测量了总的UV星系计数，并报告了相对于以前的GALEX测量，FUV=22-23.5和NUV=21.5-23的计数超出约…
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the Dynamics in Galaxy Clusters: The Hidden Role of Low-Luminosity Galaxies in Coma
本研究通过分析后发座星系团，揭示了低光度星系在追踪星系团子结构和动力学状态中的关键作用，证明忽略低通量天体会严重低估从核心到约8倍R200范围内子结构的数量。
2025-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey. X. Nuclear star clusters in low-mass early-type galaxies: scaling relations
我们提出了一个早期型矮星系的样本观测的哈勃太空望远镜（HST）的高级相机的调查（ACS）后发座星系团调查的一部分，核星团和它们的宿主星系的结构特性之间的标度关系。我们分析了200个在$16.0 < m_{F814W} < 22.6 $等（相当于$-19.0 < M_{F814W} < -12.4 $等）范围内的早型矮星系的光剖面，在80%的星系中发现了核星团，从而使HST观测的早型矮星系的核星团样本增加了一倍。\changed{We confirm that the}核星团的探测率向暗星等强烈下降。核星团的亮度并不与宿主星系的亮度呈线性关系。线性拟合产生L $_{nuc} \sim $ L $_{gal}^{0.57\pm0.05}$。低质量早型矮星系的核星团-主星系光度标度关系与球状星团的吸积形成是一致的。我们发现，在相似的光度，具有较高的Sérsic指数的星系有稍微更明亮的核星团。更圆的星系平均有更明亮的星团。尽管后发座的距离很远，一些核星团还是被分辨出来了。我们认为，核星团的质量和大小之间的关系是一致的形成由球状星团吸积和原位形成。我们的数据是一致的GC吸气是在低质量的主导机制，虽然观察到的趋势与Sérsic指数表明，在原位恒星形成是一个重要的二阶效应。
2014-09-16 astro-ph.GA
The HST/ACS Coma Cluster Survey. II. Data Description and Source Catalogs
Coma集群是HST-ACS Treasury计划的目标，该计划旨在在F475 W和F814 W通带中进行深度成像。虽然我们的调查在2007年因ACS仪器故障而中断，但部分完成的调查仍然覆盖了Coma核心高密度区域的50%。我们对25个视场进行了观测，这些视场的星团中心半径范围很大（约为1.75 Mpc），总覆盖面积为274弧分^[2]。大多数油田位于后发座核心区域附近（19/25点），另有6个油田位于集群的西南区域。在本文中，我们提出了再处理的图像和SExtractor源目录为我们的调查领域，包括用于对象检测和测光的方法的详细描述，减去明亮的星系来测量微弱的底层对象，并使用模拟来评估我们的目录的光度精度和完整性。我们还使用模拟来执行孔径校正的SExtractor Kron幅度的基础上测得的源通量和半光半径。我们已经对约73，000个独特的物体进行了测光;我们的探测结果中有一半比F814 W =25.8 mag（AB）的10 sigma点源探测极限更亮。ACS未解决或仅略微解决了大多数对象（60%）。我们估计后发座成员占所有源探测的5-10%，其中包括大量未解决的对象（主要是GC，但也UCD）和各种各样的扩展星系，从cD星系到矮LSB星系。后发座成员星系的红色序列在9个星等（-21 <$M_F814W <-13）上有恒定的斜率和色散。HST-ACS昏迷财政部计划的初始数据发布于20…
2010-10-08 astro-ph.GA
A Detailed Study of Dwarf Galaxies in the Core of the Coma Cluster
本研究利用HST/ACS后发星系团宝库巡天数据，测定了后发星系团核心78个矮星系的形态与结构性质，发现矮星系与非矮星系的形成演化过程存在差异。
2024-05-18 astro-ph.GA
The initial mass function in the Coma Berenices dwarf galaxy from deep near-infrared HST observations
我们使用深$HST$ WFC 3/IR成像研究超暗矮星系后发座的初始质量函数（IMF）。我们的观测结果达到了有史以来在解析星系中探测到的最低恒星质量，在$\sim 0.17$ M $_{\odot}$上有50%的完整性。然而，未分辨的背景星系限制了我们的纯度低于$\sim 0.23$ M $_{\odot}$。如果建模与一个单一的幂律，我们发现，国际货币基金组织的斜率是$-1.45^{+0.29}_{-0.3}$（68\%的可信区间），相比银河系的$-2.3$值。对于一个破碎的幂律，我们得到一个低质量的斜率$-1.18_{-0.33}^{+0.49}$，一个高质量的斜率$-1.88_{-0.49}^{+0.43}$和一个转折质量$0.57_{-0.08}^{+0.12}$ M $_{\odot}$相比，$-1.3$，$-2.3$和0.5 M $_{\odot}$的Kroupa IMF。对于对数正态IMF模型，我们得到的位置参数和$0.68_{-0.12}^{+0.17}$的$0.33_{-0.16}^{+0.15}$ M $_{\odot}$的值为$σ$（0.22 M $_{\odot}$和0.57的Chabrier系统IMF）。所有三个参数化产生类似的协议与数据。我们的结果与以前的分析较浅的光学HST数据。然而，对其他矮星的类似光学数据的分析发现，IMF比银河系中的底部光明显更多…
2018-06-21 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: a NLTE-1D abundance analysis. IV. Segue 1, Triangulum II, and Coma Berenices UFDs
我们目前的大气参数和丰度的化学元素从碳到钡的贫金属恒星Segue 1（七星），后发座（三星），三角座II（一星）超微弱矮星系（UFD）。有效温度依赖于用SAI MSU高加索天文台的2.5米望远镜获得的可见光和红外波段的新光度观测。根据非局部热力学平衡（NLTE）线的形成，得到了多达14种化学元素的丰度，并获得了多达5种元素的LTE丰度。这是我们首次在Seg 1 S1和S4中发现了丰富的氧，在ComaBer S2和Tri II S40中发现了丰富的硅，在Seg 1 S1-S6和ComaBer S1-S3中发现了丰富的钾，在Seg 1 S7中发现了丰富的钡。Segue 1中的三颗星、后发座中的两颗星和三角座II星的[Na/Mg]值很低，为-1.08至-1.67 dex，这通常被文献归因于大质量无金属恒星核合成产生的奇偶效应。我们解释这种化学性质作为第一批恒星的足迹，这是不模糊的，由于少量的核合成事件，有助于样本恒星的化学丰度模式。我们的NLTE丰度的后发座Berenices，Segue 1，和三角座II报告较低的[Sr/Ba]丰度比的UFD相比，在经典的矮球状星系和银河系晕。然而，在UFD中，就像在大质量星系中一样，[Sr/Ba]不是常数，它可以高于纯r过程比。我们提出了一个假说，贫金属双星的锶生产在最早的时代的星系演化。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters in Coma Cluster Ultra Diffuse Galaxies (UDGs): Evidence for Two Types of UDG?
超扩散星系（UDG）揭示了极端的性质。在这里，我们汇编了迄今为止最大的研究85球状星团（GC）系统周围的后发座星系团的UDG，使用新的深地面成像的已知UDG和现有的成像从哈勃太空望远镜的GC系统。我们发现，丰富的GC系统在UDG一般超过发现在正常的矮星系相同的恒星质量。这些富含GC的UDG意味着晕的质量比标准恒星质量-晕质量关系所预期的要大。这种过于巨大的晕的存在提出了一个重大的挑战，最新的模拟集群环境中的UDG。在某些特殊情况下，GC系统的质量是宿主星系恒星含量的一个重要部分。我们发现，富GC系统往往托管在UDG较低的光度，较小的尺寸和微弱的表面亮度。后发座星系团中的正常矮星系也有类似的趋势。一个玩具模型中，GC丰富的UDG被假定为“失败”的星系内的大规模晕，主要是旧的，贫金属，α-元素增强恒星星族。另一方面，缺乏GC的UDG更类似于正常的，低表面亮度的矮星，占据了质量较小的暗物质晕。关于具有GC系统的UDG的恒星星族的额外数据将有助于进一步完善和测试这个简单的模型。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pulsating Variable Stars in the Coma Berenices dwarf spheroidal galaxy
我们提出了B，V，I的后发座矮球状星系，一个暗淡的银河系卫星，最近发现的斯隆数字巡天测光的时间序列。我们获得了V~23.0-23.2等的V，B-V和V，V-I色星等图，显示了星系在V~21.7等处的转折，并对这颗新的银河系伴星的变星星族进行了首次研究。在该星系中发现了两颗RR型天琴座星（一颗基模RRab星和一颗第一泛音RRc星）和一颗周期为P=0.12468天的短周期变星。RRab星具有相当长的周期P_ab=0.66971天，比RRc变星和星系水平分支上的其他非变星亮约0.2等。在周期-振幅图中，RRab变星更接近Oosterhoff II型系统和银河系球状星团M3中演化的基模RR天琴座星的轨迹。星系水平分支的平均视星等<V_HB>为18.64 ± 0.04等，采用红化E（B-V）= 0.045 ± 0.015等和金属丰度[Fe/H]=-2.53 ± 0.05 dex，得出后发座dSphmu_0的距离模数为18.13 ± 0.08等，相当于距离d=42^{+2}-1} kpc。
2009-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Intracluster Dust Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们利用斯皮策多波段成像光度计对后发座星系团内尘埃的红外辐射进行了研究。我们的观测产生了有史以来最深的星系团的中红外和远红外图像。在这三个波段中的每一个波段中，我们都没有探测到中心多余分量的特征，这与红外空间天文台（ISO）先前的探测报告相反。我们仍然发现70和160微米之间的亮度比显示出中心过量的边缘符号，与ISO结果定性一致。我们的分析表明，过量的比例更可能是由于微弱的红外源躺在起伏的卷云前景。我们的观测结果表明，在24、70和160微米处，在距离星系团中心100 kpc的范围内，过量辐射的2 σ上限分别为5 x 10^-3 MJy/sr、6 x 10^-2 MJy/sr和7 x 10^-2 MJy/sr。这些值与其他星系团中发现的值一致，表明与星际介质相比，星团中心附近的尘埃不足3个数量级以上。
2009-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A population of faint low surface brightness galaxies in the Perseus cluster core
我们提出了89个低表面亮度（LSB），因此低恒星密度星系候选人在英仙座星系团的核心，被称为“超扩散星系”，与平均有效的V-波段表面亮度24.8-27.1弧秒$^{-2}$，总V-波段星等-11.8至-15.5等，和半光半径0.7-4.1千秒差距的检测。候选者已经在覆盖0.3平方度的深马赛克中被确定，基于威廉赫歇尔望远镜获得的宽视场成像数据。我们发现，LSB星系人口耗尽的集群中心，只有很少的LSB候选人的半光半径大于3千秒差距。这似乎与它们的潮汐半径的估计一致，即使我们假设暗物质含量很高（M/L=100），潮汐半径也不会超过恒星的范围。事实上，我们的三个候选者似乎与潮汐流有关，这表明他们目前的混乱。考虑到已发表的后发座星系团中微弱LSB候选者的数据-其中心密度与英仙座相当-显示核心区域同样缺乏大型物体，我们得出结论，这些物体无法在大质量星系团中心的强潮汐中幸存下来。
2017-06-13 astro-ph.GA
Tempestuous life beyond R_500: X-ray view on the Coma cluster with SRG/eROSITA. I. X-ray morphology, recent merger, and radio halo connection
这是利用SRG/eROSITA X射线数据对后发座星系团进行一系列研究的第一篇论文，这些数据是在校准和性能验证观测过程中获得的。数据覆盖了典型曝光时间超过20 ks的星团周围的$\sim3^\circ\times 3^\circ$区域。仪器背景的稳定性和SRG天文台在扫描模式下的操作为我们提供了一个很好的数据集，用于研究从后发座中心到$\sim 1.5R_{200}$距离的漫发射。在这项研究中，我们讨论了丰富的形态所揭示的X射线观测（也结合SZ数据），并认为，最显着的特点可以自然地解释最近（正在进行）合并与NGC 4839集团。特别是，我们确定了一个微弱的X射线桥连接集团和集群，这是令人信服的证据，NGC 4839已经穿过主集群。后发座核心的气体经历了两次冲击，第一次是在几个陀螺前第一次通过星系团时由NGC 4839驱动的冲击，最近，通过与核心中的气体沉降回到准流体静力平衡相关的“微型吸积冲击”。通过主冲击后，气体应该在电子辐射损失很小的稀疏区域度过大部分时间，直到气体再次被微型吸积冲击压缩。与“跑道”合并冲击不同，小型吸积冲击的下游没有稀疏区，因此，无线电发射可以存活更长时间。这样一个两阶段的过程可以解释后发座星系团中射电晕的形成。
2021-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectroscopic Confirmation of the Existence of Large, Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们最近确定了一个人口的低表面亮度的对象在外地的z=0.023后发座星系团，使用蜻蜓长焦阵列。在这里，我们提出了凯克光谱的最大的这些“超扩散星系”（UDG），确认它是一个成员的集群。该星系具有显著的吸收特征，包括Ca II H+K线和G带，没有检测到发射线。它的径向速度cz=6280 +- 120 km/s，在后发座星系团的1 sigma速度色散范围内。该星系的有效半径为4.3 +- 0.3 kpc，Sersic指数为0.89 +- 0.06，由凯克成像测量。我们没有发现潮汐尾或其他扭曲的迹象，至少在~2 r_e的半径范围内。我们发现，UDG位于一个以前稀疏的区域的大小-星等平面的静止恒星系统，因为他们是~6级比正常的早期类型的星系暗淡相同的大小。看起来大型静止星系的光度分布并不是连续的，尽管这很大程度上可能是由于选择效应。需要动力学测量来确定UDG的暗物质晕是否与具有相同光度的星系或具有相同大小的星系的暗物质晕相似。
2015-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for the sub-stellar lithium depletion boundary in the open star cluster Coma Berenices
我们的主要目标是在后发座疏散星团的亚恒星星族中寻找锂耗尽边界。我们使用颜色星等图结合光学和红外测光进行了褐矮星（BD）候选者的搜索，这些星等图来自以下大规模调查的最新公开发布：UKIRT/UKIDSS，Pan-STARRS，SDSS和AllWISE。我们使用$Gaia$ DR 2检查了天体测量与星团成员关系的一致性。据报道，有几十个新的候选BD位于后发座的潮汐半径内，但没有一个比以前已知的成员显着更暗和更冷。在三个新的和五个以前已知的BD候选集群成员的搜索李进行了光谱观测，使用OSIRIS仪器在10.4 m的GTC。在GTC观测到的J=15--19和G=20--23的8个后发座靶中，没有检测到6707.8 A的LiI共振双峰。从GTC谱中导出了谱型和径向速度。这些值证实了四个L2-L2.5矮星的集群成员资格，其中两个是新的文献。在后发座星系团的四个真正的BD成员中发现的大的Li耗尽因子意味着LDB必须位于该星系团中的光谱类型晚于L2.5。使用最新的生物多样性的进化模型，5.5亿年的集群年龄的下限被设置。这一限制已与其他测年方法相结合，以获得一个更新的年龄估计780 $\pm$ 230百万年后发座疏散星团。后发座中温度低得多的亚恒星群成员的确定，有待于欧几里德广域巡天的到来，它的深度应该达到J=23左右;这种极好的灵敏度将使我们有可能确定亚恒星LDB在该星团中的精确位置，并对其亚恒星…
2020-06-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling a Rich System of Faint Dwarf Galaxies in the Next Generation Fornax Survey
我们利用安装在Cerro Tololo美洲天文台4米Blanco望远镜上的DECam宽视场照相机获得的深度共加的$u, g$和$i$波段图像，在天炉座星团中心区域发现了158个以前未被发现的矮星系，这是{ \it下一代天炉座巡天}（NGFS）的一部分。新的矮星系具有准指数光剖面，有效半径$0.1\!<\!r_e\!<\!2.8$ kpc和平均有效表面亮度值$22.0\!<\!μ_i\!<\!28.0$ mag arcsec $^{-2}$。我们证实了在天炉座核心区域存在超扩散星系（UDG），类似于最近在室女座和后发星系团中发现的对应物。我们还发现了表面亮度极低的NGFS矮星，比经典的UDG暗几个星等。NGFS样本中最暗的矮星系候选者的绝对星等为$M_i\!=\!-8.0$ \，ma。NGFS矮星系样本的成核分数似乎随着它们的总光度而减少，从亮度比$M_i\!\simeq\!-15.0$ mag亮的$>\!75\%$的成核部分到亮度比$M_i\!\simeq\!-10.0$ mag暗的$0\%$。NGFS矮星系样本的点相关函数分析显示，在$\sim\!100$ kpc以下的长度尺度上存在过剩，这表明矮星系聚集在天炉座星系团的核心。
2015-10-08 astro-ph.GA
Transforming gas-rich low-mass disky galaxies into ultra-diffuse galaxies by ram pressure
在星系团中常见的是暗淡的椭圆形超漫射星系和稍亮且更紧凑的矮椭圆和透镜状恒星系统。它们的演化路径不受约束，可以通过识别年轻的超弥漫星系和充满明亮大质量恒星的矮椭圆类似物来研究。使用数据挖掘，我们确定了11个这样的低质量（$2\times10^8<M_*<2\times10^9 M_{\odot}$）星系大半光半径（$2.0<r_e<5$ kpc）和最近淬火的恒星形成的后发座和阿贝尔2147星系团。所有的星系都碰巧有被冲压压力剥离的尾巴，带有当前或最近恒星形成的迹象。深层光谱观测揭示了旋转的恒星盘包含70-95%质量的暗物质。大部分盘星（10-60%）形成于1.8亿~ 9.7亿年前的强烈恒星爆发中，可能是由冲压压力触发的。观测到的恒星年龄的全球梯度证实了这一说法。在接下来的10 Gyr中，被动演化将使11个星系中的9个转变为超扩散星系。如果我们假设一个恒定的星系下沉率，44 $\pm$后发座中16%的最明亮的超漫射星系必须通过冲压压力剥离盘状祖先形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
The Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fossil group origins V. The dependence of the luminosity function on the magnitude gap
在自然界中，我们观察到的星系聚集体跨越了一个系统（$Δm_{12}$）的两个第一等级星系之间的大范围的星等差距。存在差距接近于零的系统（例如，在分布的另一个极端，在所谓的化石系统中发现了最大的差距。化石和非化石系统可能有不同的星系群，这应该反映在它们的光度函数中。在这项工作中，我们研究，第一次，光度函数参数的依赖性$Δm_{12}$使用化石群起源（FOGO）项目获得的数据。我们在$z \le 0.25$为102个星系团和星系团构造了一个混合光度函数。我们堆叠所有的个人光度函数，将它们划分为$Δm_{12}$的箱，并研究了它们的最佳拟合Schechter参数。我们还计算了一个相对光度函数，表示为中央星系光度的函数，这提高了我们检测差异的能力，特别是在明亮的一端。我们发现在光度函数的亮端和暗端，趋势都是$Δm_{12}$的函数。特别是在亮端，星等差距越大，特征星等$M^\ast$就越暗。我们还发现在微弱的一端的差异。在该区域中，间隙越大，弱端斜率$α$越平坦。在亮端发现的差异支持了一个无耗散的，动力学摩擦驱动的合并模型，用于中心星系在群和星团大小的晕中的生长。微弱端的差异不能用这种机制来解释。其他过程，如由于早期下沉和/或偏心轨道的普遍存在而导致的潮汐破坏加剧，可能也起了作用。然而，需要更大的具有$Δm_{12} > 1.5$的系统样本来确定微弱端的差异。
2015-06-09 astro-ph.GA
The $-12$ mag dip in the galaxy luminosity function of Hickson Compact Groups
我们提出的星系光度函数（LF）的四个希克森紧凑组使用的图像数据从斯巴鲁超级Suprime-Cam。在$M_g\sim-12$的所有LF的模糊端出现明显的下降。在后发座和半人马座的星系团的低频中也观察到类似的下降。然而，在处女座，九头蛇，和外地的LF有平坦的斜坡，没有下降。由于致密星系群中星系间的相对速度比星系团中低，因此星系-星系相互作用的影响在致密星系群中更为显著。致密星系群的$M_g\sim-12$倾角可能意味着频繁的星系-星系相互作用会影响星系的演化，LF倾角可能成为不同星系群之间的边界。
2020-07-06 astro-ph.GA
Radial gradients in initial mass function sensitive absorption features in the Coma brightest cluster galaxies
利用牛津短波长积分场光谱仪（SWIFT）跟踪了后发座星系团中三个星系的初始质量函数（IMF）敏感吸收特征的径向变化。我们获得了两个中央最亮星系团（BCGs）NGC4889，NGC4874和西南星系团NGC4839中的BCG的中央5kpc的分辨光谱，以及NGC4873作为低$σ_*$对照的未分辨数据。我们提出了径向测量的IMF敏感功能钠碘化钠$_{\rm{SDSS}}$，钙三重态CaT和铁氢化物FeH 0.99，随着镁MgI0.88和氧化钛TiO 0.89功能。我们采用两种不同的方法，大地校正和天空扣除周围微弱的FeH功能，以验证我们的分析。在NGC4889中，我们发现了NaI $_{\rm{SDSS}}$和CaT的强烈梯度，但FeH的分布是平坦的，与恒星星族合成模型相比，这表明一个古老的，$α$增强的种群具有Chabrier，甚至是底光IMF。的年龄和丰度是符合以前的研究，但正常的IMF是在最近的结果表明，增加IMF的斜率与速度色散增加。我们在NGC4874内测量平坦的NaI $_{\rm{SDSS}}$和FeH轮廓，并确定一个旧的、可能稍微$α$增强的和Chabrier IMF人口。我们发现一个$α$增强，Chabrier IMF人口在NGC4873。在NGC4839中，我们测量了强NaI $_{\rm{SDSS}}$和强FeH，尽管具有较大的系统不确定性，表明可能存在较重的IM…
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio emission from ultra-diffuse galaxies residing in galaxy clusters
National Centre for Radio Astrophysics - Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天文中心 - 塔塔基础研究所）；Indian Institute of Technology Kharagpur（印度理工学院卡拉格普尔分校）
利用升级版巨米波射电望远镜对后发星系团854个超弥散星系进行深度观测，通过中值叠加分析得到平均射电辐射的最严格上限，对应恒星形成率极低，并展望了平方公里阵列在未来探测此类星系的前景。
2026-06-25 astro-ph.GA
The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。
2011-10-13 astro-ph.GA
Revisiting the Size-Luminosity Relation in the Era of Ultra Diffuse Galaxies
星系的大小和光度之间存在着一定的关系，因此明亮的星系通常都有很大的尺寸。最近发现了大量的大尺寸但低光度的星系（“超扩散星系”，或UDG），这提出了一个问题，即反过来是否也是正确的，也就是说，大型星系是否通常具有高光度。在这里，我们解决这个问题，通过研究后发座星系团中的星系大小有限的样本。我们选择的红色星系团星系的大小$r_{\mathrm{eff}} > 2 \ \mathrm{kpc}$到$M_{g} \sim -13 \ \mathrm{mag}$在一个区域的$9 \ \mathrm{deg}^2$，使用仔细过滤的CFHT图像。该样品的中心表面亮度为$μ_{g,0}\approx 25.0 \ \mathrm{mag\,arcsec}^{-2}$，并且包括90%的Dragonfly发现的UDG，其亮度超过该极限。出乎意料的是，我们发现红色的大星系在大小-光度平面上有一个相当均匀的分布：在正则大小-光度关系所暗示的绝对星等上没有峰值。在正则峰值的$\pm 0.5$星等内的星系数（$M_g = -19.69$为$2<r_{\mathrm{eff}}<3$ kpc）是$\sim 9$的一个因子，小于具有$-19<M_g<-13$的较暗星系数。像UDG这样的大而暗的星系比那些大小-光度关系的大星系要常见得多。这意味着，对于大型星系，大小不是晕质量的指标。最后，我们发现暗大星系的结构与亮…
2018-11-05 astro-ph.GA
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Leo IV
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的超微弱矮星系狮子座IV中最亮的恒星。我们测量到的铁丰度[Fe/H] =-3.2，增加了在银河系卫星星系中发现的快速增长的极端贫金属恒星样本。这颗恒星的α元素Mg、Ca和Ti增加了约0.3 dex，非常类似于典型的银河系晕丰度模式。所有的轻元素和铁峰元素都遵循极端贫金属晕星的趋势，但中子捕获元素Ba和Sr明显不足。这些结果与超暗矮星大熊座II、后发座、牧夫座I和武仙座中的恒星非常相似，表明最低光度星系的化学演化可能是普遍的。我们观察到的丰度模式与来自第三星族超新星爆炸的核合成预测一致。这颗恒星极低的金属丰度也支持了一个观点，即在最暗的矮星中，有相当一部分（>10%）的恒星的金属丰度低于[Fe/H] =-3.0。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALEX Ultraviolet Virgo Cluster Survey (GUViCS). VI: The UV luminosity function of the Virgo cluster and its surrounding regions
我们使用的GALEX数据的GUViCS调查构建NUV光度函数的室女星系团超过~ 300 ° 2，一个区域覆盖的集群及其周围地区的~ 1.8维里半径。NUV光度函数也确定了不同形态类型和NUV-i颜色的星系，并为不同的子结构内的集群。这些光度函数相对于统计校正是稳健的，因为基于833个星系的样本，这些星系主要被识别为具有光谱红移（808）或高质量光学标度关系（10）的星系团成员。我们适合这些光度函数与Schechter函数，并比较拟合参数与其他附近的集群和字段确定。室女座NUV光度函数的暗端斜率（α = -1.19），在这里采样到~ NUV = -11.5等，比在其他附近星系团中测量到的要平坦得多，并且与场的相似。类似地，M* = -17.56比后发座、A1367、沙普利超星系团和磁场中的测量值要暗一到两个星等。这些差异似乎是由于相当不确定的统计校正和在这些集群中采样的绝对星等的小范围。我们没有观察到强烈的系统性差异，在整体NUV光度函数的核心的集群相对于其周边。然而，我们注意到，在暗端的红-蓝星系的相对贡献是颠倒的，红色静止天体主导着星系团的核心，恒星形成星系主导着超过一个维里半径。这些观测证据讨论的框架中的星系演化在稠密的环境。
2015-09-17 astro-ph.GA
Luminosity functions of cluster galaxies: The Near-ultraviolet luminosity function at $<z> \sim 0.05$
本文推导了28个$0.02 < z < 0.08$星系团中6471个NUV探测星系的NUV光度函数，并考虑了它们对星系团性质的依赖性。我们考虑光学红色和蓝色星系，并探讨他们的NUV LF在几个集群子样本中的变化，选择最好的环境的影响。我们的合成LF很好地符合Schechter形式与$M^*_{NUV}=-18.98 \pm 0.07$和$α=-1.87 \pm 0.03$的值与后发座中心和Shapley超星系团，但与室女座相比，具有更陡的斜率和更明亮的$L^*$。陡峭的斜率是由于在NUV中微弱的大质量静止星系的贡献。有显着的差异NUV LF具有低和高的X射线光度的集群和稀疏和密集的集群，虽然没有特别好地拟合的Schechter形式，使物理解释的参数困难。当用X射线光度将星系团分成两个子样本时，低NUV光度星系与高NUV光度星系的比例在高X射线光度子样本中更高（即光度函数在采样的光度范围内更陡峭）。在按表面密度分割的子样本中，当用Schechter函数表征时，密集簇的$M^*$比稀疏簇的$α$更陡（分别为$-1.9$与$-1.6$）。数据的差异似乎是由蓝色（恒星形成）星系LF的变化驱动的。这似乎与团簇气体的相互作用有关[删节]
2018-07-27 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies: the high-spin tail of the abundant dwarf galaxy population
最近的观测揭示了存在着大量微弱的低表面亮度（SB）星系，它们似乎在附近的星系团中数量众多且无处不在，包括室女座，后发座和天炉座星系团。这些超弥散星系（UDG）具有中等恒星质量的矮星系，它们的尺寸出乎意料地大，相当于有效半径内的平均SB为$24\lesssim\langleμ_e\rangle_r\ {\rm mag}^{-1} {\rm arcsec}^2\lesssim27$。我们表明，UDG人口代表的尾巴形成的星系在矮大小的晕高于平均角动量。通过采用磁盘形成的标准模型-其中的星系的大小是由旋转的晕-我们恢复的丰富的UDG作为一个函数的主机集群质量和分布的大小内的UDG人口。根据这个模型，UDG不是失败的$L_*$星系，而是真正的矮星，它们的低SB并不是唯一与恶劣的星系团环境有关的。因此，我们预计该领域中相应丰富的UDG群体，可能具有不同的形态和颜色。
2016-03-30 astro-ph.GA
The abundance and spatial distribution of ultra-diffuse galaxies in nearby galaxy clusters
最近的观测显示后发座星系团中存在大量微弱但大的星系（r_eff>1.5 kpc）。这些超弥散星系团（UDG）的起源仍然令人困惑，因为对观测结果的解释受到了主观选择UDG的阻碍，并且只对后发座（以及室女座-）星系团的一些例子进行了有限的研究。我们使用红移范围为0.044<z<0.063的8个星团，利用CFHT上MegaCam拍摄的深g和r波段成像数据扩展了对UDG的研究。我们描述了一个自动选择管道的定量识别，测试的完整性，使用这些星系的图像模拟。我们发现，我们可以检测到的UDG的丰度随着星系团质量的增加而增加，在M200~10^15 Msun的典型晕中达到~200。星团UDG的颜色与星团红色序列一致，并且具有陡峭的尺寸分布，其下降速率为n~r_eff^-3.4。其径向分布是显着陡峭的比NFW在郊区，是显着较浅的内部。它们的径向分布与星团中质量较大的静止星系相同，除了在核心区域r<0.15XR 200（或<300 kpc）。在该区域内，UDG的数密度下降并且与零一致。这些弥漫的星系只有在它们高度集中的暗物质占主导地位的情况下，才能抵抗到这个以星系团为中心的距离的潮汐力。观测发现，具有相似光度的更致密的矮星系（r_eff<1.0 kpc）的径向分布与UDG遵循相同的分布，但存在于距星团中心100 kpc的较小距离处，这表明它们可能具有与UDG相似的质量子晕。虽然有几种情况下可以引起UDG…
2016-03-25 astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): Exploring the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra-I cluster IV. A study of the Globular Cluster population in four UDGs
INAF Osservatorio Astr. d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；INAF – Astronomical Observatory of Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本大学天体物理学与超级计算中心）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology（图尔库科学技术学院）
本文利用 MUSE 光谱和 VIRCAM 成像研究 Hydra-I 群中四个 ultra-diffuse galaxies 的球状星团人口和暗物质含量，发现其中三个星系富含球状星团，暗物质主导。
2025-09-17 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS). XXX. Ultra-Diffuse Galaxies and their Globular Cluster Systems
利用新一代室女星系团巡天（NGVS）的深空成像，对室女星系团中的超弥散星系（UDG）进行了研究。应用一个新的定义的UDG类的星系标度关系的基础上，我们定义的样本44和26 UDG使用扩张性和限制性的选择标准，分别。我们的UDG样本包括比以前已知的UDG明显更暗的对象：即，一半以上比$\langleμ\rangle_e \sim27.5$ mag arcsec $^{-2}$更暗。室女座核心区域的UDG显示了一些证据，表明它们在结构上与“正常”矮星系不同，但当考虑整个星系团的完整样本时，这种分离就消失了。UDG在空间分布上比其他类似光度的室女座星系更集中，而它们的形态表明，至少有一些UDG的扩散性质是由于星系团环境中的物理过程-如潮汐相互作用或低质量合并。室女座UDG的球状星团（GC）系统具有很宽的比频（$S_N$）范围，在固定光度下，平均$S_N$比“正常”室女座矮星高，但平均$S_N$比后发座UDG低。它们的GC主要是蓝色的，在更大质量的UDG中，红色星团的贡献很小。合并的GC光度函数与矮星系中观察到的一致，没有显示出异常发光的证据。它们的形态和GC性质的多样性表明，没有一个单一的过程产生了UDG类中的所有对象。基于现有的证据，我们得出结论，UDG只是那些系统，占据了星系大小和表面亮度分布的延长尾巴。
2020-07-21 astro-ph.GA
High gas/dust size ratio indicating efficient radial drift in the mm-faint CX Tau disk
绝大多数的原行星盘在毫米波段有非常紧凑的（$\lesssim15\,$ AU）连续辐射。然而，高角分辨率的观测，解决这些小磁盘仍然缺乏，由于其本质上微弱的发射相比，大明亮的磁盘。在这封信中，我们提出的微弱（$\sim10\,$ mJy）盘围绕金牛座T星CX Tau的$1.3\,$毫米ALMA数据，分辨率为$\sim40\,$ mas，直径$\sim5\,$ AU。毫米尘埃盘是紧凑的，68 $\%$包围通量半径为14 $\,$ AU，和强度轮廓表现出急剧下降之间的10-20 $\,$ AU，和浅尾之间的20-40 $\,$ AU。在尘埃连续体中没有观察到清晰的子结构特征，其灵敏度水平与DSHARP大型程序相同。然而，角分辨率不允许在内部区域中的盘纵横比的尺度下检测子结构。径向强度分布类似于DSHARP中以相同分辨率成像的更多扩展盘的内部区域，但在外盘中没有环。没有检测到内部空腔，即使盘已被归类为过渡盘从光谱能量分布在近红外。$^{12}$ CO的发射范围更广，68 $\%$包围75 $\,$ AU的通量半径。尘埃和气体在毫米级范围（$>5$）上的巨大差异强烈地表明了径向漂移的发生，并且与理论模型的预测很好地匹配。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrophysics & Cosmology from Line Intensity Mapping vs Galaxy Surveys
线强度映射（LIM）提出了有效地观测遥远的暗星系和绘制高红移的物质密度场。在姊妹论文中的形式主义的基础上，我们首先强调了LIM中宇宙学和天体物理学之间的简并性。我们讨论了什么可以限制从测量的平均强度和红移空间功率谱。有了足够的光谱分辨率，2-晕项的大尺度红移空间畸变就可以被测量，这有助于打破偏置和平均强度之间的简并。在较高的光谱分辨率下，测量小尺度的红移空间畸变可以消除1-晕项和散粒噪声项。与外部星系目录或透镜巡天的互相关进一步打破了简并。我们推导出类似于SPHEREx、HETDEX、CDIM、COMAP和CONCERTO的实验的要求。然后，我们重新审视的LIM观测值的最优性的问题，相比星系检测，天体物理学和宇宙学。我们使用匹配滤波器来计算单个源的亮度检测阈值。我们表明，LIM包含的信息太暗，以检测，在高噪声或高混淆制度的星系。我们量化检测到的源的稀疏性和聚类偏差，并将它们与LIM进行比较，表明在这种情况下LIM是物质密度的更好示踪剂。我们通过回答这些问题作为傅立叶尺度的函数来扩展以前的工作，包括第一次宇宙方差，像素到像素的相关性，亮度依赖的聚类偏差和红移空间失真的影响。
2021-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
