Secular Evolution of Galaxy Morphologies
今天，我们有许多证据表明，螺旋动态地演变通过各种长期或偶发的过程，如酒吧的形成和破坏，隆起的增长和合并，有时在短得多的时间比标准的星系年龄10-15 Gyr。这一点，再加上哈勃序列的已知性质，导致了一种独特的进化感：从Sm到Sa。将其与已知的质量成分联系起来，为星系中暗物质的性质提供了新的指示。大量尚未被发现的暗气体的存在似乎是最自然的选择。暗星的数量可以给出界限，因为它们的形成大多是不可逆的，显然需要相同数量的气体。
1996-02-28 astro-ph
Faintest Galaxy Morphologies from $HST$ WFPC2 Imaging of the Hawaii Survey Fields
我们提出了非常深的$HST$ WFPC 2图像的F814 W过滤器的两个夏威夷调查领域，SSA13和SSA22。使用这些数据与以前的地面成像和光谱学，我们比较的颜色，恒星形成的属性和最暗的星系与明亮的附近星系的参考样本的形态和分析场星系形态的变化与幅度。我们的主要结果是识别一个新的形态类的“链”星系在最微弱的幅度。基于有限的光谱学，我们初步得出结论，这些是线性组织的巨大恒星形成区域在$z = 0.5-3$，如果这是正确的，这些是大星系的形成过程中。
1995-07-14 astro-ph
Galaxy Zoo : Morphologies derived from visual inspection of galaxies from the Sloan Digital Sky Survey
为了理解星系的形成和随后的演化，我们必须首先区分两种主要的大质量系统形态：螺旋星系和早期星系。本文介绍了一个项目，银河动物园，提供视觉形态分类的近百万个星系，从斯隆数字巡天（SDSS）提取。这一成就是通过邀请公众通过互联网对这些星系进行视觉检查和分类而实现的。该项目已获得约100，000名参与者进行的40，000，000多项个人分类。我们讨论了这个项目的动机和策略，并详细介绍了如何进行分类和处理。我们发现，银河动物园的结果与专业天文学家分类的SDSS星系的子集是一致的，从而表明我们的数据提供了一个强大的形态目录。通过直接目视检查获得形态避免了引入与诸如颜色、浓度或结构参数的形态代理相关的偏差。此外，该目录可用于直接比较SDSS形态与旧数据集。每个形态类的颜色-幅度图显示，我们说明了这些分布是如何不同的推断，仅使用颜色作为形态的代理。
2008-04-29 astro-ph
AEGIS: Host Galaxy Morphologies of X-ray and Infrared-selected AGN at 0.2 < z < 1.2
利用Chandra X射线和Spitzer扩展Groth带的中红外数据，对94个中等红移（0.2 < z < 1.2）的活动星系核（AGN）的主星系形态进行了直观和定量的分析。利用最近发展的形态学测量方法、最亮20%通量的二阶矩（M_{20}）和Gini系数，我们发现X射线选择的活动星系核主要存在于E/S 0/Sa星系中（53^{+11}-10}%），而红外选择的活动星系核对宿主形态没有明显的偏好。X射线选择的活动星系核宿主是密偶星系的成员，其数量比场星系的数量多3.3+/-1.4倍，但这些密偶星系中的大多数似乎是未受干扰的早期类型星系，并不倾向于显示引力扰动或相互作用的直接证据。因此，AGN活动的激活机制仍然未知，即使对成员。
2006-08-17 astro-ph
Galaxy Merger Morphologies and Time-Scales from Simulations of Equal-Mass Gas-Rich Disc Mergers
理解星系合并速率及其在星系演化中的作用的一个关键障碍是难以从真实宇宙的瞬时快照中约束合并的性质和时间尺度。识别星系合并的最常用方法是通过形态学，但目前对星系扰动时间尺度的理论计算相当粗糙。我们提出了一个大套件的GADGET N体/流体动力学等质量的富气盘星系合并已通过蒙特卡罗辐射转移代码日出处理的形态分析。与由此产生的图像，我们研究的SDSS g-波段的合并阶段，尘埃，视角，轨道参数，气体性质，超新星反馈，和总质量的定量形态（G，M20，C，A）的依赖性。我们发现，合并出现最干扰G-M20和不对称的第一次通过，并在最后合并的核，但可以有正常的定量形态在其他合并阶段。合并的可观测性时间尺度取决于用于确定合并的方法以及合并星系的气体分数，近心距离和相对取向。增强的恒星形成高峰后，持续时间显着长于强烈的形态干扰。尽管它们有巨大的凸起，但大多数合并残留物在g波段光下看起来像盘状和尘埃，因为存在一个低质量的恒星形成盘。
2008-09-25 astro-ph
Sensitivity of Galaxy Cluster Morphologies to Omega_0 and P(k)
利用高分辨率大动态范围的N体模拟研究了星系团空间形态对Omega_0和P（k）的敏感性。标准CDM模型的变体被认为具有不同的空间曲率SCDM（Omega_0=1）、OCDM（Omega_0=0.35）、LCDM（Omega_0=0.35，OCDM =0.65）和不同的归一化σ_8。我们还探讨了无标度功率谱P（k）propto k^n的具有不同谱指数n的临界密度模型。团簇的X射线形态可以用功率比（PR）来量化，我们采用X射线发射率j_gas propto ρ ^2_DM，我们认为这是分析PR的合适近似值。我们发现，Omega_0主要影响PR分布的均值，而功率谱（n和sigma_8）主要影响它们的方差：log_10（P_3/P_0）是Omega_0的最干净的探针，因为它的均值对Omega_0非常敏感，但对P（k）非常不敏感。PR平均值很容易区分SCDM和OCDM模型，而SCDM和LCDM平均值显示出更适度但显著的差异（3 sigma）。在PR方面，OCDM和LCDM模型在很大程度上是不可区分的。最后，我们比较了这些模型的ROSAT集群的样本，并发现集群形态强烈不赞成欧米伽_0 =1，CDM，而有利于低密度，CDM模型或没有宇宙学常数。
1996-09-06 astro-ph
The Physical Nature of Rest-UV Galaxy Morphology During the Peak Epoch of Galaxy Formation
基于z ~ 2 - 3星系的不规则和未知形态，我们利用非参数系数对GOODS-N场中红移z = 1.8 - 3.4的216个星系的形态进行了量化。使用测量的紫外线（UV）和光学谱线，多波段光度数据，和恒星星族模型，我们统计评估星系形态和物理观测，如恒星质量，恒星形成率，和星系尺度外流的强度之间可能存在的相关性。我们发现的证据表明，尘埃星系有更多的朦胧的紫外线形态，更大，更明亮的星系可能会驱动更强的外流，但否则得出结论，紫外线形态是统计解耦的大多数物理观测或确定的物理过程的组合过于复杂，提供表征与预测能力。由于紫外线形态和恒星形成率等物理参数之间没有很强的相关性，因此我们无法支持形态上不规则星系主要代表主要星系合并的假设。比较星系样本，我们发现，红外选择BzK星系和无线电选择亚毫米星系（SMG）的紫外线形态相似的光学选择的样品，而遥远的红色星系（DRG）更模糊。
2006-10-24 astro-ph
Galaxy morphologies and environment in the Abell 901/902 supercluster from COMBO-17
本文对COMBO-17巡天的A901/902超星系团中的星系进行了形态学研究。用三个独立的分类器对光度红移在0.155 < z_phot < 0.185范围内的570个星系进行了目视分类，M_V=-18。这些形态分类进行比较，当地的星系密度，距离最近的集群中心，当地的表面质量密度弱透镜，光度分类。在高的局部星系密度下，log（Sigma_10 /Mpc^2）> 1.5，发现了经典的形态-密度关系，还发现了形态和局部投影表面质量密度之间的相关性，但没有观察到与最近星系团距离的趋势。这支持了局部环境对星系形态比整体星系团性质更重要的发现。按颜色分类的形态目录显示，在显示晚型形态的星系中，蓝色星系占主导地位，而在早型种群中，红色星系占相应的主导地位。利用COMBO-17的17波段测光，我们进一步按照Wolf等人（2005）的公式将红超星系团序列分裂为老的被动星系和有年轻恒星和尘埃的星系。我们发现，尘埃恒星形成的人口描述了一个中间形态组之间的晚型和早型星系，支持这一假设，即场和组螺旋星系转化为S 0 s，也许，椭圆星系在集群下降。
2007-04-05 astro-ph
AGN Host Galaxy Morphologies in COSMOS
我们使用HST/ACS图像和COSMOS场的光度表来分析大约400个活动星系核候选者在红移0.3 < z < 1.0的宿主星系的形态。我们比较了活动星系核主机与非活动星系的样本从宇宙领域相匹配的幅度和红移分布的活动星系核主机。我们执行2-D表面亮度建模与GALFIT产生主机星系和核点源的幅度。X射线选择的活动星系核宿主星系的形态跨越了相当大的范围，峰值之间的早期型，隆起为主和晚期型，磁盘为主的系统。我们还测量了宿主星系的不对称性和浓度。未考虑到，核点源可以显着偏差的结果，这些测量的结构参数，所以我们减去最佳拟合点源组件，以获得图像的基础主机星系。我们的浓度测量结果加强了我们的2-D形态拟合的结果，将X射线活动星系核主机之间的早期和晚期类型的不活跃星系。活动星系核宿主的不对称性分布与控制星系一致。再加上活动星系核周围缺乏多余的伴星系，这种不对称分布表明活动星系核中的强相互作用并不比正常星系中的强。根据最近的工作，这些结果表明，在这些X射线光度的活动星系核的宿主星系可能是在一个过渡，从磁盘为主的膨胀为主，但这种过渡通常不是由重大合并触发。
2008-09-01 astro-ph
The local environmental dependence of galaxy properties in the volume-limited sample of Main Galaxies from the SDSS Data Release 5
利用SDSS数据Release 5中的主星系的有限体积样本，我们研究了星系性质对局部环境的依赖性。对于每个星系，计算局部三维密度。我们发现，星系的形态强烈依赖于当地的环境：在密集的环境中的星系占主导地位的早期类型的形态，但其他星系的属性不存在显着的依赖当地的环境。显然，这对提出的物理机制提出了重要的限制。
2006-09-21 astro-ph
Quantifying Substructure in Galaxy Clusters
星系团中的子结构可以用强大的Delta统计（Dressler和Shectman 1988）来量化，该统计使用速度运动学和天空投影位置。我们使用无耗散数值模拟的团簇形成测试其敏感性。在最近的观察中，大约30%的模拟集群显示出子结构，但确切的百分比取决于定义子结构的选择限制，更好的选择是Delta统计的分布函数。Dressler-Shectman统计量与其他子集群指标相关性很好，但由于其对小的下降组和投影效应的敏感性而具有较大的分散性。
1999-12-28 astro-ph
COSMOLOGICAL CONSTRAINTS FROM CLUSTER X-RAY MORPHOLOGIES
我们使用一个有代表性的样本的65个星系团观察到的爱因斯坦IPC的集群X射线形态的范围进行约束。我们开发和应用定量和可重复的措施，以限制发射加权质心变化，轴比，方向和径向下降的内在分布。然后，我们使用集群X射线形态的范围来约束三个通用的宇宙学模型（欧米茄=1，欧米茄_0 =0.2，欧米茄_0 = 0.2和欧米茄_0 =0.8）。对于这些模型中的每一个，我们进化八套高斯随机初始条件一致的有效功率谱$P(k)\propto k^{-1}$集群规模。使用这个样本的24个数值集群模拟，我们比较观察到的和模拟集群的X射线形貌。比较表明：（i）星系团的质心变化、轴比和径向衰减对基本的宇宙学模型是敏感的;（ii）具有观测到的X射线形态范围的星系团在低Ω_0宇宙学中是不太可能的。该分析倾向于Omega=1模型，尽管仍存在一些差异。我们讨论的影响，改变初始条件，包括额外的物理模拟。
1995-01-04 astro-ph
The Faint Sub-mm Galaxy Population: HST Morphologies and Colors
我们目前的光学形态从深HST和地基图像的星系从第一次亚毫米调查遥远的宇宙。我们的样本包括在深850微米的连续图中检测到的7个大质量星系团，使用SCUBA，JCMT上的新测辐射热计相机获得。该调查覆盖了0.01平方度的总面积，1-sigma噪声水平约为2 mJy/梁。我们总共探测到25个850微米的光源，其中17个和10个比各自的50%和80%完整性限制更亮。光学对应物被确定为14的16个源中的f（50%）的样本和9的10个源中的f（80%）的样本，位于我们的光场。这些星系的形态，我们有HST成像分为三大类：微弱的干扰星系和相互作用;微弱的星系太紧凑，无法可靠地分类;和尘埃，恒星形成星系在中等红移。扰动和相互作用的星系构成了最大的一类，这表明相互作用仍然是触发恒星形成和遥远宇宙中超亮星系形成的重要机制。暗淡而致密的星系可能代表了这些合并中的后期演化阶段，或者更集中的恒星爆发。其中一些可能是活动星系核的宿主。对我们样本颜色的分析使我们能够估计出粗略的红移分布：>75%的z <5.5 whilst >50%位于z<4.5处，这表明发光的亚毫米群体与通过紫外/光学测量选择的更温和的恒星形成星系是同时代的遥远宇宙。这对星系形成和演化的模型施加了重要的限制。
1998-06-04 astro-ph
Physical mechanisms that shape the morphologies of extragalactic jets
本文提出了五种分析方法，以揭示射流速度沿射流方向衰减的规律。前两个简单的模型检查在牛顿或斯托克阻力的存在下速度的变化。从分析的观点（第三种模型）求解了代表沿金字塔扇形动量守恒的方程。总动量通量守恒的应用使我们能够推导出星系的速度作为经典速度（第四模型）和相对论速度（第五模型）的时间函数。沿喷流速度的变化结合喷流进动速度，星系的旋转速度，星系的分散速度在集群中的适当的组合物，使我们能够跟踪的头-尾射电源的几何图案。应用开发的理论/代码的射电星系NGC1265，NGC4061，NGC326，和天鹅座A给出了中央星系的近似色散速度在垂直于喷流的方向。从头-尾过渡到经典的双射电星系作为增加喷流的机械功率的函数。
2006-10-13 astro-ph
Quantifying Substructure Using Galaxy-Galaxy Lensing in Distant Clusters
我们提出了高分辨率的质量重建五个大规模的集群透镜跨越红移范围从z = 0.18 - 0.57利用档案哈勃太空望远镜的数据和应用星系星系透镜技术。这些详细的质量模型是通过结合所观察到的强和弱透镜制度的约束。量化的本地弱扭曲的剪切图中的扰动引起的星系晕周围个别明亮的早期型集群成员星系的存在，我们估计的质量分数在这些集群的中心区域，可以与小规模的质量块。这种技术使我们能够直接映射质量范围为10^{11} - 10^{12.5}太阳质量的子结构，我们将其与星系尺度的子晕联系起来。给出了团簇内部亚结构的质谱测定。从而获得这些子晕的质量，质光比和截断半径的约束。我们发现，在这些星系团的内部0.5h^{-1} - 0.8h^{-1} Mpc范围内，与单个子晕相关的星系团总质量的比例为10 - 20%。我们的研究结果具有重要的影响，在高密度集群核心的子结构的生存和演化，并与理论图片的银河系规模的晕在高密度集群环境中的潮汐剥离预期在分层冷暗物质为主的结构形成的情况下是一致的。
2004-11-15 astro-ph
X-Ray Observations of Cluster Mergers: Cluster Morphologies and Their Implications
X射线观测在研究星系团的亚结构和合并过程中发挥了重要作用。我审查的证据集群子结构和兼并获得X射线观测卫星钱德拉和XMM之前。讨论了通过X射线成像和光谱数据研究团簇合并的不同技术，重点是团簇形态的定量分析。我讨论了宇宙学和无线电晕的起源集群形态的测量的影响。
2001-06-04 astro-ph
Quantifying the fast outflow in the luminous Seyfert galaxy PG1211+143
我们在2007年12月报告了两个新的XMM-牛顿观测PG 1211 +143，再次发现了2001年首次检测到的高度电离气体快速流出的证据。将新的光谱与两个早期的XMM-牛顿观测结果叠加，揭示了FeXXV和OVIII的强而宽的发射线，表明快速外流是持久的，并且具有很大的覆盖因子。这一发现证实了高质量率的电离外流在PG 1211 +143，并提供了第一次直接测量的广角，亚相对论流出的活动星系核运输机械能的潜力，以破坏宿主星系的增长。我们认为PG 1211 +143可能是一个典型的活动星系核在一个快速的超爱丁顿生长阶段。
2009-04-24 astro-ph
Testing the predictions of the cold dark matter model for the sizes, colours, morphologies and luminosities of galaxies with the SDSS
斯隆数字巡天的巨大尺寸和均匀性使得对当前星系形成模型的严格测试成为可能。我们比较了GALFORM半解析星系形成模型对本星系的光度、形态、颜色和尺度长度的预测。GALFORM模拟了星系的光度和盘的大小以及星系的凸起部分，因此我们可以计算可以直接与SDSS观测结果进行比较的量，例如Petrosian星等和Sersic指数。我们测试了两个已发表的冷暗物质宇宙学模型的预测：Baugh等（2005）模型，它假设了一个头重脚轻的初始质量函数（IMF）在恒星爆发和超风反馈，和鲍尔等（2006）模型，它使用AGN反馈和标准的IMF。Bower等人的模型更好地再现了SDSS数据中观察到的光度函数、形态-光度关系和颜色双峰性的整体形状，但与尺寸-光度关系的匹配较差。\Baugh等人的模型成功地预言了晚型星系的大小-光度关系。这两个模型都无法重现明亮的早期星系的大小。这些问题突出了需要更好地了解反馈过程在确定星系大小中的作用，特别是超新星再加热气体的角动量的处理，以及星系合并和盘不稳定性形成的恒星球状体的大小。
2009-06-05 astro-ph
HST morphologies of local Lyman break galaxy analogs I: Evidence for starbursts triggered by merging
Heckman等人（2005）利用星系演化探测器（GALEX）的紫外成像巡天显示，附近存在着一个罕见的紧凑紫外发光星系（UVLG），它们非常类似于高红移的莱曼破裂星系（LBG）。我们目前的HST图像中的UV，光学，和Ha，并reimulate他们的深度和分辨率的货物/UDF字段显示UVLG的形态也是类似的LBG。因此，我们的8个LBG类似物的样本提供了详细的洞察恒星形成和LBG形态之间的联系。在所有的静止帧光学图像中都可以看到微弱的潮汐特征或伴星，这表明星爆是合并或相互作用的结果。紫外光/可见光主要由未解析（~100 - 300 pc）的超级星爆区域（SSB）组成。与z = 0.02的Haro 11和VV 114星系的详细比较表明，SSB本身由漫射星和（超）星团组成。新的HST图像所揭示的结构特征发生在非常小的物理尺度上，因此在高红移LBG的图像中无法检测到，除非在少数情况下，它们被引力透镜放大。因此，我们认为LBG是由富含气体、质量相对较低（~10^10 Msun）的系统合并而成的，合并触发了SSB的形成。如果星系在高红移是由SSB主导的，那么光度函数的暗端斜率被预测为斜率α~2。我们的研究结果是迄今为止最直接的确认模型，该模型预测早期宇宙中恒星形成的主要模式是高度碰撞。
2007-12-30 astro-ph
The Rest-Frame FUV Morphologies of Star-Forming Galaxies at z ~ 1.5 and z ~ 4
我们将一种新的方法应用于GOODS和超深场中82个z ~ 4 Lyman break星系（LBG）和55个1.2 < z < 1.8发射线星系的静止帧远紫外图像，以量化星系形态并识别星系合并。我们比较了Gini系数（G）、最亮的20%星系光的二阶矩（M20）和浓度（C）的分布，这些分布分别是高红移和低红移星系的平均信噪比> 2.5和Petrosian半径> 0.3 arcsec。82个LBG中有10个的M20 >= -1.1，并且拥有明亮的双核或多核，这意味着在M_{FUV} <-20时，恒星形成星系的主要合并比例约为10-25%，这取决于我们的不完全修正。具有隆起状形态（G >= 0.55，M20 < -1.6）的镓团占z ~ 4 LBG样品的~ 30%，而剩余的~ 50%具有比光滑隆起和盘预期的更高的G和M20值，并且可能是星形成盘、小合并或后合并。恒星形成的z ~ 1.5星系样本具有与UDF z ~ 4 LBG相似的形态分布，具有相同比例的主要合并候选者，但更少的球状体。观察到的形态分布大致符合当前的层次模型预测的主要合并率和次要合并引起的恒星爆发在z ~ 1.5和~4。我们还研究了休息帧FUV-NUV和FUV-B颜色作为形态的函数，并发现在任何一个时代都没有很强的相关性。
2005-09-05 astro-ph
Quantifying Bar Strength: Morphology Meets Methodology
一套客观的酒吧分类方法已被应用到俄亥俄州明亮的螺旋星系调查（Eskridge等人，2002年）。方法之间的双变量比较表明，所有方法在统计意义上一致。因此，棒强度的分布在一个样本的星系可以鲁棒地确定。在所有双变量比较中均存在大量离群值。异常值的检查表明，在二元比较的分散与星系形态。因此，棒强度的多种措施提供了一种手段，研究范围内的物理性质的星系棒在客观的统计意义上。
2004-06-22 astro-ph
Evolution of Substructure in Galaxy Clusters as Observed in X-Rays
星系团是宇宙中最大的引力束缚物体，直径为兆秒差距量级。我们的工作是问它们的形状（形态）是否会随着宇宙的年龄而改变。我们观测了165个星系团的样本，在0.1 < z < 1.3。各种各样的测量被用来量化星系团的形状。钱德拉X射线天文台的档案观测被使用。为了比较，在距离星系团中心300 kpc和500 kpc的两个不同距离处探测了形态演化。在几乎所有的情况下，我们都能够排除星系团在宇宙历史上保持其形态的可能性，这与我们目前对大尺度结构形成的看法一致。此外，我们发现，椭圆度，作为一种手段，量化形态，是有限的使用，如这项工作的研究。
2008-10-22 astro-ph
Galaxy Morphologies in the Hubble Ultra Deep Field: Dominance of Linear Structures at the Detection Limit
哈勃超深场（UDF）中大于10像素（0.3角秒）的星系已根据形态进行分类，并给出了它们的光度特性。有269个螺旋星系，100个椭圆星系，114个链星系，126个双团星系，97个蝌蚪星系和178个团簇星系。我们还编目了30个B波段和13个V波段的脱落，并计算了它们的恒星形成率。链，双，蝌蚪占主导地位的其他类型在微弱的幅度。螺旋中明显条形的比例约为10%，比其他深度调查低2-3倍。椭圆星系的轴比分布函数与局部观测到的相似，表明椭圆星系很快松弛成标准化的形状。旋涡星系的轴比分布与局部有很大的不同，在~0.55处有一个明显的峰值，而不是一个几乎平坦的分布。小轴比时的衰减值高于局部值，表明圆盘较厚，约为2倍。在高轴比的下降可能是从内在的三轴形状或选择效应。倾斜的磁盘应该更高的采样比面对磁盘附近的表面亮度限制的调查。简单的模型和数据分布证明了这些影响。在高红移处明显的旋涡星系数量的减少可能部分是表面亮度选择的结果。
2005-08-09 astro-ph
Image Simulation with Shapelets
我们提出了一种方法来模拟深空图像，包括现实的星系形态和望远镜的特点。为了实现模拟星系形态的广泛多样性，我们首先使用的shapestructive形式主义参数化的哈勃深场中的所有对象的形状。我们在shapelet参数空间中测量真实星系形态的这种分布，然后对其进行重新采样以生成新的对象群体。这些模拟的星系可以包含旋臂，棒，盘，任意的径向轮廓，甚至尘埃带或结。为了创建最终图像，我们还对观测效应进行建模，包括噪音、像素化失真、天体测量失真和点扩散函数。我们表明，他们是现实的，模拟和真实的数据具有一致的分布形态诊断：包括星系的大小，椭圆率，浓度和不对称统计。样本图像可在万维网上查阅。这些模拟是有用的，以开发和校准精密的图像分析技术，测光，天体测量和形状测量。它们还可以用来评估未来望远镜和巡天的灵敏度，用于超新星搜索、微透镜、自行和弱引力透镜等应用。
2003-10-29 astro-ph
Morphologies and stellar populations of galaxies in the core of Abell 2218
摘要：我们对星系团Abell 2218核心的恒星星族和星系形态进行了研究。使用PMAS/PPAK@3.5mCAHA获得积分场光谱，以获得在其视场（~74“X64”）内的团簇成员的完整通量限制样品。除了31个在外部区域具有已知红移的星系外，我们还建立了59个光谱确认的星系团成员的最终样本。使用HST/ACS相机在BVRI和z波段拍摄的深度图像获得多波段光度测定和详细形态。CM图显示E型星系覆盖了更亮和更红的颜色范围。发现了大部分的旋涡星系（$\sim$ 50%），它们的颜色范围很广。结合年龄、金属丰度和质量的分布，表明E型星系质量较大，恒星星族较老，而L型星系质量较小，恒星族分布范围较广。此外，在核心还发现了一个极蓝的合并星系系统，其名义红移为星系团的红移。
2006-11-22 astro-ph
The Statistical Approach to Quantifying Galaxy Evolution
星系分布和演化的研究对现代宇宙学具有根本的重要性;然而，这些研究受到光谱和密度演化竞争效应的复杂性的阻碍。由于观测要求，构建能够明确地解开这些过程的光谱样品目前过于禁止。本文扩展并应用了一种替代方法，该方法依赖于距离（z）和光谱类型的统计估计，以获得用于此确切目的的深度多波段数据集。这些统计估计直接从光度数据中提取，利用通量，红移和光谱类型之间的内在关系。这些关系封装在经验光度红移关系，我们扩展到z ~ 1.2，与固有色散dz = 0.06。我们还开发了现实的估计为个别对象的光度红移误差，并介绍了利用星系系综作为一种工具，用于量化的宇宙学参数和测量误差。我们提出了深，多波段，光学数计数作为我们的样品的完整性的演示。利用测光红移和相应的红移误差，我们可以将观测数据划分为不同的红移区间和光谱类型。作为一个例子的应用，我们提出了作为光谱类型的函数的红移分布。
1998-12-04 astro-ph
HST and UKIRT imaging observations of z~1 6C radio galaxies - II. Galaxy morphologies and the alignment effect
强大的射电星系通常会显示出增强的光学/紫外辐射区域，这些区域被拉长并与射电喷流轴对齐。这一系列论文的目的是分别研究射电功率和红移对排列效应的影响，以及其他射电星系的性质。在这第二篇论文中，我们提出了更深入的分析这些系统的形态学特性，包括宿主星系和它们周围的对齐发射。我们的6C子样本的宿主星系被很好地描述为de Vaucouleurs椭圆星系，典型的尺度大小为~ 10 kpc。这与类似功率的低z射电源的宿主星系以及相同红移的更强大的3CR源相当。无论无线电功率如何，核点源辐射的贡献也是相当的。在与射电源轴对齐的范围和程度方面，6C对齐效应与在相同红移的更强大的3CR源周围看到的非常相似，尽管它通常不那么明亮。在z~1 3CR源的情况下观察到的明亮、棘手的特征在我们的6C子样本中要少得多;我们也没有观察到这样强有力的证据来证明对准效应的强度随射电源大小/年龄的演变。然而，我们确实发现了一个非常强的联系之间的最极端的对齐效果和发射线区域属性指示的冲击，无论源的大小/年龄或功率。一般来说，6C的排列效应仍然比类似射电功率的低红移星系要强得多。（节略）
2005-03-02 astro-ph
Morphology-dependent trends of galaxy age with environment in Abell 901/902 seen with COMBO-17
我们调查的Abell 901/2超星系团的不同形态的星系年龄和环境之间的相关性。使用COMBO-17数据，我们定义了一个样本的530个星系，完成在$M_V -5\log h<-18$上的面积为$3.5\times 3.5$（Mpc/ $h$）$^2$。我们探讨了几个年龄指标，包括颜色-震级关系（CMR）的校正残差。其结果是，我们发现一个明确的趋势，年龄与密度的星系的所有形态，包括一个球状体组件，在这个意义上说，星系在密集的环境是老年人。这种趋势在Scd/Irr星系中没有看到，因为它们都有年轻的年龄。然而，其他类型的趋势在较暗的星系中更强。虽然我们也看到了预期的年龄-形态关系，但我们没有发现固定年龄的形态-密度关系的证据。
2006-11-30 astro-ph
Morphologies of AGN host galaxies using HST/ACS in the CDFS-GOODS field
使用HST/ACS图像在四个波段F435 W，F606 W，F775 W和F850 LP，我们确定光学对应的X射线源在钱德拉深场南在GOODS南领域。本文对这些来源进行了详细的研究，探讨了它们的形态类型。我们使用的方法，如分解的星系光度分布，彩色地图和视觉检查的192个星系被确定为可能的光学对应的钱德拉X射线源在CDFS-GOODS领域。我们发现大多数中等亮度的活动星系核宿主在红移范围内（z \approx 0.4-1.3）是隆起主导的，但不是合并/相互作用星系。这意味着中等亮度活动星系核的燃料可能是由合并驱动以外的机制提供的。
2007-07-27 astro-ph
Some Musings on Galaxy Morphology
仔细观察Shapley-Ames星系的大尺度照片，似乎可以发现星系的形态特征在星系色星等图中位于窄红色和宽蓝色序列之间有一个平滑的过渡。换句话说，在蓝色和红色星系之间似乎没有二分法。星系的颜色和形态都与它们的环境密切相关。红色和早期型Shapley-Ames星系在星系团中占主导地位，而蓝色晚期型恒星形成物体则占主导地位。有趣的是，小星系团中星系的颜色和形态与场相似，而与星系团中的不同。正如Baade所指出的，尘埃的存在和恒星的形成是非常密切相关的，除了少数可能有不寻常的演化历史的星系。在整个范围内从S 0到Sc有正常和禁止对象的综合颜色之间没有显着差异，这表明酒吧的形成不会显着影响恒星的星系演化历史。
2007-06-25 astro-ph
Learning about the Recent Star Formation History of Galaxy Disks by Comparing their Far-Infrared and Radio Morphologies: Cosmic-Ray Electron Diffusion after Star Formation Episodes
我们提出的星际介质（ISM）的基础上比较的{ \it斯皮策}远红外和韦斯特博克综合射电望远镜射电连续图像的29个星系的属性的结果。在这29个星系中，有18个足够近，可以在70 $\micron$和22厘米的$\la$ 1千秒差距尺度上分辨。我们扩展的\citet{ejm06a,ejm06b}方法平滑红外图像近似宇宙射线（CR）的电子扩散，从而在很大程度上再现了无线电图像的外观。使用小波分析，我们分解每个70 $\micron$图像成一个组件包含恒星形成{ \it结构}和第二个弥漫{ \it磁盘}。分别平滑的组件，和他们的组合相比，免费免费校正22厘米的无线电图像，然后改变尺度长度，以最好地匹配无线电和平滑的红外图像。我们发现，晚型螺旋有大量的正在进行的恒星形成受益最多的两个组件的方法。我们还发现，磁盘组件占主导地位的星系具有低恒星形成活动，而结构组件占主导地位，在高恒星形成活动。我们建议，这一结果产生的年龄效应，而不是从CR电子扩散的差异，由于不同的ISM参数。大部分的CR电子人口在活跃的恒星形成星系是显着年轻的，比在不太活跃的星系，由于最近的事件增强的恒星形成，这些星系内观察到$\sim10^{8}$年，因为最近的恒星形成事件的开始。样品的不规则有令人不安的低最佳拟合尺度长度为他们的表面亮度相比，其余的样品螺旋，我们归因于增强CR电子逃逸。
2008-02-15 astro-ph
The Cosmic Evolution Survey (COSMOS): a large-scale structure at z=0.73 and the relation of galaxy morphologies to local environment
我们已经确定了一个大尺度结构在z~0.73的COSMOS领域，相干描述的星系光度红移的分布，ACS弱透镜收敛地图和扩展的X射线源的分布在马赛克的XMM观测。在这些图中看到的主峰对应于具有Tx= 3.51+0.60/-0.46 keV和Lx=（1.56+/-0.04）x 10^{44} erg/s（[0.1-2.4] keV带）的富簇。我们估计$r500$内的X射线质量相当于M500~1.6 x 10^{14} Msun，总透镜质量（通过拟合NFW轮廓外推）M（NFW）=（6+/-3）x 10 ^{15} Msun。我们使用一个自动的形态分类的所有星系亮度比I_AB=24的结构区域测量的分数早期类型的对象作为本地投影密度Sigma_10的函数，基于测光红移来自地面深多波段测光。我们恢复一个强大的形态密度关系在这个红移，表明，可比的局部密度，早期型星系比今天的小部分。有趣的是，这种差异在最高密度下不那么强烈，在中间环境中变得更加严重。然而，我们也发现了观测到的全球关系的局部“反转”，这可能是由大尺度环境驱动的。特别是，我们发现直接对应的一个大浓度的盘星系（冷的一面）的一个可能的冲击区域中检测到的X射线温度图和表面亮度分布的优势集群。我们将其解释为在两个子星系团之间正在进行的合并期间，现有星系盘中冲击诱导恒星形成的潜在证据。
2007-01-17 astro-ph
Evolution of Normal Galaxies: HST Morphologies and Deep Spectroscopy
我回顾了通过结合HST成像和地基光谱学来理解正常场星系和星系团星系演化的进展。这些数据表明，大部分恒星的形成产生了今天的星系人口发生在可访问的红移，$z<$ 2。此外，最近令人惊讶地发生了大量塑造哈勃序列和形态-密度关系的详细处理。因此，现在已经具备了利用这一代8-10米大型望远镜对这些问题进行协调一致的研究的条件。向前迈出的重要一步将是为系统地探索$z>$ 1宇宙开发有效的测量技术。简要讨论了一些可能的方法。
1996-08-13 astro-ph
Tides, Interactions, and Fine-Scale Substructures in Galaxy Clusters
我们提出的星系相互作用，潮汐和其他过程中产生发光的精细尺度的子结构的星系团：后发座，英仙座，阿贝尔2199，AWM 3和AWM 5的研究结果。这些星系团中所有不寻常的结构可以分为七种形态：相互作用星系、多星系（非相互作用）、扭曲星系、尾星系、线星系、矮星系群和星系聚集体。的各种形态进行了描述，并提出了一个目录的248个对象在这五个集群的颜色，并从CCD图像中获得的位置信息与WIYN 3.5米望远镜在宽带B和R过滤器。扭曲的、相互作用的和精细尺度的子结构具有从B-R $\approx$ 0的蓝色对象到B-R $\approx$ 2.5的红色对象的颜色范围。我们还发现，具有最多扰动形态的结构具有最蓝的颜色。此外，这些结构的相对数量分布表明，存在两种不同的星系团：一种由扭曲结构主导，另一种由星系团主导。后发座和英仙座星系团，分别提出了这些类型的集群模型。细尺度子结构的生产可能的机制进行审查和比较观察z $\approx$ 0.4布彻-Oemler集群。我们的结论是，基于颜色，位置和统计数据，这些结构的创建最有可能的机制是通过与集群的引力势的相互作用，可能再加上与大型集群椭圆的高速相互作用的影响。
1998-09-29 astro-ph
A New Algorithm for the Detection of Inter-cluster Galaxy Filaments using Galaxy Orientation Alignments
我们提出了一个新的算法来检测星系团间的星系丝的基础上的假设，即沿这些细丝的组成星系的取向是各向异性的。我们应用该算法的2dF星系红移巡天目录，并发现它很容易检测到许多直丝之间的紧密集群对。在大的簇间分离（>15 Mpc），我们发现，检测效率下降很快，因为它也与更复杂的细丝形态。我们探讨了潜在的假设，并建议，只有在密切的集群对的情况下，我们可以预期的星系方向显着相关的灯丝方向。
2005-01-11 astro-ph
Quantifying Morphological Evolution from Low to High Redshifts
建立普通星系的形态历史是哈勃太空望远镜的最初目标之一，并且在实现这一目标方面取得了显着进展。这些进展有多少是以哈勃序列为代价的？当我们在红移空间中进一步探索时，似乎是时候重新审视哈勃音叉的潜在意义了，因为高红移星系的形态特征非常壮观，而且往往很奇怪。本次审查的目的是建立一个形态之间的桥梁高红移和低红移星系人口，通过使用定量形态的措施，以确定最大的红移哈勃序列提供了一个有意义的描述星系人口。我将概述用于量化高红移星系形态的各种技术，强调这些技术探测的哈勃序列的各个方面，并指出留下了什么。我认为，在高红移的新技术（和新的想法），不太强调经典形态和更多的重视形态和解决恒星星族之间的联系，需要为了探测高红移星系的演化历史。
2000-06-12 astro-ph
