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近邻星系团的多色测光研究

. 研究背景

. 邻近星系团的多波段观测

. 数据处理

.BATC邻近星系团的研究进展

.星系团Abell 566

. 双色图

. 颜色-星等图(CM图)

. 测光红移的发展 

. 星系团Abell 2634

. 星系团Abell 2255

十一. 星系团Abell 168 

十二. 小结

参考文献

 

. 研究背景

    星系团是由几百个至几千个不同类型的星系(主要是椭圆星系)组成的天体系统。 它是我们宇宙中最大的引力束缚体系, 其空间尺度大约是~Mpc 而一般的星系只是~10kpc 由于星系团是在哈勃时标下演化的,当我们沿着红移方向研究其演化历史时, 星系团及其成员星系的形成与演化的信息,甚至宇宙形成与演化的遗迹都会保留在星系团内部。 从动力学角度和星系研究来讲, 星系团是研究高密环境下大量星系形成与演化的天然实验场。团星系和场星系研究将丰富我们有关宇宙大尺度结构形成的重要知识。对暗物质和宇宙学模型也有很好的限制。

 

    在不知准确距离的情况下,研究场星系的演化是很困难的。不知距离就很难估计星系的绝对星等。而对于一个星系团来说,成员星系之间的距离与星系团到我们的距离相比是可以忽略的。 因此, 所有成员星系与我们之间的距离是大体相等的,每个星系之间视星等的差别就是其绝对星等的差别。对不同红移处星系团的研究,就可以研究不同红移处星系的演化。 

 

   除极少数例外,较亮早型星系的颜色要比其他较暗的星系偏红。这个颜色-星等(CM)关系几乎相同地出现在所有的星系团中,不论是高红移还是低红移。如离我们最近的星系团VirgoComa团的CM关系就完全一样。而且CM关系的弥散和观测的测光误差差不多(Bower Lucey Ellis 1992)。这表示不同星系团中的星系有着非常相似的形成和演化过程。

 

    椭圆星系的CM关系一般解释为恒星的金属丰度效应:较亮的星系的平均恒星金属丰度相对较高(ArimotoYoshii 1987 Kodama Arimoto 1997) 然而,颜色-星等关系还不能足以说明高红移星系团中椭圆星系的形成。高红移星系团中的椭圆星系有可能是由刚刚合并的旋涡星系产生的。并合后星系的颜色迅速变红而处于星系团CM线的蓝色边缘处。 对于这样的星系,在目前的观测误差情况下,很难从年老的椭圆星系中区分出来。如果椭圆星系从Z=2开始不断形成,则椭圆星系的光度函数也应从那时开始演化。

 

     Butcher Oemler (1978) 首次发现高红移星系团中的蓝星系较低红移星系团的蓝星系多(Butcher-Oemler 效应) 后来利用光谱和[OII]的测光,Dressler Gunn (1982) 指出Butcher-Oemler 效应在红移大于0.4的星系团中已经存在。 从此, 有很多对Butcher-Oemler 效应的深入研究 (Newberry et al. 1988; Luppino et al 1991; Dressler Gunn 1992)。但是由于观测和统计上的误差较大,很难找出Butcher Oemler 效应的物理原因。现在我们只知道Butcher-Oemler效应在红移大于0.1的星系团中普遍存在 (Molinari et al 1994) 因此系统地研究近邻星系团中星系的颜色-星等是非常重要的。

 

光度函数是研究星系团的重要手段之一, 它反应了星系的量分布,其演化指出了星系本身的演化和星系间的并合过程。 Abell (1962) 提出,对星系团而言, 存在一个普适的光度函数, 并且Schechter(1976)提出光度函数的解析表达。 Dressler (1978) 研究了12个富星系团, 结果发现,在一定的弥散程度下,确实存在一个普适的光度函数。 12个中的一个——Abell 168——被认为是非统一的一个特例 Abell 168 正好纳入BATC巡天。 至今光度函数的研究仍然处在争论当中,发现了影响函数的很多效应,如: Durret Adami & Lobo (2002)提出环境和潮汐作用;星系的并合过程 (Morrison 2000; La Barbera et al 2002) 目前,随着观测深度的不断增加(深至MR=-10 mag) 光度函数暗端的研究对宇宙学模型也提出了挑战(Trentham & Tully 2002) 目前,观测方面面临严重的挑战:暗成员星系的证认。 成员的证认通常需要通过光谱观测, 但是不可能观测到所有低面亮度的星系, 即使是对于邻近星系团也是极大的工作量。  BATC的大视场多颜色正适合这一工作。利用15个颜色的SED,我们通过测光红移的方法得到大量暗星系(特别对于那些很难拍到光谱的)

 

研究近邻星系团的X-射线形态与可见物质的分布对于理解今天团内星系以及星系团之间的并合作用非常有意义。星系团的多波段——X射线,光学,射电——研究结果进一步揭示了近邻星系团经过了(或者正在经历着)一个并合的过程(Valtchanov et al. 2002)。X射线卫星发现星系团中热星系际物质中明显存在着从团星系中抛出的金属物质。金属物质含量与星系团早型星系的蓝色总光度有着很好的相关关系。金属丰度-光度比(IMLR)在所有星系团中普遍存在。 ASCA X-射线卫星大大地增加了观测星系团的数目,得到了星系团里ICM中的铁含量。尽管如此,已经得到IMLR的星系团数目还和以前差不多。原因是许多星系团用于定金属丰度的测光资料还没有得到。 因此,现在还不能肯定IMLR是否在所有星系团中普遍存在。对此的解答对研究星系团化学物质增丰的历史是非常重要的。

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. 邻近星系团的多波段观测

基于BATC大视场,多颜色的优势, 我们选了6个邻近的星系团(见表1.) 7年的时间里用16个波段进行观测,巡天深度达到V=20等。其中4个星系团已经完成观测,并且已经有相关的论文发表(Yuan et al. 2001)或者准备发表(Yuan & Zhou et al 2002, Yang & Zhou et al. 2002)。

                               

1. BATC巡天观测的6个星系团。

BATC天区

Abell

赤经赤纬(J2000.0)

红移

直径(角分)

BM分类

总曝光时间(小时)

TA01

168

01h15m10s+00d14.8m

0.04500

89

II-III

50

TA02

401

02h58m57s+13d34.9m

0.07366

90

I

未统计

TA03

566

07h04m30s+63d17.5m

0.09730

68

II-III

85

TA04

2255

17h12m31s+64d05.6m

0.08060

40

II-III

36

TA05

2443

22h26m07s+17d20.3m

0.10800

22

II

未统计

TA06

2634

23h38m18s+27d01.6m

0.03139

361

II

36

                                                                                                                        <<返回

 

. 数据处理

    BATCCCD图像处理已经建立了标准的过程:PIPLINE 1 PIPLINE 2 PIPLINE 3 。在PIPLINE 1过程中,我们改正了图像的偏置, 并用圆顶平场图像进行了平场改正;通过多幅图像之间的相互比较,对宇宙线和坏像元的影响进行了修正;以导星星表(Guide Star Catalogue [GSC])为准对图像坐标定标。 通过PIPLINE 2的批作业,我们得到了每一个天体在不同波段的PSF和不同孔径测光的星等。最后(PIPLINE 3),对这些星等作流量定标就得到了天体的光谱能量分布(SED)

 

    星系测光不同于恒星,一般星系像的亮度轮廓不是PSF轮廓。对于椭圆星系亮度轮廓服从R1/4律,对于旋涡星系则服从指数律。不同的轮廓函数拟合得到的星等称模型星等。模型星等代表了一个星系的总亮度,包括了从星系中心一直延伸到几个特征半径处。由于BATCCCD图像采样不足(1.7"/pixel),采用模型星等就会带来较大的误差,因此,我们采用了孔径测光的星等。在CCD图像上,星系的角直径平均是~10",所以取46像素孔径的测光结果已经足够好的代表了星系的亮度特征。                

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.  BATC邻近星系团的研究进展

  BATC观测了6个星系团(1),其中Abell 16856622552634完成了观测并且有相关的论文发表或者准备发表。在早期的研究中,我们用到了一些经典的方法比如,双色图、颜色-星等图等。当测光红移技术应用到BATC的数据之后,在星系团的研究方面有了更强大的工具,并且在星系团,特别是邻近星系团的研究中更显示出其优势。结合多波段的观测,我们可以深入地研究邻近星系团的动力学及其天体物理过程。

 

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. 星系团Abell 566

    Abell 566BATC观测最多的星系团,也是最早探索利用BATC观测数据研究星系团的源。经典的方法已经被用到这个星系团的研究中。在测光红移发展起来后,有很多(400700个)的成员星系(候选体)被发现。(详细统计数据见表2

 

表格 2. 利用测光红移技术,我们新发现的星系团成员星系。

星系团

已知成员数

新发现成员数

总成员数

数据

Abell 168

132

248

380

BATC+SDSS

Abell 566

11

400~700

400~700

BATC

Abell 2255

214

234

448

BATC+SDSS

Abell 2634

124

74

198

BATC+SDSS

 

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. 双色图

双色图是研究和区分各种天体的经典手段。因为不同的天体能谱的差异,造成了各个波段的辐射强弱。在双色图上不同性质的天体就会落到不同的区域。图1.(a)显示了Abell 566天区恒星和星系的双色图。横轴是U-mag(455nm);纵轴是mag(608nm)-mag(919nm)。在图中,分别以不同的符号表示已选出的成员星系和其他天体。我们可以看到,几乎所有选出的星系都位于我们银河系场星之上。两者之间有一个明显的分离带。这个分离带对偏红的成员星系更加明显。我们还用两条直线标出了成员星系可能的分布范围。

(a)                                    (b)

1. (a) Abell 566天区所有天体的双色图。”+”代表恒星;”○”代表成员星系。两条直线标出了星系可能的分布范围。

  为了比较,我们根据Gunn & Stryker(1983)的恒星光谱库,在图1.(b)画出了正常恒星在双色图上的位置分布。由此,我们可以看出正常恒星都落在星系的分布范围之外。所有介于两条直线之间的天体都有可能是星系团Abell566的成员星系。

 

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. 颜色-星等图(CM图)

  颜色-星等图反映出早型星系在星系团中的重要特征之一:最亮的星系也是团内最红的星系。一般有两种解释,1)年龄的原因:最亮的,最大的星系也是团内最红,最老的星系;或者2)金属丰度的原因:亮星系都是富金属的,演化充分的。哈勃天空望远镜(HST)的观测结果表明,直到z1处的CM关系都保持的很好,这说明在宇宙的早期就已经存在着那些老的,经过充分演化的天体(Margoniner & de Carvalho 2000 以及里面的参考)

2. Abell 566天区的颜色星等图。圈起来的点为星系,可以看出越亮的星系其颜色越偏红,即mag(6075) - mag(9190) 越小。

2.所示的是一个Abell 566天区的颜色-星等图。利用这样的颜色-星等图,我们还将利用Kodama & Arimoto(1997)的星系团演化模型作比较,来研究Abell566的物理性质。

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. 测光红移的发展 

仅仅从双色图上,我们就可以基本区分恒星和星系。对于BATC观测的16个颜色的SED,在区分各类天体上应该更有优势。实际上,SED相当于一个低分辨率的光谱,它可以指示出不同天体的连续谱性质,以及强发射/吸收线的特征。对于我们来说将得到比宽带测光更好的结果。我们的工作是介于测光和光谱分析之间。较之光谱,我们可以发现更暗的天体,并且确定其类型。图4.显示了Abell 2634中心的CD星系NGC 7720SED与其最佳拟和的光谱模板的比较。从图上可以看出,SED的确反映了该星系基本的能谱特征。下面我们将看到,利用测光红移的方法,还可以对那些暗弱星系的红移进行估计。加上大视场的特点,BATC的观测数据在邻近星系团的研究方面,特别是在暗弱成员星系方面,有着高效,不可替代的优势。

(a)                                                (b)

3. (a) Abell 2634中心cD星系NCG 7720SED和正常椭圆星系的模板比较。(b)Abell 566 S0成员星系(RA.=07:04:38 DEC.=68:18:38)观测SED与其相应的光谱比较。

 

    从星系演化的理论模型,或者是观测到的不同类型星系的平均光谱,我们可以建立一个红移为零的模板库。根据红移理论可以推算出不同红移处的光谱。用BATC(或者其他测光系统)的滤光片透过率曲线与这些光谱卷积就得到了代表不同红移,不同类型的SED模板库。测光红移基本原理就是通过比较观测SED和模板SED 找出一个与观测最符合的模板, 这样模板对应的红移就是观测SED的红移值估计。

 

   测光红移技术(HYPERZBolzonella, Miralles & Pello 2000)最早被设计和应用到宽带UVBRI的测光结果,用来发现那些高红移的天体,这些天体一般是很难拍到光谱的。经过移植,HYPERZ被应用到BATC的多色测光结果上,而且可以给出星系红移的高精度的估计△Z0.02。在这个精度下已经足够区分视场内的团星系和背景星系,为得到一个可靠的成员星系的样本提供了有力的技术支持。

 

BATC16个颜色中蓝端的三个颜色——U,a,b,30004000埃——对确定红移是非常重要的,因为星系的能谱分布在这里变化最快,加上巴尔末跳变等特征。

 

    Xia & Zhou et al (2002)系统地研究了BATC的测光红移,结果显示在BATC平均的测光精度(0.020.05 mag)下,测光红移可以达到很高的精度△Z0.02。文章还研究了BATC各种颜色组合对测光红移的敏感程度,对将来BATC的巡天有指导意义。

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. 星系团Abell 2634

    Abell 2634是一个邻近的(Z0.03)规则星系团,也是我们第一次把测光红移应用到BATC15个颜色的SED来研究的星系团。通过Abell 2634124个已知红移的成员星系的光谱红移与相应的测光红移的比较,估计出测光红移的不确定度△Z0.03。根据测光红移的结果有74个星系被选定作为成员星系的候选体。我们还研究了359个暗星系的测光红移分布;研究了196(124+74)个成员星系做了空间分布和CM关系(见图4)。

                             (a)                                                             (b)

4. Abell 2634中心区早型星系(以“○”表示)的CM关系。其他漩涡星系和未知类型的星系分别以“□”和“×”表示。实线显示出对CM关系的现行拟合的结果,拟合的误差分别是0.48 (a)0.43 (b)

    这是一个尝试性的工作,证明了BATC大视场,多颜色的观测数据在研究星系团方面有其特别的潜力。

 

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. 星系团Abell 2255

    Sloan 数字巡天(Sloan Digital Sky SurveySDSS)在3000A10000A利用5个宽带波段进行深度巡天。透过率曲线见图5。作为BATC数据的延伸,也是探讨BATC观测数据与其他观测数据的的合作,我们尝试了BTACSDSS巡天数据的融合。

5. BATC15个滤光片透过率曲线与SDSS5个宽带的比较。SDSS滤光片标上了“”以示区别。

 

    Abell 2255z=0.08)被选定为这个尝试的目标。非对称的X射线图像测表明这个星系团正经历着并合过程(Davis & White 1998,)。BATC对这个星系团进行了36小时以上的有效观测,但是没有做定标观测。利用经过孔径改正后的SDSS的测光数据作为定标修正了BATC相对SEDZhou et al. 1999)的零点。结果得到18个波段的SED。图6.显示了合并后的SED。可见,两个系统的数据符合的非常好。

6.合并的SDSSBATCSED。可见,两个系统的数据符合的非常好。

7.显示了254个已知星系的光谱与测光红移的比较,表明测光红移的精度Z<0.02。 

8.显示了448个成员星系的空间分布,支持了X射线的观测和结论。

7. Abell 2255天区254个已知红移的星系的光谱红移和测光红移的比较。显示出BATC数据和SDSS数据合并后在星系团研究方面更为强大。

8. Abell 2255448个成员星系的空间分布。●代表早型星系,▲代表晚型星系,○代表新发现的早型星系,×代表新发现的晚型星系。

 

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十一. 星系团Abell 168 

借鉴前面几个星系团的工作和方法,我们研究了星系团Abell 168z=0.045,距离模数=36.89)。这是个正在经历并合的星系团,由两个大小相近的星系团碰撞形成。其X射线图(图10.)表现出明显的双峰相距800kpcH0=50km/s/Mpc)。      

 

    仿照研究Abell 2255的方法,我们合并了SDSS的测光数据,并且对SDSS挑选的亮于r’=20 mag1528个星系做了测光红移,不确定度△Z0.022。测光红移的分布结果见图9.。根据红移的分布,我们新发现了248个成员星系,增加了大量的暗星系样本。

  

     9. Abell 168天区1528r’>20等的星系红移分布。四个图分别显示了不同范围的细节。线型1234分别代表了1)所有星系,包括由光谱观测的已知星系;2221已知星系光谱红移分布;3221个已知星系的测光红移分布;41307新发现的星系的光谱红移分布。 右下图显示了Abell 168所处的红移范围Z=0.045。从图中看出,我们通过测光红移发现了许多成员星系,如果取星系团的红移范围是[0.020.07],那么我们新发现了248个成员星系。

 

我们分析了380个成员星系空间分布(见图10)。我们发现在光学分布和X射线的分布在位置和形态上符合得极好,而且都在NWSE方向有伸长。第一X射线峰与成员星系分布中心(或者密度中心)相距10角分,相当于800kpcH0=50km/s/Mpc,q0=0)。另外,第一X射线峰与一个cD星系(UGC 00797)成协,而这个cD星系并不位于Abell 168的光学中心。而通常我们认为cD星系和X射线都指示了星系团的引力势井的中心。所以我们猜测cD星系很可能是Abell 168中一个亚团的中心。我们还分析了Abell 168中心区域,如图11,把中心0.45o×0.65 o的区域被等分成上下两个区,分别称为北团和南团。北团以cD星系为中心,南团在通常我们认为的Abell 168的光学中心,包含了很多的亮星系。这样,从表面上,我们找到了两个子星系团。  

10. 图中显示了BATCAbell168i波段的观测图像。红圈标出了成员星系。绿色(或者灰色)的线表示成员星系的空间密度分布。黑线是1980年爱因斯坦X射线卫星观测的X射线图。旁边的图标指示出X射线峰值和光学密度中心,分布中心。

 

Dressler(1978)12个星系团的研究中就指出了Abell168(在中心0.2平方度以内)光度函数的非统一性,

Oegerle, Ernst, \& Hoessel(1986)证实了Dressler的结论,并且指出在1平方度的范围内该团的光度函数暗端依然比平均值平坦。我们发现了许多暗端的星系,在暗于r’-18mag的暗端发现了更多的星系。同时,在Virgo团, NGC 1407 星系群,Coma I 星系群, Leo 星系群 NGC 1023 星系群中光度函数的暗端(MR-10)也发现了同样的现象(Trentham & Tully 2002),这对星系团形成与演化提出了挑战。这里,我们首次提出了双Schechter函数(如下式)来描述星系团的光度函数,特别是可以更好的研究其暗端(M>-18mag)。

其中Ni, M*i,αi (i=0,1) 分别是归一化因子,特征绝对星等,暗端斜率。为了进一步从物理的角度证实前面提到的两个子团,我们运用双Schechter函数分析了他们的光度函数(见图12)。

我们发现北团和南团的光度函数有很大的差别。北团比南团有更多的暗星系,而南团则有更多的亮星系(-21-22 mag)。我们认为这个差别可能是由于他们的演化程度的不同造成的。因此我们很可能找到了Abell 168中存在两个正在并合的子团的光学证据,并且他们处于不同的演化阶段。

    团内蓝星系的研究也是很有意义的。人们相信,当星系第一次落入星系团核区,(富气体)星系与团内弥漫的物质(ICM)作用,压力将导致巨分子云的压缩,引起星暴过程,使星系辐射的光整体偏蓝(例如见 Bothun & Dressler 1986)。因此,星系团中的蓝星系指示出正在经历大规模恒星形成的星系团(Butcher-Oemler 效应),告诉我们邻近星系团可能正处于并合的过程,在并合区将发现较多的蓝星系(如coma团)。

 

  图11.显示了我们对Abell 168的蓝星系的研究结果。11. (a) Abell 168成员星系(包括·)的空间分布。代表了团内“蓝星系”的分布,蓝星系是从图11. (b)中按(d-m)<1.1的条件选出。蓝星系的高密区与X射线辐射区[11.a)中黑色细线]重合。因此,在Abell 168的中心区(X射线区)我们发现了增多的蓝星系成分,支持了Abell 168是由两个星系团碰撞形成的,并且正在经历弛豫的过程(Ulmer, Wirth, & Kowalski 1992),这个结论正好与Tomita et al.(1996)的结论相反。

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十二. 小结

    经过多年的观测,BATC积累了大量的邻近星系团的观测数据,包含了16个波段,覆盖从300010000埃的光学波段,平均有效测光深度达到20mag。利用这些观测数据,我们借鉴和发展了星系团数据处理方法(椭圆孔径测光,孔径测光,星系的模型测光),积累了很多有关的研究经验,包括经典的双色图,颜色星等关系,特别是测光红移方面的进展,更是使得BATC的观测数据在星系团方面显示出其大视场,多颜色的优势:能够从背景星系中分辨出大量的暗弱成员星系,对于研究星系团的形成与演化提供了有力的证据。与SDSS的数据融合经一步说明BATC观测数据有着巨大的国际合作潜力。增强了我们在国际合作方面和多波段合作方面的能力。

 

目前,我们在星系团方面的研究还只停留在成员星系的证认,星系团成员的颜色变化、空间分布等。而实际上,我们相信,多颜色的SED提供给我们的信息不仅仅这些,随着我们加强在星系以及星系团方面的理论研究,进一步完善我们的光谱模板库,增加模板的信息量,提高观测质量(意味着更精确的测量),引进国际合作和多波段研究,我们不仅可以深入地研究星系团形成与演化历史,还可以探索星系团及其成员的详细天体物理过程,对宇宙模型,大尺度结构的形成也可以给出有力的观测证据。

 

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参考文献

[1] Abell, G.O. 1962, In "Problem of Extragalactic Research", IAU Symposium No. 15, edited by G.C. McVittie (MacMillan, NewYork), p. 213

[2] Arimoto, N. & Yoshii, Y.  1987, A&A, 173, 23

[3] Bolzonella, M., Miralles, J.-M., & Pello, R. 2000, A&A, 363, 476

[4] Bothun, G. D. & Dressler, A. 1986, ApJ, 301, 57

[5] Bower, R. G., Lucey, J.R., & Ellis, R.S. 1992, MNRAS, 254, 589

[6] Butcher, U. and Oemler, A. 1978, ApJ, 219,18

[7] Davis, S. D.,  White, R. E. 1998, ApJ, 492, 57

[8] Dressler, A. and Gunn, J.E. 1982, ApJ, 263, 533

[9] Dressler, A. and Gunn, J.E. 1992, ApJs, 76, 813

[10] Dressler, A. 1978, ApJ, 223, 765

[11] Durret, F., Adami, C., & Lobo, C. 2002, A&A, 393, 439

[12] Fan, X.-H. et al. 1996, AJ, 112, 628

[13] Gunn, J.E. and Stryker, L.L. 1983, ApJs, 52, 121

[14] Kodama, T. & Arimoto, N. 1997, A&A, 320, 41

[15] La Barbera, F., Busarello, G., Merluzzi, P., Massarotti, M., & Capaccioli, M.2002,

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[16] Luppino, G.A., Cooke, B.A., McHardy, I.M. and Ricker, G.R. 1991, AJ, 102, 1

[17] Margoniner, V.E.& de Carvalho, R.R. 2000, AJ, 119, 1562

[18] Molinari, E., Banzi, M., Buzzoni, A., Chincarini, G. and Pedrana, M.N, 1994, A&As, 103, 245

[19] Morrison, G.E. 2000, American Astronomical Society Meeting, 197

[20] Newberry, M.V., Kirshner, R.P. and Boroson, T.A. 1988, ApJ, 335, 629

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