Abstract We study the orbits of the

Abstract
We study the orbits of the various types of galaxies observed in the ESO Nearby Abell Cluster Survey. We combine the observed kinematics and projected distributions of galaxies of various types with an estimate of the mass density profile of the ensemble cluster to derive velocity-anisotropy profiles. Galaxies within and outside substructures are considered separately. Among the galaxies outside substructures we distinguish four classes, on the basis of their projected phase-space distributions. These classes are: the brightest ellipticals (with $M_R leq -22+5 log h$), the other ellipticals together with the S0's, the early-type spirals (Sa-Sb), and the late-type spirals and irregulars (Sbc-Irr) together with the emission-line galaxies (except those of early morphology). The mass profile was determined from the distribution and kinematics of the early-type (i.e. elliptical and S0) galaxies outside substructures; the latter were assumed to be on isotropic orbits, which is supported by the shape of their velocity distribution. The projected distribution and kinematics of the galaxies of other types are used to search for equilibrium solutions in the gravitational potential derived from the early-type galaxies. We apply the method described by Binney & Mamon as implemented by Solanes & Salvador-Solé to derive, to our knowledge for the first time, the velocity anisotropy profiles of all galaxy classes individually (except, of course, the early-type class). We check the validity of the solutions for $eta'(r) equiv [{{langle} v_{
m r}^2{
angle}(r)}/{{langle} v_{
m t}^2
{
angle}(r)}]^{1/2} $ , where ${langle} v_{
m r}^2 {
angle}(r)$ and ${langle} v_{
m t}^2 {
angle}(r)$ are the mean squared components of the radial and tangential velocity, respectively, by comparing the observed and predicted velocity-dispersion profiles. For the brightest ellipticals we are not able to construct equilibrium solutions. This is most likely the result of the formation history and the special location of these galaxies at the centres of their clusters. For both the early and the late spirals, as well as for the galaxies in substructures, the data allow equilibrium solutions. The data for the early spirals are consistent with isotropic orbits ( $eta'(r) equiv 1$), although there is an apparent radial anisotropy at $simeq$ $ 0.45 ,
r_{200}$ . For the late spirals an equilibrium solution with isotropic orbits is rejected by the data at the >99% confidence level. While $eta'(r) approx 1$ within $0.7 , r_{200}$, $eta'$ increases linearly with radius to a value $simeq$1.8 at $1.5 , r_{200}$. Taken at face value, the data for the galaxies in substructures indicate that isotropic solutions are not acceptable, and tangential orbits are indicated. Even though the details of the tangential anisotropy remain to be determined, the general conclusion appears robust. We briefly discuss the possible implications of these velocity-anisotropy profiles for current ideas of the evolution and transformation of galaxies in clusters.
2 Sterrewacht Leiden, The Netherlands

(Received 17 May 2004 / Accepted 3 June 2004 )

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

บทคัดย่อ เราศึกษาวงโคจรของชื่อดาราจักรใน ESO ใกล้เคียงอาเบลคลัสเตอร์แบบสำรวจชนิดต่าง ๆ เรารวมสังเกต kinematics และการกระจายการคาดการณ์ของชื่อดาราจักรชนิดต่าง ๆ มีการประเมินค่าความหนาแน่นมวลของวงดนตรีคลัสเตอร์สามารถรับค่าความเร็ว anisotropy ชื่อดาราจักรภายใน และภาย นอก substructures ถือว่าแยกต่างหาก ระหว่างชื่อดาราจักรนอก substructures เราแยกชั้น 4 ตามการกระจายของพื้นที่คาดการณ์ระยะ ชั้นเหล่านี้: ellipticals สว่างมากที่สุด (กับ $M_R leq-log 22 + 5 h$), ellipticals กับการ S0 ของ spirals ต้นชนิด (Sa-Sb), และชนิดปลาย spirals และ irregulars (Sbc-Irr) กับชื่อดาราจักรเล็ดรอดสาย (เว้นของสัณฐานวิทยาก่อน) กำหนดค่ามวลกระจายและ kinematics ต้นชนิด (เช่นรี และ S0) ชื่อดาราจักรนอก substructures หลังได้ถือว่าอยู่ในวงโคจร isotropic ซึ่งได้รับการสนับสนุน โดยรูปร่างของการกระจายความเร็ว แจกจ่ายคาดการณ์และ kinematics ชื่อดาราจักรชนิดอื่น ๆ ใช้ในการค้นหาโซลูชั่นสมดุลศักยภาพความโน้มถ่วงที่ได้มาจากชื่อดาราจักรชนิดแรก ๆ เราใช้วิธีอธิบาย โดย Binney & Mamon ที่ดำเนินการ โดย Solanes และ Solé ซัลมา ความรู้ของเราครั้งแรก ความเร็ว anisotropy โพรไฟล์การเรียนกาแล็กซี่ทั้งหมดละ (ยกเว้น แน่นอน ชั้นต้นชนิด) เราตรวจสอบถูกต้องของโซลูชั่นสำหรับ $eta'(r) equiv [{ v_ {langle } {
m r}^2{
angle}(r) } / { {langle } v_ {
m t } ^ 2{
angle } (r)}] ^ {1/2 } $, ที่ v_ ${langle } {
m r } ^ 2 {
angle}(r)$ และ ${langle } v_ {
m t } ^ 2 {
angle}(r)$ มีค่าเฉลี่ยลอการิทึมของความเร็วรัศมี และ tangential ตามลำดับ โดยการเปรียบเทียบค่าสังเกต และคาดการณ์ความเร็วแพร่กระจาย สำหรับ ellipticals สว่างมากที่สุด เราจะไม่สามารถสร้างโซลูชั่นที่สมดุล นี้อาจเป็นผลของประวัติผู้แต่งและตำแหน่งพิเศษของชื่อดาราจักรเหล่านี้ที่ศูนย์ของคลัสเตอร์ของพวกเขา ช่วงและ spirals ปลาย และ สำหรับชื่อดาราจักรใน substructures ข้อมูลอนุญาตให้สมดุลวิธี ข้อมูลสำหรับ spirals ต้นจะสอดคล้องกับวงโคจร isotropic ($eta'(r) $ equiv 1), มี anisotropy รัศมีปรากฏอยู่ที่ $simeq$ $ 0.45 ,r_ { 200 } $ สำหรับโซลูชันการสมดุลกับวงโคจร isotropic spirals ปลาย ถูกปฏิเสธ โดยข้อมูลที่ > ระดับความเชื่อมั่น 99% ในขณะ $eta'(r) approx 1$ ภายใน 0.7 $ , $eta'$ r_ { 200 } เพิ่มขึ้นเชิงเส้นกับรัศมีการ simeq$1.8 $ มีค่าที่ $1.5 , r_ { 200 } ถ่ายที่มูลค่า ข้อมูลสำหรับชื่อดาราจักรใน substructures ระบุว่า โซลูชั่น isotropic ไม่ยอมรับ และวงโคจร tangential จะแสดง แม้ว่ารายละเอียดของ tangential anisotropy ยังคงถูกกำหนด ข้อสรุปทั่วไปแล้วแข็งแกร่ง สั้น ๆ เราหารือผลกระทบได้โพรไฟล์ anisotropy ความเร็วเหล่านี้ในปัจจุบันความคิดของวิวัฒนาการและการเปลี่ยนแปลงของชื่อดาราจักรในคลัสเตอร์ไลเดน 2 Sterrewacht เนเธอร์แลนด์ (อาจรับ 17 2004 / ยอมรับ 3 2547 มิถุนายน)

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

บทคัดย่อเราศึกษาวงโคจรของประเภทต่างๆของกาแลคซีพบใน ESO ใกล้เคียงอาเบลสำรวจคลัสเตอร์
เรารวมจลนศาสตร์สังเกตและคาดการณ์การกระจายของกาแลคซีประเภทต่างๆที่มีการประมาณการของรายละเอียดความหนาแน่นของมวลของกลุ่มวงดนตรีที่ได้รับมาโปรไฟล์ anisotropy ความเร็ว กาแลคซี่ทั้งภายในและภายนอก substructures พิจารณาแยก ท่ามกลางนอก substructures กาแลคซีที่เราเห็นความแตกต่างสี่ชั้นบนพื้นฐานของการกระจายเฟสพื้นที่ที่คาดการณ์ของพวกเขา ชั้นเรียนเหล่านี้คือ: ellipticals สว่าง (ที่มี $ M_R leq -22 + 5 ล็อกซ $) ที่ทรงกลมอื่น ๆ ร่วมกันกับ S0 ของที่เกลียวต้นชนิด (Sa-Sb) และเกลียวปลายชนิดและประจำการ (Sbc-IRR) ร่วมกับกาแลคซีปล่อยก๊าซเส้น (ยกเว้นผู้สัณฐานต้น) รายละเอียดมวลถูกกำหนดจากการจัดจำหน่ายและจลนศาสตร์ของต้นชนิด (เช่นรูปไข่และ S0) กาแลคซี substructures ภายนอก หลังได้รับการสันนิษฐานว่าจะอยู่ในวงโคจร isotropic ซึ่งได้รับการสนับสนุนโดยรูปทรงของการกระจายความเร็วของพวกเขา การกระจายที่คาดการณ์และจลนศาสตร์ของกาแลคซีประเภทอื่น ๆ ที่ใช้ในการค้นหาสำหรับการแก้ปัญหาความสมดุลในศักยภาพแรงโน้มถ่วงมาจากกาแลคซีในช่วงต้นชนิด เราใช้วิธีการอธิบายโดย Binney และ Mamon เป็นดำเนินการโดย Solanes และซัลวาดอ แต่เพียงผู้เดียวที่จะได้รับเพื่อความรู้ของเราเป็นครั้งแรกที่โปรไฟล์ anisotropy ความเร็วของการเรียนจักรวาลทั้งหมดเป็นรายบุคคล (ยกเว้นของหลักสูตรชั้นต้นพิมพ์) เราตรวจสอบความถูกต้องของการแก้ปัญหาสำหรับ $ เบต้า '(R) equiv [{{ langle} วี _ { RM r} ^ 2 { rangle} (R)} / {{ langle} วี _ { RM ที ^ 2}
{ rangle} (R)}] ^ {1/2} $ ที่ $ { langle วี} _ { RM r} ^ 2 { rangle} (R) $ และ $ { langle v_ {} RM t} ^ 2 { rangle} (R) $ เป็นค่าเฉลี่ยกำลังสองส่วนประกอบของรัศมีและความเร็ววงตามลำดับโดยการเปรียบเทียบที่สังเกตและคาดการณ์โปรไฟล์ความเร็วกระจาย สำหรับทรงกลมที่มีความสว่างที่เราไม่สามารถที่จะแก้ปัญหาการสร้างความสมดุล นี้เป็นส่วนใหญ่น่าจะเป็นผลของการสร้างประวัติศาสตร์และสถานที่พิเศษของกาแลคซีเหล่านี้ที่ศูนย์ของกลุ่มของพวกเขา ทั้งวงในช่วงต้นและปลายเช่นเดียวกับกาแลคซีใน substructures ข้อมูลที่ช่วยให้การแก้ปัญหาความสมดุล ข้อมูลสำหรับเกลียวต้นมีความสอดคล้องกับวงโคจร isotropic ($ เบต้า '(R) equiv 1 $) แม้ว่าจะมีเป็น anisotropy รัศมีชัดเจนที่ $ simeq $ 0.45 $ ,
r_ {200} $ สำหรับเกลียวปลายทางออกที่สมดุลกับวงโคจร isotropic ถูกปฏิเสธโดยข้อมูลที่> ระดับความเชื่อมั่น 99% ในขณะที่ $ เบต้า '(R) ประมาณ 1 $ ภายใน 0.7 $ , r_ {200} $, $ เบต้า' $ เพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงที่มีรัศมีเป็นค่า $ simeq 1.8 $ 1.5 $ , r_ {200} $ การดำเนินการที่มูลค่าข้อมูลสำหรับกาแลคซีใน substructures แสดงให้เห็นว่าการแก้ปัญหา isotropic ไม่เป็นที่ยอมรับและวงโคจรจะมีการแสดง แม้ว่ารายละเอียดของการ anisotropy วงยังคงได้รับการพิจารณาข้อสรุปทั่วไปปรากฏขึ้นแข็งแกร่ง เราสั้นหารือผลกระทบเหล่านี้เป็นไปได้ของโปรไฟล์ anisotropy ความเร็วสำหรับความคิดปัจจุบันของวิวัฒนาการและการเปลี่ยนแปลงของกาแลคซีในกลุ่ม.
2 Sterrewacht Leiden, เนเธอร์แลนด์(ได้รับ 17 พฤษภาคม 2004 / ได้รับการยอมรับ 3 มิถุนายน 2004)

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

นามธรรม
เราศึกษาวงโคจรของประเภทต่างๆของจักรวาลที่พบในอีโซเบลกลุ่มที่สำรวจ เรารวมสังเกตจลนศาสตร์และคาดว่าการกระจายของกาแลคซีประเภทต่างๆมีการประมาณการของความหนาแน่นของมวลโปรไฟล์ของวงดนตรีกลุ่มเพื่อให้ได้ความเร็วโปรไฟล์แอนไอโซทรอปี . กาแล็กซีภายในและภายนอก substructures จะพิจารณาแยกต่างหากระหว่างกาแล็กซีนอก substructures เราแยกสี่ชั้น บนพื้นฐานของการประมาณการระยะพื้นที่การกระจาย . ชั้นเรียนเหล่านี้เป็น : ellipticals สว่าง ( $ m_r leq - H $ เข้าสู่ระบบ 22 5 ) , อื่น ๆ ellipticals ร่วมกับของ Name , spirals ยุคแรก ( SA SB )และสายชนิดเกลียว irregulars ( SBC และ IRR ) พร้อมกับการปล่อยบรรทัดกาแล็กซี ( ยกเว้นต้นสัณฐาน ) มวลโปรไฟล์ถูกกำหนดจากการกระจายและลักษณะชนิดแรก ( เช่นและวงรี Name ) กาแล็กซีนอก substructures ; หลังเป็นถือว่าเป็นแบบวงโคจร ซึ่งได้รับการสนับสนุนโดยรูปร่างของความเร็วการกระจายคาดว่าการกระจายและการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีของประเภทอื่น ๆที่ใช้ในการค้นหาโซลูชั่นในสมดุลแรงโน้มถ่วงศักยภาพที่ได้มาจากต้นประเภท กาแลกซี่ เราใช้วิธีการบรรยายโดย บินนีย์&มาม็องเป็นดำเนินการโดย solanes &เอลซัลวาดอร์ โซล และมาเพื่อความรู้ของเราเป็นครั้งแรกความเร็ว anisotropy โปรไฟล์ของชั้นเรียน Galaxy ทั้งหมดเป็นรายบุคคล ( แน่นอน ยกเว้นต้นประเภทคลาส ) เราตรวจสอบความถูกต้องของโซลูชั่นสำหรับ $ beta ( R ) equiv [ { { langle } { RM v_ R }
2 } { เรนเกิล ( R ) } / { { langle } { RM v_ T }
2
{ N เรนเกิล } ( R ) } ]
{ 1 } $ ซึ่ง $ { langle } { RM v_ R }
2 } { เรนเกิล ( R ) $ และ $ { langle } { RM v_ }
tเรนเกิล } 2 { ( R ) $ เป็นจำนวนยกกำลังสองของความเร็วตามแนวรัศมีและองค์ประกอบ ตามลำดับ โดยการสังเกตและทำนายความเร็วรูปแบบการกระจาย สำหรับที่ ellipticals เราไม่สามารถที่จะสร้างสมดุล โซลูชั่น นี้น่าจะเป็นผลของการสร้างประวัติศาสตร์และสถานที่พิเศษของกาแล็กซีเหล่านี้ที่ศูนย์ของกลุ่มของพวกเขา