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Virgo和Coma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(Arimoto，Yoshii 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M R =-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。 而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。 <<返回 二. 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.)，在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）。 表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 三. 数据处理 BATC的CCD图像处理已经建立了标准的过程：PIPLINE 1 ，PIPLINE 2 和 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R 1/4 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BATC的CCD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4－6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。 <<返回 四. BATC邻近星系团的研究进展 BATC观测了6个星系团(表1)，其中Abell 168，566，2255，2634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。 <<返回 五. 星系团Abell 566 Abell 566是BATC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（400～700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 <<返回 六. 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) 图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。 <<返回 七. 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z～1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）。 图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。 图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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