The Astrophysics of Early Galaxy Formation
Piero Madau
这些讲座总结了我们对宇宙结构出现的基本理解，第一次光的时代，在今天的星系晕早期子结构的生存。
These lectures summarize our basic understanding of the emergence of cosmic structures, the epoch of first light, the survival of early substructure in present-day galaxy halos.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Some astrophysical implications of dark matter and gas profiles in a new galaxy clusters model
星系团中暗物质的结构和热气体的热力学状态是现代天体物理学中一个有趣而广泛讨论的话题。最近，Rasia等人（2004）提出了一个新的星系团质量密度分布的动力学模型，作为一组高分辨率结构形成流体动力学模拟的结果。我们研究了该模型的透镜性质，评估了偏转角、透镜势和图像的放大率。我们保留特别注意的关键曲线的结构和位置，以查看该模型是否能够产生径向和切向弧。为了这个目的，我们还调查的效果，考虑到最亮的星系团在透镜的潜力和偏离球形对称模仿外部剪切。我们还分析了Rasia等人的气体密度和温度分布的含义。（2004）关于X射线发射的性质和确定由于Sunyaev - Zel'dovich效应引起的CMBR温度降低的康普顿化参数的模型。
Stellar and nuclear-physics constraints on two r-process components in the early Galaxy
《2000年宇宙中的原子核》会议录，丹麦奥胡斯
Observational evidence for a different IMF in the early Galaxy
意外的高发生率的碳增强，s-过程中丰富的未演化的恒星之间的极端贫金属恒星的晕提供了一个显着的约束初始质量函数（IMF）在早期的银河系。我们认为，这些对象是一个大人口的中间质量恒星的过去存在的证据，并得出结论，在早期的银河系IMF是从现在不同，并转向更高的质量。
Particle Physics Inflation Model Constrained from Astrophysics Observations
早期宇宙暴胀理论被认为是解释宇宙大尺度结构起源的一个有希望的理论，是解释宇宙早期密度涨落起源的一个因果理论，它可以解释观测到的密度不均匀性和宇宙微波涨落，并解决标准热大爆炸宇宙论所面临的早期宇宙问题。对于一个合理的暴胀模型，暴胀过程中的势能至少在暴胀子的方向上必须非常平坦。为了构造一个合理的暴胀模型或暴胀子势，必须包括所有已知的相关天体物理观测。对于一个一般的树级混合暴胀势，这是没有充分讨论到目前为止的四次项，它的参数显示如何约束通过天体物理观测数据和获得预期的精度由即将发射的MAP和普朗克卫星任务，以及一致的宇宙学要求。我们发现有效暴胀子质量参数在TeV范围内，四次项的自耦合常数很小，需要微调。
Early-type Galaxy Halo Dynamics inferred using the PN Spectrograph
一种新的仪器正在为探测椭圆星系中暗晕的结构提供关键数据。
Testing the Supernova, Cepheid, and Early-type Galaxy Distance Scales
我总结了最近的工作比较相对距离测量个别星系与独立的方法。这些比较包括：地基表面亮度波动（SBF）和基本面距离到170个星系，距离预测星系速度和推断的重力场，HST SBF测量到七个早期类型的主机Ia型超新星，和关系的造父变星距离尺度到早期类型星系。一些方法的独立校准提供了有趣的限制造父零点。
Cosmic Ray Production of $^6$Li by Structure Formation Shocks in the Early Galaxy
我们讨论了$^6$ Li元素在早期银河系中的产生，它是由结构形成冲击加速的宇宙射线产生的，这种加速是由星系形成过程中亚星系晕的分层合并驱动的。这种情况下的显着特点进行了讨论，并与观测$^6$锂在贫金属晕星，包括最近斯巴鲁HDS的恒星HD 140283的结果。该模型的一些独特预测显然可以通过未来的观测来检验，也可能为银河系的形成提供重要的见解。
Distant early-type galaxies: tracers of the galaxy mass assembly evolution
本文综述了关于早型星系形成和演化及其质量聚集的最新观测结果，主要包括：遥远的古老、大质量、被动系统的存在、性质和作用，恒星质量函数的演化，大质量早型星系的"缩小“方案和高z前体。
The Early Formation, Evolution and Age of the Neutron-Capture Elements in the Early Galaxy
抽象观测表明存在快速中子俘获（即，r-过程）元素的旧星系晕和球状星团恒星。这些观测表明，银河系中负责中子捕获合成和晕星祖先的最早几代恒星正在迅速进化。对几颗晕星的对比表明，最重的中子捕获元素（包括Ba和更重的元素）与太阳系r过程丰度分布的比例一致，而较轻的元素则不符合太阳的模式。这些比较表明有两个r-过程地点，或者至少有两组不同的天体物理条件。在低金属丰度的中子捕获/铁比率中观察到的大的星与星的散射-随着[Fe/H]的增加而消失-表明早期的化学未混合和不均匀的星系。恒星丰度表明从r过程到慢中子捕获的变化（即，s-）过程在银河系中更高的金属丰度。在晕和球状星团恒星中检测到钍，提供了一种有前途的、独立的年龄测定技术，可以降低银河系的年龄。
Need for context-aware computing in astrophysics
以盘星系自转曲线为例，由于没有考虑天体物理和计算背景，从冗余的计算过程中推断出暗物质。至少有三次考虑到背景的尝试没有找到足够的声音，因为即使是专家也急于错误地得出暗物质存在的结论。这种根深蒂固的观点流行了大约四分之三个世纪，现在已经很难纠正了。每一步都必须考虑到正确的背景，以避免这种情况。或许还有其他例子。关键词：暗物质;盘星系;自转曲线;上下文感知。Topics：算法;应用
Early Stage of Galaxy Formation
本文根据近年来对高红移星系的深空观测，讨论了星系形成的早期阶段。这些星系被观测到是强烈的莱曼$α$发射体，表明它们中有大质量恒星形成的爆发。这种恒星形成系统的比例似乎随着红移的增加而增加。另一方面，由Lyman $α$发射体得到的恒星形成率密度随红移的增加而减小。因此，我们认为初始恒星爆发的主要时期可能发生在$z \sim$ 6 - 7附近。为了更好地了解星系形成的早期阶段，对红移大于7的星系进行新的巡天观测在不久的将来将是非常重要的。
ARCADE: Absolute Radiometer for Cosmology, Astrophysics, and Diffuse Emission
宇宙学、天体物理学和漫射辐射绝对辐射计（ARCADE）是一种球载仪器，用于测量厘米波长的宇宙微波背景温度。ARCADE搜寻由早期宇宙能量释放引起的黑体光谱的偏差。在所有可行的宇宙学模型中，CMB光谱中的长波长扭曲都是意料之中的。探测这些扭曲或证明它们不存在是理解早期宇宙的重要一步。我们描述了ARCADE仪器的设计，目前的状况和未来的计划。
Light Elements and Cosmic Rays in the Early Galaxy
我们导出了在早期银河系形成的恒星中观测到的导致Be和部分B的宇宙射线的约束条件：宇宙射线不能从ISM加速;它们的能谱必须相对较硬（大部分核反应应发生在$>$ 30 MeV/nucl）;在高金属丰度下，加速粒子的动能仅为10 $^{49}$ erg/SNII，就足以产生Be和B。反向SNII冲击可以加速粒子。
The Light Elements Be and B as Stellar Chronometers in the Early Galaxy
最近对银河系化学演化的详细模拟表明，重元素，特别是[Fe/H]，在早期银河系中与恒星年龄的相关性很弱，或者不存在，这是因为缺乏有效的混合个别II型超新星富集的星际物质。基于轻元素Be和B主要是由银河系宇宙射线的闪烁产物形成的预期，提出了一种有希望的恒星年龄的替代“计时器”。
Globular Cluster Subpopulations in Early-Type Galaxies: Insights into Galaxy Formation
新的和档案的HST图像的球状星团系统的17个相对较近的星系和6个更遥远的星系已被用来建立的GC子群的特性在一个范围内的宿主星系的形态类型从E5到Sa。GC颜色/金属丰度，大小和光度分布已在附近的星系和颜色分布已被确定为更遥远的样本。已经探索了与母星系性质的相关性和与银河系中心半径的趋势。补充凯克光谱，我们的研究结果是最好的解释，在原位形成的情况下，两个GC亚群形成在早期的潜在井的原星系，在多个情节的恒星形成。我们还发现了第三种星团，与早期类型星系中常见的紧凑的红色和蓝色星团截然不同。
Extragalactic Thick Disks: Implications for Early Galaxy Evolution
我简要地回顾了越来越多的证据，厚恒星盘包围大多数边缘盘星系。最近的研究表明，这些河外厚盘具有古老的年龄，低金属丰度，长尺度长度和适度扁平的轴比，非常像银河系的厚盘。然而，厚盘的性质随着星系的质量而系统地变化。低质量星系的厚盘比周围的大质量盘星系更突出，金属也更贫乏。由于有强有力的证据表明厚盘是早期合并时代的化石，这些趋势对盘星系的早期组装产生了严格的限制。这些数据表明，绝大多数早期盘上的吸积物是气态的，但大多数厚盘恒星是直接吸积的。
The early stage of a cosmic collision? XMM-Newton unveils two obscured AGN in the galaxy pair ESO509-IG066
本文报道了XMM-Newton在相互作用星系系统ESO 509-IG 066中发现的X射线亮活动星系核对。这两个星系都有一个X射线发光（L_X ~10^{43} erg/s）的遮蔽核，柱密度N_H~ 7 × 10 ^{22}和N_H~ 5 × 10 ^{21} atoms/cm/cm。光学形态只有轻微的干扰，这表明合并系统在其演化的早期阶段。尽管如此，这对双星可能是引力束缚的，最终可能会演变成一个紧凑的，完全气体嵌入的系统，如NGC 6240。
Lithium-Beryllium-Boron and Oxygen in the early Galaxy
氧是一个比铁更好的进化指标，可以追溯锂-铍-硼（LiBeB）的历史，因为它是这些轻元素的主要生产者，至少在早期银河系是这样。O-Fe关系对于确定负责LiBeB生产的确切物理过程至关重要。计算出的大质量恒星的核合成产额，估计的能源成本的生产，最重要的是最近的观察报告，在这次会议上似乎有利于一种机制，即快速核丰富到氦，C和O产生的超新星加速在超级气泡和碎片的H和He在星际介质。
Galaxy Genesis -- unravelling the epoch of dissipation in the early disk
那么，银河系的圆盘是如何形成的呢？这些事件的顺序是否能够从庞大的恒星清单中解开呢？这就要求史前的一些残余不均匀性在早期阶段逃脱了耗散过程。迄今为止，化石搜寻主要集中在恒星晕上，但一个关键的信息来源将是厚盘。这被认为是在最后一个主要的消散时期或之后不久形成的“速冻”遗迹，或者它可能是在银河系早期的坠落系统中形成的。作为KAOS星系起源项目的一部分，我们通过寻找离散的子结构来探索晕和厚盘的早期历史，无论是由于落入还是原位恒星形成，通过化学标记。这将需要高信噪比，中阶梯光谱多达一百万颗恒星在整个磁盘。我们的计划有一个短期目标和一个长期目标。
The total mass of the early-type galaxy NGC 4649 (M60)
本文分析了早型星系NGC4649（M60）的总质量和总质光比问题。我们使用了两种独立的技术：X射线方法，这是基于NGC 4649的X射线晕的温度和示踪剂质量估计（TME），它使用球状星团（GC）在这个星系中观察到的。我们计算了牛顿和修正牛顿动力学（MOND）方法的质量，发现内部3有效半径（Re）有没有需要大量的暗物质。3Re以后的暗物质开始扮演重要的动力学角色。我们还讨论了NGC 4649外部区域基于X射线和TME的总质量估计之间存在差异的可能原因。
Evidence for the Evolution of Young Early-Type Galaxies in the GOODS/CDF-S Field
我们已经开发出一种有效的测光技术，用于识别年轻的早期类型的星系候选人使用测光红移，光谱类型分类，光学/近红外颜色的组合。应用我们的技术的GOODS HST/ACS和VLT/ISAAC数据，我们已经选择了一个完整的和均匀的样本年轻的椭圆候选人之间的早期型场星系。这些候选者的结构参数的分布表明，他们的选择，这是基于早期光谱类型，是完全符合早期形态类型。我们调查其亮度和颜色的红移和星系质量的函数的演变，并找到证据，在这些年轻的早期类型的星系候选人在更高的红移，我们解释在大规模的场星系经历更大规模/激烈的星爆在更高的红移增加星暴质量分数。此外，我们发现一个系统的更大的年轻的椭圆形分数之间的子L */2早型星系的迹象相比，他们更明亮的同行。场早型星系的总比例随红移的增加而增加，与星系光度无关。我们的研究结果是最一致的星系形成的情况下，在大规模的早期型场星系的恒星组装早于他们的低质量同行。
The Importance of Dry and Mixed Mergers for Early-Type Galaxy Formation
我们使用半解析建模技术来研究当今椭圆星系的祖先形态。我们发现，独立的环境，合并的核球为主的星系（早期类型）的分数随时间的增加。明亮的现今椭圆星系与$M_{B} \lesssim -21$的最后一次主要合并优先发生在隆起主导星系之间，而那些与$ M_{B} \sim -20$的椭圆星系主要经历了隆起主导星系和盘主导星系之间的最后一次主要合并。独立于特定的模型假设，超过50%的现今椭圆形的集群与$M_B \lesssim -18$有最后一个主要的合并，而不是通常预期的螺旋在标准的合并方案。
The X-ray Faint Early-Type Galaxy NGC4697
我们分析档案ROSAT HRI，ROSAT PSPC和ASCA数据的X射线暗淡的早期型星系NGC 4697。ROSAT PSPC + ASCA联合谱由两组分热模型拟合，MEKAL模型的kT_{MEKAL}为kT_{MEKAL} =0.26^{+0.04}-0.03} keV，金属丰度较低，韧致辐射模型的kT_{BREM}为kT_{BREM} =5.2^{+3.0}-1.6} keV。一个类似的模型被发现适合另一个暗淡的早型星系（NGC 4382）和M31的隆起的光谱。我们解释这种软发射的组合发射的软成分的低质量X射线双星（LMXB）和低温星际介质，虽然这两个组件的相对贡献不能确定。在NGC 4697的4'范围内发现了12个点源，其中11个最有可能是与星系相关的LMXB。NGC 4697中四个LMXB的软X射线颜色支持LMXB具有软光谱成分的说法。最后，我们提出了一个模拟，我们相信的钱德拉数据的NGC 4697将看起来像。
Systematic Variations in Age and Metallicity Along the Early-Type Galaxy Sequence
早期型星系尺度关系的形式（基本平面或FP）是星系序列潜在物理起源的直接指示。观察到的FP特性包括：（1）斜率随波长增加;（2）斜率在所有波长下偏离维里期望值（假设同源性和常数M/L）;（3）截距随红移被动演变;（4）斜率随红移缓慢下降。第一个性质意味着恒星星族对FP的斜率有贡献，第二和第四个性质排除了金属丰度效应作为斜率的唯一原因，第三个性质意味着“平均”早型星系的恒星含量形成于高红移。一个复合模型-包括年龄和金属丰度的变化，以及波长无关的影响，如同源性断裂-提出了它可以适合所有四个观察到的属性。这一模型表明，最明亮的早型星系包含最古老和最富金属的恒星，而最低光度星系的大部分恒星形成于最近的z_f~1。
Spectroscopic Gradients in Early -- Type Galaxies and Implications on Galaxy Formation
后发座星系团是研究星系结构作为环境密度函数的理想场所，以约束星系形成和演化的理论。本文给出了35个早型后发座星系的光谱，表明后发座星系团中早型星系的年龄分布很大（15 Gyr）。与磁场相反，在所有（大质量）后发座Es中占主导地位的恒星星族年龄超过8 Gyr，而只有拥有扩展盘的S 0可以年轻到2 Gyr。旧的，最大规模的Es显示出强烈的轻元素增强，可能是由于一个相当短的恒星形成时间尺度，因此SNII -为主的元素富集。质量较低的S 0在轻元素中的增强程度要小得多，表明恒星形成的时间尺度较长。测量的吸收线指数梯度支持的想法，早期类型的星系形成的过程中，包括恒星合并和气体耗散。
The host galaxy/AGN connection in nearby early-type galaxies. Is there a miniature radio-galaxy in every "core" galaxy?
这是一系列三篇论文中的第二篇，探讨了附近早期星系中活动星系核的多波长特性与其宿主特征之间的联系。在Capetti等人（2005年）的研究中，我们提出了一项关于116个无线电探测到的星系中65个天体的表面亮度分布的研究。我们将早型星系分为“核心”和“幂律”星系，根据其核亮度剖面的斜率进行区分。在这里，我们集中在29个核心星系（以下简称CoreG）。我们使用HST和钱德拉数据分离出它们的核发射。CoreG总是拥有射电响亮的核，平均射电响度参数为Log R = 3.6。光学和X射线核光度与射电核心功率相关，平滑地扩展了已经发现的低光度射电星系的类似相关性。这也支持了对CoreG核发射的共同非热起源的解释。核源的光度很可能是由喷流辐射决定的，它对吸积过程中的任何辐射都设定了严格的上限，在光学和X射线波段都低至L/L_Edd = 10^{-9}。CoreG和LLRG的相似性表明它们来自同一群早型星系。LLRG仅代表与（相对）高活动水平相关的冰山一角，CoreG构成了人口的大部分。一个最小黑洞质量为M_{BH} = 10^8太阳质量的黑洞显然与CoreG和LLRG中的射电大声核有关，但这种效应必须在亮度较低的星系样本上进行测试，这些星系可能拥有较小的黑洞。简短。
Time dependent models for Li, Be and B production in the early Galaxy
我们计算了孤立超新星爆发在ISM中引起的轻元素产生。我们使用一个含时模型，并考虑高能粒子在正向（过程~1）和反向（过程~2）冲击加速。这两个过程都是主要的，但被证明是不足的Be和B。这种失败的原因进行了分析，并提出了一种可能的替代方案，基于超气泡内的粒子加速。
Stellar Velocity Profiles and Line-Strengths out to Four Effective Radii in the Early-Type Galaxy NGC 3379
我们描述了一种新的技术来测量恒星的运动学和线强度在大半径附近的星系。利用积分场摄谱仪SAURON作为“光子收集器”，我们获得了早型星系NGC 3379的四个有效半径（Re）的光谱。通过拟合基于轨道的模型提取的恒星速度剖面，我们发现，~40%的总质量在5 Re是黑暗的。测得的吸收线强度揭示了一个径向梯度与恒定的斜率到4 Re。
NGC 4672: a new case of an early-type disk galaxy with an orthogonally decoupled core
我们报告的情况下，早型盘星系NGC 4672作为一个新的例子，星系的特点是正交几何球和磁盘之间的去耦。讨论了该星系的形态特征，以及恒星和电离气体沿其长轴和短轴的速度曲线和速度色散剖面。我们得出结论，NGC 4672具有结构（即，垂直于盘伸长的凸起）和运动学（即，一个恒星核心旋转垂直于磁盘）的性质类似的Sa NGC 4698。孤立核心的存在表明，圆盘部分是在围绕一个预先存在的扁球体的极地轨道上获得外部物质的最终结果，就像AM 2020-504的环部分一样，这是极地环椭圆星系的原型。
Early star formation in the Galaxy from beryllium and oxygen abundances
利用贫金属星的铍和氧丰度研究了早期银河系中恒星形成率的演化。具体来说，我们表明，属于两个先前确定的运动学类（所谓的“吸积”和“耗散”人口）的恒星整齐地分离在[O/Fe]与日志（Be/H）图。耗散人口遵循我们的厚盘组件的星系演化模型的预测，这表明该恒星星族的形成发生在一个时间尺度上显着更长（由一个因素~5-10）比吸积组件。后者在[O/Fe]与Log（Be/H）图中显示出很大的分散，可能是由于原星系气体中氧和铁的不均匀富集。尽管样本有限，但数据表明，结合使用spectrometry反应产物（如铍）和恒星核合成产物的元素比（如[O/Fe]）可以限制我们银河系形成和早期演化的理论模型。
Particle Physics in the Sky and Astrophysics Underground: Connecting the Universe's Largest and Smallest Scales
粒子作为天文信使具有巨大的潜力，相反，研究整个宇宙也教会我们粒子物理学。本论文涵盖了这两个研究方向。许多模型预测了来自活动星系核和其他天体物理源的高能中微子的扩散通量。本论文的“地下天体物理学”部分描述了通过使用Super-K探测器寻找非常高能量的上行μ子来寻找这种中微子通量。除了用粒子做天文学，我们还可以把宇宙本身当作一个粒子物理实验室。本论文的“天空中的粒子物理学”部分着重于从星系巡天中提取宇宙学信息。为了克服最新星系巡天所面临的技术挑战，我们对mangle进行了全面升级，这是一个软件包，可以处理天空中定义巡天区域的角掩模。我们添加了更快的算法和新的有用功能，这些功能对于管理当前和下一代星系调查的复杂掩码是必要的。有了这个软件，我们利用SDSS数据，通过研究相对偏差，即，不同类型星系之间的关系。通过亮度和颜色将星系分开揭示了一个复杂的画面：红色星系比蓝色星系聚集得更强，最亮和最暗的红色星系都显示出最强的聚集。此外，红色和蓝色星系倾向于占据不同的空间区域。为了在下一代星系巡天中进行精确测量，必须考虑到这种复杂性。
IC 4200: a gas-rich early-type galaxy formed via a major merger
本文介绍了对S 0星系IC 4200的射电和光学观测结果。我们发现，星系主机85亿太阳质量的HI旋转的~90度扭曲盘延伸到60千秒差距从星系中心。光学光谱学揭示了银河系中心的简单恒星人口等效年龄为1.5 Gyr，V和R波段图像显示了恒星壳。电离气体被观察到的恒星体内，是运动学解耦的恒星，其特点是LINER般的线ratio.We解释这些观测结果的证据IC 4200的主要合并起源，并追溯到合并1-3 Gyr前。
Early-Type Halo Masses from Galaxy-Galaxy Lensing
我们目前的测量的扩展暗晕配置文件的明亮的早型星系在红移0.1至0.9通过星系星系透镜分析的图像在CFHT使用UH 8 K CCD镶嵌相机。六个半度场在I和V中各观察了2小时，导致每个场包含约20000个星系的目录。我们用V-I色和I星等选择明亮的早型星系作为透镜星系，得到了一个具有较好的红移和绝对星等M ~ M_* pm 1的大质量透镜样品。我们将这些星系与角距离为20”至60”的暗星系配对，对应于26至77 kpc（z = 0.1）和105至315 kpc（z = 0.9）的物理半径，并计算了暗星系的平均切向切变。剪切随半径下降，大致与平坦旋转曲线晕的预期相同。剪切值的权重与透镜星系光度的平方根成正比。我们的结果给出了L_* 星系晕在r~50-200 kpc时的平均自转速度v_* = 238^{+27}_{-30} km/sec（Omega_m0 = 0.3，Omega_l0 = 0.7）宇宙学（爱因斯坦-德西特的v_* = 269^{+34}_{-39} km/sec），并且几乎没有红移演化的证据。我们发现28 h（r/100 kpc）的质光比为121 \pm，这些晕构成闭合密度Ω ~0.04 pm 0.01（r/100 kpc）。
Short-lived nuclei in the Galaxy and in the early solar system: crucial tests expected from gamma-ray line observations
我们讨论了一些开放的问题，在早期太阳系的短寿命放射性同位素的丰度的理解，以及重要的澄清预期在这个问题上的平均星系丰度的26铝和60铁，通过他们的伽马射线线的精确测量。
Mass-to-light ratio gradients in early-type galaxy haloes
由于在不久的将来应该看到一个迅速扩大的一套探头的晕质量的个别早型星系，我们介绍了一个方便的参数来表征晕质量从观测和理论的结果：\dML，对数径向梯度的质光比。从LCDM模拟使用晕密度分布，我们得到的各种星系光度和恒星形成效率$ε_{SF}$的这种梯度的预测。作为一个试点研究，我们收集了可用的\dML \早期型星系的运动学数据-代表晕质量在广泛的早期型星系光度的第一个无偏研究-并找到光度和\dML之间的相关性，这样最亮的星系出现最暗物质为主。我们发现，在大多数最明亮的星系的梯度可能适合与LCDM的预测，但也有一个人口较暗的星系的梯度是如此之低，这意味着一个不合理的高恒星形成效率$ε_{SF} > 1$。如果假定暗晕不具有标准的LCDM剖面，但具有较低的中心浓度，则这一困难得到缓解。
ROSAT PSPC observation of the X-ray faint early-type galaxy NGC5866
本文介绍了对S 0星系NGC 5866的ROSAT PSPC定点观测的分析结果。爱因斯坦先前的观测显示，这个星系的X射线与光学的比值Lx/Lb很低。早期型星系的X-ra辐射的理论模型表明，在这类天体中，辐射并不受热扩散气体的影响，而应该起源于恒星源。我们讨论了支持这一假设的证据，从ROSAT PSPC数据的分析结果。X射线谱显示出与ROSAT迄今观测到的另外两个低Lx/Lb早型星系相似的性质，包括存在非常软的发射。因此，这些星系可以被认为是一个具有均匀性质的群体，并可以勾勒出一个更详尽的图片的X射线发射的性质在Lx/Lb平面的早型星系。我们还讨论了旋转的重要性，在X射线发射的S 0星系，并建议它可以解释为什么平均S 0的X射线发光比椭圆星系。
Galaxy Clusters Associated with Short GRBs. II. Predictions for the Rate of Short GRBs in Field and Cluster Early-Type Galaxies
我们确定了星系团和场早型星系中短伽玛暴的相对发生率与其前身星系年龄概率分布P（τ）\propto τ^n的函数关系。这种分析利用了恒星质量的增长在集群和在外地，这是由星系恒星质量函数，早期型分数，以及恒星形成历史的质量和环境的依赖性的综合影响而产生的差异。这种方法补充了早型与晚型宿主星系比率的使用，其额外的好处是早型星系的恒星形成历史比晚型星系简单，并且早型和晚型星系中的祖先之间的任何系统差异都被删除。我们发现，R（团）/R（场）的比值从~ 0.5（n = -2）变化到~ 3（n = 2）。目前的观测表明，比率约为2，对应于n ~ 0 - 1。这与由早型和晚型宿主中短伽玛暴的比值推断出的值相似，但与银河系中NS双星的n ~ -1值不同。我们强调，这种一般的方法可以很容易地修改与改进知识的环境和质量的影响，对恒星质量的积累，以及球状星团的影响上的短伽玛暴率。它也可以用来评估Ia型超新星祖先的年龄分布。
Probing the kinematics of early-type galaxy halos using planetary nebulae
我们提出的第一个结果的晕运动学的早期类型的星系样本使用行星状星云（PNe）作为运动示踪剂的研究。PNe允许扩展到几个有效半径（Re）的吸收线运动学的信息（限于1或2 Re），合并模拟和星系形成模型提供有价值的信息和约束。我们发现，当考虑晕区时，单位质量的比角动量具有更复杂的径向依赖关系，晕速度色散与星系总光度、等照度线形状和单位光度PNe数有关
Quantitative spectral analysis of early B-type supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300
利用非LTE线覆盖的统一模型大气，分析了玉夫座螺旋星系NGC 300中两颗早期B型超巨星的光谱，旨在确定它们的化学成分和基本恒星风参数。首次获得了一颗本星系群外B型超巨星的详细化学丰度图（He、C、N、O、Mg和Si）。导出的恒星性质与其他类似类型和金属丰度的本星系群B型超巨星的性质一致。其中一颗恒星的金属丰度接近太阳，而另一颗则更像是SMC B超巨星。在导出的风动量中可以检测到较低金属丰度的影响。
Young stellar populations in early-type galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用一个纯粹的数据驱动的校正因子分析，以确定早期型星系与最近的恒星形成的SDSS光谱目录DR 4。我们比较这些星系的光谱和环境与“正常”的早期类型，独立选择的E+A星系的样本。我们计算了样本中每个星系的投影局部星系面密度（Sigma_5和Sigma_10），发现E+As的性质对投影局部密度的依赖性与早期类型的年轻恒星星族的性质没有显著不同，早期类型的恒星族在向密度更高的环境中迅速下降，在密度< 0.1-0.3 Mpc^-2时趋于平缓。稠密环境中E+A星系的缺乏证实了E+ A星系最有可能是星系-星系合并或相互作用的产物，而不是恒星形成的星系，其恒星形成已经被稠密环境特有的过程淬灭。我们看到，E+A星系的数量在σ_10 ~ 0.1-0.3 Mpc^-2处有一个试探性的峰值，这可能代表了星系-星系合并速率或相互作用速率达到峰值时的局部星系密度。我们的早期类型的光谱与年轻的恒星星族的分析表明，他们有一个恒星的组成部分占主导地位的F星，~ 1-4 Gyr老，连同一个成熟的，富含金属的人口特征的“典型的”早期类型。年轻恒星占这些星系中恒星质量的10%以上。这一点，再加上这个“E+F”人口和E+A星系样本被发现的环境的相似性，表明E+F星系曾经是E+A星系，但已经进一步进化了~ 1到几个Gyr。我们的因子分析足够敏感，可以识别出这个隐藏的群体。（节录）
Chemical Evolution of Heavy Elements in the Early Galaxy: Implications for Stellar Sources
概述了早期银河系中重元素的来源。它表明，在贫金属的恒星的丰度的观测，可以用来与恒星模型的基本理解，以指导寻找重r-过程核（r-核）的来源。观测表明，这种来源产生的元素从C到Zn（包括Fe）非常少。这有力地表明，起源于~8-11M_sun的O-Ne-Mg核坍缩超新星（SNe）是重r核的源。结果表明，基于Fe（来自Fe核坍缩SNe）和Eu（来自O-Ne-Mg核坍缩SNe）丰度的双组分模型对贫金属星中所有其他元素的丰度给出了很好的定量预测。
The Distribution of Dark Matter in the Halo of the early-type galaxy NGC 4636
利用非参数贝叶斯算法CHASSIS，从174个球状星团的径向速度出发，计算了椭圆星系NGC 4636外围（约7个有效半径）的暗物质的密度结构.我们发现该星系富含暗物质，$R$带的质光比（$M/L$）上升到30左右，接近4 $R_e$ ; $K$带的$M/L$接近3 $R_e$，接近10。结果不依赖于将该方法分别应用于红色和蓝色球状星团。该$M/L$的估计值高于之前根据相同运动学数据进行的分析。我们还发现，暗物质的分布是高度集中的内部晕。
RASS-SDSS Galaxy Cluster Survey. IV. A ubiquitous dwarf galaxy population in clusters
我们分析了RASS-SDSS星系团表中69个星系团的亮度函数。当在由r200或r500给出的集群物理大小内计算时，所有集群LF似乎具有相同的形状，很好地拟合了两个Schechter函数的复合，具有明显的上升和在弱端处的陡峭。以前报道的集群到集群的LF弱端斜率的变化是由于使用一个度量集群孔径计算不同质量的集群的LF。我们确定的复合LF早期和晚期型星系，其中的类型是基于星系u-r的颜色。晚型LF由具有陡斜率的单个Schechter函数很好地拟合（在r带中α =-2.0，r200内）。而早期类型的LF不能用单个Schechter函数拟合，需要两个Schechter函数的组合。球星系团LF的暗端上翘是由于早型星系团的存在。早型LF亮尾的形状似乎不依赖于当地的星系密度或到星系团中心的距离。晚型LF仅在非常靠近星团中心的位置有显著的变化。另一方面，早型LF的弱尾表现出明显的持续变化。我们提供的证据表明，负责在星系团中创建矮早型星系的过量人口的过程是一个阈值过程，当密度超过~500倍的宇宙临界密度时发生。我们解释我们的研究结果的背景下的“骚扰”的情况下，微弱的早型星系团星系被预测为潮汐剥离晚型星系的后代。
A New Approach to Galaxy Morphology: I. Analysis of the Sloan Digital Sky Survey Early Data Release
在本文中，我们提出了一个新的统计量化星系形态的测量的基尼系数的星系光分布的基础上。这个统计数据很容易测量，通常用于计量经济学，以衡量财富在人口中的分布情况。当应用于星系图像时，基尼系数提供了一个定量测量星系的光在其组成像素之间分布的不平等性。我们测量的基尼系数的本地星系的早期数据发布的斯隆数字巡天，并证明，这个数量是密切相关的测量中心浓度，但与显着的分散。这种散射几乎完全是由于星系平均表面亮度的变化。通过探索由基尼系数、中心浓度和平均表面亮度定义的三维参数空间中星系的分布，我们发现所有附近的星系都位于一个嵌入三维参数空间中的定义明确的二维表面（一个略微翘曲的平面）上。通过将每个星系样本与该平面的方程相关联，我们可以使用以下三个数字对整个SDSS g波段样本的形态组成进行编码：22.451，5.366，7.010。i波段样本编码为：22.149、5.373和7.627。
Properties of Early-Type, Dry Galaxy Mergers and the Origin of Massive Elliptical Galaxies
利用星系合并的数值模拟，结合星系分级结构形成的半解析模型，研究了椭圆星系运动学和等照度特性对光度的依赖性.旋涡星系的合并作为椭圆星系的唯一形成机制，既不能再现超大质量椭圆星系的运动学和光度学性质，也不能再现随着光度增加从旋转扁平盘状系统到各向异性盒状系统的变化。我们提出的数值模拟表明，早期型星系的二元合并打开了一个额外的通道，形成各向异性，缓慢旋转和boxy椭圆。在半解析模型中包括这个通道，我们可以成功地再现观察到的趋势，即更明亮的巨型椭圆星系更方，更不平坦的旋转。这种趋势可以通过抑制具有恒星核球质量$M_* \geq 3 \times 10^{10} M_{\odot}$的星系的残余气体流入和恒星形成来加强。因此，我们认为早型星系的合并对大质量椭圆星系的聚集起着重要的作用。
Primordial Nucleosynthesis with CMB Inputs: Probing the Early Universe and Light Element Astrophysics
宇宙微波背景（CMB）对重子-光子比$η\propto Ω_{\rm baryon} h^2$的测定将从（标准）大爆炸核合成（BBN）计算中删除最后一个自由参数。这将使BBN成为早期宇宙物理学的更敏锐的探测器，例如，大大改进了BBN对轻中微子种类$N_{ν,eff}$的有效数量的测量。我们展示了如何CMB可以提高这一限制，目前的轻元素数据。此外，通过使用其他元素，特别是氘，将有可能独立于\he 4来限制$N_{ν,eff}$;这将允许更严格的限制和系统学测试。例如，如果$η\sim 6.0\times 10^{-10}$为$η$，则3%的$η$测量值与10%（3%）的原始D/H测量值一起可以测量$N_{ν,eff}$至$σ_{95%}(N_ν) = 1.8$（1.0）的95%置信水平。如果采用标准模型值$N_{ν,eff}=3$，则可以使用CMB的$η$（及其不确定性）对原始丰度进行准确预测。这些决定可以反过来成为关键的投入，在核合成历史（化学演化）的星系，从而对这些模型的约束。
N-body Simulation of Galaxy Formation on GRAPE-4 Special-Purpose Computer
我们报告了最近在GRAPE-4（重力管道）系统上进行的星系形成的N体模拟，GRAPE-4是一个专门用于天体物理N体模拟的计算机。我们回顾天体物理学的动机，算法，实际性能，和性能价格。对于一个有786，400个粒子的星系形成的模拟，在185小时内平均得到的性能为332 Gflops。获得的每个性能的价格是4，600美元/Gflops。用于模拟的配置由1，269个流水线处理器组成，峰值速度为663 Gflops。
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