The Ages of Elliptical Galaxies from Mid-Infrared Emission
椭圆星系的中红外（10-20 μ m）光度主要是由红巨星星周尘埃的综合辐射决定的。当一个单一的恒星星族演化时，红巨星的尘埃质量损失率会随时间而降低，因此中红外光度也会随恒星年龄而降低。为了寻求这样的相关性，我们已经使用档案ISO观测，以确定表面亮度配置文件和中心通量在15微米的17个早型星系的恒星年龄已确定的光谱指数。在15 μ m处的径向表面亮度分布一般遵循预期的恒星de Vaucouleurs轮廓。我们发现，表面亮度比mu_{15um} / mu_{I-band}是系统的年龄< 5 Gyrs的椭圆星系和星系，表现出最近合并的证据。在我们观察的准确性范围内，mu_{15um} / mu_{I-band}在年龄> 5岁时没有年龄依赖性。相应的流量比F_{15um} / F_{I-band}缩放到有效半径（R_e/8）的光圈内成正比的mu_{15um} / mu_{I-band}的比率在较大的星系半径，这表明没有检测到15 μ m的发射可见的光学图像中的中央尘埃云在我们的一些样本星系。在NGC 1316中，在非中心的大量尘埃和冷气云中观察到15微米的发射，NGC 1316是一个椭圆星系，被认为最近进行了合并。最近{ \it斯皮策太空望远镜}的数据也表明在8微米的PAH发射的存在。几个椭圆星系有15微米发射的扩展区域，在其他频率没有明显的对应物。
2004-12-03 astro-ph
The Ages of Dwarf Ellipticals
本文介绍了用Stromgren（uvby）滤光系统对后发座和天炉座星系团中91颗矮椭圆星系进行的窄带测光。将样品按侏儒形态分为有核（dEN）和无核（dE）侏儒揭示了两个不同的人口的早期类型系统的基础上集成的颜色。类dEN星系是红色的连续色相比，明亮的集群椭圆星系和dE型矮星，他们的位置在多色图只能解释为一个老的平均年龄为他们的基本恒星星族。通过与M87球状星团系统的窄带测光（Jordan et al. 2002）的比较，我们发现dENs是古老的、贫金属的球状星团颜色序列和M87球状星团蓝色星群的高金属丰度延续。另一方面，明亮的椭圆星系和dE矮星遵循富含金属的红色M87球状星团的颜色序列。比较SED模型，卷积到一个简单的金属丰度模型，发现dENs和蓝色球状星团是3至4个Gyrs比集群椭圆星系和5个Gyrs比dE型星系。这意味着球状星团和dEN星系是原始的，并且具有由外部约束（例如其形成云的富集）设定的金属丰度。明亮的椭圆星系和dE星系的金属丰度和年龄表明初始恒星形成的扩展阶段产生一个年轻的平均年龄，即使它们的形成时代类似于dEN和蓝色球状星团，以及内部驱动的化学演化历史。
2003-12-03 astro-ph
Strong Balmer lines in old stellar populations: No need for young ages in ellipticals?
将简单恒星星族（SSP）模型与观测到的谱线强度进行比较，通常提供了一种打破椭圆星系年龄-金属丰度简并的工具。由于观测到的巴耳末线强度范围很广，椭圆星系被解释为在年龄上表现出明显的分散性。在本文中，我们分析复合恒星星族模型与一个简单的混合旧的金属丰富和旧的金属贫乏的组成部分。我们表明，这些模型同时产生强的巴耳末线和强金属线，而不调用一个年轻的人口。这一结果的关键是，我们的模型是基于SSPs，更好地匹配急剧增加的金属贫球状星团比文献中的模型。因此，在星系团和光场椭圆星系中观察到的H β散射可以用老恒星星族的金属丰度分布来解释。我们检查我们的模型相对于所谓的G-矮问题的椭圆。对于一个星系子样本覆盖了大范围的UV-V颜色，我们证明，除了一个旧的金属贫子组件不会使其他观测约束，如颜色和通量在中紫外线。
2000-04-11 astro-ph
The impact of alpha/Fe enhanced stellar evolutionary tracks on the ages of elliptical galaxies
通过比较两组α/Fe增强模型，我们补充了我们对Lick吸收指数的α/Fe增强恒星星族模型的研究（Thomas et al. 2003）。在这两个模型中，由于α/Fe增强对Lick指数的影响是通过使用Tripicco & Bell（1995）的响应函数修改恒星吸收线强度来解释的。然而，一组模型使用太阳尺度，另一组使用阿尔法/铁增强的恒星演化轨迹。由于α/Fe增强径迹比太阳尺度径迹更热（Salasnich et al. 2000），相应的恒星星族模型具有稍弱的金属指数（即Mgb<Fe>等）。和更强的Balmer线指数（Hbeta）（Maraston等2003）。在这里，我们探讨定量的影响，这种影响的α/Fe比，金属丰度和年龄，推导出椭圆星系。我们发现，金属指数Mgb和平衡对方的适度减少<Fe>，这样完全一致的α/Fe比来自恒星系统使用α/Fe增强模型与太阳尺度或α/Fe增强恒星轨道。金属指数的降低和H β的增加以同样获得一致的金属丰度的方式相关联。相反，推导出的年龄有很大的不同。列入α/铁增强恒星轨道导致推导年龄高达30 Gyr的椭圆星系。对于同样的物体，如果采用使用太阳尺度轨道的α/Fe增强模型，则得到的年龄不超过15 Gyr。这可能表明，目前的恒星演化模型高估了恒星演化轨迹的蓝化，由于α/Fe增强的化学混合物在超太阳金属丰度。
2003-02-04 astro-ph
The Ages of Elliptical Galaxies from Infrared Spectral Energy Distributions
从光谱分析得到的早型星系的平均年龄，在z = 0时的平均年龄为8 Gyr，其中40%小于6 Gyr。独立的年龄测定是可能的，通过使用红外光谱（5 - 21微米），我们已经获得了与斯皮策天文台的红外光谱仪。这个年龄指标是基于恒星的集体质量损失率，其中AGB恒星的质量损失产生了9 - 12微米的硅酸盐发射特征。随着恒星星族年龄的增长，这个特征比短波长连续谱衰减得更快，提供了一个年龄指标。从30个附近的早期型星系的观测，29个显示出的光谱能量分布占主导地位的恒星和一个有显着的发射从ISM和被排除在外。这29个星系的红外年龄指标显示它们都很老，平均年龄约为10 Gyr，标准差只有几Gyr。这与由M/L_B值推断的年龄一致，但与由光学线指数推断的年龄不一致，后者可能更年轻。所有这些年龄指标都是亮度加权的，即使考虑到多个年龄组成部分，也应该相互关联。这种不一致性表明，无论是红外年龄和M/L_B年龄的一致性，还是由光学吸收线推断的年龄，都存在着很大的问题。
2006-04-19 astro-ph
Stellar Populations of Elliptical Galaxies in Virgo Cluster I. : The Data and Stellar Population Analysis
我们用高信噪比（S/N/A > 100）的光谱测定了室女星系团中椭圆星系的光谱年龄。我们用斯巴鲁望远镜观察到了8个星系，并将该样本与之前用WHT观察到的6个星系结合起来。为了确定它们的年龄，我们使用了一种基于Hgamma_sigma年龄指标的新方法，该方法几乎不受金属丰度的影响。除了年龄，我们还估计了各种元素的丰度。本文介绍了Hgamma_sigma方法的观测结果、数据处理和可靠性。这项研究的结果在一篇配套论文中介绍（Yamada等人，2006年）。
2005-11-04 astro-ph
The UV Upturn in Elliptical Galaxies as an Age Indicator
我们表明，老恒星系统的紫外线通量可以告诉我们他们的年龄。两个观点截然不同的独立群体综合小组在这里共同努力，产生了两个可以很容易地使用太空望远镜进行测试的解决方案。拟议中的测试将限制巨型Es的年龄，它们通常被认为是宇宙中最古老的种群，因此也是宇宙学中最古老的种群。
1998-10-01 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 astro-ph
The formation history of elliptical galaxies
我们利用有史以来最大的高分辨率模拟宇宙结构的增长-千年模拟的和谐LambdaCDM宇宙演化-研究如何恒星形成的历史，年龄和椭圆星系的金属含量取决于环境和恒星质量。我们专注于一个星系形成模型，该模型被调整以适应联合光度/颜色/形态分布的低红移星系。在这个模型中，大质量椭圆星系有更高的金属丰度，更老的光度加权年龄，更短的恒星形成时间尺度，但比质量较小的系统有更低的组装红移。在集群内的椭圆星系的典型质量，年龄和金属丰度的预测，平均减少，随着距离集群中心。我们还量化了椭圆星系前身星的有效数量与当前恒星质量的函数关系，发现M* < 10^{11} Msun的典型数量低于2，对于大质量系统则上升到5左右。这些研究结果是一致的，最近的观测结果表明"缩小“或"反层次”的行为的恒星形成历史的椭圆星系人口，尽管事实上，我们的模型包括所有的标准元素的层次星系形成，并实施标准，LambdaCDM cosmogony。
2005-11-21 astro-ph
Probing Star Formation Timescales in Elliptical Galaxies
在等级宇宙中星系形成的模型中，椭圆星系是通过合并较小的盘系统形成的。如果能找到确定不同星系中恒星星族的相对年龄和组成的可靠技术，这些模型将产生许多可检验的预言：1）低密度环境中的椭圆星系形成晚于星团中的椭圆星系，2）更大质量的椭圆星系形成晚，3）更大质量的椭圆星系形成于低气体含量的盘星系的无耗散合并。虽然星系的颜色和巴耳末线强度可以用来推断椭圆星系中恒星星族的平均年龄，但α/Fe元素比值携带了恒星形成时间的信息。在这里，我们提出了初步的结果，从半解析模型的Mg/Fe比在星系中的分布作为一个功能的形态类型，光度和环境。
1999-06-12 astro-ph
Cluster Ellipticals at High Redshift: The View from the Ground and with HST
对遥远星系团的新的地面和HST观测使我们有可能追踪E/S 0星系的历史到~10 $h_{50}^{-1}$ Gyr的回望时间。这些数据强烈支持这样一种情况，即椭圆星系团很早就形成了，年龄分布很窄。到z = 1.2时，颜色和光度的变化与简单的被动演化相一致，但即使在那个红移下，星系也显得成熟，红色表明几个Gyr的年龄。显然，我们仍然远远没有看到真正的形成时代。
1995-07-16 astro-ph
A Catalogue and Analysis of Local Galaxy Ages and Metallicities
我们已经收集了一个目录的相对年龄，金属丰度和丰度比约150个本地星系的领域，集团和集群环境。星系的形态类型从cD和椭圆星系到晚期螺旋星系。使用Worthey & Ottaviani（1997）单颗恒星星族演化模型，根据高质量的谱线指数估算年龄和金属丰度。星系年龄作为基本面中的第四个参数（Forbes et al.1998）被我们更大的年龄样本所证实。我们调查年龄和金属丰度之间的趋势，并与其他物理参数的星系，如椭圆率，光度和运动学各向异性。我们证明了存在一个星系年龄金属丰度的关系，类似于当地的星系盘星，年轻的星系有高的金属丰度，而老星系跨越一个大范围的金属丰度。我们还研究了环境和形态对星系年龄和金属丰度的影响，特别是半解析层次聚类模型（HCM）的预测。我们证实，非集群椭圆形确实是年轻的平均比集群椭圆形预测的HCM模型。然而，我们也发现了一个趋势，更明亮的星系有一个更高的[Mg/Fe]比比较低的光度星系，这是相反的HCM模型的预期。
2001-10-18 astro-ph
Mid-Infrared Emission from Elliptical Galaxies: Sensitivity to Stellar Age
斯皮策太空望远镜对正常巨型椭圆星系的中红外观测（3.6 - 24微米）与非常古老的恒星的纯粹种群一致，没有年轻恒星的证据。在巨大的椭圆星系中，大多数恒星都很老，但由于年轻恒星的少量混合，从光谱中的巴尔末吸收确定的平均恒星年龄可能看起来更年轻。恒星的平均年龄也可以从中红外线的光谱能量分布来确定，中红外线的光谱能量分布相对于光发射随时间而减少，并向更短的波长移动。在具有最老Balmer线年龄的椭圆星系中，观测到的F_8 um/F_3.6 um和F_24 um/F_3.6 um的流量比都低于最近的单颗恒星星族模型的预测值。在我们的样本中，对于具有最年轻的巴耳末线年龄的椭圆星系，即3-5 Gyrs，其流量比F_24um/F_3.6um与最老的恒星相同。当把老恒星（12 Gyr）和年轻恒星星族的理论中红外光谱结合起来时，F_24 um/F_3.6 um观测的误差与年轻恒星的质量分数超过~ 1%不一致。这比在最近的椭圆星系高红移调查讨论中预期的年轻恒星比例要少。然而，在更精确的观测和理论光谱可用之前，巴尔末线年龄和从中红外观测推断的年龄之间的这种不一致性必须被视为临时性的。最后，迄今为止，没有证据表明在椭圆星系的光学图像中常见的中央圆盘或尘埃斑块对中红外光谱有明显的贡献。
2005-11-10 astro-ph
Ages and Metallicities in Elliptical Galaxies from the H_beta, <Fe>, and Mg2 Diagnostics
在<Fe>椭圆星系中以及从一个物体到另一个物体观测到了线强度指数H_β、Mg_2和Mg_3的系统变化。此外，参数给出了增强镁（\alfa一般）相对于铁对这些星系的中心。在这项研究中，我们研究了H_β，Mg_2和<Fe>诊断评估椭圆星系的金属丰度，[Mg/Fe]比和年龄的能力。为此，首先，我们推导出变化dH_β、dMg 2和d<Fe>作为Dlog（t）、Dlog（Z/Zo）和D[Mg/Fe]的函数的基本校准。其次，我们分析了外部值和中心值之间的差dH_beta、dMg 2和d如何<Fe>转化为D[Mg/Fe]、Dlog（Z/Zo）和Dlog（t）。第三，我们探讨了H_β，Mg_2的核值在星系间的变化，并<Fe>限于Gonzales（1993）列表中的一个子样本。将差值dH_β、dMg 2和d<Fe>转换为差值Dlog（t）、Dlog（Z/Z 0）和D[Mg/Fe]。年龄，金属丰度和增强变化之间的各种相关性进行了探讨。特别地，我们彻底地检查关系Dlog（t）-Mv。研究发现，在这个平面上可能存在一种年龄极限，由具有轻微或没有复兴迹象的星系追踪。在这些天体中，恒星形成活动的持续时间可能会随着星系质量的减少而增加。结果进行了讨论的背景下，目前的星系形成和演化的理论。即合并和隔离。最后，建议先进的模型与时间和空间相关的IMF可能能够减轻一些困难所遇到的标准SN驱动的星系风模型。
1998-03-16 astro-ph
Mid-UV Determination of Elliptical Galaxy Abundances and Ages
利用简单的星族合成模型研究了丰度和年龄对恒星星族中紫外光谱和Mg_{2}强度的影响。这些模型被用来约束附近的四个椭圆星系和螺旋凸起的恒星形成历史。演化后的恒星星族（> 1 Gyr）的中紫外（1800 - 3200 nm）光主要由主序星关闭所控制，而不像光学光主要由红巨星分支所控制。对椭圆星系中紫外线特征的详细研究可能有助于打破困扰光学技术的年龄-金属丰度简并性。此外，更好地了解这一波长区域是有用的0.5 $\leq$ z $\leq$ 1.5星系的研究，其休息帧中紫外红移到可见光。我们创建简单的，单一的年龄（3-20 Gyr），单一的金属丰度（Z = 0.0004 - 0.05）光谱能量分布（SED）延伸到紫外线使用库鲁茨模型恒星通量。与标准恒星的中紫外光谱的比较表明，库鲁茨模型通量准确地模拟了FeI和MgI在2538 ° C（Bl 2538）的混合特征和2600和3100 ° C（S2850）之间的连续斜率。我们发现，我们简单的单年龄，单金属丰度的SED同意与这些中紫外球状星团的功能。然而，大多数星系不同意由这些简单的模型给出的BL 2538，S2850和Mg_{2}值。中紫外特征似乎需要旧的富金属和小的旧的贫金属（Z $\leq$ 0.001）人口。尽管受到模型恒星通量质量的限制，我们的研究已经产生了两个有前途的中紫外光谱诊断（BL 2538和S2850），并提出了独特的和复杂…
1999-11-12 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
Binary Stellar Population Synthesis Study of Elliptical Galaxies
利用最新的双星恒星星族（BSP）合成模型，主要测定了80个椭圆星系在低密度和高密度环境下的相对恒星年龄和金属丰度，并首次检验了采用新的$Λ$ CDM宇宙学的椭圆星系等级形成模型。本文用两个高质量的谱线指数H $β$和[MgFe]估算了星系的恒星年龄和金属丰度。结果表明，椭圆星系的恒星星族年龄大于3.9 Gyr，金属丰度大于0.02。我们的大部分结果与模型的预测是一致的：第一，在较密的环境中的椭圆星系比场星系更红，有更老的人口。第二，椭圆星系有更多的大质量恒星成分是红色的，而有更老的和更多的金属丰富的人口比质量较小的。第三，最大质量的星系被证明拥有最古老和最富含金属的恒星。然而，我们的一些结果被发现是不同的星系形成模型的预测，即金属丰度分布的低密度和高密度椭圆星系和与集群的中心距离的关系。
2006-05-24 astro-ph
Cluster AgeS Experiment: The Age and Distance of the Globular Cluster omega Centauri Determined from Observations of the Eclipsing Binary OGLEGC17
我们使用的质量，半径和光度的分离食双星OGLEGC 17来自光度和光谱观测计算的年龄和距离的球状星团欧米茄Cen。Girardi等人（2000年）的年龄与关闭质量和年龄与光度的关系产生了两个独立的年龄估计值，9.1<t<16.7 Gyr和12.9<t<18.5 Gyr。用红外线与表面亮度的关系导出的距离和距离模数为d =5385 ± 300 pc和（m-M）_V=14.06 ± 0.11。根据我们的红外表面亮度与颜色关系和Sekiguchi & Fukugita（2000）的Teff与B-V颜色关系得出的距离不一致约10%。通过更好地测量OGLEGC 17组分的质量，可以大大提高估计年龄和距离的准确性。
2000-12-23 astro-ph
Star Formation History of Elliptical Galaxies from Low-Redshift Evidence
椭圆星系（Es）中的恒星形成过去和现在主要是由合并和吸积所主导的，在本地星系中可以看到许多暗示性的例子。目前在Es中的恒星形成在三分之二的Es中很容易测量，并且表现出爆发性的特征。从积分光直接年龄测定表明真正的年龄散射。如果假设最古老的星系是哈勃时间，其余星系的轻加权平均年龄扩展到哈勃时间的0.5，在非常年轻的年龄分散。较大的Es和在集群中的Es具有较小的年龄分散比较小或字段Es。规模趋势是明显的。环境趋势需要重新检查更好的数据，即使它同意高红移场/集群的结果。
1996-11-21 astro-ph
The formation epoch of massive ellipticals, as traced by radio galaxies
我回顾了目前的状态正在进行的调查恒星和动力学年龄的最古老的已知星系的红移大于1。光谱数据，当与一系列最近的演化合成模型的预测相比，继续表明，最古老的星系在z = 1.5已经至少3 Gyr老。此外，与新的模型，包括化学演化的比较表明，这一结果可能是不太敏感的假设金属丰度比以前怀疑。因此，这样的年龄应该被严肃地视为对星系形成理论和宇宙学模型的限制。动态这些对象也出现很好的发展，他们显示Vaucouleurs表面亮度轮廓，我证明了他们的HST派生的形态参数将它们放置在相同的Kormendy关系的z = 1 3CR星系。最后，我认为这些中间红移对象的年龄在我们最近完成的水下呼吸器的无线电星系调查的范围内的红移z = 1 - 4。这些数据表明，射电星系中恒星形成的主要时期位于z = 4，这一结果自然符合开放宇宙中z = 1.5的最古老星系的年龄。
1999-12-17 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
Towards a Solution for the Ca II Triplet Puzzle : Results from Dwarf Elliptical Galaxies
我们提出了新的估计年龄和金属丰度的基础上，FORS/VLT光学（4400- 5500 A）光谱，16矮椭圆星系（dE的）在天炉座星系团和南方集团。这些dE的是更丰富的金属和年轻比以前的估计的基础上窄带测光和低分辨率光谱。对于我们的样本，我们发现平均金属丰度[Z/H] = -0.33 dex和平均年龄3.5 Gyr，与其他环境中的dE的类似样本一致（本地组，室女座）。在我们的样品中有三个dE显示发射线和非常年轻的年龄。这表明一些dE的恒星直到最近才形成，并通过漫长的恒星形成历史进行自我富集。先前观测到的大近红外（~ 8500 A）钙II吸收强度在这些dE的是在很好的协议与新的金属丰度估计，解决了所谓的钙之谜的一部分。
2007-10-22 astro-ph
X-ray Binaries and Globular Clusters in Elliptical Galaxies
正常椭圆星系的X射线辐射主要由两部分组成：来自扩散气体的软辐射和来自吸积（低质量）恒星X射线双星（LMXB）的硬辐射。如果LMXB的星族与星系中的场恒星星族相联系，那么它们的总X射线光度应该与星系的光学光度成正比。然而，最近的ASCA和钱德拉X射线观测表明，在给定的光学光度下，椭圆星系中LMXB分量的全球光度表现出显着的散射。这种分散可能反映了一系列的LMXB种群在不同年龄的椭圆形的进化阶段。如果是这样的话，LMXB X射线光度与银河系光学光度的比值L_LMXB/L_opt就可以用来确定大部分恒星是在个别椭圆星系中形成的。为了测试这一点，我们比较的变化L_LMXB/L_opt的LMXB人口在椭圆光学衍生的估计在同一星系的恒星年龄。我们发现没有相关性，这意味着L_LMXB/L_opt变化不是很好的椭圆星系的年龄指标。另外，LMXB可能主要形成于球状星团（通过恒星潮汐相互作用），而不是在星系的恒星场中。由于椭圆星系在一个给定的银河系光度下呈现出大范围的球状星团种群，这可能会导致具有相似光学光度的椭圆星系在LMXB种群中的分散。事实上，我们发现LMXB/Lopt比值与椭圆星系中特定的球状星团频率有很强的相关性。这表明大多数LMXB是在球状星团中形成的。
2002-04-10 astro-ph
Constraints on the cosmic equation of state: age conflict versus phantom energy. Age-redshift relations in an accelerated universe
目前可用的Ω_m0、H_0和球状星团年龄的值和置信限仍然表明，主宰宇宙的暗能量也可能是一种精华或幻影能量。事实上，目前的宇宙学价值倾向于幻影能量。为了增加宇宙学常数作为暗能量而不是幻影能量的可能性，可能性似乎在于减少球状星团的年龄，哈勃常数，或两者兼而有之，并可能提前球状星团形成的时代。对于一组可能的暗能量状态方程，其中包括宇宙学常数，quintessence或幻影能量，年龄红移的解析表达式，包括普通物质的零曲率宇宙，推导出这些宇宙的相应年龄。
2004-03-26 astro-ph
Keck spectroscopy of the faint dwarf elliptical galaxy population in the Perseus Cluster core: mixed stellar populations and a flat luminosity function
本文介绍了英仙座星系团核内低至M_B =-12.5等的矮星系的测光和LRIS光谱研究结果。获得了23个矮星系候选者的光谱，从中我们测量径向速度和恒星星族的吸收线指数的特点。从径向速度获得使用这些光谱，我们确认12个系统的集群成员，与其余11个非成员。利用这些新确认的星团成员，我们可以将英仙座星团的色-星等关系推广到M_B =-12.5。我们证实了在M_B =-15.5以下，色星等关系的散射增加，但拒绝了红矮星是星团成员的假设。我们测量了亮度函数在M_B = -18和M_B =-12.5之间的暗端斜率，发现α = -1.26 \pm 0.06，这与场的暗端斜率相似。这意味着英仙座星系团的核心并不存在过多的矮星系。通过比较金属和巴耳末吸收线指数与α增强的单恒星星族模型，我们得出这些新确认的集群成员的年龄和金属丰度。我们发现了两个不同的矮椭圆种群：一个年龄约为8 Gyr，金属丰度[Fe/H] <-0.33的古老的贫金属种群，和一个年龄< 5 Gyr，金属丰度[Fe/H] >-0.33的年轻的富金属种群。因此英仙座星系团中的矮星系并不是一个简单的同质群体，而是在年龄和金属丰度上表现出一定的范围。
2007-10-03 astro-ph
Extragalactic Globular Clusters: Old Spectroscopic Ages and New Views on Their Formation
我们提出的Keck光谱的河外球状星团（GC）的样本中的8个星系，从矮到大质量椭圆星系的荟萃分析的结果。通过与银河系GC的比较，我们推断了这些星系中贫金属和富金属GC的年龄。这两个亚群似乎都不比银河系的同类年轻，年龄都在10亿年以上。这是年龄被光谱限制的星系中最大的样本。我们的研究结果支持了大质量星系在高红移时大部分GC的形成。我们提出了一个方案的GC亚群的形成，综合方面的吸积和原位方法的背景下，星系形成通过分层合并。
2005-06-13 astro-ph
Structural evolution in elliptical galaxies: the age-shape relation
我们检验了椭圆星系的视轴比与其恒星星族年龄相关的假设。我们发现老椭圆星系（估计恒星年龄t > 7.5 Gyr）平均比年轻椭圆星系更圆。这种形状差异的统计显著性在小半径处最大;在R = Re/16处比较两个群体的轴比的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验产生大于99.96%的统计显著性。年龄和视轴比之间的关系与核心/幂律表面亮度剖面二分法有关。平均而言，核心椭圆星系的恒星星族比幂律椭圆星系更古老，而且内部区域更圆。我们的研究结果是一致的情况下，幂律椭圆形的形成在富含气体的合并，而核心椭圆形的形式在无耗散合并，与核心的形成和维护的影响，一个二元黑洞。
2001-05-23 astro-ph
Models for the interpretation of CaT and the blue Spectral Indices in Elliptical Nuclei
我们提出了一个网格的理论模型，在蓝色和红色波长范围内的吸收线光谱指数的计算是用相同的进化合成代码。计算了6种金属丰度（Z= 0.0004，0.001，0.004，0.008，0.02和0.05），年龄从400万年到20亿年的单颗恒星星族（SSP）的近红外CaT，NaI，MgI和蓝可见光区Mgb，Mg 2，Fe 52，Fe 53，NaD和H β。从比较这些进化的合成模型与编译的椭圆星系的数据从文献中，我们发现，所观察到的CaT指数如下的蓝色<Fe>指数，而不是Mg 2的模型预测。如果这意味着过剩[Mg/Ca]，并且我们考虑到产生Mg和Ca的恒星的质量，这些恒星可能在从恒星形成过程开始的500万年内形成。另一种情况是，在椭圆核中恒星形成的早期，IMF偏向于超大质量恒星（M > 40 Msun）。我们还建议对镁的核合成产额的计算进行修正。通过使用诊断图CaT-Hbeta解开年龄和金属丰度在这样的人群中，我们得到周围的太阳丰度和星系样本的年龄在4和16 Gyr之间的序列。
2000-05-17 astro-ph
Star Formation Histories of Nearby Elliptical Galaxies. II. Merger Remnant Sample
这项工作提出了高$S/N$光谱观测样本的六个可疑的合并残留物，主要是H{ \sc i}潮汐碎片探测的基础上选择。对这些星系的单恒星星族分析表明，它们的年龄、金属丰度和$α$增强比与附近椭圆星系的代表性样本一致。在任何H{ \sc i}选择的星系中，都没有看到预期的最近合并遗迹的恒星星族，年轻的年龄加上低[ $α$ /Fe]。然而，一个星系（NGC~2534），被发现偏离$Z$ -平面的意义上预期的合并残余。另一个星系（NGC~7332），根据其他标准选出，最符合合并残余物的期望。
2006-02-14 astro-ph
Internal Dynamics, Structure and Formation of Dwarf Elliptical Galaxies: II. Rotating Versus Non-Rotating Dwarfs
我们提出了空间分辨的内部运动学和恒星化学丰度的样本矮椭圆（dE）星系的室女星系团观察与凯克/ESI。我们发现，17个dEs中有4个具有与旋转平坦一致的主轴旋转速度，而其余的dEs没有检测到主轴旋转。尽管在内部运动学上存在这种差异，旋转和非旋转的dE在它们在基本平面的位置、形态结构、恒星星族和局部环境方面非常相似。我们提出的证据微弱的底层磁盘和/或弱子结构的一部分旋转和非旋转的dEs，但相当数量的反例存在这两种类型，没有证据表明这种结构。吸收线强度是根据Lick/IDS系统（Hbeta，Mgb，Fe 5270，Fe 5335）确定的，每个星系的中心区域。我们发现没有差异的线强度指数，因此恒星星族，旋转和非旋转dE星系之间。我们的17 dE样品的最佳拟合平均年龄和金属丰度分别为5 Gyr和Fe/H = -0.3 dex，均方根差为3 Gyr和0.1 dex。大多数dEs与太阳α/Fe丰度比一致。相比之下，经典椭圆星系的恒星星族，平均而言，年龄更大，更富含金属，α增强相对于我们的dE样本。这两种dEs类型的本地环境似乎是不同的，在他们接近较大的星系在真实或速度空间内的室女星系团。因此，旋转和非旋转的dE在结构、恒星含量和局部环境方面非常相似，这对它们形成的理论模型提出了重大挑战。（节略）
2003-06-17 astro-ph
Age Estimates for Globular Clusters in NGC 1399
我们提出了高信号噪声凯克光谱的10个球状星团与巨大的天炉座椭圆NGC 1399，并比较测量线指数与当前的恒星星族模型。我们的数据首次令人信服地证明，在一个巨大的椭圆星系中，至少有一些星团具有类似于宿主星系的超太阳丰度比。从β线强度来看，大部分星团的年龄在11 Gyrs（2 sigma以内），与NGC 1399的光度加权恒星年龄相似。其中两个簇（也显示丰度比增强）显示出比其他簇显著更高的H β值。目前尚不清楚这是由于年轻（~2 Gyr）的年龄，或极老（> 15 Gyr）的年龄与温暖的蓝色水平分支。然而，如果年轻的年龄是有利的，与当前宇宙学参数的冲突是避免的。这两种选择都表明了富金属星系团之间复杂的年龄分布，并对它们在晚期的化学富集设置了有趣的限制。
2001-11-09 astro-ph
On the Trend of [Mg/Fe] among Giant Elliptical Galaxies
我们重新讨论了椭圆星系核中Mg 2的平坦斜率与关系的问题<Fe>（Faber et al. 1992; Worthey et al. 1992; Escherlo et al. 1993; Davies et al. 1993），表明Mg/Fe比应该随着星系的光度和质量而增加。我们把丰富的铁，经典的风模型和替代模型的椭圆星系的化学演化的预测，到金属丰度指数Mg 2，并<Fe>通过最近的指数校准和显示，目前没有一个模型的椭圆星系的化学演化是能够准确地再现所观察到的斜率<Fe>与Mg 2的关系，虽然现有的传播的数据，使这种比较相当困难。换句话说，我们无法清楚地区分预测银河系质量的减少（经典风模型）或增加这样的比例的模型。其原因在于，现有的观测结果显示出很大的差异，主要是由于指数推导中的误差<Fe>。在我们看来，这一事实使我们无法对这些星系中Mg和Fe的行为得出任何确定的结论。
1998-03-11 astro-ph
Optical Synthetic Spectra of Elliptical Galaxies
我们提出的第一个结果，从我们的人口合成模型的椭圆星系。在本文中，我们集中在光谱的光学区域（3000-7000）。我们的椭圆星系模型作为同时代，单金属恒星星族。综合光谱是由位于6，10和16 Gyr等时线上的恒星的合成光谱构成的，其[Fe/H]=+0.39，0.00和-0.47。我们最古老的太阳金属丰度光谱被发现与E1/S 0星系NGC 4472的光谱非常匹配。从我们的模型测量的宽带颜色推断，最红的E/S 0星系的[Fe/H]~+0.25，与蓝色的星系可能具有较低的金属丰度，而不是年轻的年龄。此外，我们的合成光谱导出的Lick指数相比，Worthey（1994）的模型和椭圆星系的观测指数。
1996-11-01 astro-ph
Evolution of Elliptical Galaxies in a Hierarchical Universe
在星系形成的分级模型中，椭圆星系是由盘状星系合并而成的，它们周围的暗晕在引力的作用下合并在一起。使用半解析技术，我们能够遵循合并，恒星形成和化学富集的历史星系的宇宙学参数的一个给定的选择。我们计算的年龄和金属丰度的椭圆星系在一个标准的CDM宇宙学，并表明，我们可以重现所观察到的相关性的大小和颜色，以及这种关系的散射。我们还研究了椭圆星系向高红移的演化。在丰富的星系团中，模型预测在z>1处有大量的“进化”椭圆星系。然而，明亮椭圆星系的平均数密度在高红移时必然降低。减少的速率对宇宙学参数很敏感。在高密度模型中，明亮椭圆星系的丰度在z=1时下降了3倍。在低密度模型中（Ω =0.3，λ =0.7），丰度在z=1时下降了30%，但在z=2时下降了3倍
1998-10-02 astro-ph
Age and Metallicity Estimations in Old Stellar Populations from Stromgren Photometry
本文提出了一种新的方法，利用窄带（Strömgren）色的迭代主成分分析来确定老恒星星族（球状星团和椭圆星系）的年龄和金属丰度。我们的方法能够再现球状星团的[Fe/H]值为0.02 dex，CMD年龄为1.0 Gyrs。我们还提出了我们的技术的应用，以高质量，场椭圆和低质量，集群矮椭圆的样本的初步结果。我们证实了早期研究的结果，发现球状星团的金属丰度随着年龄的增长而增加，年龄和金属丰度随着星系质量而增加。然而，我们发现矮椭圆星系偏离椭圆序列，年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-29 astro-ph
Cluster formation versus star formation rates around six regions in the LMC
研究了大麦云（LMC）中六个区域的恒星星族和星团，以了解恒星形成和团簇形成速率之间的相关性。我们使用OGLE II LMC巡天的恒星数据库和星团目录。用色星等图（CMD）对观测到的恒星密度分布与恒星演化模型合成的密度分布进行了比较。通过最小化减少卡方值，恒星形成率（SFR）方面的区域的恒星形成历史。发现所有地区在5亿年至2亿年之间都显示出较大的SFR，年轻和老年的SFR值较低。在集群和SFR的相关峰值被发现年龄$sim$ 1 Gyr，年龄小于1亿年。六个区域中有五个在1亿~ 3亿年期间显示出显著的团簇形成，而SFR却很低。这表明恒星和团簇形成率之间的反相关性为1亿至3亿年的年龄范围。一个可能的原因可能是，恒星主要是在星团中形成的，无论是束缚的还是非束缚的，都是在上述年龄范围内恒星形成的结果。在100 - 300万年年龄范围内增强的团簇形成速率可能与大麦哲伦星云与小麦哲伦星云的相遇有关，而在$\sim$ 1 Gyr时增强的恒星和团簇形成不对应于任何相互作用。这可能表明，由相互作用引起的恒星形成偏向于恒星群或团簇形成。
2004-06-22 astro-ph
Elliptical Galaxies: Detailed Structure, Scaling Relations and Formation
过去十年对椭圆星系的研究产生了大量有关其详细结构和全球尺度关系的新信息。本文综述了等照度线形状和子组分（第1节）、整体参数的标度关系和红移演化（第2节）、年龄、金属丰度（第3节）和丰度比（第4节）等方面的新老结果。最后，我们面对的观测与椭圆星系的层次形成方案（第5节）。从各种观测证据中得到的图像与等级结构形成模型的合并情景大致一致，但椭圆星系的恒星星族性质造成了一些变化。椭圆星系的形成必定总是伴随着某种耗散。在最后一次重大的合并事件的气体部分大概有很大的影响，他们现在的属性。大多数椭圆星系都是古老的系统，但盘状椭圆星系可能比方形物体更年轻，并且具有更长的恒星形成历史。标度关系的小散射和红移变化与被动演化是相容的。高镁/铁过剩的发光（盒状）椭圆指向一个快速的恒星形成插曲，而低光度物体的镁/铁值接近太阳，允许延长恒星形成的历史。
1998-11-26 astro-ph
Morphological Classification of Galaxies using Photometric Parameters: the Concentration index versus the Coarseness parameter
我们设计了改进的光度参数的星系形态分类使用明亮的样本从斯隆数字巡天的第一次数据发布。除了使用椭圆孔径浓度指数进行分类，我们引入了一个新的纹理参数，粗糙度，量化从光滑的星系等照度线的偏差。椭圆孔浓度指数产生的形态分类是在明显更好的协议与视觉分类比那些基于圆形孔径。加入粗糙度参数后，相对于参考视觉分类，将星系分为早、晚两类的成功率提高到88%.在将星系划分为早型（E+ S 0）、早型（Sa+Sb）和晚型（Sc+Sdm+Im）三种旋涡星系时，成功率也相当高，约为68%。
2005-07-13 astro-ph
Integrated Stellar Populations of Bulges: First Results
我们目前的第一个结果，从一个正在进行的调查的恒星星族的凸起和内部磁盘的螺旋在不同的点沿哈勃序列。特别是，我们正在研究的假设，早期型螺旋的凸起类似于（事实上可能最初是）中等光度的椭圆形，而后期型螺旋的凸起是由动力学不稳定性形成的。Sa-Sd螺旋中心区域的吸收线光谱与恒星星族模型相结合，以确定综合平均年龄和金属丰度。这些年龄和金属丰度被用来调查恒星星族之间的差异，这些螺旋的凸起和内盘之间的凸起和椭圆，试图把观测的限制螺旋凸起的形成机制。
1998-10-22 astro-ph
Galactic Bulges from HST-NICMOS Observations: Ages and Dust
我们目前的光学和近红外彩色地图的中央地区的凸起的S 0和旋涡星系获得WFPC 2和NICMOS的HST。通过结合使用HST和地面数据，颜色信息的范围从几十pc到几kpc。在几乎所有的星系中，中央100-200 pc的颜色轮廓变得更快更红。我们把中心的高颜色指数归因于尘埃的中心浓度。我们推断在A_V = 0.6 - 1.0等的中心有一个平均的消光。一些天体在sub-kpc尺度上显示了类似于其他人在巨型椭圆星系中发现的中心尘埃环或尘埃盘。对于S 0到Sb型星系核球，B-I与I-H关系的紧密性表明，早期型星系核球的年龄分布很小，最多为2 Gyr。在1 R_eff的颜色，我们预计消光可以忽略不计，是类似于后发座星系团中的椭圆星系，这表明这些凸起形成的同时，在后发座明亮的星系。此外，星系的年龄被发现是独立于他们的环境。因为后发座很可能是在红移z > 3时形成的，所以我们的凸起，在群体和领域中，也必须在这个时期形成。早期型螺旋的凸起不可能是由最近世的棒的长期演化形成的，因为这样的凸起会年轻得多。有三个星系的类型Sbc和以后，他们的凸起是年轻的，可能会出现从长期演变的瞬态酒吧。我们的结果与半解析预言（Baugh et al. 1996，1998，Kauffmann 1996）吻合得很好，后者还预言，星系团中和外场中的凸起，与星系团中的巨型椭圆星系一样古老。
1999-10-08 astro-ph
Globular Clusters in NGC 4365: New K-band Imaging and a Reassessment of the Case for Intermediate-age Clusters
利用新的宽视场VIK成像技术研究了室女座巨椭圆星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。GC的颜色分布（至少）有两个峰值，但与大多数其他大型椭圆星系和综合星系光相比，红色GC的颜色更倾向于中间色。中间色/红色峰值本身可能由两个子群组成，中间色的星团比蓝色和红色GC更集中在星系中心。在我们的样本中，几乎所有的中间色和红色GC在（V-K，V-I）图中显示出向红色V-K和/或蓝色V-I颜色的偏移，与老年的SSP模型相比。这在过去被解释为中间年龄的证据。我们还结合我们的VIK数据与以前发表的光谱。观测到的颜色-金属丰度关系与模型之间的差异与双色图中观测到的偏移一致，与给定金属丰度的模型相比，富金属GC在V-K中太红（约0.2等），在V-I中太蓝（约0.05等）。这些抵消不能简单地解释为年轻的影响。我们的结论是，虽然中间GC年龄不能明确排除，另一种情况是更有可能的，即所有的GC是旧的，但中间金属丰度GC的相对数量大于典型的巨型椭圆。得出明确结论的主要障碍是缺乏对具有近太阳金属丰度的恒星星族的综合光谱和光度特性的可靠校准。在任何情况下，令人困惑的是，NGC 4365中的中间色GC并没有伴随着相应的星系光向蓝色的转变。
2005-08-07 astro-ph
The quasar epoch and the stellar ages of early-type galaxies
我们研究了类星体与早型星系的恒星星族一起形成的假说。这一假说与星族合成模型中早型星系的恒星年龄、黑洞质量与球核速度色散的关系以及Sloan数字巡天的速度色散分布相结合，完全确定了超大质量黑洞的宇宙吸积历史和特征光度的红移演化。另一方面，类星体光度函数的精确形状取决于类星体的光变曲线，在光学上，但在X射线上，取决于活动星系核周围尘埃的覆盖因子。我们发现一组合理的假设，超大质量黑洞和椭圆星系的同时代的形成与观测到的B波段和X射线光度函数的类星体是很好的协议。
2003-05-16 astro-ph
F stars, metallicity, and the ages of red galaxies at z > 1
我们探讨是否休息帧近紫外光谱区，通过光学光谱学在高红移星系中观察到的，包含足够的信息，让年龄和金属丰度之间的简并被解除。我们这样做是通过测试进化合成模型的能力，以收回正确的金属丰度时，安装到近紫外光谱的F星已知（太阳下和超级太阳）的金属丰度。F星特别令人感兴趣，因为z > 1的最古老已知椭圆星系的静止坐标系近紫外光谱似乎是由靠近主序星转折点的F星主导的。我们发现，在F星的情况下，HST的紫外光谱具有高信号：噪声，模型拟合金属丰度允许变化作为一个自由参数是相当成功的导出正确的金属丰度。结果表明，由模型拟合得到的这些恒星的熄灭年龄得到了很好的约束。受此鼓舞，我们用凯克望远镜获得的z \simeq 1.5 mJy射电星系53 W 091和53 W 069的深可见光光谱拟合了同样的可变金属丰度模型。虽然年龄金属丰度简并不那么容易解除这些星系，我们发现，即使当金属丰度允许作为一个自由参数，他们的年龄的最佳估计仍然是\geq 3 Gyr，年龄小于2 Gyr现在强烈排除。此外，我们发现，使用MOPED搜索金属丰度和恒星形成历史的整个参数空间（Heavens等人，2000）得出同样的结论。因此，我们的研究结果继续强烈反对爱因斯坦-德西特宇宙，并支持一个以恒星为主导的宇宙，其中至少这些特定的椭圆星系中的恒星形成是在红移范围z = 3 - 5的某处完成的。
2002-09-09 astro-ph
Early versus late type galaxies in compact groups
我们发现在致密星系群中最大的早型星系的有效半径和星系群的速度色散之间存在很强的相关性。晚型星系缺乏类似的相关性，这支持了所谓的第二代合并方案，该方案预测椭圆星系应该主导星系群的内部动力学，而晚型星系主要是最近的闯入者，仍处于与星系群势相互作用的早期阶段。
1998-04-08 astro-ph
A Photometric Study of the Ages and Metallicities of Early-type Galaxies in A2218
我们提出了深光学和近红外成像的丰富的集群A2218在z=0.17。我们的光学成像来自新的多色哈勃太空望远镜WFPC 2在F450 W（B），F606 W（V）和F814 W（I）通带的观测。这些观测得到了4.2米威廉·赫歇尔望远镜上新的INGRID成像仪的深近红外、KS波段成像的补充。这种组合提供了独特的高精度多色光学红外测光和形态信息的大样本的星系在这个丰富的集群的核心，在回视时间约3 Gyrs。我们分析的（B-I），（V-I）和（I-Ks）的颜色的星系跨越的范围内的K-波段光度的一个因素，在这个地区和比较这些网格的恒星星族模型。我们发现，在明亮（>0.5L*）的早型星系，椭圆星系和S 0的恒星星族的颜色轨迹，跟踪在一个单一的年龄变化的金属丰度序列。在较暗的光度（<0.1L*），这个序列被形态分类的椭圆星系扩展到较低的金属丰度。然而，最暗的S 0表现出非常不同的行为，显示出广泛的颜色范围，包括很大一部分（30%）具有相对蓝色的颜色，其恒星星族的亮度加权年龄似乎更年轻，为2- 5 Gyrs。我们发现，这些年轻的S 0的集群人口的比例是一致的，观察到的减少在遥远的星系团看到的S 0人口时，在一个两步的光谱和形态的框架内解释吸积的螺旋场星系到集群S 0的转换。
2000-08-10 astro-ph
47 Tuc: The Spectroscopic Versus CMD Age Discrepancy
本文研究了基于积分光谱的恒星星族合成模型获得古老恒星系统可靠年龄的问题。特别是，我们解决了大年龄的球状星团47 Tuc，这是在其颜色星等图（CMD）的年龄不一致。使用一个新的年龄指标，Hgamma_sigma<130，这是特别有效地打破年龄和金属丰度之间的简并性，我们确认光谱年龄和CMD年龄47 Tuc之间的差异，因为光谱年龄要老得多。星云发射似乎不太可能是一个来源，为削弱所观察到的巴耳末线。然后，我们探讨了一些关键参数影响的温度关闭恒星，这是主要的贡献者的老金属丰富的恒星星族的巴耳末线。我们发现，α-增强等时线与原子扩散包括不仅提供了一个很好的适合CMD的47 Tuc，但也导致光谱年龄更好地符合CMD年龄。
2000-11-07 astro-ph
The Birthplace of Low-Mass X-ray Binaries: Field Versus Globular Cluster Populations
最近钱德拉对早型星系内低质量X射线双星（LMXB）的研究发现，LMXB通常位于星系的球状星团内。然而，是否所有的LMXB都是在球状星团内形成的，仍然是一个悬而未决的问题。如果所有的LMXB都是在球状星团中形成的，那么星系中LMXB的X射线亮度总和应该与星系中球状星团的数量成正比，而不管LMXB目前位于何处。我们已经比较了这两个量在相同的角面积的样本的12个椭圆形和S 0星系观察钱德拉和发现，这两个量之间的相关性弱于预期，如果所有的LMXB形成的球状星团。这表明大量的LMXB是在磁场中形成的，自然也解释了LMXB在星系间的分布。我们还发现，“污染”的球状星团LMXB到外地一直是最小的椭圆星系内，但有证据表明，大约一半的LMXB原来在球状星团的S0星系在我们的样本已经逃到外地。这是由于更高的球状星团的破坏率在S0的更强的引力冲击所造成的球状星团通过磁盘的S0星系，是在椭圆星系缺席。
2005-08-23 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Stellar and Dust Properties of Local Elliptical Galaxies: Clues to the Onset of Nuclear Activity
我们研究恒星和尘埃性质的一个定义明确的样本的本地椭圆星系，探讨宿主星系的性质和核活动之间的关系。我们选择了一个完整的样本45椭圆星系从帕洛玛光谱调查附近的星系，其中包括20个低光度活动星系核分类为LINER和25个不活跃的星系。使用一个恒星星族合成方法，我们比较派生的恒星星族的LINER与非活性子样本的属性。我们还研究了尘埃和恒星表面亮度分布的中心区域的这些星系使用高分辨率图像获得的{ \it哈勃太空望远镜}。相对于不活跃的子样本，椭圆星系托管LINER共享相似的总光学和近红外光度，中央恒星速度色散，和核恒星星族的判断，从他们的光度加权年龄和金属丰度。LINERS，另一方面，有一个更大的分数的核心型中心表面亮度配置文件和更高的频率的环核尘埃结构。我们的研究结果支持LINER是由低光度活动星系核而不是年轻或中年恒星提供动力的建议。附近椭圆星系中的核活动似乎优先发生在那些有足够冷星际物质积累的系统中，可能是通过热气体的冷却冷凝。
2008-06-13 astro-ph
Detection of Evolved High-Redshift Galaxies in Deep NICMOS/VLT Images
大量的高红移早型星系的人口被检测到在非常深的UBVRIJHK图像对HDF-South。在红移z=1-2的范围内发现了四个椭圆轮廓星系，它们都具有非常红的SED，这意味着标准被动演化的年龄>2 Gyrs。我们还发现了具有类似高红移的较晚类型的红外发光星系（10个z>1，H<25的天体），其微弱的紫外辐射意味着单次爆发年龄>1 Gyr。当Ω m>0.2时，这些星系的数量和光度密度与局域E/SO-Sbc星族相当，并且在没有显著的宇宙学常数的情况下，我们推断大部分明亮的哈勃序列星系自z~2以来几乎没有演化。一个高度完整的光度红移分布被构造到H=25（69个星系），显示出广泛的红移分布，峰值在z~1.5处，与HDF的一些分析相当一致。在z~3.8处探测到5个“dropout”星系，它们在红外波段是致密的，静止3500光年时约为0.5 kpc/h。没有发现蓝色红外发光椭圆星系的例子，因此对于标准IMF和适度消光来说，椭圆星系的恒星形成时期限制在z>10。
1999-02-17 astro-ph
On breaking the age-metallicity degeneracy in early-type galaxies: infall versus star formation efficiency
在椭圆星系中发现的[Mg/Fe]和星系质量之间的相关性对恒星形成的持续时间有很强的约束。此外，颜色-星等关系限制了恒星星族的年龄和金属丰度的范围。我们结合这两个约束条件与恒星形成和化学富集的模型，包括气体的流入和流出，发现在大规模的椭圆星系的超日[Mg/Fe]的趋势排除了一个纯粹的金属丰度序列的颜色-星等关系的解释。年龄的传播是必要的，可归因于一系列的恒星形成效率或一系列的下降时间尺度。我们发现，推断的恒星年龄范围是兼容的小散射和红移的颜色-星等关系的演变。两种替代方案可以解释的数据：固定的下降与效率是线性依赖于质量，或固定的效率与质量依赖的下降时间尺度t~1/sqrt（M）。我们的结论是，实际情况可能涉及这两个参数的组合，与质量的依赖性，应该跨越上述范围。
2002-11-25 astro-ph
The Fundamental Properties of Dwarf Elliptical Galaxies in Clusters
我们提出了一个广泛的研究后发座星系团的矮椭圆星系（dEs）的基本性质的初步结果。我们的研究将结合HST地面光度学与地面UBRIJK光度学和光学光谱学。合并后的数据集将被用来研究集群dEs中的全球参数之间的内在相关性，包括基本面，颜色-星等关系，Faber-Jackson和Kormendy关系，以及速度色散与线强度指数。这些经验关联为“正常”椭圆星系的星系形成和演化的理论模型提供了重要的限制。虽然dEs是星系团中最丰富的星系群，但它们的性质仍然很大程度上未知。我们的研究旨在为测试星系团中dE的形成和演化的当前理论以及了解它们与更大质量椭圆星系的关系提供重要参考。
2003-03-17 astro-ph
Chemical clocks for early-type galaxies
本文对红移z~0.2的4个富星系团中的27个大质量椭圆星系进行了详细的恒星星族分析。我们得到了准确的估计的平均光度加权年龄和相对丰度的CN，Mg和Fe的星系速度色散的函数，西格玛。我们的结果是兼容的情况下，大质量椭圆星系的恒星星族，独立于他们的环境和质量，形成时标短于~1 Gyr。这一结果意味着大质量椭圆星系至少从z~2开始被动地演化。对于一个给定的星系质量，恒星形成的持续时间在那些属于更密集环境的星系中更短。最后，我们指出[CN/Fe]和[Mg/Fe]丰度比是推断椭圆星系恒星形成历史时标的关键“化学钟”。特别是，[Mg/Fe]提供了这些形成时间尺度的上限，而[CN/Fe]似乎是最合适的参数，以解决它们在椭圆星系sigma<300 km/s。
2007-03-08 astro-ph
Line-Strength Indices in Bright Spheroidals: Evidence for a Stellar Population Dichotomy between Spheroidal and Elliptical Galaxies
本文给出了室女星系团中6个明亮球状星系的中心线强度指数（即Mg ~ 2<Fe>、和H β）及其梯度的新测量结果。通过与椭圆星系（E's）、球状星团（GGC's）和恒星星族模型的类似测量结果比较，得出以下结果：（1）与明亮的E's相比，明亮的Sph's与太阳丰度[Mg/Fe]比值是一致的：（2）明亮的Sph's的金属丰度从富金属的GGC's的典型值到E's的值不等;（3）虽然绝对平均年龄与模型密切相关，但我们发现一些（如果不是全部的话）球状星团的恒星星族明显比GGC年轻;（4）明亮球状星团的Mg 2梯度明显比E星系的Mg 2梯度浅。我们的结论是，发现在结构性质的Sph-E星系的二分法也观察到在其恒星星族。一个尝试性的解释在恒星形成历史的差异。
1997-03-05 astro-ph
