Central cusp due to a super-massive black hole in axisymmetric models of elliptical galaxies
我们使用数值模拟来研究椭圆星系中心的尖点，由于超大质量黑洞的缓慢增长。我们研究这个问题的轴对称模型的星系，有或没有旋转。数值模拟基于“扰动粒子”方法，并使用GRAPE计算尖点产生的力。我们研究了密度尖点如何受到模型初始扁平化的影响，以及初始旋转所起的作用。密度尖点的对数斜率被发现是非常不敏感的扁平化，因此，我们推断，切向速度各向异性-支持扁平化-也是最后的尖点的影响不大。我们调查通过两种不同的旋转模型的效率与旋转速度分量建立在尖点。旋转的尖点仅在净旋转分量最初存在于高能级的模型中发展。因此，E星系中心旋转速度峰的最终观察对星系动力学历史有一些影响。
2000-04-15 astro-ph
The Shapes of Elliptical Galaxies with Central Density Cusps and Massive Dark Objects
对于一个样本的22个核心椭圆和22个幂律椭圆，我检查的视轴比的等照度线的平均半径的动态时间的函数。这两种类型的椭圆星系在动力学时间较短的区域（约100万年）有着明显不同的形状分布;核心星系在这个区域更圆。在外部区域，这两种类型具有难以区分的形状分布。我执行一个更详细的分析的表观和内在的形状在两个选定的位置：一个内部区域，其中的动态时间是0.75万年，和外部区域，其中的动态时间是50万年。核心星系的内等照度线与它们是随机取向的扁圆天体相一致，其峰值内禀轴比为c/a = 0.86。核心星系的外部区域与它们是随机定向的扁长或扁长天体不一致。在90%的置信水平下，幂律椭圆星系的内部和外部区域不能拒绝扁圆假设。观测到的形状与核心星系内部区域近似球形和近似轴对称的假设是一致的，这可能是形成核心的物理过程的结果。
1998-11-03 astro-ph
Orbital Structure of Collisionless Merger Remnants: On the Origin of Photometric and Kinematic Properties of Elliptical and S0 Galaxies
我们提出了一个详细的调查合并残留物的轨道内容和可观测的椭圆星系和S 0星系之间的关系。我们的分析是基于Naab & Burkert发表的不同质量比和轨道参数的盘星系无碰撞合并的统计样本。我们使用Carpintero和Aguilar的光谱方法来确定每个遗迹的轨道内容，并将其与其内在形状以及投影的运动学和光度学特性相关联。我们讨论的凸起组件和不同的近心距离的影响。两个最丰富的轨道类别是短轴管和盒轨道。它们的比例似乎决定了残骸的基本性质。平均而言，短轴管的比例从1：1到4：1的合并质量比增加了2倍，而盒轨道的比例减少了10%。在一定质量下，残骸的中心速度色散与短轴管与盒轨道的比值成比例。有趣的是，旋转支撑系统和压力支撑物体之间的分界线$(v_{maj}/σ_0)^*=0.7$，原来与一个单位的盒子与短轴管比相一致。椭圆星系观测到的$h_3$ - $v/σ$反关联不能用无碰撞合并残留物来再现。我们建议，这只能通过一个额外的物理过程，显着减少盒轨道内容来协调。以短轴管轨道为主的残馀星主要有盘状投影。粗轴残余物总是具有大于1的盒与短轴管比率。这项研究将能够识别观察到的椭圆星系，可能已经形成，在碰撞限制，由气体贫盘合并。
2005-06-30 astro-ph
Dynamical Constraints on the Formation of Elliptical Galaxies
简要回顾了近年来椭圆星系球、轴对称和三轴动力学模型的建立及其在暗晕和中心黑洞证据方面的作用。低质量和巨大椭圆星系的不同轨道结构和形状为星系形成的情景提供了重要的限制。
1995-10-12 astro-ph
The Evolution of Ellipticals, Spirals and Irregulars: Overcoming Selection Bias
哈勃深场是我们在一个实质性的回顾时间内探测星系演化的最佳机会。然而，与任何数据集一样，HDFs容易出现选择偏差。这些偏差在z ~1.25之外是非常严重的，因此不可能对一般星系演化做出有意义的解释。然而，我们可以在z < 1时提取明确定义的体积有限的样本。这些数据与椭圆星系、螺旋星系和不规则星系的被动/零演化完全一致，但这一结论被少量统计数据所缓和。唉，星系演化的严格限制等待着HDFs数量的数量级增加。
2000-12-07 astro-ph
Self-Consistent, Axisymmetric Two_Integral Models of Elliptical Galaxies with embedded Nuclear Discs
最近，哈勃太空望远镜的观测揭示了一些椭圆星系和S0星系的核中嵌入了小的恒星盘。在本文中，我们构造两个积分轴对称模型，这样的系统。我们计算相空间分布函数的偶数部分，并通过一个简单的参数化指定奇数部分。我们研究了核盘的光度和运动学特征，包括它们的速度分布（VP），并研究了视卷积的影响。核盘的旋转曲线给出了一个很好的测量中心质光比，只要VP清楚地显示与核盘相关的狭窄，快速旋转的组件。陡峭的尖点和视宁度卷积都导致中心VP由凸起光主导，这些VP几乎没有显示出核盘的存在，阻碍了对盘星中心旋转速度的测量。然而，如果存在大质量的黑洞，则可以在隆起部分的翼部看到VP的圆盘部分，并且其平均旋转的测量提供了黑洞存在的明确标志。该特征对速度各向异性中的不确定性不敏感，这通常导致由于中心BH而导致的速度分散中的中心上升的解释的模糊性。
1996-07-05 astro-ph
The Intrinsic Shape Distribution of a Sample of Elliptical Galaxies
我们应用Statler（1994 b）的动力学模拟方法，对Davies和Birkinshaw（1988）射电星系样本中的13个椭圆星系进行了动力学模拟，得到了它们内在形状和方向的约束条件。我们开发了一个迭代贝叶斯算法，结合这些结果来估计父形状分布，从该样本被绘制，假设该父分布没有首选的方向。在这个过程中，我们得到改进的估计个别对象的形状。母体形状分布显示出双峰的趋势，在扁圆和扁长极限处具有峰值。在对星系内部动力学的最小假设下，35%的物体将是强三轴的（0.2 < T < 0.8）。然而，父分布是敏感的假设在星系中的轨道人口。所有星系纯粹围绕其长轴或短轴旋转的动力学配置可以被排除，因为它们需要样本具有很强的取向偏差。其中关于短轴或长轴的平均运动要么是“盘状”-远离对称平面-要么是"椭球状“--在给定的半径上保持大致恒定-同样可行。长轴或短轴管轨道中的类球体旋转分别显著降低了长扁星系或扁扁星系的丰度。如果椭圆星系的旋转一般是盘状的，那么三轴性就很少见;如果是椭球状的，那么三轴性就很常见。
2000-03-31 astro-ph
Dynamical Evolution of Elliptical Galaxies with Central Singularities
我们使用N体模拟研究了一个大质量中心奇点对三轴星系结构的影响。从一个单一的初始模型开始，我们生长的黑洞与各种最终质量Mh和在各种速率，从脉冲到绝热。在所有情况下，星系最终的形状都是中心接近球形，而整个星系都接近轴对称。然而，星系形状的变化率强烈依赖于黑洞质量与星系质量的Mh/Mg比值。当Mh/Mg <0.3%时，星系的形状演化的时间尺度超过100个轨道周期，或近似一个星系的寿命。当Mh/Mg > 2%时，星系在略多于一个交叉时间内变为轴对称。我们提出，当Mh/Mg > 2%时，向轴对称形状的快速演化提供了一种负反馈机制，通过切断燃料供应来限制中心黑洞的质量。
1997-11-28 astro-ph
On-axis spectroscopy of the z=0.144 radio-loud quasar HE 1434-1600: an elliptical host with a highly ionized ISM
本文介绍了z=0.144射电噪类星体HE 1434-1600的VLT轴上光谱学。对宿主星系的空间分辨光谱进行去卷积，并与中央类星体的光谱分离，以研究恒星和气体的动力学以及ISM的物理条件。我们发现HE 1434-1600的宿主是一个椭圆星系，它位于一个至少有5个成员星系的星系群中，并且很可能最近与它最近的伴星发生了碰撞。与其他类星体宿主星系相比，HE 1434-1600具有高度电离的ISM。电离态对应于典型的Seyferts电离态，但电离区在类星体周围的分布并不均匀，而是优先位于距离类星体几千秒差距的地方，恒星吸收线没有明显的速度场，而气体发射线有明显的速度场。观测到的气体速度场很难与涉及旋转圆盘、修正的哈勃定律或幂定律的动力学模型相一致，这些模型都需要极端的中心质量（M > 10^9 M_sun）才能提供与数据的差拟合。幂律模型，最适合的数据，提供的总质量M（< 10 kpc）=9.2 10^10 M_sun。我们的结论是，最近之间的相互作用HE 1434-1600和它的最接近的同伴强烈影响的气体速度和电离状态，从星系的中心到它的最外部的部分。
2004-05-17 astro-ph
Major axis kinematics of 15 early-type galaxies in the Fornax cluster
本文给出了Caon \etal \（1994）研究的天炉座星系团测光样本中15个椭圆星系和S_0星系的长轴旋转曲线和速度色散分布，它们延伸到大约一个有效半径。每个星系的光谱和光度特征的简要说明，以及与以前的研究进行比较。九个E中的六个可能是错误分类的S 0或椭圆星系，其中含有盘状成分。两个星系（NGC~1399和1404）显示出反向旋转的迹象。给出的证据表明，由Capaccioli \etal \（1992）首次提出的早型星系的\bright \和\ordinary \家族在各向异性参数$(\Vm/σ)^*$方面也是不同的。
1994-10-03 astro-ph
Chaos and the Shapes of Elliptical Galaxies
哈勃太空望远镜（HST）的观测表明，大多数椭圆星系中的恒星密度以幂律尖点的方式向中心上升。许多这样的星系也包含中心的黑暗物体，可能是超大质量黑洞。来自陡峭尖点或黑洞的引力将摧毁构成三轴恒星系统“骨干”的大部分箱形轨道。详细的建模表明，由此产生的混乱可以排除自洽，强三轴平衡。因此，大多数椭圆星系可能是近轴对称的，扁球形或长球形。
1996-01-17 astro-ph
The kinematics of 3:1-merger remnants and the formation of low-luminosity elliptical galaxies
我们通过不等质量盘星系的无碰撞合并来测试低光度椭圆星系的形成。一个小调查的模拟合并的最终产品与初始盘质量比为3：1的运动学特性进行比较，由Rix等人观察到的7个低光度星系的样本。被选择光度为“椭圆”。在本文中，我们超越了比较方面的全球性能（使用一个数字来描述一个模型或一个星系，例如<a4>，在一些固定的半径或中心速度色散的椭圆率），并检查详细的运动学作为函数的galactocentric距离。合并残留物通过沿着长轴和短轴的狭缝被“捕获”，使用与光谱观测期间使用的类似的像素合并和狭缝宽度。我们比较合并残余物的旋转支持（v/sigma），短轴和长轴高斯-厄米矩H3上的归一化旋转，所观察到的星系。当从侧面观察时，N体残留物非常平坦（<epsilon>= 0.6），在与Rix等人的数据集（= 0.3）进行公平比较之前，应该倾斜<epsilon>。当合并残留物适当倾斜时，它们的v/sigma曲线上升得比观测到的慢。请注意，即使从侧面观察残余物，v/sigma曲线也与观测结果不匹配。与纯粹无碰撞的3：1合并残留物的观测结果的详细比较表明，这种无耗散合并不太可能是低光度椭圆星系的主要形成通道。（节略）
2001-02-19 astro-ph
Why there are no elliptical galaxies more flattened than E7: thirty years later
椭圆星系被模拟为等轴条纹雅可比椭球，其中特有的速度分布是各向异性的，或等效为它们的伴随配置，即等质量和轴的经典雅可比椭球，在实旋转或虚旋转。从轴对称到三轴配置在这两个序列中的分叉点重合的原因，相反，早期的研究结果，提出和讨论。简要地概述了赤道主轴两端的离心支承效应。在处理一些限制的情况下，椭圆星系的扁平化的下限的存在进行了研究。更具体地说，（i）椭圆星系被认为是孤立系，在椭圆体域中存在一个允许的区域，它与椭圆形到梨形构型的分叉点的出现有关，这与观测结果是一致的;（ii）椭圆星系被认为嵌入在暗物质晕中，在合理的假设下，结果表明，宿主晕的潮汐效应对上述结果影响不大;（iii）暗物质晕和嵌入的椭圆星系，理想化为一个单一的等轴条纹雅可比椭球体，被认为是与宇宙学的过渡，从膨胀到松弛，通过推广较早的模型，并建立了一个下限的松弛（扁圆状）配置的扁平化。另一方面，没有发现较低的限制，以延长松弛（长轴状）配置，并观察到缺乏椭圆星系更延长比E7需要一个不同的物理解释，如充分调查弯曲不稳定性。
2007-04-24 astro-ph
Three Dimensional Magneto-Hydrodynamical Modeling of Planetary Nebuale ~ II: The Formation of Bipolar and Elliptical Nebulae with Point-Symmetric Structures and Collimated Outflows
这项工作提出了三维，磁流体动力学模拟的形成和早期演化的一个小组的行星状星云，表现出各种点对称的结构。对于双极星云，形成点对称的星云形状沿其相对的叶片和/或准直流出或射流内部或外部的空腔的内边界，是通过考虑一个稳定的不对准的磁准直轴相对于对称轴的双极风流出，定义垂直于赤道密度增强。以点对称方式偏离对称轴的椭圆形行星状星云，通过减少赤道密度增强，也可以通过同样的过程再现。这一机制代表了另一种解释，在某些情况下，形态外观给人的印象，一个对称的，旋转或旋进射流从中央源的行动。计算调查表明，喷流的形成，检测到只有足够密集的风质量损失率$\gtrsim 10^{-7}$ \Moy。对于较低的质量损失率的射流往往消失，只留下在叶尖的ansae状结构，在某些情况下观察到。结果与风的终极速度无关，因为磁化气泡在低风速下表现出动力学行为（$\simeq$ $100 \kms$），在没有磁场的情况下，表现为动量驱动。
2000-07-13 astro-ph
Streamlines of the Mean Stellar Motions in Elliptical Galaxies
椭圆星系的恒星速度场提供了它们的动力学结构和起源的线索。通过假定恒星平均运动流线的近似几何形式，大大简化了速度场模型的构造。我们测试的猜想，共焦流线是一个有效的近似现实三轴系统。我们数值积分的史瓦西的对数势轨道，并适合共焦流线，其平均速度字段之间的速度矢量和流线的叉积的RMS幅度最小化。我们发现，大多数轨道在一个给定的能量可以拟合几乎相同的共焦系统。不同轨道族的流线参数之间存在统计学显著差异，但差异较小。拟合的参数再现，以高精度，短轴和外部长轴管之间的边界，这是一个直接测量的三轴性的潜力。这些结果有力地支持了从运动学观测和合理简单的速度场模型中获得精确的三轴度统计测量的努力。
1997-10-31 astro-ph
Evidence from Intrinsic Shapes for Two Families of Elliptical Galaxies
亮椭圆星系的哈勃型分布与暗椭圆星系的哈勃型分布明显不同，分裂发生在M_B=-20附近，亮椭圆星系平均更圆。这两个星系群中的哈勃类型的星系都是狭窄的集群，明亮的星系在E1.5附近，较暗的星系在E3附近。暗椭圆星系的哈勃型分布与扁圆对称性一致，但对于亮椭圆星系，扁圆对称性假设失败。然而，三轴固有形状的分布可以成功地再现任何一组的表观形状数据。内禀短轴与长轴之比的分布在明亮星系和昏暗星系中分别达到0.75和0.65的峰值。我们的研究结果提供了进一步的证据，椭圆星系应分为两个，形态上不同的家庭。
1996-02-20 astro-ph
Formation of Elliptical and S0 Galaxies by Close Encounters
利用GRAPE的N体模拟研究了椭圆/S 0星系的可能形成机制。一个不导致合并的紧密星系相遇可以在最初的轴对称盘中诱导出一个强棒。这个棒是不稳定的弯曲振荡和损失角动量的黑暗晕。经过6个Gyrs的残骸是球状的，表面轮廓是de Vaucouleurs型的，椭圆度和旋转特性与观测到的椭圆/S 0星系相当：系统旋转速度快（v/sigma \approx 1），并且有圆盘状的等照度线。
1999-07-29 astro-ph
On the Formation of Boxy and Disky Elliptical Galaxies
本文对不同质量比q <= 4：1的螺旋-螺旋合并体进行了N体模拟。所有的合并导致球状恒星系统与德Vaucouleurs一样的表面密度分布，类似椭圆星系。然而，残留物的内部动力学结构确实严重依赖于所采用的质量比。q <= 2：1的双质量合并形成径向各向异性的缓慢旋转系统，优先具有盒状等照度线。q > 2：1的不等质量合并导致形成旋转支撑的椭圆体，具有盘状等照度线和小的短轴旋转。投影效应通常导致运动学和等照度特性的大的分散。如果观察到的方形和盘状椭圆星系的二分法是合并成分质量比不同的结果，那么大质量椭圆星系一定是优先从等质量合并中形成的，而低质量椭圆星系则是从不等质量合并中形成的。
1999-12-23 astro-ph
Minor-Axis Stellar Velocity Gradients in Disk and Polar-Ring Galaxies
一个星系的两个组成部分之间的运动学解耦表明了第二个事件的发生。在盘状星系中，它通常被观测为恒星盘相对于气体成分和/或相对于第二个恒星盘的反向旋转。本文讨论了在两个Sa螺旋星系NGC 4698和NGC 4672中，以及在有极环的椭圆星系AM 2020-504中，最内层的球状分量相对于盘（或环）分量的运动学正交解耦的三种情况。此外，盘（或环）部件的长轴与凸起（或椭圆形）部件的长轴形成90度角。上述现象使我们面临这样一种情况，即螺旋星系的盘可能是通过围绕预先存在的裸露球体吸积而形成的第二个事件。
1999-10-19 astro-ph
Dark matter in elliptical galaxies
我们目前的测量形状的恒星视线速度分布的两个有效半径沿四个椭圆星系NGC 2434，2663，3706和5018的主轴。速度弥散分布随半径的变化呈平缓或平缓下降的趋势。我们比较的数据的预测f=f（E，L_z）轴对称模型与无暗物质。强切向各向异性被排除在大半径。我们的结论是，从我们的测量中，大规模的黑暗晕必须存在于四个星系中的三个，而对于第四个星系（NGC 2663）的情况是不确定的。
1995-01-13 astro-ph
Radial Kinematics of Isolated Elliptical Galaxies
在非常低密度的环境中，椭圆星系是极其罕见的，但它却拥有关于星系形成和演化的重要线索。在本文中，我们继续我们的研究孤立的椭圆星系，提出的结果径向恒星运动学的13个孤立的早型星系。我们推导了径向旋转速度、速度色散和厄米特项到~1有效半径。我们观察到一个二分法的运动学性质类似的椭圆人口作为一个整体，低光度椭圆往往是旋转支持。对于所有的星系，V/sigma比随半径的增加而增加。我们发现运动学不同的核心（KDC），或速度子结构，在约40%的星系，我们有主轴光谱。这样一个分数是类似于在高密度环境中的椭圆星系所观察到的。样本中的大多数星系揭示了核盘的运动学证据。几个星系的非松弛运动学表明它们经历了合并或吸积事件。孤立的椭圆星系通常遵循星系团椭圆星系定义的基本平面--例外的是那些有年轻恒星星族证据的星系。总的来说，我们发现孤立的椭圆星系有类似的运动学性质，他们的同行在较高密度的环境。
2006-04-21 astro-ph
The Connection between Orbits and Isophotal Shape in Elliptical Galaxies
我们从轨道内容的角度研究了N体合并残余物光度学性质的起源。我们表明，光盘合并单独不太可能形成一个boxy-discy二分法的等照度线形状，因为生存的盘状轨道，即使在暴力合并。不同轨道家族的形状可能会有很大的不同，这取决于合并的暴力程度。短轴管可以变成方形，而方形轨道可以是圆形。然而，对于边缘投影等照度线形状，轨道内容和视线速度是很好的连接。
2008-08-05 astro-ph
A metallicity-flattening relation for dwarf elliptical galaxies
结果表明，明亮的星团矮椭圆星系遵循金属丰度和视扁平之间的关系。更圆的矮星往往更富含金属。证据是基于颜色以及光谱线强度数据从文献中。在平均金属度-光度关系附近的dEs的大的分散，通常归因于大的观测误差，原来是一个椭圆效应。在$-14 \ga M_B \ga -18$星等范围内，dEs的金属丰度更强烈地依赖于椭圆率而不是光度。一个可能的解释是，质量在$10^{9}$ $M_{\odot}$周围的星系沿着其短轴遭受了富含金属的气体的部分喷出，使椭圆率成为金属丰度的关键参数（De Young & Heckman 1994）。
2002-09-09 astro-ph
Why Are Rotating Elliptical Galaxies Less Elliptical at X-ray Frequencies?
如果质量和角动量在与发光的缓慢旋转的椭圆星系相关的冷却流中守恒，那么流入的热气体将旋转起来，导致冷气盘和X射线图像沿着赤道平面高度平坦到几个有效半径。在目前X射线观测可用的空间分辨率下，没有观察到这种X射线变平。显然，质量和角动量实际上并不守恒。如果冷却流被分布在整个流中的许多位置处的局部辐射冷却耗尽，则冷却气体盘不会形成，并且X射线图像看起来接近圆形。然而，由冷却气体形成的年轻恒星的分布相对于恒星光仍然有些平坦。银河系冷却流的X射线图像也可以通过远离旋转轴的角动量的湍流扩散来圆化，但是已知过程--恒星质量损失、超新星、冷却点演化等--的有效粘性不足以使X射线图像明显圆化。星际铁丰度的径向梯度不受预期的星际湍流水平的影响，因为这些梯度不断被Ia型超新星重新建立。
2000-03-31 astro-ph
On the Uncertainties of the Central Density in Axisymmetric Galaxies due to Deprojection
轴对称星系表面亮度的反投影是不确定的，除非是从星系的侧面观察。在实践中，这个问题通常通过对密度分布做特别的假设来解决。然而，人们可以重新分配密度，并仍然投影到相同的表面亮度。这类似于将所谓的konus密度添加到假设的密度分布。在本文中，我们研究的最大konus密度，可以添加到椭圆星系。特别是，我们专注于轴对称，（尖）椭圆星系由于非唯一性的反投影的中心密度的不确定性。为了估计konus密度对中心区域的动力学影响，我们计算了它们可以添加到中心的质量分数。我们表明，这个质量分数是在最多百分之几。我们还研究了尖形konus密度的动力学效应。我们发现，konus密度只能是适度尖形的，尖形斜率的增加会导致konus密度增加到中心的质量分数减少。我们用M32的具体例子说明了这一切，并表明与该星系中心黑洞（BH）的推断质量相比，由于去投影而导致的中心质量的不确定性可以忽略不计。
1996-11-19 astro-ph
Line-of-sight velocity distributions of low-luminosity elliptical galaxies
的视线速度分布（LOSVD）的形状进行了测量的样本14个椭圆星系，主要是低光度椭圆。样本主要由室女星系团中的星系组成，但也包含附近星系团和低密度环境中的椭圆星系。采用Gerhard、van der Marel和Franx提出的LOSVD参数化方法，通过Gauss-Hermite级数的振幅h3和h4来度量LOSVD对高斯的非对称和对称偏差。旋转，速度分散，h3和h4被确定为长轴和短轴的半径的函数。非高斯LOSVD被发现的所有星系沿主轴。沿短轴偏离高斯LOSVD的幅度要低得多，如果存在的话。三个星系的速度色散中心减少。两个星系有运动学解耦的核心：NGC 4458和著名的NGC 3608。
2001-03-19 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 astro-ph
Statistical Properties of Collisionless Equal- and Unequal-Mass Merger Remnants of Disk Galaxies
我们进行了112个无碰撞N体模拟的质量比为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并使用专用硬件GRAPE的大参数调查。残余物的基本性质与祖盘的质量比相关。我们发现，约80%的等质量合并模拟导致缓慢旋转的残余物与显着的短轴旋转。所有投影的1：1残余物的一半显示为方形，另一半显示为盘状等照度线。质量比为3：1和4：1的剩余物都旋转得很快，并显示出少量的短轴旋转。投影的3：1和4：1残留物中约90%显示盘状等照度线。2：1残余物显示中间性质。投影效应导致数据的大范围传播，与观测结果吻合良好。它们不会改变等质量和不等质量合并残余物之间的基本运动学差异。本研究的结果削弱了盘并合说作为大质量方形巨椭圆星系形成机制的可能性。在一般情况下，等质量（和2：1）合并残留物的属性是一致的，在低质量的快速旋转盘状和明亮的大质量的方形巨型椭圆星系之间的中间质量制度的巨型椭圆星系的观察到的人口。然而，3：1和4：1合并残留物与低光度、快速旋转的巨型椭圆星系非常一致。因此，盘星系的双星合并仍然是中低质量巨型椭圆星系形成机制的很好候选者。大质量方形椭圆星系的同质类很可能是由不同的过程形成的。
2003-10-23 astro-ph
Axial Symmetry and Rotation in the SiO Maser Shell of IK Tauri
利用甚长基线列阵（VLBA）观测到v=1，J=1-0的43 GHz SiO脉泽辐射。从这些观测得到的图像显示，SiO脉泽形成一个高度椭圆形的发射环，大约58 × 32质量，轴比为1.8：1。该椭圆形分布的长轴以约59度的位置角定向。SiO脉泽的视线速度结构具有与脉泽分布的伸长轴一致的明显对称轴。相对于假定的35公里/秒的恒星速度，蓝移和红移脉泽被发现分别位于该对称轴的西北和东南。这一速度结构表明SiO脉泽壳层有一个NW-SE的旋转，并具有一个赤道速度，我们确定为~3.6 km/s。这样的西北-东南旋转是在协议的拱星包络几何调用来解释以前的水和OH脉泽观测。在这种几何结构中，水和OH脉泽优先创建在沿东北-西南赤道正交的旋转/极轴的SiO脉泽速度建议的密度增强的区域。
2005-03-08 astro-ph
Uncovering the Intrinsic Shapes of Elliptical Galaxies. IV. Tests on Simulated Merger Remnants
我们测试的方法在以前的论文推断椭圆星系的内在形状，使用模拟对象从N体实验。个别物体的形状正确地复制到统计误差范围内;仔细检查结果表明，在低估三轴度和短长轴比的意义上，有一个小的系统偏差。我们还测试估计的父形状分布，使用独立的，随机定向的对象的样本。最好的结果在统计上是准确的，但平均而言，父分布在同样的意义上再次略有偏差。使用后验概率密度的个别对象，我们估计的偏差的幅度小于约0.1，在两个形状参数。结果支持这些方法在实际系统中的继续使用。
2000-10-10 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
Models of Cuspy Triaxial Galaxies
我们建立了具有中心密度尖点的轻度三轴椭圆星系的数值模型。使用一种我们称之为“绝热挤压”的技术，我们从一个球形伽马=1的赫恩奎斯特模型开始，并沿着每个主轴对粒子的速度施加一个阻力。最终的模型是稳定的隔离，保持其密度结构和图形形状在许多动态的时间尺度。的密度分布和轴比比较以及椭圆星系的观测特性。这些模型的轨道结构显示出管，盒，和boxlet的混合物，如预期的三轴系统，很少有混沌轨道。尖轴星系的这些N体实现为椭圆星系的动力学演化研究提供了基础。
2000-11-28 astro-ph
Local Group Dwarf Elliptical Galaxies: I. Mapping the Dynamics of NGC 205 Beyond the Tidal Radius
NGC 205是最接近矮椭圆星系的例子，也是这个神秘星系的原型。测光证据显示，M31星系的近距离卫星NGC 205正与其母星系发生潮汐相互作用。基于对725颗红巨星分支星的Keck/DEIMOS多星分光观测，给出了NGC 205中投影半径为20'（5 kpc）的恒星径向速度测量结果。我们的运动学测量从中心延伸到NGC 205有效半径的六倍，远远超过预期的潮汐半径。根据极大似然拟合，我们从M31场星获得的运动学样本中的污染估计为百分之几。我们测量了NGC 205的最大主轴旋转速度为11+/- 5公里，这是第一个测量到最大旋转速度的dE星系。结合速度色散，我们得出结论，NGC 205是由旋转和随机运动的组合支持。在长轴距离为4.5'（1 kpc）时，NGC 205的速度剖面翻转;超过这个半径的恒星与星系内部的旋转方向相反。翻转半径与等照度线扭曲的开始和估计的潮汐半径一致，这表明NGC 205的外部运动学主要是由与附近的M31星系的引力相互作用决定的。恒星的运动半径超过4.5'意味着NGC 205与其母星系M31发生了碰撞。
2005-09-19 astro-ph
NICMOS observations of high redshift radio galaxies: witnessing the formation of bright elliptical galaxies?
我们提出了一个近红外成像程序的一个样本的19个射电星系的红移在1.7和3.2之间，使用NICMOS相机2的哈勃太空望远镜的结果。星系在H波段观测，其中19个目标中的18个，采样了4000 A破裂的静止帧光发射。这些图像显示了广泛的形态，从未解析到紧凑的系统，到具有子结构的系统，例如多个发射峰，再到由分布在大面积上的几个组件组成的系统。5个最低红移的目标的形态都很好地代表了一个de Vaucouleurs配置文件，与它们是椭圆星系一致。它们的平均有效半径比z=1的3CR射电星系在相似的静止坐标系波长下的平均有效半径小2倍。近红外连续光通常与射电轴对齐，并且对齐的光具有约3.5-4的典型V-H颜色。对于几个星系的WFPC 2图像可用，我们计算了高分辨率的光学到红外光谱指数的地图：所有多组分系统呈现净颜色梯度之间的各种团块。我们认为，在这些星系的连续辐射可能有恒星的起源。最后，在许多情况下，我们观察到附近的微弱物体靠近射电源。这些微弱天体的数密度略高于NICMOS对随机场的平行观测。这些天体也倾向于与射电源轴对齐，这表明它们可能与活动星系核的存在有关。（缩短astro-ph版本）
2001-02-19 astro-ph
Extended stellar kinematics of elliptical galaxies in the Fornax cluster
我们提出了扩展恒星运动学的样本中的13个椭圆星系的天炉座星系团。给出了其中12个星系的长轴速度色散剖面（VDPs）和自转曲线（RC）。该数据的一个主要特点是空间扩展：8个星系的数据扩展到1 R_e以上，5个星系的数据扩展到2 R_e以上。与以前提供的数据相比，这相当于空间覆盖范围增加了1至5倍。样本中的五个椭圆星系是旋转支撑的系统，具有正的旋转参数log（V/sigma）*。这五个星系中的一个，以及其余样本中的另外三个星系，显示出棒状运动学的证据。这些数据表明，“动态热”恒星系统的真实数量比以前认为的要低得多：在目前的样本中，只有1/4的Es被确认为“压力支持”系统。数据揭示了主机的个别特点，如：摆动，强梯度，旋转曲线和/或速度分散分布的不对称性，从而表明存在运动学上不同的组件和/或三轴性是这类对象的共同特征。
1998-06-25 astro-ph
The SAURON project -- X. The orbital anisotropy of elliptical and lenticular galaxies: revisiting the (V/sigma,epsilon) diagram with integral-field stellar kinematics
我们使用SAURON积分场恒星运动学分析了E和S 0星系的轨道分布。我们构造了SAURON巡天48个E/S 0星系的各向异性（V/sigma，σ）图。对于一个子样本的24个星系符合轴对称，我们使用三个积分轴对称史瓦西动力学模型来恢复详细的轨道分布，我们发现很好的协议来自（V/西格玛，Σ）图的各向异性。在配套文件IX中，我们表明，早型星系可以细分为两类系统，或没有显着量的特定恒星角动量。在这里，我们表明，这两个类有不同的分布（V/sigma，Σ）图。慢转星系在质量最大的星系中更为常见，通常仅从光度学上就被归类为E。在我们的样本中，这些往往是相当圆的（δ <0.3），但可以有显着的运动失调，表明作为一个类，他们是适度的三轴，并跨越一系列的各向异性（δ <0.3）。快速旋转体通常较暗，被分类为E或S 0。它们可以看起来非常平坦（δ <0.7），没有显示出明显的运动学错位（除非有条纹或相互作用），表明它们几乎是轴对称的，并且跨越更大的各向异性范围（δ <0.5）。这些结果得到证实时，我们扩展我们的分析，以18个额外的E/S 0星系与SAURON观测。所有这些结果都支持了快速转子是近扁的，并包含盘状组件的想法。气体的作用对它们的形成一定很重要。慢旋子是弱三轴的。目前的无碰撞合并模型似乎无法解释它们详细的观测特性。（节录）
2007-03-20 astro-ph
Alignment and morphology of elliptical galaxies: the influence of the cluster tidal field
我们研究了两种可能的球形星系团的潮汐场对它的椭圆星系成员的影响：球形星系的椭圆率的修改和在集群径向方向上的等照度排列的一个失调的长星系。数值N体模拟已经进行了径向和圆形银河轨道。简要地探讨了受扰星系中恒星零速面的性质，并讨论了星系对外场的绝热性。对于丰富的集群的特征参数的选择，我们发现，在球形星系的诱导椭圆率低于或接近可探测性水平。但我们发现，潮汐力矩可以导致显着的等照度线的星系的长轴与星系团的径向方向，如果星系是在星系团的核心半径。与哈勃时间相比，对准所需的时间非常短。一个显着增加的椭圆外等照度线的长模型也被发现，但没有观察到的等照度线扭曲。我们的主要预测是一个椭圆星系人口的排列隔离，根据其轨道是否主要位于外或内的集群核心半径。这些结果还表明，星系在富星系团中的排列与自下而上的星系形成情景并不矛盾。
1994-04-24 astro-ph
Two-dimensional kinematics and stellar populations of early-type galaxies: First results from the SAURON survey
我们提出了SAURON项目，这是旨在研究的形态，二维运动学和恒星星族的椭圆星系和螺旋隆起的代表性样本。SAURON是一台专用的积分场摄谱仪，它针对宽视场观测进行了优化，具有高通量，在里昂建造，现在在WHT 4.2米望远镜上运行。目前，我们已经用SAURON观测了72个样本星系中的大约三分之二。与已发表的长缝测量结果的比较表明，SAURON数据具有相同或更好的质量，并提供了完整的二维覆盖。速度和速度弥散场表现出各种各样的形态：从简单的旋转系统到圆柱形，圆盘形和三轴速度场，酒吧和解耦的核心。这些运动学特征中的大多数在光分布中没有对应物。虽然有些星系符合轴对称性，但大多数星系的系统比以前假设的要复杂系统。这表明附近E/S 0星系的运动学性质与通常假设的简单两族模型不一致，在该模型中，巨大的非旋转三轴椭圆星系与快速旋转的轴对称暗椭圆星系和S 0相反。
2002-04-08 astro-ph
Isophotal Structure and Dust Distribution in Radio-Loud Elliptical Galaxies
我们调查的等照度特性和尘埃形态的84个射电星系的核区域，在光学和近红外成像的哈勃太空望远镜快照调查的一部分。我们提出了一个样本范围内的趋势之间的主机星系等照度线结构和尘埃环核盘在这些对象的13个中心的倾斜。我们发现，星系包含边缘上的磁盘总是被认为是拥有盒状等照度线，而圆形，面对磁盘被认为是专门在与圆形或椭圆形等照度线的对象。观察到具有盘状等照度线的富尘源仅以延长的平行线的形式拥有尘埃，而不是像盘状那样以固定的分布。由于我们不期望边缘和面对磁盘驻留在不同的星系种群，我们得出结论，感知等照度盒是依赖于观察者认为主机星系的对称轴的角度。我们讨论了我们的研究结果的背景下，耗散合并的情况下，并推断尘埃盘主要居住在旧的，盒状残留的气体贫乏的星系合并，而dustentary尘埃带居住在年轻的盘状残留的气体丰富的合并。
2007-05-24 astro-ph
Rotationally Supported Virgo Cluster Dwarf Elliptical Galaxies: Stripped Dwarf Irregular Galaxies?
对室女星系团中16个矮椭圆星系的新观测表明，至少有7个dEs沿其光学主轴具有明显的速度梯度，典型的旋转幅度为20-30 km/s。在这个样本中剩下的9个星系中，有6个星系的速度梯度小于20 km/s kpc^{-1}，而另外3个星系的观测结果的信噪比太低，无法确定准确的速度梯度。这些星系的典型速度色散约为44 +/- 5 km/s，表明自转可能是室女座dEs恒星动力学的重要组成部分。当校正的光谱数据的有限的空间范围内，旋转的dEs的旋转振幅是可比的那些类似的亮度dIs。证据之间的关系的旋转振幅和星系光度的发现，事实上，同意与塔利-费舍尔关系。dIs和dEs的标度关系的相似性意味着dEs不太可能从更明亮的星系演化而来。这些观测结果再次证实了某些星系团矮椭圆星系可能是在中性气体介质从星系团环境中的矮不规则星系中剥离出来后形成的。我们假设，有几种不同的机制参与创建的总人口的dE星系，和剥离的下落的dIs可能是主导过程中创建的dE在像室女座星系团。
2004-09-14 astro-ph
The shapes of galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们确定的螺旋和椭圆星系的基本形状在斯隆数字巡天数据发布6从观测到的分布投影星系的形状，考虑到尘埃消光和变红的影响。我们假设螺旋和椭圆的基本形状可以很好地近似为三轴椭球。椭圆星系的数据与扁球体一致，光度与椭圆率之间存在相关性：Mr ~ -18椭圆星系的短轴与中轴之比平均值为0.41 ± 0.03，Mr ~-22.5椭圆星系的短轴与中轴之比平均值为0.76 ± 0.04。椭圆星系的轴比几乎没有依赖于星系的颜色，这意味着可以忽略不计的尘埃光学厚度。螺旋星系的形状有很大的变化，颜色表明尘埃的存在。在SDSS-DR 6中，旋涡星系的内部形状与平均厚度直径比为（21+-2）%，表面椭圆率e为ln（e）=-2.33+-0.79的扁平盘一致。在模型中不包括灰尘的影响，会导致磁盘系统地变圆高达60%。更明亮的螺旋星系往往比光度较低的螺旋星系有更厚更圆的盘。对于较大的星系来说，椭圆星系和螺旋星系都倾向于更圆。旋涡星系边缘r带尘埃消光E_0的边缘值，对于中色星系为E_0 ~ 0.45等，对于g-r>0.9的星系为E_0=1等，对于半光半径<2kpc/h的明亮和最致密的星系为E_0=1.9等。
2008-05-19 astro-ph
Low radiative efficiency accretion in the nuclei of elliptical galaxies
从六个邻近椭圆星系的样本中发现了硬的幂律X射线发射，其中包括室女座、天炉座和半人马座星系团（分别为M87、NGC 1399和NGC 4696）的主要星系，以及室女座星系团中的NGC 4472、4636和4649，这对研究静止的超大质量黑洞具有重要意义。我们描述了这些星系的宽带光谱能量分布，这从他们的热气体晕吸积的速率相当于他们的邦迪率，可以解释低辐射效率吸积流中的一个显着的分数的质量，角动量和能量从风的流动。所观察到的抑制的同步加速器组件在无线电波段和系统的硬X射线光谱，这被解释为热韧致辐射发射，支持的猜想，显着的质量外流是一个自然的结果，系统吸积在低辐射效率。我们简要地讨论了另一种模型的X射线发射，即它是由于非热同步自康普顿过程中的吸积流，或风。这似乎需要难以置信的微弱磁场。通过可变性和热谱线发射研究，离轴观察的准直喷流的发射应与韧致辐射模型区分开来。我们认为，螺旋星系和椭圆星系的核之间的辐射效率的差异产生的星际气体被送入核的不同方式。在椭圆星系中，从热的（缓慢冷却的）ISM馈送的物质可能是高度磁化的，并且具有低的比角动量，这两者都有利于低辐射效率的吸积解决方案，并且可能形成所观察到的喷流。
1999-05-06 astro-ph
