Structure and Formation of Elliptical and Spheroidal Galaxies
新的表面光度学的所有已知的椭圆星系的室女星系团被添加到已公布的数据，以获得在大的动态范围内的复合配置文件。Sersic函数非常适合它们。有效的亮度和半径通过Sersic拟合和非参数化积分的配置文件。（1）从cDs到M32的椭圆星系在基本面参数空间中形成一个紧密的序列，该序列几乎垂直于从NGC 205到天龙座的球状星系序列。这与我们对它们不同形成过程的理解是一致的：Es合并和晚型星系通过环境效应和超新星的能量反馈转化为椭球体。(2)椭圆机有两种类型：例如，我们的10个最亮的E具有尖形核心;我们的17个较暗的E没有核心。我们发现了一个新的独特的组成部分，在无核E。所有这些都在外部Sersic轮廓向内外推的中心处有额外的光。我们认为，额外的光是由星爆耗散（湿）合并，在数值模拟。其他三个新的方面也指出了如何形成的E-E二分法的解释：额外的轻Es湿合并，而核心Es干合并。我们证实，核心Es做和额外的轻Es一般不包含X射线气体。这就解释了为什么会出现E-E二分法。只有核心Es和它们的祖先质量足够大，可以保留热气体，使干合并干燥，并保护老恒星群体免受后期恒星形成的影响。
2008-10-09 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Galaxies in the Galactic Halo
本文的第一部分回顾了观测到的星系晕矮球状（dSph）星系的速度色散，并概述了暗物质含量的后果。结果表明dSph暗物质的质量约为2 × 10^7太阳质量，与dSph的光度无关。替代的暗物质的解释也简要讨论。在贡献的第二部分，重点是银河系dSphs的恒星星族。最古老的人口的年龄最近的结果。这些数据，以及最近对银河晕和大麦哲伦球状星团的类似结果，表明无论随后的恒星形成历史如何，恒星形成的初始时期在整个原星系晕中是同步的。第一个高色散的银河系dSph红巨星的元素丰度比的研究的影响进行了讨论。特别是对于人马座dSph，观测到的丰度比与对偶发恒星形成历史的预期非常一致，而这样的历史实际上是从颜色-星等图研究中推导出来的。
1999-01-20 astro-ph
Active Galactic Nuclei In Cosmological Simulations - I. Formation of black holes and spheroids through mergers
宇宙学模拟中的活动星系核（AGNICS）项目将活动星系核纳入星系混合（N体+半解析）模型，以从宇宙学的角度探索类星体-星系的联系。关键问题是类星体的充能机制、黑洞与星系核质量关系的起源、黑洞生长与星系形成之间的因果和时序联系、类星体宿主的性质以及活动星系核反馈在星系形成中的作用。这第一篇论文有两个目标：描述的一般结构和假设的方法，并应用AGNICS研究联合形成的黑洞和球状体的星系合并。我们调查在什么条件下，这种情况下可以重现本地BH分布和类星体人口的演变。AGNICS包含两种恒星形成模式：一种是盘状静止模式，另一种是原球体爆发模式，后者是由合并和盘的不稳定性触发的。我们假设BH增长与星爆模式有关。这种情况的最简单的版本，其中BH吸积率和恒星形成率在星爆组件简单地由一个常数的比例，不复制类星体人口的宇宙演化。在一个模型中，这种关系是通过与星爆气体密度的平方根的缩放调制的，可以解释B波段和X射线中类星体光度函数的演化（解释从X射线研究中推断的遮蔽）。这个模型在黑洞与核团质量关系中引入的散射和倾斜都在观测的限制范围内。类星体的贡献随着辐射热光度的增加而增加，对于一个给定的球核质量，最大质量的黑洞是在最古老的恒星的球核中。
2005-09-06 astro-ph
Can EROS/MACHO be detecting the galactic spheroid instead of the galactic halo?
我们的星系模型的基础上的动力学观测预测一个球状体的组成部分，比直接测量的恒星数和高速恒星更重。如果像考德威尔和奥斯特里克首先提出的那样，这种差异是由于球状体中大量的微弱低质量恒星或暗天体造成的，那么球状体可能是大麦云（LMC）中源的微透镜事件的原因。我们表明，虽然事件的发生率低于由微透镜天体组成的星系晕预测的，但它对EROS/ESTO观测仍然很重要。由于在晕和球状体组件中的不同物质分布，在LMC中的微透镜事件率之间的比较，未来在银河系凸起的微透镜测量，并可能在M31中，可以提供有关不同银河系组件中暗物体数量的信息。如果EROS/CAMO合作发现了关于他们的晕预期的缺陷，当更多的统计数据可用时，他们检测到的事件可以被解释为来自球体微透镜，允许完全由非重子暗物质组成的星系晕。
1994-05-27 astro-ph hep-ph
On the Origin of Stars in Bulges and Elliptical Galaxies
我们调查的恒星组成的凸起和椭圆星系的CDM范式使用半分析模型预测。根据恒星的起源，我们认为球状恒星是由两个主要组成部分组成的，{ \it合并}和{ \it静止}。合并的组成部分是在主要合并期间由驱动到中心的气体形成的，而静止的组成部分是在气体盘中形成的，并在主要合并期间稍后添加到球体。质量比$M_C=3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$大的星系在其球状体中平均只有15%的合并成分，而较小的星系可以达到30%。合并分量随着红移的增加而增加，因为合并涉及更多的气体。然而，我们没有发现合并气体分数以上$ \sim 40 %$的残余质量。一般来说，气体分数是合并发生时的红移和残骸质量的递减函数，质量越大的残骸气体分数越小，合并成分也就越小。这种趋势与星系的环境无关，环境的唯一影响是质量小于$M_C$的星系在稠密环境中的合并分量略大。对于质量大于$M_C$的星系，其膨胀中的恒星比例大于50%。我们发现，大多数恒星的星系质量大于$M_C$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
Evidence for the Hierarchical Formation of the Galactic Spheroid
银河系的球状体是从许多化学不同的，原银河系碎片组装的可能性进行了研究，使用蒙特卡罗技术，旨在模拟化学演化的银河系在分层形成的情况下，不涉及气体耗散。通过比较银河系球状星团和晕场星的金属丰度分布的观测值和模拟值，我们估计了坍缩的原银河系的碎片化程度。虽然形成过程是高度随机的，模拟往往表现出良好的协议与观测到的金属丰度分布，提供了原银河系碎片的光度函数具有幂律形式的指数~-2。虽然这个陡峭的斜率与目前观测到的本星系群的光度函数非常不一致，但它与分层星系形成的半解析和数值模型的预测非常一致。我们讨论了一些可能的解释这种差异。这些模拟表明，星系晕和它的球状星团系统是通过约1000个贫金属的原银河碎片的吸积和破坏而组装起来的，这些碎片是由占主导地位的银河积木组成的：一个原凸起，它自己的富金属球状星团系统优先被动力学过程侵蚀。我们认为，同样的过程（即，层次增长涉及很少的气体耗散）是负责形成两个巨大的椭圆星系和膨胀晕组成部分的螺旋星系。（简略）。
1999-11-30 astro-ph
A Unified, Merger-Driven Model for the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Supermassive Black Holes and Galaxy Spheroids
我们提出了一个演化模型的星爆，类星体，球状星系中，气体丰富的星系之间的合并驱动气体的核流入，产生强烈的星爆和饲料的超大质量黑洞（BH）的掩埋生长，直到反馈排出气体，并呈现一个短暂可见的光学类星体。类星体的寿命和模糊柱密度取决于瞬时和峰值亮度的类星体，我们确定这种依赖性使用一个大的模拟星系合并不同的主机星系的属性，轨道几何形状，和气体物理。我们使用这些拟合去卷积观测到的类星体光度函数（LF），并获得具有一定的峰值光度，n（L_peak，z）的类星体的形成率的演变。类星体在远低于峰值的光度下会花费很长的时间，因此n（L_peak）有一个最大值，对应于观测到的LF中的“中断”，在较亮和较暗的光度下都会下降。从n（L_peak）和我们的模拟结果，我们获得了对硬和软X射线和光学类星体LF的自洽拟合，并预测了许多可观测量，包括：光学和X射线样品的柱密度分布，X射线样品中宽线类星体的LF和宽线部分随光度的变化，活动BH质量函数，z~0-2处的爱丁顿比分布，遗迹黑洞的z=0质量函数和黑洞的总质量密度以及宇宙X射线背景。在每种情况下，我们的预测都与观察到的估计值吻合得很好，与以前的建模尝试不同，我们能够在不调用任何关于源属性或分布的特设假设的情况下重现它们。我们提供了一个库的Monte Carlo实现我们的模型与观察比较。（节录）
2005-11-03 astro-ph
The Formation of Spheroidal Stellar Systems
总结了目前球状恒星系统形成的模型。虽然球状星团在湍流分子云内部以恒星形成的有效模式形成，但星系球状体的起源，即凸起，矮椭圆星系和巨型椭圆星系，与宇宙中结构的形成和合并直接相关。星系是星系的基本组成部分，也是星系球状体的祖先。各种类型的球状体的起源和它们的全局性质可以被理解为外部扰动、内部盘不稳定性或小合并和大合并引起的盘加热的结果。
2003-05-06 astro-ph
Formation of the Small Magellanic Cloud: ancient major merger as a solution to the kinematical differences between old stars and HI gas
最近对小麦哲伦云（SMC）的观测表明，HI气体有明显的自转（V_c 60 km/s），而老的恒星星族没有或几乎没有自转。我们认为，这种独特的运动学差异，这些组件之间的SMC可能是由一个重大的合并事件发生在SMC形成的早期阶段。我们的模拟表明，耗散的矮-矮合并可以将两个富含气体的矮不规则星转变成一个新的矮星，它由一个球状恒星组件和一个旋转的扩展HI盘组成。这种矮-矮合并的残余物显示了恒星和气体之间明显不同的运动学，在这个意义上，气体盘快速旋转，而恒星组件几乎没有旋转。因此，我们认为，模拟的矮星有一个动态的热球体和扩展的气体盘最终演变成现在的SMC后，有效的剥离外部气体通过潮汐场的银河系和大麦云云。我们还建议，空间分布和运动学的RGB和AGB星与不同年龄的可能的球状组成部分的SMC可以提供有价值的信息，过去的重大合并事件是否以及何时真的发生在SMC。
2008-04-29 astro-ph
Encounters between spherical galaxies II: systems with dark halo
我们执行N-体模拟的球形系统之间的遭遇包围一个球形晕。在类似目的的前一篇论文之后，初始系统包括用于发光物质的球形Jaffe模型和用于晕的Hernquist模型。这个样本的合并残留物主要是缓慢旋转的长球体，具有径向各向异性的速度分布。结果与实际椭圆星系和论文I中的无晕模型进行了比较。我们认为，椭圆星系与暗物质的证据，可以形成在现场通过合并的球状体周围的暗物质晕，而椭圆星系没有证据的暗物质可能会形成通过合并的两个球状体在一个集群。
2005-06-01 astro-ph
Central UV Spikes in two Galactic Spheroids
本文给出了椭圆星系NGC 4552和膨胀主导的早期螺旋星系NGC 2681中两个位于中心的紫外亮尖峰的FOS光谱和FOC测光结果。这些光谱表明，这种点状的紫外光源检测HST在一个相对较大的分数~15%的凸起可以涉及到根本不同的现象。虽然NGC 4552中的紫外未分辨辐射代表了一个瞬态事件，可能是由一个超大质量黑洞的吸积事件引起的，但在NGC 2681中心看到的尖峰是不变的，它本质上是恒星。
1999-01-27 astro-ph
Secular Evolution in Disk Galaxies: Pseudobulge Growth and the Formation of Spheroidal Galaxies
更新Kormendy & Kennicutt（2004，ARAA，42，603），我们回顾了星系盘的内部长期演化。一个后果是伪隆起的增长，这些隆起经常被误认为是真正的（合并形成的）隆起。许多假隆起是冷的、快速旋转的盘状结构。凸起具有指数n > 2的Sersic函数亮度轮廓;大多数伪凸起具有n <= 2。伪凸起的识别使得冷暗物质星系形成的最大问题变得更加尖锐：等级聚类如何能够制造出如此多的纯盘状星系，而没有合并建造凸起的证据？E.例如，在一个实施例中，巨大的Scd星系M101和NGC 6946的自转速度为V ~ 200 km/s，而核星团的速度色散为25 ~ 40 km/s。在距离我们8 Mpc的范围内，19个V > 150 km/s的星系中有11个没有经典核球的证据，而只有7个是椭圆星系或有经典核球。我们很难理解，没有凸起的星系是如何在合并历史的分布中形成一个静止的尾巴的。我们的第二个主题是环境的长期演变。我们确认，球状星系的基本平面（FP）的相关性，几乎是垂直的隆起和椭圆。球状体不是矮椭圆体。相反，它们的结构参数与晚型星系相似。我们认为，球状体是由内部过程，如超新星驱动的气体喷射和环境过程，如长期骚扰和冲压压力剥离改造的已故型星系。减去椭球体，椭圆星系和凸起的FP有小的散射。相对于这些，伪隆起更大且密度更低。
2008-10-14 astro-ph
Three-Body Kick to a Bright Quasar out of Its Galaxy During a Merger
最近发现类星体HE 0450 -2958距离一个星系约7 kpc，该星系可能受到最近合并的干扰。由于类星体周围没有一个巨大的恒星球体，这就提出了一个不太可能的建议，即它可能是在一个黑暗的星系中形成的。在这里，我们解释这一发现作为一个动态踢赋予类星体的自然结果，因为它与一个二元黑洞系统在星系合并事件的相互作用。一个质量约为10^9太阳质量的双星的典型失速半径提供了一个恒星球状体的逃逸速度量级的反冲，使类星体在掉头之前达到观测半径附近。这与观测到的类星体和合并后的残余星系之间的低相对速度是一致的。在整个三体相互作用过程中，黑洞携带的气体在类星体的旅程中为类星体提供燃料，约为2x 10^7年。引力辐射反冲不可能产生所需的反冲。
2006-01-14 astro-ph
Effects of the galactic winds on the stellar metallicity distribution of dwarf spheroidal galaxies
为了研究星系风对天龙座和小熊座矮球状星系的恒星金属丰度分布和演化的影响，我们比较了几种化学演化模型的预测，采用不同的处方的星系风，光度导出的恒星金属丰度分布的两个星系。天龙座和小熊座的化学演化模型能够再现这两个星系的几个观测特征，如几个丰度比，考虑到中等质量恒星和这两种超新星的最新核合成，以及这些物体对系统能量的影响。对于这两个星系，最适合数据的模型包含强烈的连续星系风，其发生率与恒星形成率成正比。假设风速只与超新星速率成正比的模型也能重现观测到的SMD，但与气体质量不匹配，而没有星系风的模型则无法重现观测到的SMD。在小熊座的情况下，与以前的作品相同的模型再现了观测到的分布非常好，不需要修改模型的主要参数。另一方面，Draco的模型略有修改。观测到的SMD需要一个具有较低Ia型超新星热化效率的模型（$η_{SNeIa}$ = 0.5而不是$η_{SNeIa}$ = 1.0），以延迟银河风，而所有其他参数保持不变。与观测结果相比，模型结果强烈表明，强烈和连续的星系风在当地dSphs的演变中起着非常重要的作用。
2007-04-16 astro-ph
The Evolutionary History of Galactic Bulges: Photometric and Spectroscopic Studies of Distant Spheroids in the GOODS Fields
我们报告的第一个结果的一项新的研究，旨在了解的多样性和遥远的星系凸起的演化历史的背景下，现在完善的纯球状星系的趋势。为此，我们在GOODS场中分离出了红移范围为0.1<z<1.2的137个旋涡星系的核球。使用成熟的光度技术，我们确定的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）的磁盘和凸起组件在我们的样品。与早期利用孔径颜色的工作一致，远距离凸起显示出比被动进化种群更广泛的光学颜色范围。为了量化解释这一结果所需的最近恒星形成的数量，我们使用DEIMOS摄谱仪来确保我们样本中相当大一部分的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的遥远的隆起的基本面与球状星系在类似的红移范围。膨胀与总光度之比（B/T）>0.2的旋涡星系的膨胀显示出与纯球状体非常相似的演化模式，因此所有M>10^{11}Msun的球状体的恒星星族都是均匀的年龄，这与高红移（z_f<~2）时恒星形成的单一大爆发相一致，而M<10^{11}Msun的凸起则一定有更近的恒星质量增长（自z~1以来质量增长了约10%）。虽然进一步的数据跨越更广泛的红移和质量是可取的，惊人的相似性之间的组装历史的凸起和低质量的球状体是很难调和的图片，即大多数大型凸起的形式主要是通过长期的过程中的螺旋星系。
2007-11-02 astro-ph
Competition of Supermassive Black Holes and Galactic Spheroids in the Destruction of Globular Clusters
我们在星系中观测到的球状星团可能只是初始种群的一小部分。在演化过程中，当球状星团穿过一个圆盘、一个凸起和/或一个假定的核组件（黑洞）的影响场时，潮汐力会对星团的演化产生影响。我们通过包含黑洞和球状分量的势对球状星团在束缚和边缘束缚轨道上进行了一系列N体模拟。球状组分的集中程度对球状星团被破坏的程度有相当大的影响。如果$10^{10} \msun$球体的一半质量集中在800 pc以内，那么只有质量为$>10^9 \msun$的黑洞才能对凸起已经施加的潮汐产生显着的影响。然而，如果球状星团中的物质不是如此强烈地集中在星系中心，一个更温和的中心黑洞（低至$10^8 \msun$）可能会对球状星团的分布产生主导性影响，特别是如果许多星团最初处于高度径向轨道上。我们的模拟显示，从球状星团剥离出来的恒星遵循与初始星团轨道大致相同的偏心率轨道，沿着轨道像“一串珍珠”一样展开。由于只有靠近径向轨道的星团会受到严重的破坏，被剥离的恒星将位于高偏心率的轨道上。
1994-11-03 astro-ph
Host Galaxies of Hard X-ray Selected Type-2 Active Galactic Nuclei at Intermediate Redshifts
研究了15个硬X射线选择的2型活动星系核（AGN）在$ASCA$巡天中观测到的中等红移（0.05 $<z<$ 0.6）处的宿主星系的性质。经吸收校正的硬X射线亮度$L_{\rm 2-10 keV}$范围为10 $^{42}$ erg s $^{-1}$至$10^{45}$ erg s $^{-1}$。我们用夏威夷大学的2.2米望远镜拍摄了这些活动星系核的$R$波段图像。由于核光的内在遮蔽，我们可以将星系分解为球状分量和盘分量。由此产生的球状体光度与$L_{\rm 2-10 keV}$相关; X射线光度较高（较低）的活动星系核倾向于存在于发光（较不发光）的球状体中。发光活动星系核的主星系核具有较大的球盘光度比（$\sim$ 1），而不发光活动星系核的主星系核的球盘光度比分布在0和1之间。$L_{\rm 2-10keV}$与椭球体光度的相关性表明，在中等红移处，超大质量黑洞质量与椭球体光度之间存在BS关系。如果采用0.24的爱丁顿比，则BS-关系与局域宇宙中的BS-关系是一致的，这是从我们的$ASCA$-1型活动星系核样品中通过宽线宽和连续光度在类似的红移处确定的平均值。本研究表明，使用高红移的2型活动星系核来研究它们的宿主性质是有效的。
2006-05-03 astro-ph
Cold streams in early massive hot haloes as the main mode of galaxy formation
100亿年前，年轻宇宙中的大质量星系以惊人的强度形成了恒星。虽然这通常被归因于剧烈的合并，但许多这些星系的性质与这些事件不相容，显示出富含气体的，clusional的，扩展的旋转盘，而不是由球状体主导的（Genzel et al. 2006，2008）。宇宙学模拟和成团理论被用来探索这些星系是如何获得气体的。在这里，我们报告说，他们是流喂养的星系，形成稳定，狭窄，冷气流，穿透冲击加热介质的大质量暗物质晕（Dekel & Birnboim 2006; Keres et al. 2005）。与观测到的大量恒星形成星系的比较意味着大多数输入气体必须迅速转化为恒星。三分之一的流质量是在气体团导致合并的质量比大于1：10，其余的是在更平滑的流动。在合并持续时间周期为0.1的情况下，四分之三的星系以给定的速度形成恒星，这些星系都是由平滑的流供给的。更罕见的亚毫米星系形成恒星的强度更大，主要是合并引起的恒星爆发。与破坏性的合并不同，这些流很可能保持旋转盘的结构不变，尽管它们会湍流并破碎成巨大的恒星形成团块，然后合并成一个中心球体（Noguchi 1999; Genzel et al. 2008，Elmegreen，Bournaud & Elmegreen 2008，Dekel，Sari & Ceverino 2009）。这种由气流驱动的形成圆盘和球状体的情景是合并图景的另一种选择。
2009-01-16 astro-ph
Galaxy Formation by Galactic Magnetic Fields
Galerkin表现出一系列不同的形态类型，即，哈勃序列，它们基本上由球状组成部分（椭圆星系和螺旋星系中的凸起）和盘组成。已知球状组分只在M=10^{10-12} M_sun的相对大质量星系中发现，而且其中所有的恒星星族都很古老，但对这些事实还没有明确的解释。在这里，我们提出了一个猜测的情况下，哈勃序列的起源，其中磁场无处不在的星系中发挥了至关重要的作用。我们首先从一个奇怪的观测事实开始，在旋涡星系中观测到的磁场强度急剧集中在几个微高斯，对于广泛的星系光度和类型。然后，我们认为，这一事实和所观察到的螺旋星系中的恒星形成活动和磁场强度之间的相关性表明，球状星系已形成由强磁场引起的星爆。然后，我们表明，这一想法自然导致的球状系统的形成，只有在大质量和高红移天体的层次集群宇宙，给出了一个简单的解释，各种观测。
1999-04-03 astro-ph
Good Views of the Galaxy
将银河系结构模型与恒星数量相匹配，只能在某些方向上提供关于银河系的有用信息。在本文中，我们研究使用$χ^2$拟合优度检验来区分退化的银河系结构模型，以及这种技术对银河系球体和厚盘组件的影响。银河系椭球体的轴比和椭球体恒星相对于盘星的归一化引入了退化效应，这意味着具有这些参数的某些组合的银河系结构模型在大多数方向上彼此无法区分。我们提出了一个分析的最佳方向，这些退化可以解除。泊松和星等误差被考虑在内，并试图把一个上限的系统误差，由于分离的椭球星厚/老盘星。我们发现，幅度范围$20 < V < 21$是最好的提升大多数退化，并提出了最佳的方向组合，使用它可以实现。我们也给出了方向，其中银河系厚盘的存在的签名可以最容易地识别，和方向，其中厚盘的污染可以最小化。人们希望，即将到来的大规模巡天数据将利用恒星计数技术揭示我们银河系的结构。
2000-07-07 astro-ph
The Halo of the Milky Way
我们证明了银河系椭球体中的恒星数不是关于l=0，l=180度对称的。飞机在l=155 °附近发现最小计数。最大恒星数的银河经度取决于晕星的星等和颜色选择。我们将此解释为证据表明，球状体人口是三轴的主轴取向65度的视线从太阳到银河系中心，并近似垂直于银河酒吧。还观察到来自潮汐碎片和可能的潮汐碎片的大的局部恒星聚集。要全面了解银河系球状体的人口，需要每个子结构中代表性恒星的位置信息和三维空间速度。许多恒星的切向速度将由目前和计划中的天体测量任务提供，但没有计划中的任务将测量足够微弱的恒星，以解开球体的更遥远的部分，其中包含大部分的空间子结构。本文使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）公共数据发布DR3。
2005-02-18 astro-ph
A Cosmological Framework for the Co-Evolution of Quasars, Supermassive Black Holes, and Elliptical Galaxies: II. Formation of Red Ellipticals
我们发展和测试了一个模型，在红色早期星系的形成和淬灭中，合并的宇宙学作用。通过对恒星形成在富含气体的球状体形成主合并后淬灭的假设，我们证明了这一假设自然地预测了~L_star恒星形成效率的变化，以及观测到的红星系质量函数/密度与红移的关系，球状体形成时间与质量的关系，淬灭星系的比例与星系和晕质量的关系。环境和红移。比较各种半解析模型，其中淬火主要是由晕质量考虑或长期/磁盘不稳定性驱动，我们表明，我们的模型和不同的广泛类别的模型作出独特的和强大的定性预测的一些观测，包括红色分数作为星系和晕质量的函数，被动星系的密度和演化的颜色形态密度关系在高z，以及作为质量的函数的盘状/盒状球状体的分数。在每一种情况下，观测结果都支持星系在一次重大合并后形成一个大质量球体后淬灭的模型，而不支持通过长期或纯晕过程淬灭。我们讨论了各种物理的可能性，这种淬火，并提出了一个混合的情况下，传统的淬火热，大规模的晕是补充与恒星形成和类星体活动的反馈在一个主要的合并，暂时抑制冷却和建立一个动态热晕的条件在主机的中心区域，即使在低质量的晕。
2007-06-18 astro-ph
A Model for Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies without Dark Matter
描述了不同轨道上无暗物质的低质量卫星星系与扩展的银河系暗晕相互作用的动力学演化的自洽模拟。计算过程持续了许多轨道周期，直到卫星解体后很久。在所有的情况下，动力学演化收敛到一个残余，其中包含约1%的初始卫星质量。稳定的残留物是由初始卫星的严重潮汐整形造成的。对于地球上的观测者来说，这些残骸看起来与银河系的矮球状卫星星系惊人地相似。它们的表观质光比非常大，尽管它们不包含暗物质。这些计算表明，一个没有暗物质的遗迹显示出更大的视线速度分散更偏心的轨道，这是一个投影到观测平面的结果。假设它们不是暗物质主导的，那么sigma> 6 km/s的银河系dSph卫星的轨道偏心率应该> 0.5。一些遗迹沿视线方向有子结构，这在水平分支的形态中可能很明显。
1998-01-09 astro-ph
The galactic evolution of neutron star mergers and their possible effect on the galactic chemical enrichment of r-process elements
一个人口数合成代码如下详细的人口演变的单星和密切的联星。我们用我们的程序模拟了中子星-中子星和黑洞-中子星双星的布居。然后，我们结合我们的人口数合成代码与银河系的化学演化模型，以遵循这些双致密星双星的形成和合并率的时间演化和由此产生的化学富集的r-过程元素，在整个银河系的寿命。由此可以得出结论，中子星/黑洞并合过程能够再现银河系r过程的富集。然而，我们发现，后者的结论严重依赖于物理的情况BB罗氏瓣溢出的二进制文件与中子星组件和氢缺乏的核心氦/氦壳燃烧的恒星质量之间的2.6钼和6钼。
2003-05-08 astro-ph
The Effect of the Galactic Spheroid on Globular Cluster Evolution
我们研究了弛豫、潮汐加热和双星加热对球状星团演化的综合影响，探索了外部效应的物理后果，并研究了银河系人口的演化趋势。我们的分析表明，加热圆形和低偏心率轨道可以主导集群的演变。研究结果还预测了偏心轨道上的快速演化，无论是由于强弛豫所需的潮汐限制的高密度或由于有效的低密度集群的隆起冲击。这些效应的结合导致了整个种群的强烈进化。例如，在太阳圈内，潮汐限制的10^5 M_太阳星团在10 Gyr内至少损失40%的质量。在高离心率下，这些星团中的大多数完全蒸发。膨胀冲击破坏40千秒差距以内的星团，这些星团的质量不到80%在它们的近心内拉格朗日点内。我们的研究结果是一致的建议，集群光度函数的形状的结果从蒸发和破坏的低质量的集群，他们进一步预测，净速度色散的集群系统在银河系内部已随时间的推移而减少。形成模型的初步限制进行了讨论。我们的结论是，观察到的集群系统在很大程度上是由动态选择。
1996-04-10 astro-ph
Stellar Collisions and Mergers in the Galactic Center
恒星最有可能在恒星密度最高的区域合并或碰撞，而我们自己的银河系中心包含许多恒星，这些恒星被挤在一个相对较小的体积中-即使是中心50 pc的周围恒星数密度也相当高，约为10^3颗恒星pc^{-3}。更引人注目的是，该区域的三个致密年轻星系团的中心密度高达10^6颗星pc^{-3}。我们讨论这些极端的环境和恒星合并和碰撞的可能性最近发生在那里。特别是，我们预测，至少有一个大质量的恒星在拱星团已经经历了恒星合并在其短暂的生命。此外，手枪星，在附近的五重星系团，可能要归功于它的明显相对年轻的恒星合并。最后，在中心弧秒的年轻恒星可能是碰撞的产物，导致大气剥离，或合并。
2000-11-23 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks
我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。
2002-12-12 astro-ph
Origin of Bulges
在这篇评论中，只从它们的恒星星族的性质来深入了解凸起的起源。首先回顾了银河系核球恒星星族年龄的证据，然后讨论了M31核球的情况。然后说明了凸起和椭圆星系的相似性，推断凸起的起源和椭圆星系的起源问题很可能是同一个问题：即银河系球状体的起源。在这种情绪下，目前的证据有关的年龄大部分恒星星族的早期型星系进行审查，无论是低，以及高红移星系，以及集群以及场椭圆。所有报告的证据都认为，银河系球状体中的大部分恒星都是在高红移下形成的，只有少量的后期增加和对环境的依赖性很小。在最后，更投机的部分，试图评估如何目前的形成情况可以解释这一观测证据。本文还简要讨论了球状体在宇宙恒星形成和金属富集历史中的作用。最后，提出了一些关键问题，这些问题的答案可能有助于我们进一步了解银河系球状体的形成和演化。
1999-02-07 astro-ph
The Overdensity in Virgo, Sagittarius Debris, and the Asymmetric Spheroid
利用斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）的F型关闭星和蓝色水平分支星的成像和光谱观测，我们研究了室女座方向上几个先前确定的星系晕恒星结构之间的关系。我们表明，人马座矮领导潮汐尾巴不通过太阳附近，它错过了超过15千秒差距的太阳，通过银河平面外的太阳圈。它在空间上也与室女座的大恒星过密度S297+63-20.5不一致。S297+63-20.5有一个明显的关闭颜色和运动学。S297+63-20.5中的暗（g ~ 20.3）转折星具有视线，银河系标准静止速度V（GSR）= 130 +/- 10 km/s，与Sgr的落尾星符号相反。Sgr引潮尾的路径也与一些较近的恒星的位置不一致，这些恒星与它有联系，它们的速度有利于长星系势的模型。此外，我们还发现，较亮的（g ~ 19.8）F关闭星的数密度关于银河系中心是不对称的，这种差异主要不是由于S297+63-20.5移动群。要么这个球状体关于银河系中心是不对称的，要么有其他的子结构与S297+63-20.5在银河系的同一侧。室女座的S297+63-20.5超密度可能与另外两个先前确定的室女座子结构有关：室女座恒星流（VSS）和室女座超密度（VOD）。然而，VSS和S297+63-20.5之间的速度差异以及VOD和S297+63-20.5之间的距离估计差异必须协调。
2007-06-22 astro-ph
The evolutionary sequence of active galactic nuclei and galaxy formation revealed
今天，几乎每个星系球状体都包含一个巨大的黑洞：这是其演化过程中包含活动星系核（AGN）时期的遗迹和证明。然而，黑洞和周围恒星球体形成的顺序和时间尺度是完全未知的，这使得我们对宇宙如何达到目前外观的知识存在很大的空白。在这里，我们提出的X射线吸收和未吸收的活动星系核的亮度和红移特性的源负责在当今的大部分质量黑洞匹配样本的亚毫米观测。强烈的亚毫米波辐射，一个丰富的恒星形成的各向同性特征，只在X射线吸收的样品中发现，排除了吸收的原因是取向效应。X射线吸收活动星系核的空间密度和光度范围表明，它们正经历着活动星系核的隐藏生长阶段和未被吸收阶段之间的转变，并暗示活动星系核演化过程中的X射线吸收期与星系球的形成期相吻合。
2004-07-08 astro-ph
Lyman-break galaxies: are they young spheroids?
我们比较了一个初始光质量为2 × 10^10 M_sun、有效半径为2 kpc的椭圆星系的化学演化模型的结果和最近对Lyman-break星系MS 1512-cB 58在红移z=2.7276处的丰度测定结果。在对铁丰度测定结果进行了尘埃修正后，我们得出结论，当假设银河年龄在2000万年至3500万年之间时，观测到的[Si/Fe]、[Mg/Fe]、[N/Fe]与我们的模型是一致的。此外，[N/O]比率也表明相同的年龄。这个年龄与其他独立研究非常一致，基于光谱能量分布的分析，表明这个物体的年龄小于3500万年。因此，我们认为MS 1512-cB 58是一个真正年轻的正常椭圆星系，正在经历恒星形成和星系风的主要阶段。
2002-03-20 astro-ph
Extreme Galactic-Winds and Starburst in IR Mergers and IR QSOs
作为合并和红外类星体长期研究的一部分，我们报告了流出（OF）和/或Wolf Rayet特征的详细光谱证据：（i）正在进行的合并NGC 4038/39和IRAS 23128-5919中的低速OF，（ii）类星体IRAS 01003 - 2238和IRAS 13218 + 0552中的极高速OF（EVOF），（iii）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF。超亮红外星系/类星体完整样本中的OF和EVOF（“IRAS 1 Jy MKO-KPNO巡天”，共118个天体）。我们在IRAS 11119+3257、14394+5332、15130+1958和15462-0450中发现了EVOF。在这些物体中检测到的OF成分主要与星爆过程有关：即，到多个II型超新星爆炸和大质量恒星产生的银河风。EVOF的对象中检测到强烈的恒星爆发加上模糊的红外类星体，这表明这两个过程的相互作用可以产生EVOF。此外，我们分析了沃尔夫Rayet功能的存在下，在大样本的明亮PG-QSO（Boroson和绿色1992年），附近的合并和银河风星系。我们在Fe II类星体（I型）PG 1244+026、1444…
2000-07-20 astro-ph
The Hierarchical Origin of Galaxy Morphologies
我们报告的第一个结果，从一系列的N体/气体动力学模拟，旨在研究星系形态的起源在一个冷的暗物质占主导地位的宇宙。模拟包括恒星的形成和反馈，并具有足够高的数值分辨率，以允许直接调查模拟星系的形态。我们发现，在协议与以前的理论工作，即存在的主要形态组成部分的星系-磁盘，球状体，酒吧-是由气体吸积的模式和密切相关的离散吸积事件。在我们目前的情况下，磁盘出现从黑暗的晕中心的冷却气体的平滑沉积，球状体的结果从合并过程中搅拌预先存在的磁盘，和酒吧被触发的卫星产生的潮汐。这表明，形态是一个短暂的现象，在一个星系的生命周期和哈勃序列反映了不同的吸积历史的星系在分层形成的情况。特别是，我们直接证明，磁盘/隆起系统可以建立和重建的顺利吸积气体到残留的一个主要的合并，并在今天的残留物晚耗散合并磁盘之间的球状恒星系统的结构类似的领域椭圆。因此，星系形态的复杂多样性高度暗示--实际上甚至可能要求--宇宙的结构是分层进化的。
2002-02-25 astro-ph
Early galaxy evolution from deep wide field star counts. I. The spheroid density law and mass function
作为一个全球性的分析的深恒星计数，以约束星系形成和演化的影响，我们调查银河系球状体和暗物质晕之间可能存在的联系。在银河系高、中纬度地区的一组广泛的深恒星计数被用来确定球状体的大尺度密度定律。在幂密度律的假设下，估计了该总体的指数、平坦化、局域密度和IMF斜率。估计检查的鲁棒性对污染的厚光盘人口的恒星计数。污染的影响是来自于一个模型的人口合成下的各种厚盘参数。参数拟合基于极大似然准则。最佳拟合的球体密度定律的平坦度为0.76，幂指数为2.44。这两个参数之间存在显著的简并性。该数据还与稍不平坦的球体（c/a = 0.85）以及较大的幂指数（2.75）相一致。也不排除幂指数为2的较平坦的球体（c/a = 0.6）。我们还将椭球体IMF斜率α限制为1.9 +/- 0.2，导致局域密度为1.64 × 10 $^{-4}$星pc $^{-3}$，质量密度为4.15 × 10 $^{-5}$ \Msun pc $^{-3}$。在这个斜率下，晕中棕矮星的预期质量密度使得暗物质晕的一部分可以忽略不计，正如微透镜测量所估计的那样。因此，随着恒星计数数据在深度和广度上的进展，球状体恒星群的图像显示出一种与我们所知道的重子暗物质分布相当一致的形状，如果它是由恒星残余物组成的话，这表明了一个共同的动力学起源。
2000-04-07 astro-ph
Cosmic evolution of metal densities: the enrichment of the Inter-Galactic Medium
利用不同形态类型星系的化学光度模型，我们对球状和矮不规则星系的元素产生历史进行了详细的研究。球状星系在早期经历了一个强烈的恒星形成期。在矮不规则星中，SFR以低的状态但连续地进行。这两种类型的星系通过星系风使IGM富含金属。我们假设星系数密度是固定的，并归一化为在局部宇宙中观测到的光学光度函数的值。我们的模型使我们能够详细研究锁定在球状体和矮不规则星，在ISM和喷射到IGM的金属馏分如何随着宇宙时间的变化。通过放松瞬时回收近似，并考虑到恒星的寿命，我们第一次研究了化学丰度比在IGM的演变，并比较了我们的预测与一组由不同作者的观察。我们的研究结果表明，IGM富集的大部分是由于球体，与矮不规则星系起着微不足道的作用。我们的预言大体上解释了IGM在高红移时观测到的[O/H]，但高估了[C/H]。此外，似乎很难重现在高红移IGM中观察到的丰度比。文中讨论了一些可能的解释。这是第一次尝试研究丰度比的IGM详细的化学演化模型，考虑到恒星的寿命。采用我们的化学演化处方的数值模拟可能有助于提高我们对IGM化学富集的理解。
2006-03-21 astro-ph
3-D Simulations of the Chemical and Dynamical Evolution of the Galactic Bulge
本文提出了一个银河系形成的三维流体动力学N体模型，并特别讨论了星系核团的形成。从宇宙学的初始条件出发，我们得到了一个与银河系性质相似的恒星系统。然后，我们分析了我们的模型中的核球星的化学和运动学性质，并找到与观测数据的定性协议。我们的模型的早期演化揭示了大多数球星形成于次星系合并（球星合并的组成部分）。由于合并引起的强烈的恒星爆发，这类恒星的金属丰度分布函数变得与观测到的一样宽。我们发现，另一组的凸起星形成后，在内部区域的磁盘（非合并组成部分的凸起星）。由于形成时代的不同，这组恒星的铁的主要来源与合并成分不同。合并和非合并成分中的铁主要分别来自II型和Ia型超新星。由于Ia型超新星喷发出的铁比II型超新星多$\sim$ 10倍，因此非合并成分的[Fe/H]往往高于合并成分的[Fe/H]，这扩大了金属丰度分布函数。从这些结果中，我们认为，银河系的隆起包括两个化学上不同的组件，一个已经通过亚星系团合并在原星系中迅速形成，另一个已经逐渐形成的内盘。
2003-01-21 astro-ph
The Galactic Double-Neutron-Star Merger Rate: Most Current Estimates
结合PSR J 0737 -3039的发现，总结了我们对双中子星（DNS）星系合并率的研究结果。我们还提出了以前未发表的结果合并率值的“全球”概率分布，将目前已知的系统从射电脉冲星光度函数。从全球分布中获得的最有可能的值仅为每百万年约15个，但需要对当前脉冲星样本和射电光度进行重新分析，以可靠地评估最佳拟合分布。最后，我们使用我们对DNS形成的理论理解来计算当前Ib/c型超新星速率估计的DNS合并速率的可能上限。
2004-08-11 astro-ph
Stellar kinematics and metallicities in the Leo I dwarf spheroidal galaxy -- wide field implications for galactic evolution
我们提出了低分辨率光谱的120红巨星在银河系卫星矮椭球（dSph）狮子座I，获得与GeminiN-GMOS和Ekrak-DEIMOS摄谱仪。我们发现恒星的速度与狮子座I的成员一致，达到1.3 King潮汐半径。通过测量精确的径向速度，平均测量误差为4.6 km/s，我们发现平均系统速度为284.2 km/s，全球速度色散为9.9 km/s。色散曲线与最后一个数据点的平坦一致。我们发现，在半径为3'的径向色散曲线的边缘显着上升是不相关的任何真正的本地化的运动学子结构。由于它离银河系的距离很远，潮汐不太可能影响速度色散，我们从定量运动学分析中支持这一说法，因为我们在观测上拒绝出现明显的旋转信号或不对称的速度分布。采用各向同性恒星速度色散和更一般的模型进行质量测定，得出M/L比为24，这与存在一个质量约为3 × 10^7 M_sun的显著暗晕一致，其中嵌入了发光成分。这表明狮子座I的暗物质性质与本星系群中的其他暗物质相似。我们的数据还使我们能够确定58个目标的金属丰度。我们发现一个轻微的金属差的平均值为-1.31德克斯和一个完整的传播覆盖1德克斯。与大多数dSphs不同，狮子座I的金属丰度似乎没有径向梯度，这表明在这个星系的演化中外部影响的作用可以忽略不计。
2006-11-12 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe III: The Dissipative Formation of an Elliptical Galaxy
我们详细研究了在Lambda CDM方案中模拟的椭圆星系的动力学结构。星系的形态会随着时间的推移而急剧演变，以响应质量吸积的模式和时间;冷却气体的平稳沉积导致离心支撑盘的形成，而主要的合并将恒星盘分散成球状体。这两种吸积模式交替进行，直到z = 0.6，这时星系经历了最后一次主要的（1：2）合并，消耗了大部分剩余的气体成为恒星。几乎没有气体冷却并随后吸积，因此，大多数z = 0的恒星都是类似于今天椭圆星系的球状组成部分。在动力学上，该星系很好地近似于一个E4扁圆转子。当正面观察星系并且Vrot/sigma <<1时，可以得到盒状等照度线。另一方面，发现盘状等照度线的倾角最大化Vrot/sigma。视线速度分布在所有半径处接近高斯分布。高斯-厄米偏度参数h3的符号与旋转的明显意义是反相关的，与观察到的趋势一致。模拟星系的有效表面亮度比光度相似的正常椭圆星系高得多，在某种程度上让人想起不太常见的紧凑椭圆星系。我们的模拟表明，耗散崩溃的反复发作，其次是合并事件，导致恒星球状体，只有轻微的三轴和相对简单的运动学结构。这是在更好的协议与观察比早期的模型的基础上dissipationless合并的恒星盘，和一个积极的一步，以调和观察到的结构的椭圆与分层合并的情况。
2003-08-20 astro-ph
Coupled spheroid and black-hole formation, and the multifrequency detectability of active galactic nuclei and submillimetre sources
我们使用一个简单的球体形成模型来探讨大质量原星系中恒星和尘埃的产生与其中心黑洞生长之间的关系。该模型预测，亚毫米光度峰值后，只有~ 0.2 Gyr。然而，如果没有一个质量非常大的种子黑洞，爱丁顿限制的增长意味着一个质量为10^9太阳质量的黑洞，以及因此非常明亮的活动星系核活动，直到晕中第一颗大质量恒星形成后> 0.5 Gyr才能产生。因此，该模型预测了在大质量原椭圆中，亚毫米级光度峰值与活动星系核光度峰值之间的时滞为10^8年的几倍。对于红移z = 5的星系，这意味着活动星系核的活动延迟到z = 3.5，此时恒星形成完成了90%，亚毫米光度下降到峰值的25%。这就很自然地解释了为什么在亚毫米波段成功探测到的亮射电星系主要局限于z > 2.5。相反，该模型还预测，虽然所有高红移发光的亚毫米选择源应该包含一个活跃的（和不断增长的）黑洞，在这样的对象的活动星系核的典型光度是最强大的活动星系核的1000倍小。这与现有的X射线巡天几乎完全无法探测到亚毫米级选定星系的情况是一致的。最后，该模型产生一个黑洞：球体的质量比迅速演变的第一个陀螺仪，但渐近线到~ 0.001-0.003与低红移的结果一致。这个比率的出现并不是因为活动星系核终止了恒星的形成，而是因为大质量黑洞的燃料供应与宿主中可用于恒星形成的气体的总质量有关。
2002-09-12 astro-ph
Precision Astrometry, Galactic Mergers, Halo Substructure and Local Dark Matter
宇宙结构形成的和谐冷暗物质模型虽然在描述大尺度观测方面非常成功，但在星系尺度上存在许多问题。银河系及其卫星系统提供了一个关键的实验室，探索暗物质（DM）在这一制度，但一些最权威的测试本地DM等待微弧秒天体测量，如将交付的空间干涉测量任务（SIM Planetquest）。我讨论了几个测试银河DM启用未来的微弧秒天体测量。
2008-01-31 astro-ph
The spectroscopic redshifts of SCUBA galaxies: implications for spheroid formation
我们提出了光谱鉴定的55个亚毫米（submm）选定的“SCUBA”星系，躺在红移z=0.7至3.7，这是在深1.4 GHz的VLA无线电地图精确定位的样本。我们描述了它们的性质，特别是存在的活动星系核（AGN）的样品中，并讨论了连接的SCUBA星系和星系的球状组成部分的形成，这需要知道他们的质量和他们的非常明亮的活动的时间尺度。对于一个子集的星系，我们展示了他们的干扰和不同的哈勃空间望远镜（HST）的光学形态。
2003-04-14 astro-ph
Near-Field Cosmology with Local Group Dwarf Spheroidals
本星系群为近场宇宙学提供了一个极好的实验室，它允许我们利用其组成星系的恒星成分作为星系形成和演化的探针，这反过来又是检验宇宙学分级结构形成模型的重要手段。在这篇综述中，我们讨论了本星系群中质量最小，但数量最多的星系类型，矮球状星系，并将它们的性质与宇宙学预测进行了比较。特别是，我们指出了一个简单的积木的情况下发现的问题和预期的再电离的影响。我们发现，恒星形成的历史dSphs是不一致的预测停止恒星形成后再电离，而是观察到延长恒星形成插曲。银河系dSphs包含部分显著的中年人口，而星系晕则没有。相反地，M31 dSphs几乎全部都是老的，而M31晕则包含大量的中年人口。人口结构的这些差异以及从[α/Fe]比值推断的恒星形成模式的差异使得dSphs不太可能是银河系和M31晕的主要贡献者，除非大部分吸积发生在早期。另一方面，有明确的证据表明，一些dSphs正在受到骚扰和增加。
2005-09-06 astro-ph
