Unequal-mass galaxy merger remnants: spiral-like morphology but elliptical-like kinematics
一般认为，质量比在1：1-3：1范围内的主要星系合并会产生具有类似椭圆星系性质的残余物，而小于10：1的次要合并会产生扰动螺旋星系。到目前为止，还没有研究过质量比为4：1-10：1的中间范围。使用N-体模拟，我们表明，这种合并可以导致非常奇特的系统，有一个磁盘星系的形态与指数分布，但其运动学更接近椭圆系统。这些天体与Jog & Chitre（2002）最近观测到的天体相似。我们提出了两种情况下，质量比为4.5：1和7：1，并表明合并导致主要的加热和结果的外观的椭圆型运动学，而令人惊讶的是，最初的螺旋状的质量分布是保守的。
2004-03-12 astro-ph
The Distribution Of Heavy Elements In Spiral And Elliptical Galaxies
这篇评论回顾了重要的结果，因为它们适用于非矮星系，包括银河系，螺旋盘和凸起，椭圆和透镜星系。本文所讨论的星系类型的结论如下。平均而言，所有星系的重元素丰度（金属丰度）从星系中心向外系统地减少，而其整体金属丰度则随着星系质量的增加而增加。在正常的旋涡星系中，绝对梯度最陡，从棒旋星系、椭圆星系到椭圆星系，绝对梯度逐渐变平。对于螺旋星系，局部金属丰度似乎与总（盘加凸起）表面密度相关。观察到的丰度模式表明，N生产主要是在低金属丰度和高金属丰度的次级过程的初级过程; C生产增加金属丰度增加;和O，Ne，S，和Ar产生的锁步独立的金属丰度。在椭圆星系中，核丰度在[Z/H] = 0.0到0.4的范围内，但元素混合物不是太阳尺度的。在大的椭圆星系中，[Mg/Fe]在0.3到0.5之间，在较小的椭圆星系中下降到~0。其他轻元素跟踪Mg增强，但较重的Ca跟踪Fe。速度弥散似乎是[Mg/Fe]调制的关键参数，但这种联系的原因尚不清楚。
1999-04-02 astro-ph
Two tails in NGC 3656, and the major merger origin of shell and minor axis dust lane ellipticals
我报告了在椭圆形外壳NGC 3656（Arp 155）周围发现的两个微弱（~ 26.8 Rmag/arcsec ^2）的潮汐尾。这个星系以前被解释为一个吸积或小合并的例子。这两个潮汐尾与小合并不一致，而是指向盘-盘大合并的起源。NGC 3656将图姆雷的合并序列延伸到正常的椭圆星系，并暗示了壳层和短轴尘埃带的主要合并起源。一个矮星系位于其中一条潮汐尾的顶端。一个突出的外壳，显示出尖锐的azymuthal颜色不连续性，属于年轻恒星的旋转动力学组成部分，其中包括内部的尘埃带。
1997-07-01 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
The ESO Nearby Abell Cluster Survey IX. The morphology-radius and morphology-density relations in rich galaxy clusters
本文研究了来自ENACS（ESO Nearby Abell Cluster Survey）的23个星系团中约850个星系（M ≤-19.5）的形态-半径（MR-）和形态-密度（MD-）关系。根据它们的径向分布，我们必须区分：1。最亮的椭圆星系（M < -22），2.晚期螺旋，和3.不太明亮的椭圆星系，S 0星系和早期螺旋星系的集合。后者具有不可区分的投影径向距离R的分布。最明亮的椭圆星系集中在中心，晚期的螺旋星系几乎不存在于中心区域，其他的星系则处于中间位置。椭圆星系的径向分凝只发生在最亮的椭圆星系上，螺旋星系的径向分凝只发生在最晚的螺旋星系上。我们推导出的MD-关系与两个措施的投影密度：一个使用10个最近的邻居（Sigma 10），另一个只使用最近的邻居（Sigma 1）。Sigma 10 MD关系只显示了早期和晚期星系之间的显着差异，但这些类别中的不同星系类型是无法区分的。然而，Sigma 1 MD关系表明，正常的“椭圆星系”（M >= -22），S 0星系和早期的螺旋星系有不同的Sigma 1分布。其原因是Sigma 1与R的相关性比Sigma 10小得多，因此来自（MR-）关系的串扰小得多。平均而言，“正常”椭圆星系的环境比S 0星系的密度更高，而早期的螺旋星系的环境密度更低。最亮的椭圆星系和晚期螺旋星系的分离主要是由全球因素驱动的，而“正常”椭圆星系、S 0星系和早期螺旋…
2005-10-10 astro-ph
The very late-stage merger IC 4200:pre-elliptical or pre-spiral?
最近的观测揭示了一类异常的HI丰富的早型星系。通过结合它们的形态，恒星星族和中性氢的观察，我们的目标是了解这些星系如何适应分层形成的范例。在这里，我们提出了我们的无线电和光学观测的测试案例星系，E/S 0 IC 4200的结果。
2005-09-13 astro-ph
A barred spiral at the centre of the giant elliptical radio galaxy Centaurus A
我们报告了半人马座A（CenA，NGC 5128）的中红外和亚毫米波长的观测结果，半人马座A是一个巨大的椭圆星系，拥有距离地球最近的射电大声活动星系核（AGN）。从CenA内部深处释放的尘埃揭示了一个直径为5'（5kpc）的双对称结构，中心位于活动星系核。这种结构与棒旋星系非常相似，棒旋星系位于一个与视线倾斜约18度的平面上。CenA内部区域尘埃分布的真实性质明显偏离了更混乱和广泛的光学遮蔽。棒旋是一种准稳定结构，形成于巨大椭圆的中心，由富含气体的天体在过去10^9年中吸积的潮汐碎片形成。CenA中心棒旋星系中星际气体的总尺寸和质量与本星系群的小螺旋星系Messier 33相当。对这一非凡结构的观察开启了一个更普遍的问题，即像CenA这样的巨型射电星系的尘埃宿主是否是由椭圆形内的棒旋组成的“共生”星系，其中棒旋用于将气体引向AGN。
1998-10-26 astro-ph
IC3328: a "dwarf elliptical galaxy" with spiral structure
本文给出了室女座星系IC 3328的二维光度分解。对这个形态分类的有核矮椭圆星系（dE 1，N）的全球光分布的分析显示，它有一个直径为4.5 kpc的紧密缠绕的双对称螺旋结构，精确地以矮星系的核为中心。螺旋的振幅只有矮星表面亮度的3%，使其成为星系中发现的最暗和最小的螺旋。在俯仰角和旋臂方面，螺旋星系与中间型星系M51相似，但它缺乏尘埃和突出的HII区域，这表明存在气体。在早期型矮星系中螺旋图案的视觉证据重新打开了这些矮星系是否是真正的旋转支撑或各向异性恒星系统的问题。在IC 3328的例子中，我们认为它是一个近似面对盘星系，其最大自转速度为v_c，max = 55 kms-1。螺旋的模糊和它内部的小运动表明，我们可能看到了摆动放大的噪音。另一种可能性是潮汐起源，由一个小伴星的近距离通过引起。
2000-04-18 astro-ph
Spiral-like Light Profiles but Elliptical-like Kinematics in Mergers of Galaxies
一般认为，两个旋涡星系的合并会产生一个具有椭圆状表面亮度轮廓的残骸。令人惊讶的是，我们最近的研究（Chitre & Jog 2002）的27个高级合并星系的2MASS数据显示，其中一半的光分布随半径呈指数下降。这样的分布通常是螺旋星系中旋转支撑盘的特征。在这里，我们显示从运动学数据的两个这些合并，Arp 224和Arp 214，主要支持对引力坍缩来自压力，由于随机运动的恒星在椭圆星系，而不是从旋转。这里看到的不寻常的属性组合的起源是一个谜。文献中的标准理论N体模型不能解释这些系统。需要对这类新的合并残留物进行进一步的观测和动力学研究，这对理解合并动力学和星系演化非常重要。
2002-10-07 astro-ph
The Relationship Between the Sersic Law Profiles Measured Along the Major and Minor Axes of Elliptical Galaxies
在本文中，我们讨论的原因Sersic模型的参数最好的拟合椭圆星系的长轴光轮廓可以显着不同的短轴轮廓。我们表明，这种差异是一个自然的后果的事实，即等照度线偏心率随半径的等照度线和提出一个数学变换，允许短轴Sersic模型计算的长轴模型，只要椭圆等照度线对齐和同心，他们的偏心率可以表示为一个良好的行为，虽然相当普遍的，半径的函数。当偏心率没有变化时，只有有效半径在Sersic模型中发生变化，而对于径向依赖的偏心率，允许从长轴模型计算短轴Sersic模型的变换由Lerch Phi超越函数给出。建议的转换进行了测试，使用光度数据的28个早期型星系。
2003-09-22 astro-ph
Formation of spiral and elliptical galaxies in a CDM cosmogony
通过跟踪暗物质和重子物质的演化以及与频率相关的空间平均辐射场的演化，研究了CDM宇宙演化中星系的形成。气体被允许形成恒星，这些恒星被独立地视为第四个无碰撞成分。通过超新星，能量和富含金属的气体返回到星际介质。两个极端的情况，形成一个孤立的场星系和合并的两个富含气体的原螺旋被认为是后者被用作一个模型的星系形成在一个集群。孤立的星系被假设为仅通过潮汐场与周围物质相互作用，导致自旋参数约为0.08的旋转。形成中的场星系显示了旋涡星系的主要特征：一个富含金属的旋转扁平的凸起，一个贫金属的各向异性恒星晕和一个接近太阳成分的指数盘。这个螺旋体被埋在一个由暗物质组成的三轴晕中。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。合并的原螺旋演变成可以解释为发光椭圆星系的物体。富含金属的各向异性椭圆旋转缓慢。根据合并事件的几何形状，有时会观察到反向旋转的气体。
1993-09-01 astro-ph
Quasars Lensed by Globular Clusters of Spiral and Elliptical Galaxies
基于SDSS星表，我们发现了新的类星体-星系对。投射到较近星系晕上的类星体，在离我们不同距离的众多类星体中也会遇到。其中有类星体，不仅在角距上，而且在红移上都接近星系。这样的类星体星系对被称为近距离星系对。我们进一步发展了这样的假设，即这种对的出现是因为更远星系核上的通量穿过更近星系的晕球状星团，导致我们解释为类星体的源的图像放大和分裂。为了证实这一假设，我们分析了类星体在这些星系晕平面上的分布。在椭圆星系和旋涡星系的晕中，发现密偶类星体的密度分布遵循球状星团的密度分布，椭圆星系和旋涡星系的密度分布的斜率分别为-1.5和-2.4。这表明类星体并非偶然出现在星系附近，而是通过晕状球状星团与星系联系在一起。
2007-05-03 astro-ph
Cold Gas and Star Formation in Elliptical Galaxies
密集星系团外的椭圆星系被观测到含有少量（相对于螺旋星系）的冷星际气体。本文讨论了椭圆星系中的原子气体、分子气体和尘埃。场椭圆星系含有大约0.01到0.1的冷星际物质含量的螺旋星系相似的光度，并支持低水平的恒星形成。某些椭圆星系中心的冷气云表面密度与银盘致密区的相当。这些观测结果表明，像螺旋星系一样，椭圆星系也有一个长寿的星际介质，它会随着星系的演化而演化。然而，恒星形成的时间尺度似乎要短得多，使得这些系统在目前的时代几乎没有气体。
1998-08-24 astro-ph
Do Spirals and Ellipticals Trace the Same Velocity Field?
我们测试的假设，速度场来自塔利-费舍尔测量的螺旋星系，并独立地从DN-西格玛测量椭圆和S 0 s，是嘈杂的版本相同的底层速度场。径向速度场的推导使用张量高斯平滑半径为1200公里/秒。他们比较网格点附近的两种类型的星系的采样是适当的。这一要求定义了一个体积为~（50 Mpc/h）^3，包含~10个独立的子体积，大部分受到可用椭圆星系的限制。这两个字段进行比较，使用相关统计，其分布是通过蒙特卡罗模拟确定。我们发现，数据与假设一致，在10%的水平。我们证明了拒绝相关性的失败不仅仅是误差大的结果，通过使用相同的方法来排除字段之间在99.8%水平上的完全独立性。通过最大化两个速度场之间的相关性来匹配两个距离指示器的零点。有一个边缘暗示，椭圆星系的流动速度往往比螺旋星系慢约8%。这里加强的相关性与常见的工作假设是一致的，即（a）导出的大尺度速度场是真实的，（b）它有引力起源，（c）螺旋和椭圆的大尺度速度几乎没有相对偏差。另一方面，它并不排除任何替代重力的方法，其中所有类型的物体都获得类似的大尺度速度。
1993-09-27 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
Correlations Between Central Massive Objects And Their Host Galaxies: From Bulgeless Spirals to Ellipticals
Ferrarese et al.（2006）和Wehner et al.（2006）最近的观测表明，大多数星系都包含一个中心大质量天体（CMO），无论星系的质量或形态类型如何，都可能是一个超大质量黑洞（SMBH）或一个致密的恒星核，并且CMO的质量与宿主星系的质量之间存在着紧密的关系。最近的几项研究表明，来自黑洞的反馈可以成功地解释包含SMBH的大质量椭圆星系中的$\msigma$相关性。然而，谜题仍然存在于螺旋或矮球体中，这些球体似乎没有黑洞，而是拥有一个紧凑的中央星团。在这里，我们使用三维，光滑粒子流体动力学模拟孤立星系研究的形成和演化的CMO在无球盘星系，和合并星系的模拟研究的CMO-主机质量关系从晚型无球螺旋早期型椭圆星系的过渡。我们的研究结果表明，所观察到的相关性可能主要是建立在吸积和恒星形成的中心区域的气体耗尽，并可能适用于所有类型的星系。对无球盘星系核中的CMO进行系统的搜索将为这一结论提供一个测试。（节录）
2007-06-26 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
The scatter in the near-infrared colour-magnitude relation in spiral galaxies
利用平面上方边缘星系的I-K色，我们确定了旋涡星系的无尘色-星等（CM）关系。我们发现，在这种关系中的散射是小的，大约大到可以解释的观测不确定性。近红外CM关系的斜率是陡峭的螺旋比椭圆星系。我们提出两种可能的解释。首先，这种差异可能是由旋涡星系中的垂直颜色梯度引起的。在这种情况下，这些梯度应该是类似的所有星系，平均0.15德克斯在[Fe/H]每标度高度，并增加以后的星系类型。然而，最可能的解释是，螺旋和椭圆有本质上不同的CM关系。这意味着螺旋星系中的恒星比椭圆星系中的恒星年轻。然而，螺旋星系中年轻恒星的年龄，或者说比例，完全取决于星系的光度，而不是它的环境。
1998-08-21 astro-ph
Spiral Galaxies with HST - Near Infrared Properties of Bulges
在H波段获得了72个邻近旋涡星系球的HST_NICMOS图像。这些数据表明，星系与规则的隆起有陡峭的核尖比星系与不规则的隆起。我们还表明，具有规则的凸起的星系落在（<γ>，星等）图的同一部分作为椭圆星系。这意味着早期型螺旋星系凸起有一个与椭圆星系相同的形成过程。
1999-08-18 astro-ph
Line-of-sight velocity distributions of elliptical galaxies from collisionless mergers
我们分析了通过无碰撞星系合并建立的模型椭圆星系的视线速度分布的偏斜度。我们建立的模型，使用大型N体模拟的合并之间的两个螺旋或两个椭圆星系。我们的目的是调查是否观察到的范围内的偏度系数（h3）和旋转支持（V/sigma），以及h3和V之间的关系，可以通过无碰撞合并复制。以前的尝试使用N体模拟未能达到V/sigma ~ 1-2和相应的高h3值，这表明可能需要气体动力学和随后的恒星形成，以解释椭圆星系通过合并的偏斜特性。在这里，我们表明，高V/sigma和高H3复制在无碰撞的螺旋-螺旋合并时，一个中心的凸起允许光盘在合并过程中保留一些原来的角动量。我们还表明，椭圆椭圆合并，除非合并从一个高角动量轨道，再现强偏度观察到的非旋转，巨大的，boxy椭圆。因此，h3系数的行为将快速旋转的圆盘状椭圆星系与圆盘-圆盘合并联系在一起，将方形、缓慢旋转的巨型椭圆星系与椭圆-椭圆合并联系在一起，这一框架通常与分层星系形成的预期一致。
2006-09-13 astro-ph
HI and CO observations of Arp 104: a spiral-elliptical interacting pair
我们目前的数据探测NGC 5218，晚型棒旋星系的螺旋-椭圆相互作用对，Arp 104中的原子（HI）和分子（CO）气体的空间和运动学分布。我们考虑这些数据结合远红外和无线电连续数据，和N体模拟，研究星系的相互作用，和NGC 5218的恒星形成特性。我们使用这些数据来评估酒吧和潮汐相互作用的NGC 5218的演变的重要性，以及在何种程度上的潮汐相互作用可能是重要的触发酒吧。NGC 5218的分子气体分布似乎受到棒的强烈影响;分布集中在中心区域，具有非常大的表面密度。N-body模拟表明，自近星系以来的时间尺度约为3 × 10**8年，这与触发或增强NGC 5218中棒势的相互作用一致，导致流入和观察到的大中心分子气体密度。虽然NGC 5218似乎正在经历活跃的恒星形成，但它的恒星形成效率与“正常”的SBb星系相当。我们认为这个系统可能处于恒星形成的更活跃阶段的边缘。
2007-01-16 astro-ph
On the Formation of Boxy and Disky Elliptical Galaxies
研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。讨论了质量比为1：1和3：1的两种螺旋-螺旋合并的无碰撞N体模拟结果，并研究了合并残余物的投影性质。结果表明，等质量合并导致各向异性，缓慢旋转系统优先盒状等照度线和显着的短轴旋转。不等质量合并的结果在形成一个旋转支撑的椭圆盘状等照度线和小的短轴旋转。这两类椭圆星系的运动学和等照度特性的观测分散可以用投影效应来解释。
1999-08-12 astro-ph
XMM-Newton Observation of an X-ray Trail Between the Spiral Galaxy NGC6872 and the Central Elliptical NGC6876 in the Pavo Group
我们提出的XMM-牛顿观测增强的X射线发射的轨迹沿8 '.7 × 4'之间的螺旋星系NGC 6872和主要的椭圆形NGC 6876在孔雀群，第一个已知的X射线轨迹与螺旋星系在一个贫穷的星系群，投影长度为90千秒差距，在任何系统中观察到的最长的X射线轨迹之一。在NGC 6872的方向上，拖尾区域中的X射线表面亮度在NGC 6876的~20 kpc以上大致恒定。这条轨迹比未受干扰的孔雀IGM（~0.5 keV）更热（~ 1 keV），金属丰度较低（0.2 Zsolar）。用67 × 90 kpc矩形区域测量的0.5-2 keV的尾迹亮度为6.6 × 10^{40} erg/s。我们比较的气体的性质，在螺旋形NGC 6872和椭圆形NGC 6876中的气体的光谱特性，以限制其起源。我们认为，X射线尾迹要么是IGM气体引力聚焦到邦迪-霍伊尔尾流中，这是一种约64%的Pavo IGM气体与约36%的星系气体的热混合物，已通过湍流粘性剥离从螺旋NGC 6872中去除，要么是两者兼而有之，这是由于螺旋相对于天空平面以约40度角xi的超音速运动，通过孔雀座IGM的密集区域，经过孔雀座群中心（NGC 6876）。假设xi = 40度，半径为33 kpc，投影长度为90 kpc的圆柱体中的填充因子eta，则尾迹中的平均电子密度和总热气质量分别为9.5 X 10^{-4}*eta^{-1/2} cm^{…
2004-12-09 astro-ph
Deep GMOS Spectroscopy of Extremely Red Galaxies in GOODS-South: Ellipticals, Mergers and Red Spirals at 1<z<2
我们使用双子座南的GMOS对GOODS-South场的极红星系进行了深度光谱调查。我们在这里提出的光谱和红移的16 ERG在0.87<z<2.02，限制K=20.2。ERH是球状体、合并体和螺旋体的混合体，只有一个活动星系核。对于至少10个这样的星系，我们观察到[OII]发射线。我们进行了年龄测定分析，通过拟合的光谱和9波段测光的ERG与被动发展的恒星星族结合一个年轻的恒星形成组件的模型。旧恒星组成部分的最佳拟合年龄范围为0.6至4.5 Gyr，平均为2.1 Gyr。质量范围从3到20乘以10^10太阳质量。形成恒星的成分通常只占总质量的百分之几，尘埃红化的平均值E（B-V）=0.35。其时间尺度往往是短的合并（<5000万年）和更长（200-800万年）的螺旋ERG。
2006-04-18 astro-ph
An investigation into the prominence of spiral galaxy bulges
从一个直径有限的样本86 '面对'的螺旋星系，膨胀盘的大小和光度比，以及其他定量测量的突出的隆起。已经使用视宁度卷积Sersic r^（1/n）凸起和视宁度卷积指数盘估计了凸起和盘参数。一般来说，早期型螺旋星系的球核的Sersic值n>1，晚期型螺旋星系的球核的Sersic值n<1。在B波段，只有8个星系的形状参数n符合指数值1，而在K波段，只有5个星系的形状参数n符合指数值1。应用r^（1/n）核球模型得到早型旋涡星系的平均r_e/h比大于晚型旋涡星系。尽管如此，该结果显示不具有统计学显著性。然而，早型螺旋的平均B/D光度比明显大于晚型螺旋（> 3-sigma）。这种与r_e/h值的明显矛盾可以用类似冰山的情况来解释，在这种情况下，晚型旋涡星系中的凸起相对地淹没在它们的盘中。这可以通过改变相对的凸起/盘恒星密度，同时保持相同的有效凸起-盘尺寸比来实现。绝对核球星等- log（n）图被用来作为诊断工具，与矮椭圆星系和普通椭圆星系进行比较研究。至少在B波段，这些物体占据了这个参数空间的明显不同的区域。虽然矮椭圆星系似乎是较亮椭圆星系的微弱延伸，但螺旋星系的凸起却不是。
2000-11-14 astro-ph
Short Gamma-Ray Bursts and Binary Mergers in Spiral and Elliptical Galaxies: Redshift Distribution and Hosts
为了检验短伽玛暴速率、红移分布和宿主星系是否与当前的理论预测一致，我们使用一个非常大的人口合成计算数据库来研究宇宙中的BH-NS和NS-NS合并速率，考虑到（i）宇宙的恒星形成历史，（ii）恒星形成星系的异质人口，包括螺旋星系和椭圆星系，和（iii）一个简单的通量有限的选择模型，用于短伽玛暴探测。当我们要求我们的模型重现已知的短伽玛暴速率和红移测量值（以及，对于NS-NS，从银河系中的双星双星外推的合并速率）时，一小部分模型重现了所有的观测结果，无论是当我们假设爆发的起源是NS-NS还是BH-NS时。最常见的模型产生合并优先在旋涡星系，如果短伽玛暴产生的NS-NS合并单独。现今的双星合并优先发生在椭圆星系中的模型宇宙，必然包括相当一部分在诞生和合并之间有很长延迟时间的双星（通常是$O(10{\rm Gyr})$）。虽然会发生长时间的延迟，但几乎所有的模型都预测，在中到高红移处会发生更高比例的短伽玛暴（例如，$z>1$），比目前已观察到的，在最近的观察表明，成功的低红移短伽玛暴的后续选择的偏见。最后，如果只有一小部分BH-NS合并具有形成伽玛暴的质量和自旋的正确组合，那么充其量只有一小部分BH-NS模型可以与所有{ \em current}可用数据相一致。（节录）
2007-11-26 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
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
Constraining the Star Formation Histories of Spiral Bulges
本文报道了四个螺旋球短轴方向的长缝光谱观测。并将螺旋凸起中心线强度与其它形态的中心线强度进行了比较。的凸起被发现有中心线强度相当于那些单一的恒星星族（SSP）的太阳丰度或以上。在线强度中观察到负的径向梯度，类似于椭圆星系中的那些。膨胀的数据是一致的Mg 2之间的相关性，并在椭圆星系中观察到的中心速度色散。与椭圆星系相反，中心线强度位于<Fe>Worthey（1994）太阳丰度比（SSP）确定的Mg 2和Mg 2范围内。太阳丰度比的含义表明螺旋星系和椭圆星系的恒星形成历史的差异。利用Worthey（1994）的SSPs，我们用一个星系化学演化的“单带下降”模型来约束样本中可能的恒星形成历史。我们发现，<Fe>Mg 2和H β线强度在这些凸起中观察到的不能复制使用原始塌陷模型的形成，但可以复制的模型与扩展的气体和恒星形成（2-17 Gyr）在该地区建模。其中一个星系（NGC 5689）的中心星群的光度加权平均年龄约为5 Gyr，支持恒星形成期延长的观点。在Sa星系NGC 3623的中心观察到运动学子结构，可能与金属丰度的中心尖峰有关。
1999-08-26 astro-ph
Segregations in clusters of galaxies
我们分析了40个规则星系团中约2000个星系的样本，以寻找星系光度和形态类型分离的证据。我们发现了比$M_R < -21.5$亮的星系的光度分离的证据，即通常每个星系团中最亮的四个成员。我们还发现了形态隔离的证据：无论是核心半径和速度色散增加沿哈勃序列（椭圆-S 0-早期螺旋-晚期螺旋）。不同类型的星系具有不同的速度色散剖面，后一类星系的速度色散剖面较陡。简单的建模使我们能够表明，椭圆形（和，在较小程度上，S 0）轨道大多是切向的集群核心，几乎各向同性的外，而螺旋（特别是晚螺旋）轨道主要是径向的。我们的结果的一个可行的解释是：（1）晚螺旋星系与其他类型的星系不同，是一个非维里化的星系团，仍然在部分径向下降轨道上，（2）椭圆相空间分布通过动力学摩擦过程向能量均分方向演化，（3）S 0和早螺旋星系具有介于这两个极端之间的中间分布。
1997-09-26 astro-ph
Minor-axis velocity gradients in spirals and the case of inner polar disks
我们测量了电离气体和恒星运动学沿长轴和短轴的样本的10个早期型螺旋。令我们惊讶的是，我们发现了一个显着的气体速度梯度沿短轴的8个。根据观测到的电离气体速度场的运动学特征，我们将样本星系分为三类。(i)NGC 4984、NGC 7213和NGC 7377显示了沿着短轴的整体速度曲线，没有零速度点，直到最后测量的半径，这被解释为由于气体盘的扭曲结构。(ii)NGC 3885、NGC 4224和NGC 4586的特征是沿长轴和短轴都有速度梯度，但沿短轴的非零速度仅限于中心区域。这种气体运动学被解释为是由于三轴势引起的非圆运动。(iii)NGC 2855和NGC 7049显示了沿长轴测量的速度梯度的斜率变化（在中心较浅，远离核较陡），以及短轴中心区域的非零气体速度。这是由于存在一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘，即内极盘。讨论了内极盘的情况和起源，并列出了它们的宿主星系。
2003-06-18 astro-ph
ASTE $^{12}$CO($J=$3--2) Survey of Elliptical Galaxies
本文报道了用ASTE望远镜对15个邻近椭圆星系进行的$^{12}$ CO（$J=$ 3- 2）观测。其中13颗是在没有考虑其他冷星际物质示踪剂的情况下选出的。从三个星系中检测到CO发射，其中两个在100微米处未被IRAS检测到，这表明冷ISM可能存在于比以前认为的更多的椭圆星系中。分子气体质量范围为$2.2 \times 10^6$至$4.3 \times 10^8$ $M_\odot$。CO（3- 2）线和（1- 0）线的比值$R_{31}$在椭圆星系中的值比旋涡星系中的值低，但NGC 855除外，它的值接近旋涡星系的平均值。NGC 855中的分子气体的平均密度在300 - 1000 cm $^{-3}$范围内，温度范围为15 - 100 K。
2006-11-20 astro-ph
The near-IR Ca II triplet - sigma relation for bulges of spiral galaxies
我们目前的近红外钙II三重态（CaT，CaT*），Paschen（PaT）和镁（MgI）指数的一个很好的研究样本的19个早期到中期的螺旋星系的凸起的测量。我们发现CaT* 和CaT指数都随着中心速度分散度（σ）的减小而减小。这种依赖关系与Cenarro（2002）最近发现的椭圆星系的依赖关系相似，这意味着从椭圆星系到中间型螺旋星系都存在统一的CaT* - sigma关系。CaT和CaT* 随σ的降低与另一个α元素指数Mg_2随σ的增加形成对比。我们讨论了Ca丰度不足（[Ca/Fe]<0）和IMF变化在所观察到的关系的发病中的作用。
2003-03-21 astro-ph
Morphological number-count and redshift distributions to I < 26 from the Hubble Deep Field: Implications for the evolution of Ellipticals, Spirals and Irregulars
我们将Fernando-Soto等人（1997）的光度红移数据与Odewahn等人（1996）的形态学数据相结合，得到了哈勃深空中I < 26.0的所有星系。从这个组合目录中，我们产生的形态星系数计数和相应的红移分布，并比较这些高归一化零和被动演化模型的预测。从这个比较中，我们得出以下结论：（1）E/S 0是在数量上看到的，并且在红移范围内与零或最小被动演化一致，直到I = 24。超过这个极限，观测到的E/S 0比预测的要少，这意味着在I > 24时，存在一个净的负演化过程--光度变暗、解体或被尘埃掩盖。(2)螺旋星系的数量与零演化预言一致，I = 22.超过这一量级，就需要一些净积极的演变.虽然数计数与I=26.0的被动演化预言一致，但红移分布有利于数和光度的演化。(3)对于晚型/不规则类别没有明显的解释，这一类别需要进一步细分。虽然一小部分的星群位于低红移（即真正的不规则星群），但大多数星群位于红移，1 < z < 3. At z >1.5的合并是经常发生的，结合z > 2时没有正常螺旋，逻辑上的推论是它们代表了通过分层合并形成的正常螺旋的祖先。
1998-02-08 astro-ph
Dynamical consequences of CDM merger trees
在标准结构形成的背景下，大质量的现今椭圆星系有时被认为是螺旋系统合并的结果。通过大量的SPH模拟合并螺旋，我们已经探讨了这些过程的目的是量化其弛豫时间。这一点很重要，因为它设定了合并开始和椭圆星系出现之间的最小时间间隔。然后，我们将此约束与预测的分层方案，计算通过Press-Schechter合并树。我们发现的证据，椭圆系统似乎没有形成一个重大合并的螺旋。
2003-10-27 astro-ph
Shape of the Galactic Orbits in Clusters
对一个星系团样本的运动学分析表明，椭圆星系和旋涡星系速度分布的差异与它们轨道族的形状有关。存在于每个形态种群上的轨道各向异性可以使用作为径向和切向速度分散的比率的参数来测量，并且可以通过观察到的视线速度分布来恢复。当假设速度分布为高斯分布，沿径向和切向具有不同的色散时，我们得出结论：星系团中椭圆星系的轨道更接近径向，而螺旋星系的轨道更接近圆形或各向同性。透镜星系共享一个介于螺旋星系和椭圆星系之间的中间轨道参数。
1998-01-21 astro-ph
Stellar halos and elliptical galaxy formation: Origin of dynamical properties of the planetary nebular systems
最近对几个椭圆星系行星状星云的光谱观测揭示了外星晕区的结构和运动学性质。为了阐明这些行星状星云系统（PNS）的性质的起源，我们考虑的合并方案中，一个椭圆星系合并的旋涡星系形成。使用数值模拟，我们特别调查的径向配置文件的投影PNe数密度，旋转速度，和速度色散的PNS延伸到外晕区域的椭圆星系形成的主要和不等质量合并。我们发现，径向轮廓的项目数密度可以拟合幂律和平均数密度的外晕的椭圆可以超过一个数量级高于原来的螺旋晕。在椭圆星系的外晕区（$R$ $>$ $5R_{\rm e}$），PNS显示出显著的旋转（V/sigma >0.5）。从模拟中得到了PNS的二维速度场，并详细讨论了它们与星系合并模型参数的关系。我们比较模拟的PNS的运动学与NGC 5128中观察到的PNS，从而讨论合并模型在解释所观察到的运动学的PNS的优点和缺点。我们还发现，在椭圆星系的PNS的运动学是相当不同的，取决于星系合并的轨道配置，合并祖先螺旋的质量比，和星系的视角。这种变化直接转化为可能的偏差，在观测质量估计中可能有两倍以上的偏差。~ ~
2006-06-22 astro-ph
Are Red Tidal Features Unequivocal Signatures of Major Dry Mergers?
利用宇宙学数值模拟方法研究了一个椭圆星系与一个小星系合并产生的潮汐特征。我们发现，模拟的潮汐特征与赤潮特征在数量上是相似的，即，干燥的潮汐特征，最近在中等红移的椭圆星系的深层图像中发现。在我们的模拟中，由于活动星系核加热，小合并不会引发恒星形成。因此，潮汐特征和宿主星系都是红色的，即一个干燥的小合并。坠落卫星星系的恒星质量约为10^10兆太阳，潮汐碎片的表面亮度达到μ_R~27 mag arcsec^-2。因此，我们的结论是，潮汐碎片从未成年人合并可以解释所观察到的干潮汐功能在椭圆在中间红移，虽然其他机制（如主要干合并）也可能是重要的。
2006-05-25 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
Galaxy morphology in the LambdaCDM cosmology
我们调查的起源星系形态（定义为膨胀总K波段光度）在Lambda CDM宇宙学使用两个星系形成模型，基于千年模拟，由鲍尔等人（达勒姆模型）和德露西亚和布莱佐（MPA模型）。这两个模型对星系形态的预测有许多相似之处，但也有根本的分歧。例如，考虑到现有观测数据的不确定性，两者都产生了现实的形态组合，但其演变非常不同。这种差异和其他差异的一个主要原因是对盘不稳定性的处理，这在达勒姆模型中起着更突出的作用。我们的分析证实了以前的理论预测，即椭圆星系在星系大部分组装之前形成了大部分恒星。螺旋往往有较晚的“组装”时间作为一个结果，在原地恒星形成。除了最亮的椭圆星系（恒星质量> 2.5e ~（11）M_sun/h）外，我们发现主要的合并不是大多数椭球体（椭圆星系和螺旋凸起）聚集质量的主要机制。事实上，大多数椭圆星系（以及绝大多数螺旋星系）从未经历过重大的合并（高于我们模拟的分辨率限制）。大多数椭圆星系和螺旋星系通过较小的合并或盘的不稳定性获得它们的恒星质量。这些结论对两种模型都是相同的。在这些模型中，球体的旋转特性可能有助于限制盘不稳定性的重要性。
2009-04-16 astro-ph
Minor-axis velocity gradients in disk galaxies
我们给出了4个旋涡星系的电离气体运动学和光度学，它们的特征分别是沿长轴的零速度平台和沿短轴的速度梯度。通过结合这些新的运动学数据与文献中列出的S 0和螺旋的电离气体成分的修订夏普利-艾姆斯目录中的明亮Galerkin我们意识到，约50%的无棒星系显示出显着的气体速度梯度沿光学短轴。如果我们把沿短轴方向速度分布不规则的无棒星系包括在内，这个比例上升到60%左右。这种现象在哈勃盘星系序列中随处可见，在早期螺旋星系中尤为常见。由于短轴的速度梯度是意想不到的，如果气体是移动到圆形轨道上的磁盘共面的恒星之一，我们得出结论，非圆形和离面气体运动是不罕见的内部区域的磁盘星系。
2003-12-10 astro-ph
Dynamical family properties and dark halo scaling relations of giant elliptical galaxies
通过对21个明亮的圆椭圆星系的线轮廓形状进行统一的动力学分析，研究了椭圆星系的动力学族关系：（1）当R>~ 0.2Re时，椭圆星系的圆速度曲线（CVC）在~10%范围内是平坦的; (ii)大多数椭圆星系都是中等径向各向异性的，它们的动力学结构惊人地一致。(iii)椭圆星系遵循塔利-费雪（TF）关系，L_B^* 星系的v_c^max=300 km/s。在给定v_c^max的情况下，它们在B中要暗1等，即使在M/L_B最大的情况下，重子质量也比螺旋粒子略低。(iv)证实了M/L_B的光度依赖性。基本平面的倾斜不是由动力学非同调引起的，也不仅仅是由随L增加的暗物质分数引起的。然而，它与基于已发表的金属丰度和年龄的恒星星族模型是一致的。因此，主要的驱动因素可能是金属丰度，而次要的人口效应则需要解释K波段的倾斜。(v)这些结果表明椭圆星系可能具有接近最大的M/L_B（最小晕）。(vi)尽管CVC是均匀平坦的，但累积M/L_B（r）是分散的。一些星系在2R_e内没有暗物质的迹象，而另一些星系在2R_e处的局部M/L_B为20-30。(vii)在具有最大恒星质量的模型中，暗物质在R_e内贡献了约10-40%的质量。（viii）相应的晕核密度和相空间密度至少比具有相同v_c^max的旋涡星系大25倍，晕核半径小4倍。M/L的增加以比螺旋形大10倍的加速度开始。这可能意味着椭圆星系晕在高红移时坍缩，…
2000-12-18 astro-ph
Measuring Shapes of Galaxy Images II: Morphology of 2MASS Galaxies
我们研究了112个不同哈勃类型的星系在2微米全天巡天（2 MASS）在近红外（NIR; 1-2 $μ$ m）$J$，$H$，和$K_s$波段成像的样本。样本包含（光学分类）32椭圆，16望远镜，和64螺旋从2 MASS扩展源目录中获得。我们使用一组非参数形状的措施，从闵可夫斯基泛函（MF）的星系形状分析。我们使用椭圆率（$ε$）和取向角（$Φ$）作为形状诊断。随着这些参数的等照度线内的面积的函数，我们注意到，近红外椭圆星系与$ε> 0.2$显示出一种趋势，被中心的球形和越来越平坦的边缘，一种趋势类似的图像在光学波长。高度扁平的椭圆星系在中心和边缘之间表现出强烈的椭圆率变化。透镜星系的形态特征类似于椭圆星系或盘星系。我们的分析表明，几乎一半的螺旋星系似乎有酒吧一样的功能，而其余的可能是非酒吧。我们的研究结果还表明，几乎三分之一的螺旋星系有光学隐藏的酒吧。在椭圆星系的取向中注意到的等照度线扭曲随着这些星系的扁平化而减小，这表明扭曲和扁平化在近红外中也是反相关的，正如在光学波长中所发现的那样。近红外透镜星系和螺旋星系的方向显示出大范围的扭曲。
2004-07-06 astro-ph
Abundance Ratios in Composite Stellar Populations with special emphasis on Elliptical Galaxies
我们统一的化学和分光光度演化代码允许同时研究ISM丰度的一系列元素和光谱特性的恒星星族在我们的模型星系。我们使用恒星的演化轨迹，产量，光谱，颜色和吸收指数校准5个不同的金属丰度和帐户的连续几代恒星的初始金属丰度的增加。对于任何类型的恒星系统，根据恒星形成历史和IMF的描述，我们可以直接比较气体和恒星丰度比的时间演化。螺旋星系模型，成功地再现光谱特性，以及ISM附近的模板丰度相结合的宇宙模型和阻尼莱曼$α$吸收器相比。对于早期类型的星系的各种形成的dupi-初始单片崩溃，螺旋螺旋合并，分层的形成-测试相对于其预测的光谱能量分布从UV到NIR和吸收指数和指数比，例如[MgFe]。
1997-11-10 astro-ph
Kinematics of diffuse elliptical galaxies
新的观测表明，大多数扁平的弥漫椭圆星系基本上是各向同性的旋转体。这支持了这样一种观点，即dEs是从快速旋转的dIrr系统或晚型螺旋演化而来的，它们的气体被SN驱动的风驱逐，并被星系际介质的冲压压力剥离。
2002-10-02 astro-ph
The connection between globular cluster systems and their host galaxy and environment: a case study of the isolated elliptical NGC 821
为了探测孤立椭圆星系的球状星团（GC）系统，对NGC 821 GC系统进行了全面分析。来自WIYN Mini-Mosaic成像仪的新图像，加上哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2图像，揭示了一个GC系统，类似于位于高密度环境中的对应椭圆星系。为了把这些结果的背景下的星系形成，一个强大的确定普查的GC系统，并分析了星系跨越广泛的质量（> M_star），形态和环境。本荟萃研究的结果：（1）证实了先前的发现，即由宿主星系恒星质量标准化的GC数量随着宿主恒星质量的增加而增加。样品中旋涡星系的相对GC数比大质量椭圆星系的相对GC数小，表明大质量椭圆星系的GC系统不是由主要的螺旋-螺旋合并形成的：（2）表明单位星系重子质量的GC系统数随宿主重子质量的增加而增加，GC形成效率可能不像以前认为的那样具有普遍性;（3）表明以前报告的环境趋势可能是不正确的，由于样本偏差或使用星系恒星质量来归一化GC数。因此，环境依赖的GC形成效率的索赔应重新审查;（4）结合弱透镜晕质量的估计，表明GC形成的晕质量成正比;（5）与理论预测一致，即再电离的局部时代没有显着变化的环境或宿主星系类型。
2008-04-25 astro-ph
Do mergers make (normal) ellipticals?
在合并假说下，椭圆星系是由富含气体的螺旋星系合并而成的。然而，在大多数正常椭圆星系中，HI的相对缺乏需要将原子气体大量加工成其他形式，如果这个过程是可行的。在这里，我提出了一些定性的评论如何合并产生的椭圆可能取决于（不断变化的）气体含量的祖先磁盘，然后转向一个更定量的研究所提供的椭圆和合并残余物的核属性的约束。
2000-09-06 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 Luminosity-Metallicity Relation for Bulges of Spiral Galaxies
获得了28个旋涡星系球核的光学积分谱。通过对每个星系应用适当的孔径大小，盘星光的不可避免的污染已经被小心地最小化，并设置为总恒星光的$\sim$ 1/7。该样品涵盖了广泛的隆起光度和形态。Mg $_2$指数显示出与球丘内禀光度的紧密相关性，类似于椭圆星系已知的关系，并且在较暗的星等上有所扩展。其他特征如CaIIK、CN、G带和TiO也显示出与隆起光度相似的变化趋势。相反，Fe 5270和Fe 5335铁线显示出恒定的等效宽度-在一定的分散度内-对于所有凸起。一个简单的应用程序的恒星星族合成模型表明，镁应该是最增强相对于铁在最明亮的凸起。就结构参数而言，凸起确实与椭圆在基本平面上占据相同的区域。总之，目前的研究倾向于这样一种观点，即大部分恒星在形成时只受到盘材料的中等或可忽略的影响，可能是通过与驱动椭圆星系形成的过程非常相似的过程。
1996-04-23 astro-ph
A Numerical Experiment of a Triple Merger of Spirals
我们提出了一个初步报告的动态演化的三胞胎的螺旋星系合并残留物，类似于一个椭圆形。我们发现，大投影恒星潮汐尾~200千秒差距可以发展过程中的二进制的形成，并高达~350千秒差距的第三个星系时，这与二进制合并。当气体被视为测试粒子时，气体潮汐尾的半径在哈勃时间内可能达到~ 1 Mpc;这个半径与在相互作用期间形成的常见暗晕的大小相似。有人建议，气体尾巴可以提供一种手段，以确定在某种程度上的合并过程中形成的螺旋共同的黑暗晕的大小。恒星残骸显示出椭圆状的表面密度分布，但其相空间保留了更多的信息，可以用来确定它是否是由螺旋组装而成的。
1999-07-30 astro-ph
Spiral galaxies with a central plateau in the gas velocity curve along the major axis
我们提出了短轴运动学的电离气体和恒星的5个螺旋星系的样本，其特征是沿其长轴的气体速度梯度为零或浅。沿着NGC 4064和NGC 4189的短轴观察到的不对称速度分布可以解释为由于棒的存在。在NGC 4424和NGC 4941中，我们只在短轴的中心区域测量到非零的气体速度，而在更大的半径处，气体速度降为零。这种运动学特征暗示了正交旋转的气体成分的存在，该成分被限制在最里面的区域（即内极盘）中，用积分场光谱法进行确认。
2005-05-19 astro-ph
Globular Cluster Systems of Elliptical Galaxies
我们回顾了球状星团系统的观测性质及其对星系形成模型的影响。观测结果表明，球状星团形成于富含气体的合并，双峰金属丰度分布在椭圆星系的球状星团系统中很常见，贫金属人口比富金属人口更广泛。这是Ashman & Zepf（1992）简单合并模型的四个预测中的三个。第四个预言是关于球状星团螺旋系统的性质，还有待观测的检验。采用奥卡姆剃刀理论，从年轻和年老的球状星团系统中证实了合并模型的基本预言，有力地证明了典型的椭圆星系是由旋涡星系合并而成的。然而，Ashman-Zepf合并模型的简化假设限制了它对某些复杂情况的适用性，例如cD星系的形成。最后，我们介绍了新的观测和理论方案，将进一步了解的物理机制的球状星团和星系形成的评论。
1997-12-16 astro-ph
The History of the Comic Supernova Rate Derived from the Evolution of the Host Galaxies
我们预测宇宙超新星的历史作为一个复合物的超新星在螺旋星系和椭圆星系的速率。我们包括Ia型超新星（SN Ia）的祖先演化的金属丰度的影响，并建立详细的模型，螺旋和椭圆星系的星系团和领域的演变，以满足最新的观测约束。在星团环境中，合成的宇宙星形成率（SFR）在对应于椭圆星系中早期恒星爆发的$z \gtsim 3$处有一个过量，并且与Madau的图相比，从现在到$z \sim 1.4$红移处的峰值的斜率较浅。在外场环境中，我们假设椭圆星系在很宽的红移范围内形成为$1 \ltsim z \ltsim 4$。合成的宇宙SFR在$z \sim 3$附近有一个宽峰，这与观测到的结果非常一致。由此得到的宇宙SFR导致宇宙SN Ia速率的以下预测：1）由于SNe Ia的低金属丰度抑制，螺旋中的SN Ia速率在$z \sim 2$处有一个中断，无论簇或场如何。2)在高红移时，超新星Ia的速率在星团中的$z \sim 3$附近有一个很强的峰值，而在实际中的速率要低得多，这反映了椭圆星系形成时代的差异。
2000-03-17 astro-ph
A new formation model for M32: A threshed early-type spiral?
最近的致密椭圆星系（cE）M32的起源问题是本星系群中星系形成的一个长期问题。我们的N-body/SPH模拟提出了一个新的方案，其中M31的强潮汐场可以将螺旋星系转变为紧凑的椭圆星系。当一个低光度的旋涡星系坠入M31的中心区域时，由于M31的潮汐场，其盘的大部分外部恒星和气体成分都被戏剧性地剥离。另一方面，由于其紧凑的结构，中心隆起部分只受到潮汐场的微弱影响，并保持其形态。M31的强潮汐场还导致气体快速转移到中心区域，引发核星暴，从而形成中心高密度、金属含量更丰富、年龄相对年轻的恒星星族。因此，在这种情况下，M32以前是几个Gyr前与M31相互作用的螺旋潮汐的凸起。此外，我们认为像M32这样的恒星事件是罕见的，这是潮汐相互作用的参数空间相当狭窄的结果，潮汐相互作用在形态上将螺旋转化为恒星事件，并且恒星事件被吞噬的时间尺度非常短（$<$为几$10^9$年）。
2001-07-06 astro-ph
