Formation and Evolution of E and S0 Galaxies from HST and Keck Studies of z~0.3-1 Clusters
在过去的五年里，我们目睹了遥远星系的结果急剧增加，这在很大程度上是因为HST的高分辨率成像能力和凯克望远镜的多物体光谱能力。我们的计划，以获得宽视场，多色WFPC 2镶嵌与HST的中间红移集群，光谱成员和高S/N光谱与LRIS凯克，提供了新的见解椭圆和S 0星系的性质在集群环境中的密度范围很广。特别是，大多数椭圆星系，以及相当一部分的S 0星族，都有很大的光度加权年龄，这表明它们的恒星星族是在红移超过z~2的时候形成的，尽管MS 1054-03在z=0.83时存在大量的主要合并，这表明这些星系的最终组装可能是在很久以后才发生的，对于相当一部分的早型星系来说。
2000-09-12 astro-ph
The Peculiar Motions of Elliptical Galaxies in Two Distant Regions - I. Cluster and Galaxy Selection
EFAR项目是对84个星系团中的736个候选椭圆星系的研究，这些星系团位于两个区域，分别朝向武仙座-北冕座和英仙座-双鱼座-鲸鱼座，距离cz = 6000-15000 km/s。在本文中（系列的第一篇），我们介绍了EFAR项目，并详细描述了我们的样本中的星系团和星系的选择。基本数据的星系和集群，包括准确的新的位置为每个星系和红移为每个集群。星系选择函数是用施密特巡天图像测量的星系团场中2185个星系的直径确定的。本系列的未来论文将介绍该样品的光谱和光度观测，研究椭圆星系基本平面的性质，并确定宇宙这两个区域的大尺度奇特速度场。
1996-02-27 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus: III. Global scaling relations of disks and bulges
我们确定了一个样本的40个旋涡星系的膨胀和磁盘的类似于椭圆星系的基本平面的标度关系的参数。为此，我们从近红外H波段图像中获得结构参数（scalelands和表面亮度），并从旋光曲线中获得运动学参数（旋转速度）。在磁盘的情况下，我们测试的准确性推导出的关系作为一个距离指标，通过比较其分散的H波段塔利-费舍尔关系相同的样本，并发现，后者达到的准确性略高（分散是19%对23%，这个样本）。据推测，差异是由于更强大的字符的全球参数，而不是那些与磁盘的内部部分。它还apperas（a）无论是恒星的质量与光比的凸起和磁盘的组件的大小增加，或（b）凸起和磁盘的相对贡献的整体旋转的星系（因此，其总质量）变得越来越小，随着规模的增加。
1999-05-06 astro-ph
A Keck Spectroscopic Survey of MS1054-03 (z=0.83): Forming the Red Sequence
利用X射线发光星系团MS 1054 -03的限星等分光观测，我们分离出153个星系团星系，并测量了MS 1054的红移和速度色散，它们分别为z=0.8307和sigma_z=1156 km/s。吸收线星系、星暴后星系（"E+ A“）和发射线星系分别占星系团总数的63%、15%和23%。利用HST/ACS的测光方法，我们发现i775中的吸收线成员在~3.5星等的范围内定义了一个异常紧密的红色序列：它们的（V-i）色的本征散射仅为0.048，对应的（U-B）_z散射为0.041。它们的颜色散射与椭圆星系的颜色散射相当（sigma_Vi=0.055），但明显小于E+ S 0组合样本的颜色散射（sigma_Vi=0.072）。MS 1054的吸收线的颜色散射大约是后发座椭圆星系的两倍;这种差异与被动演化相一致，其中大部分吸收线成员（>75%）由z~2形成，所有吸收线成员都由z~1.2形成。对于红色成员，我们发现了一个减弱Hdelta吸收的趋势（>95%置信度），我们得出结论是由于年龄：在MS 1054中，红色序列上的颜色散射是由平均恒星年龄的差异驱动的，最高可达1.5 Gyr。我们还生成了合成光谱，并估计MS 1054的平均S 0比平均椭圆年轻约0.5-1 Gyr;这种平均恒星年龄的差异主要是由于一些S 0是蓝色的（18%）和/或后星爆系统（21%）。
2007-02-09 astro-ph
Infrared Surface Brightness Fluctuations of the Coma Elliptical NGC 4874 and the Value of the Hubble Constant
我们用凯克一号望远镜测量了后发座星系团中占主导地位的椭圆星系NGC 4874的K波段表面亮度起伏。我们使用深HST WFPC 2光学成像，以占由于暗淡的球状星团和改进的分析技术，以获得测量的SBF视星等的污染。利用一个新的SBF校准，它占的K波段SBF的依赖性的综合颜色的恒星星族，我们测量的距离模为34.99+/-0.21等（100+/-10兆秒差距）的后发座星系团。由此得到的哈勃常数值为71+/-8 km/s/Mpc，不包括HST造父变星距离刻度中的任何系统误差。
2001-07-24 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters around NGC 1399
本文报道了天炉座星系团中央cD星系NGC 1399周围球状星团的中等分辨率、高信噪比光谱。我们解决不同的问题，如元素丰度的球状星团与恒星星族在椭圆形，蓝色的水平分支的金属丰富的球状星团，宽带的颜色作为金属丰度示踪剂，可能高估的年龄金属丰度简并在球状星团，和暗物质在NGC 1399的晕。(...)球状星团的元素丰度覆盖了银河系和M31的整个观测范围，平均金属丰度约为[Fe/H]-0.8 dex。这意味着测光报告的两个主要的子群可能是通过与形成本星系群螺旋中的晕和盘状/隆起球状星团相同的过程形成的。两个球状星团（我们将其与一组非常红的球状星团联系在一起，约占整个系统的5%）明显突出，并显示出与在巨型椭圆星系中观察到的恒星星族一样高的金属丰度。此外，它们显示出令人惊讶的高Hbeta和Hgamma指数，这不能用现有模型的任何年龄/金属丰度组合来解释。然而，这些集群中的高Mg和Hbeta值可以解释为蓝色水平分支的存在。(...)
1997-10-10 astro-ph
Revisiting the Globular Cluster System of the Merger Remnant Elliptical NGC 3610
我们获得了动态年轻的椭圆星系NGC 3610中6个候选球状星团（GC）的Keck谱，补充了我们先前对8个已确认GC的Keck谱（Strader et al. 2003）。我们的新候选人中有五位被确认为GC。在13个GC中，有11个位于7 kpc的K波段有效半径内。在这13个星团中，有2个是年轻的（~ 2Gyr）和非常富金属的（[Z/H] ~ +0.5），3个是年老的和贫金属的，其余8个是年老的和富金属的。年轻星系团的年龄与最近的光谱年龄估计值1.6+/-0.5 Gyr（Denicolo et al. 2003）相一致，并表明这些星系团是在盘-盘合并中形成的，这可能创造了NGC 3610。有趣的是，这两个年轻的GC都有[alpha/Fe] ~+0.3，而大多数老的星系团没有α增强，这与银河系和M31 GC相反，也与核合成计算的预测相反。这两个古老的GC亚群可以归因于合并的祖细胞。旧的和新的富含金属的GC的相对数量的限制很差，因为预期的差异，在径向分布的两个亚群。然而，根据我们的光谱结果和哈勃太空望远镜的色星等图（惠特莫尔等，2002年）与恒星星族模型的比较，我们认为，超过一半的富含金属的GC可能是老的。
2003-10-21 astro-ph
Ultra-Luminous Infrared Mergers: Elliptical Galaxies in Formation?
我们报告了12个超亮红外星系合并（ULIRGs）的高质量近红外光谱。我们新的VLT和Keck数据提供了这些星系的~0.5”分辨率，恒星和气体运动学，其中大多数是在最后合并阶段的紧凑系统。我们确认ULIRG合并是“椭圆形信息”。随机运动主导着它们的恒星动力学，但显著的旋转是常见的。气体和恒星动力学在大多数系统中是解耦的。ULIRG落在热恒星系统的基本平面上或附近，特别是在其演化敏感性较低的r（eff）-sigma投影上。ULIRG的速度色散分布、它们在基本平面上的位置以及它们的v（rot）*sin（i）/sigma分布与中等质量（~L*）、中等旋转的椭圆星系非常相似。作为一个群体，ULIRGs不像巨大的椭圆星系，有着大的核心和小的旋转。我们的研究结果是在很好的协议与其他最近的研究表明，盘状椭圆与紧凑的核心或尖点可以形成通过耗散合并的气体丰富，盘星系，而巨大的椭圆与大的核心有不同的形成历史。
2001-06-02 astro-ph
ROSAT observations of the galaxy group AWM7
我们目前的结果ROSAT/PSPC和HRI观测的AWM 7组的星系，这是一个贫穷的星系团和英仙座-双鱼座灯丝的一部分。X射线辐射来自于温度为1.7至4.5 keV的团内气体。这个星系团显然是椭圆形的，其位置角垂直于占主导地位的椭圆星系NGC 1129的位置角，它偏离星系团X射线中心30 kpc。对PSPC成像和光谱数据的分析得出，在1.2 Mpc的半径内，引力质量为2- 5 $\cdot10^{14}$ \msun，冷却流的质量沉积速率高达60- 66 \msun y $^{-1}$。
1995-03-02 astro-ph
Lens Galaxy Properties of SBS1520+530: Insights from Keck Spectroscopy and AO Imaging
我们报告的SBS 1520+530引力透镜系统和它的环境使用档案HST成像，凯克光谱数据，凯克自适应光学成像的调查。AO成像使我们能够在进行透镜建模时以高精度修复透镜星系的属性，并且数据表明透镜具有椭圆形态，可能是圆盘。新的光谱数据表明，先前对透镜红移的测定可能是不正确的，我们报告了一个更新的，但不确定的值z_lens = 0.761。我们还用光谱学方法证实了几个星系群的存在，它们的位置大约在透镜系统的红移处。我们创建新的模型的镜头系统，明确占镜头的环境，我们还包括改进的约束，从我们的自适应光学成像的透镜星系。如果H_0固定在72 km/s/Mpc，用这些新数据创建的透镜模型可以很好地拟合比等温模型更陡的质量斜率（α = 2.29，密度与r^-α成正比）;等温模型需要H_0 ~ 50 km/s/Mpc。陡峭的轮廓可能表明透镜处于与附近星系相互作用引起的短暂扰动状态。
2007-10-09 astro-ph
Properties of Two New M31 dSph Companions from Keck Imaging
我们获得了新发现的本星系群矮星系飞马座dSph和仙后座dSph及其周围区域的凯克低分辨率成像摄谱仪的V和I图像。给出了V <~ 25和I <~ 24恒星的第一个光度函数和色星等图。根据红巨星分支顶端的视I等估算出新矮星的距离为：D_MW（Peg dSph）= 830 +/- 80 kpc，D_MW（Cas dSph）= 760 +/- 70 kpc，与它们属于扩展的M31卫星系统相一致。这两个星系都是矮球状体（dSphs），红巨星分支形态表明主要是古老的恒星星族和估计的平均金属丰度，<[Fe/H]>，Peg dSphs为-1.3 +/- 0.3，Cas dSphs为-1.4 +/- 0.3。它们的中心表面亮度-<[Fe/H]>-绝对星等关系遵循其他本星系群dSphs、矮椭圆星系和矮不规则星系的关系。与九个银河系dSphs中的四个（位于D_MW =100 kpc以上的四个）相比，六个已知的M31 dSphs中没有一个似乎有一个占主导地位的中年人口。
1998-12-03 astro-ph
Keck Spectroscopy and Imaging of Faint Galaxies Identified as MicroJansky Radio Sources
我们调查的性质，最微弱的无线电源检测到3 VLA调查，在8.5 GHz的微弱限制8 microJy。使用BRI的Keck低分辨率成像光谱仪和K的近红外相机，我们对51个射电源进行了成像，并确定了50个可能的光学对应物。与LRIS光谱，我们成功地获得新的红移的17个来源，和9个有红移从以前的数据。在这26个样本中，大约60%是具有高射电光学比的盘星系，表明正在进行或最近的恒星爆发，红移z=0-1。其他的是正常的，z<0.4的非相互作用星系，类星体和射电发光的巨型椭圆星系（被遮蔽的活动星系核？）。所有14个有光谱的非类星体星系都显示出发射线，但其光度对应的恒星形成率比高射电光度（尘埃消光？）估计的低一个数量级。其中三个有很强的H-δ吸收（“e+a星系”）。凯克光谱还提供了近似的发射线宽和旋转曲线。大多数（12/14）的运动学意味着大的动态质量，和中等的激励比与L* 螺旋一致。另外两个光学光度低于L * 的星系似乎是低质量星系，具有更高的激发，可能更类似于HII星系。
2001-11-19 astro-ph
The globular cluster system of the young elliptical NGC 6702
利用凯克望远镜在B、V和I波段进行的测光观测，研究了尘埃带椭圆星系NGC 6702的球状星团（GC）系统。这个星系的光谱年龄约为2Gyrs，表明它是最近形成的恒星。我们发现了强有力的证据，双峰GC颜色分布，蓝色峰值具有类似的颜色的星系晕GC。假设蓝色GC确实是古老而贫金属的，我们估计红色GC亚群的年龄为2- 5 Gyrs和超太阳金属丰度。尽管有很大的不确定性，这是在合理的协议与光谱星系的年龄。此外，我们估计NGC 6702的特定频率为S_{N} =2.3 \pm 1.1。我们预测NGC 6702的被动演化将使它的比频率在10 Gyrs内进一步增加到S_{N} ~2.7，与典型的现代椭圆星系的比频率更接近。我们还讨论了合并/吸积事件，发生了几个回转前涉及高气体分数的证据。
2000-11-14 astro-ph
Keck Spectroscopy of Objects with Lens-like Morphologies in the Hubble Deep Field
我们目前的光谱从凯克望远镜的三套对象在哈勃深场具有透镜状的形态。在J123641+621204的情况下，它由四个具有相似颜色和平均间隔<= 0.8”的物体组成，我们发现至少有两个不同的分量在z=3.209和z=3.220的红移处，空间间隔为0.5”。这些组分中的每一种都具有窄的Ly-alpha发射，并且可能具有NV发射和SiIV和CIV吸收或具有P-Cygni分布。第二个例子是J123652+621227，它有一个弧形特征，在一个红色椭圆形星系的西南偏置1.8”，在另一边有一个“反像”偏置1.4”。我们尝试性地在反像的空间位置处的5301 AA处发现单条线，并且在弧的位置处没有对应的发射线。反像的颜色与在z=3.36处将该线识别为Ly-alpha一致。弧形的颜色与反像的颜色不同，因此颜色和光谱都表明这个物体不太可能是引力透镜。对于第三个透镜候选者（J123656+621221），这是一个从红色椭圆形星系偏移0.9”的蓝色弧，我们的光谱学不能在空间上清楚地分辨系统，使光谱的解释复杂化。我们讨论了光谱中可能的特征识别，并发现在这种情况下，引力透镜仍然是一种可能性。我们的结论是，在HDF星系强引力透镜的频率似乎是非常低的。这个结果很难与引入一个宇宙学常数来解释大量的暗蓝色星系通过一个大体积元素在高红移相一致。
1996-10-24 astro-ph
Keck Spectroscopy of 4 QSO Host Galaxies
本文给出了4个类星体：PG 1444 +407、PKS 2349-147、3C 323.1和4C 31.63的宿主星系的光谱学，它们的红移范围为0.1 < z < 0.3。这些光谱是在凯克天文台用LRIS仪器从每个星系的几个位置角度偏离星系核2-4角秒获得的。靠近3C 323.1和PKS 2349-147的天体具有与其邻近的类星体相同的红移，似乎是处于与宿主星系合并的最终状态的星系核。PKS 2349-147和3C 323.1的光谱有很强的离核发射线和恒星吸收特征，而另外两个只有恒星吸收。PKS 2349-147和PG 1444+407的恒星混合了年老和中等年轻的恒星，而4C 31.63的光谱是一个正常的巨型椭圆，这在我们的大样本中是非常罕见的。3C 323.1的光谱似乎由较老的恒星主导，尽管我们的数据质量较低。离核发射线和恒星成分的红移与相关类星体的红移非常接近。
2003-03-22 astro-ph
Keck Spectroscopy of Three Gravitational Lens Systems Discovered in the JVAS and CLASS Surveys
本文给出了用低分辨率成象摄谱仪拍摄的三个引力透镜系统的光谱。M.凯克望远镜。所有这些系统都是在JVAS和CLASS无线电调查中发现的，这些调查旨在寻找适合测量$H_0$的镜头。这些系统以前的光谱具有低信噪比，并且只有一个源红移是安全的。我们的观测给出了所有系统的明确的透镜和源红移，对于B0712+472，B1030+074和B1600+434，（$z_l$，$z_s$）分别为（0.4060，1.339），（0.5990，1.535）和（0.4144，1.589）。观测到的系统中的图像分裂意味着爱因斯坦环中透镜星系的质量是5.4 $\times 10^{10}$，1.2 $\times 10^{11}$和6.3 $\times 10^{10} h^{-1} M_{\sun}$。在它们的爱因斯坦环半径范围内测量得到的B0712+472和B1030+074的V波段质光比为$\sim 10h (M/L)_{\sun, V}$，略高于在附近椭圆星系中观测到的值。对于B1600+434，质光比为$48h (M/L)_{\sun, V}$。这个高值可以解释，至少部分地，通过贯穿星系的突出的尘埃带。三个晶状体系统中的两个显示出变异性证据，因此监测可能产生时间延迟，从而测量$H_0$。
1997-11-06 astro-ph
Keck Spectroscopy and HST Imaging of Field Galaxies at Moderate Redshift
本文介绍了用凯克10米望远镜获得的18个暗场星系的光谱（19个$<$ I $<$ 22，0.2 $<$ z $<$ 0.84），这些星系是由{ \it HST} WFPC 2拍摄的。虽然很小，我们的样本似乎是代表性的领域螺旋的幅度-限制I $\le$ 22。结合光谱和成像数据的结果，我们得到了星系的各种定量参数，包括颜色，倾角，发射线等效宽度，红移，光度，内部速度信息和物理标度长度。特别地，已经从与表面亮度轮廓的拟合测量了盘尺度长度（尺寸范围为$\sim$ 1- 5 kpc）。我们还测量了内部速度与$σ$ = 55至80公里s $^{-1}$的静止帧分辨率通过拟合的发射线。我们的中等红移星系的光度-盘的大小和光度-内部速度（塔利-费舍尔）的关系是类似的缩放关系看到本地星系，虽然有一个适度的亮度$\sim$ 1等。在我们的样本（z = 0.324）中，一个以凸起为主的星系具有相对蓝色，显示出微弱的发射线，并且在其余帧中比被动局部椭圆亮$\sim$ 0.5等。我们的数据表明，在宇宙年龄的一半左右的星系经历了温和的光度演化到现在的时代，但在其他方面与当地看到的星系数量相似。
1995-11-06 astro-ph
Extremely Red Objects in the Field of QSO 1213-0017: A Galaxy Concentration at z=1.31
我们已经发现了z=2.69的类星体QSO 1213-0017（UM 485）周围有过多的极红天体（ERO）。这些星系的光学/红外颜色与z=1-2椭圆星系一致，并且至少有5个星系的光谱红移为<z>=1.31。其中3个红色星系的凯克光谱显示出类似于局部椭圆星系的静止帧紫外线断裂。我们的初步结果表明，在红移相干结构，可能产生于一个巨大的星系团。
1999-10-25 astro-ph
The Evolutionary History of the Elliptical Galaxy NGC 1052
我们获得了与椭圆星系NGC 1052合并残留物有关的16个球状星团的Keck谱，以及该星系的长缝谱。我们从简单的恒星星族模型中利用Proctor & Sansom（2002）的方法推导出年龄、金属丰度和丰度比，该方法首次应用于河外GC。根据简单的恒星星族，我们发现所有的GC都是~13 Gyr年龄，具有大范围的金属丰度。从星系光谱中我们发现NGC 1052的中心年龄为~ 2Gyr，金属丰度为[Fe/H]~+0.6。没有强烈的梯度，无论是年龄或金属量被发现的最大半径测量（~1千秒差距）。然而，我们确实发现了α元素丰度的强烈径向梯度，其达到了非常高的中心值。年轻的中心星暴年龄与由HI潮汐尾和1 Gyr的下沉气体推断的年龄一致。因此，虽然NGC 1052显示了最近合并和相关星暴的大量证据，但合并似乎并没有导致新GC的形成，这可能表明最近很少有恒星形成。这种解释与早期星系形成的“结霜”模型是一致的。（节录）
2005-02-13 astro-ph
Keck Spectroscopy of Two Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 3921
本文给出了合并残留物NGC 3921中两个候选球状星团的低分辨率紫外-可见光谱。这两个视星等为V = 22.2（Mv = -12.5）的星团位于距离中心约5 kpc的投影距离处，相对于当地星系背景以晕型径向速度移动。它们的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，表明主序星的关闭主要由A型恒星控制。与Bruzual和Charlot等人计算的模型星团光谱进行比较，得出星团年龄在200- 5.3亿年之间，太阳金属丰度在三倍之内。考虑到它们的小半光半径（Reff < 5 pc）和对应于大约100个核心穿越时间的年龄，这些星团是引力束缚的，因此确实是年轻的球状星团。假设它们具有夏布里埃型的初始质量函数，则它们目前的估计质量分别为2.3（+-0.1 x10 ^6 Msun和1.5（+-0.1 x10 ^6 Msun，或大约是ω Cen质量的一半。由于NGC 3921本身显示出许多迹象表明它是一个0.7（+-0.3）Gyr的原椭圆星系，这两个年轻的球状星团和哈勃太空望远镜观测到的许多类似的球状星团提供了支持性证据，即在形成椭圆状遗迹的过程中，富含气体的盘的主要合并也可以增加富含金属的球状星团的数量。（节录）
2004-04-21 astro-ph
Imaging of the protoelliptical NGC 1700 and its globular cluster system
NGC 1700是年轻椭圆星系或“原椭圆”星系的最佳候选者。在这里，我们提出了新的B，V和I波段成像使用凯克望远镜和重新分析现有的V和I波段图像从哈勃太空望远镜。在从凯克图像中减去星系模型后，NGC 1700揭示了两个对称的潮汐尾状结构。如果这种解释是正确的，它表明过去的合并事件涉及两个螺旋星系。这些尾巴是主要负责的“boxiness”的星系等照度线观察半径约为13千秒差距。我们还证明了球状星团系统的B-I色分布是双峰的。蓝色星群的平均颜色与古老的银河系球状星团一致。相对于这个老的，金属贫乏的人口，我们发现红色人口更年轻，金属更丰富。这个年轻的群体与中心恒星的年龄和金属丰度相似，这表明它们都与可能形成星系的合并引发的恒星形成事件有关。虽然拥有很大的误差，我们发现，大多数的年龄估计的NGC 1700是合理的一致，我们采用了“最佳估计”的年龄为3.0 +/-1.0 Gyr。这个相对年轻的年龄使NGC 1700处于明显缺乏原椭圆星系候选者的年龄范围内。总的球状星团的特定频率是相当低的一个典型的椭圆，即使考虑到衰落的星系在未来10 Gyr。我们推测NGC 1700最终将形成一个相对“球状星团贫穷”的椭圆星系。
2000-04-03 astro-ph
Morphologies of High Redshift, Dust Obscured Galaxies from Keck Laser Guide Star Adaptive Optics
在NOAO深宽视场巡天的牧夫座视场中，斯皮策MIPS图像揭示了一类z~2处的极度尘埃遮蔽星系（DOG）。DOG由非常红的光学到中IR（双帧）颜色定义，R - [24 μ m] > 14 mag，即f_v（24 μ m）/ f_v（R）> 1000。它们是L_8-1000 μ m> 10^12 - 10^14 L_sun的超亮红外星系，但通常具有非常微弱的光学（静止坐标系UV）通量。我们用凯克激光导星自适应光学（LGSAO）系统对三个DOG进行了成像，在K波段获得了~ 0.06“的分辨率。一个系统是由一个点源，而其他两个明显解决。在解析源中，一个可以被建模为指数圆盘系统。另一个是符合德Vaucouleurs配置文件典型的椭圆星系。它们的浓度和不对称性的非参数测量，显示DOG是紧凑和光滑的。AO图像排除了间距大于0.1“（z=2时< 1 kpc）的双核，使得正在进行的主要合并（质量比为1/3或更大）不太可能触发高红外光度。相比之下，z~2 SCUBA源的高分辨率图像倾向于显示多个分量和更高程度的不对称性。我们比较了DOG与自适应光学财政调查中心用Keck LGSAO成像的一组z=1亮红外星系（LIRGs; L_IR ~ 10^11 L_sun）的近红外形貌。我们样本中的DOG具有显著较小的有效半径，约为z=1 LIRG大小的1/4，并且倾向于更高的浓度。小的尺寸和高浓度可能有助于解释全…
2008-07-07 astro-ph
Morphological Evolution in High Redshift Radio Galaxies and the Formation of Giant Elliptical Galaxies
我们提出了深近红外图像的高红移射电星系获得的NIRC的凯克我望远镜。在大多数情况下，近红外数据样本静止波长在~4000埃，没有强发射线。在z > 3时，静止帧光学形态通常具有围绕~10 kpc大小的多个分量的微弱的大尺度发射。最亮的小节点通常与射电结构对齐。在z < 3时，形态发生显著变化，显示出没有放射性对齐特征的单一、紧凑的结构。z > 3射电星系中各组成星系的大小和光度与Lyman dropout技术在z ~ 3发现的射电宁静成星星系相似。z > 3射电星系的静止坐标系光学颜色与最近恒星形成主导观测到的红外光的模型一致，在一个例子中（4C 41.17），我们有大质量恒星形成的直接光谱证据（Dey et al. 1997 a）。我们的结果表明z > 3的射电星系在2 < z < 3时演化为超大质量椭圆星系，与星系形成的分级模型定性一致。我们还讨论了射电星系的哈勃图，在K-Z关系的无线电功率依赖的可能性，和无线电星系形成的影响。
1998-03-03 astro-ph
Cluster Galaxy Populations from z=0.33 - 0.83: Characterizing Evolution with CL1358+62
我们结合HST WFPC马赛克的集群在多个红移与凯克LRIS光谱，以表征不同的星系群，以及它们如何演变。通过结合结构参数的定量测量与速度色散，线指数，和形态类型，我们试图建立椭圆星系，S 0的，E+A的，后来的类型星系之间的联系。在这里，我们专注于CL 1358 +62中的星系，这是一个z=0.33的大质量星系团。
2001-10-30 astro-ph
Dynamical Models of Elliptical Galaxies in z=0.5 Clusters: I. Data-Model Comparison and Evolution of Galaxy Rotation
我们提出了空间分辨恒星自转速度和速度色散配置文件形式凯克/LRIS吸收线光谱的25个星系，主要是视觉分类椭圆，在三个集群在z=0.5。我们解释的运动学数据和HST测光使用扁圆轴对称的两个积分f（E，Lz）动力学模型的基础上的金斯方程。只要仔细模拟视宁度和观测特性，这就产生了很好的拟合。适合产量为每个星系的动力学M/L和星系旋转速率的措施。第二篇论文讨论了隐含的M/L演变。在这里，我们研究的旋转速率的演变进行比较的一个样本的本地椭圆星系类似的今天的光度。样本中最亮的星系都旋转得太慢，无法解释它们的扁平化，这也是在z=0时观察到的。但是在z=0.5处的平均旋转速率高于局部。这可能是由于错误分类的S 0星系的比例较高（尽管这种效应不足以解释观察到的星系团S 0部分随红移的强烈演化）。另外，早期星系之间的干合并可能会随着时间的推移降低平均旋转速率。目前还不清楚这种合并在集群中的数量是否足以从数量上解释所观察到的趋势。盘合并可能会影响比较通过所谓的祖偏差，但这不能解释所观察到的旋转速率演化的方向。需要额外的样本来限制可能的环境依赖性和星系旋转速率的宇宙差异。无论如何，对遥远星系内部恒星动力学的研究为探索星系演化提供了一种有价值的新方法。
2006-11-17 astro-ph
The Dynamical Distinction between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies
我们检查了用Keck II望远镜获得的两个富星系团Cl 0024 +16（z=0.40）和MS 0451 -03（z=0.54）场中44个球状星系的分辨光谱数据，并将其与红移范围内23个星系的类似数据进行了对比0.3<z<0.65在GOODS北场。对于每个星系，我们研究的情况下，系统性的旋转，获得中央恒星速度色散σ和光度椭圆率，π。使用形态分类通过哈勃太空望远镜成像的基础上，我们探索我们的运动学量在区分压力支持的椭圆和旋转支持的椭圆（S 0）的效用。我们证明了使用v/（1-Σ）vs Σ和v/Σ vs Σ分布作为判别器的可靠性，发现这两个标准分别正确识别了z~0.5处的63%+-3%和80%+-2%的S 0，以及76%+8-3%和79%+-2%的椭圆。我们测试这些诊断使用等效的本地数据在昏迷集群，并发现诊断同样准确，在z=0。我们测得的准确性是可比的形态视觉分类的准确性，但避免频带移位和表面亮度的影响，阻碍在高红移视觉分类。作为我们的运动学鉴别器的一个应用实例，我们然后分别在z~0.5处检查椭圆星系和S 0星系的形态-密度关系。我们确认，仅从运动学数据，最近的增长旋转支持椭球。我们讨论了将该方法推广到更全面地研究z~1的团星系和场星系的可行性，以详细验证最近S 0星系的密度依赖性生长。
2007-04-20 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of Coma Dwarf Ellipticals
我们使用后发座星系团核心中心约700弧分^2（以及相关的约270弧分^2控制场）的深R波段和B波段CCD图像（视宁度约为1.2弧秒）来研究早期型矮椭圆（dE）星系群。对色限制控制场校正色星等图（CMD）的分析表明，dE星系序列在15.5 <= R <= 22.5等的范围内是线性的，斜率为Delta（B-R）/Delta R = -0.056+/-0.002。该样品中最暗的dE的颜色（B-R）= 1.15 mag，这在漫射的簇内光测量的颜色范围内。完整性校正的背景扣除径向数密度分布的分析表明，微弱的dEs是缺乏在集群核心，符合他们在这个密集的环境中的破坏。为了确定这些后发座彗星的子样本的年龄和丰度，我们使用了凯克一号望远镜和低分辨率成像光谱仪（LRIS）在~1.0角秒的看到。我们获得了四个场的2x 1800秒曝光，每个场约22个物体。我们的波长覆盖范围为3800 < λ< 6200 nm，分辨率为8 nm，信噪比为50。对NGC 4874以西约3.8弧分的LRIS场的初步分析显示，17个目标物体中只有4个具有后发座速度，而对控制场CMD的分析预计有9-10个。
1997-09-05 astro-ph
The Origin of UCDs in the Virgo Cluster
利用Keck II 10米望远镜获得了6个室女座超致密矮星系的内部速度色散和谱线指数。我们使用这些结果：1）比较室女座UCD与天炉座UCD人口; 2）比较UCD与球状星团（GC），以确定UCD和最明亮的GC是否是相同或不同的系统; 3）进一步测试UCD形成的有核矮椭圆（dE，N）剥离假说。
2005-04-13 astro-ph
NGC 770: A Counter-Rotating Core in a Low-Luminosity Elliptical Galaxy
本文利用恒星内部运动学数据，证明了低光度（M_B = -18.2）椭圆星系NGC 770存在一个反旋核。这个反向旋转的核心是不寻常的，因为NGC 770不是该地区的主要星系，它位于一个有持续潮汐相互作用证据的环境中。我们通过单缝Keck/ESI阶梯光谱法发现了反向旋转的核心;随后使用Gemini/GMOS IFU获得了积分场光谱法。反向旋转区域的最高旋转速度为21 km/s，而主星系的旋转速度则大于45 km/s。反向旋转区域的半径为4“（0.6 kpc），略小于星系的半光半径5.3”（0.8 kpc），并被限制在一个盘的尺度高度小于0.8“（0.1 kpc）。根据Lick吸收线指数，我们计算出内部反向旋转区域的年龄和金属丰度为3 +/- 0.5 Gyr和[Fe/H] = 0.2 +/- 0.2 dex。在这个区域缺乏其他大型星系限制了形成反向旋转核心的可能性。我们讨论了几种方案，并赞成其中NGC 770吸积一个小的富含气体的矮星系在一个非常轻微的合并事件。如果这种情况是正确的，那么它代表了两个矮星系合并的少数已知例子之一。
2005-03-16 astro-ph
IRAS FSC 15307+3252 -- Gravitationally Lensed Seyfert or Cannibal Elliptical at $z$ = 0.93?
我们目前最高的空间和光谱分辨率近红外数据的$\sim~10^{13}~h^{-2}~L_{\sun}$ { \sl IRAS}源FSC 15307+3252在$z = 0.93$，显然是最明亮的星系在已知的宇宙。在0 \farcs 4中拍摄的深$K$带（2.2 \micron）图像，见W。M.凯克望远镜揭示了2个\arcsec中的三个组成部分。主成分的表面亮度分布符合$r^{1/4}$定律，其核心具有恒星的外观和扩展的结构，可能是距离$\sim$ ~0 \farcs 5的第二个核心。我们的1.1- 1.4 ~ \micron \谱显示了具有Seyfert 2星系特征的强发射线：\oi \ \lam \lam 6300，6364;混合的\ha ~+~ \nii \ \lam \lam 6548，6583;和\sii \ \lam \lam 6716，6731。\ha也有一个宽的（1900 km~s $^{-1}$）组件。根据最近的发现，FSC 10214+4724，以前最明亮的已知星系，是一个引力透镜系统，我们探讨了F15307也是透镜的可能性。定量的论证是不确定的，但F15307的形态确实表明了透镜效应;该系统与四重图像引力透镜非常相似。另一方面，考虑到$r^{1/4}$的轮廓、紧密的伴星和活跃的核心，F15307实际上可能是一个巨大的椭圆星系，正处于星系自相残杀的过程中，这也可以…
1996-08-08 astro-ph
Luminous red mergers in the z=0.83 cluster MS1054-03: Direct evidence for hierarchical formation of massive early-type galaxies
我们目前的结果从遥远的X射线星系团MS 1054 -03在z=0.83的形态学研究。我们获得了这个星系团的大型双色HST WFPC 2镶嵌图，并用10米凯克望远镜测量了MS 1054 -03视场中186个星系的红移。在81个光谱证实的星系团中，有13个是合并系统。这些合并中的大多数可能会演变成明亮的椭圆星系，有些可能会演变成S 0星系。如果MS 1054 -03中的星系群是典型的红移星系，那么50%的椭圆星系可能是在z<1的合并中形成的。合并一般是红色的，没有检测到OII 3727排放。这一结果与从其他研究中推断的椭圆星系的古老恒星年龄是一致的。合并优先被发现对集群的外围，这表明他们可能发生在下落块。在MS 1054 -03的外围发现了大量的近距离红星系对，证实了这个星系团中有大量的相互作用星系。
1999-10-14 astro-ph
Losing Weight: A KECK Spectroscopic Survey of the Massive Cluster of Galaxies RX J1347-1145
我们提出了一个样本的47光谱确认的成员RX J1347-1145，最明亮的X射线星系团发现的日期。除了两个例外，这个样本中的所有星系都有红色的B-R颜色和红色的光谱指数，光谱类似于旧的本地椭圆星系。使用全部47个星团成员，我们得到平均红移为0.4509 \pm 0.003，速度色散为910 \pm 130 km/sec，这对应于4.4 x 10^{14} h^{-1}太阳质量的维里质量和380 h^{-1} kpc的谐波半径。由此得出的总动力学质量与根据ROSAT/ASCA图像分析得出的星团X射线辐射结果（Schindler et al. 1997）略微一致，但与Allen（2000）、Ettori，Allen & Fabian（2001）和Allen，Schmidt & Fabian（2002）最近的X射线分析结果不一致。此外，动力学质量明显小于弱透镜（Fischer & Tyson 1997）和强透镜（Sahu et al. 1998）。我们建议，这些不同的质量估计可以理解，如果RX J1347-1145是两个集群在垂直于视线的方向合并的行为中捕获的产品，虽然没有证据从星系红移分布支持这一假设。即使有了这个假设，极高的X射线亮度的一个重要部分仍然必须来自非维里化的，可能是冲击的气体。最后，我们报告了一个透镜背景星系在z=4.083的偶然发现，这将把强有力的限制透镜质量的测定，一…
2002-03-09 astro-ph
Stellar populations of Globular Clusters in the Elliptical galaxy NGC1407
我们提出了高质量的，凯克光谱数据的20个球状星团（GC）在大质量的E0星系NGC 1407的样本。Lick/IDS系统的20个线强度指数的一个子集已被测量的GC系统和星系的中央综合星光。年龄、金属丰度和[α/Fe]比值是用几种不同的方法得出的。研究的NGC 1407中的大多数GC都很古老，遵循严格的金属丰度序列，达到略高于太阳的值，并表现出平均[α/Fe]比约为0.3 dex。此外，三个GC正式派生的年轻（~ 4 Gyr），但我们认为，他们实际上是老GC托管蓝色水平分支。我们报告，第一次，证据存在两个化学不同的亚群的富金属（MR）GC。我们发现一些MR GC表现出显着较大的[Mg/Fe]和[C/Fe]比。提出了不同的恒星形成时间尺度来解释Mg和C丰度之间的相关性。我们还发现惊人的CN在整个GC金属丰度范围内的过剩。有趣的是，C和N在贫金属（MP）GC中的行为明显偏离MR GC中的行为。特别地，对于MR GC，N急剧增加，而C基本上饱和。这可以解释为CNO循环的重要性随着金属丰度的增加而增加的结果。
2007-03-17 astro-ph
The Globular Cluster System of the Virgo Dwarf Elliptical Galaxy VCC 1087
我们分析了室女星系团中有核矮椭圆星系VCC 1087的球状星团（GC）系统，基于Keck/LRIS光谱和存档HST/ACS成像。我们估计VCC 1087拥有77+/-19个GC的总数量，这对应于5.8+/-1.4的相对较高的V波段特定频率。GC的g-z颜色分布显示蓝色（贫金属）峰，尾部是红色（富金属）团簇，颜色与发光椭圆星系中看到的相似。12个GC的子样本的光谱表明GC系统是古老的和同时代的（~10 Gyr），具有相当宽的金属丰度分布（-1.8<[m/H]<-0.8）。相比之下，一个综合光谱的星系星光显示，它的光学光度主要是由富含金属，中等年龄的恒星。GC的径向速度表明它的旋转方向接近星系的主轴，并且这种旋转在动力学上是显著的，（v/sigma）^* >1。9个早型星系的GC系统的运动学的汇编显示出令人惊讶的多样性的GC系统的v/sigma参数。在这种情况下，VCC 1087的GC系统表现出最显著的旋转速度色散特征。对GC和星系恒星的速度色散曲线进行建模，表明质量与光的比率相当恒定，约为3至6.5 kpc。目前的观测结果可以接受重子和非重子的解决方案，在更大的半径GC速度将是最有价值的关于这个问题。我们讨论了VCC 1087在星系“骚扰”场景方面的演化，并得出结论，这个星系很可能是一个褪色的，潮汐扰动的Sc螺旋的遗迹。
2005-10-26 astro-ph
The morphological segregation of galaxies in clusters. II. The properties of galaxies in the Coma cluster
我们一直在寻找沿着哈勃序列的星系属性的差异，并为这些属性对环境的依赖，在后发座星系团的187个星系的绝对星等完整的样本。所有星系的形态类型都是根据我们自己的高分辨率数据确定的。我们还比较了这个样本与其他已发表的完整的样本的星系在英仙座和室女星系团和在本地领域。椭圆星系和椭圆星系在它们所有的内部光度特性上都是高度均匀的。这些星系仅仅通过它们的形态类型和光度就可以很好地描述，而不考虑环境。另一方面，这些星系和它们的子类的一些外部性质明显不同。然后，对于早型星系，环境决定了每种类型的空间密度，但不是类型的内部属性，这在所有环境中都是相同的。螺旋线形成了一个异构的对象类，其光度特性取决于与环境相关的一个额外参数。螺旋作为一个整体类的空间分布是均匀的。因此，对于螺旋星系来说，环境并不决定空间密度，这在所有环境中都是一样的，但强烈影响着星系内部的性质。后发座的星系，在英仙座，主要是相对于超星系团的主方向分离，从而提供了一个新的解释的形态半径和形态密度的关系。
1996-04-12 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
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
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
Tides, Interactions, and Fine-Scale Substructures in Galaxy Clusters
我们提出的星系相互作用，潮汐和其他过程中产生发光的精细尺度的子结构的星系团：后发座，英仙座，阿贝尔2199，AWM 3和AWM 5的研究结果。这些星系团中所有不寻常的结构可以分为七种形态：相互作用星系、多星系（非相互作用）、扭曲星系、尾星系、线星系、矮星系群和星系聚集体。的各种形态进行了描述，并提出了一个目录的248个对象在这五个集群的颜色，并从CCD图像中获得的位置信息与WIYN 3.5米望远镜在宽带B和R过滤器。扭曲的、相互作用的和精细尺度的子结构具有从B-R $\approx$ 0的蓝色对象到B-R $\approx$ 2.5的红色对象的颜色范围。我们还发现，具有最多扰动形态的结构具有最蓝的颜色。此外，这些结构的相对数量分布表明，存在两种不同的星系团：一种由扭曲结构主导，另一种由星系团主导。后发座和英仙座星系团，分别提出了这些类型的集群模型。细尺度子结构的生产可能的机制进行审查和比较观察z $\approx$ 0.4布彻-Oemler集群。我们的结论是，基于颜色，位置和统计数据，这些结构的创建最有可能的机制是通过与集群的引力势的相互作用，可能再加上与大型集群椭圆的高速相互作用的影响。
1998-09-29 astro-ph
Globular Clusters in Compact Groups
我们利用Keck、VLT和CFHT的多波段深空高质量图像研究了希克森致密星系群中椭圆星系周围的球状星团系统。通过分析这些星系的光度函数、比频、颜色和空间分布，我们可以确定它们的GCSs的性质，并追踪它们的恒星形成历史。我们已经发现了贫穷的人口，集中在星系的中心，双峰颜色分布。小星系团中星系周围GCSs的研究在球状星团的文献中是一个空白。
2002-10-25 astro-ph
Globular Clusters in NGC 1275
我们提出了一个深入的光度学研究的外部晕的NGC1275，在英仙座星系团的中心高度活跃的cD星系的结果。我们在它的晕中发现了适度过量的微弱（$R > 22.5$）恒星状物体，这表明有一群古老的晕球状星团。然而，总的估计集群人口对应于一个特定的频率$S_N = 4.4 \pm 1.2$，不大于正常的巨型椭圆和三倍低于其他中央cD星系，如M87。我们讨论这个星系的起源的几个想法。我们的研究结果加强了这样的观点，即高$S_N$（即：高效的球状星团形成）是不相关的冷却流，或与最近的星爆或合并现象。
1996-05-07 astro-ph
Keck Spectroscopy of Redshift z~3 Galaxies in the Hubble Deep Field
我们用10米凯克望远镜获得了24个星系的光谱，这些星系的颜色与哈勃深场（HDF）中红移2<z<4.5的恒星形成星系一致。这些星系中有11个被证实是在高红移（中值z=3.0），一个是在z=0.5，其他12个有不确定的红移，但有光谱符合他们在z>2。结合之前在HDF中确认的5个高红移星系，这16个确认的源产生的共动体密度为n> 2. 5 ^-4 h50^3 Mpc^-3（q 0 = 0. 05）或n> 1. 2 ^-3 h50^3 Mpc^-3（q 0 = 0. 5）。这些密度与比L* 亮的星系的局部体积密度的估计值相当，如果我们原始样本中所有29个未经证实的候选者确实也处于高红移，那么这些密度可能会高出近3倍。星系很小，但很明亮，半光半径为1.8 < r（1/2）< 6.5 h50^-1 kpc，绝对星等为-21.5 > M_B >-23。HST图像显示了各种各样的形态，包括几个非常接近的，嵌入在细长延伸结构中的小发射结。利用静止坐标系中的紫外连续通量，在没有尘埃修正的情况下，我们分别计算了q 0 =0.05和q 0 = 0.5时7 ~ 24或3 ~ 9 h50^-2 Msun/yr范围内的恒星形成率。HDF中z=3星系的形态多样性和高的数量密度表明，它们代表了星系形成和演化的一系列物理过程和阶段，而不是任何一类物体，如大质量椭圆星系。一个关键问题仍然是质量的测量。这些高红移的天体很…
1996-12-30 astro-ph
X-Ray Emission Line Ratios and Multiphase Gas in Elliptical Galaxies and Galaxy Clusters
我们研究了椭圆星系和星系团中的热气体的等温和简单多相模型产生的K壳层发射线，以确定最有效的手段来限制这些系统中的差分发射测度（xi（T））的宽度，我们用无量纲参数sigma_xi来表征。详细比较了两温（sigma_xi << 1）和冷却流（sigma_xi ~1）模型的线比。我们发现，一个双温度模型可以近似非常准确的冷却流谱超过0.5-10千电子伏。我们重新分析了三个最明亮的星系团的ASCA光谱，以评估其核心中多相气体的证据：M87（室女座），半人马座星系团和英仙座星系团。在每个系统中检测到Si、S、Ar、Ca和Fe的K-α发射线混合物，因为Fe的K-β发射是显著的。Fe K-β/K-α比值与光学薄等离子体模型是一致的，并不表明在这些系统中的共振散射。考虑到类氢与类氦K-α线的比值和局部连续温度，在每种情况下都清楚地排除了等温气体。为了获得更详细的约束，我们拟合等离子体模型超过1.6-9千电子伏的排放是由这些K壳线和连续。在每种情况下，ASCA光谱都不能确定气体是否仅在两个温度下发射或在连续的温度范围内发射，如冷却流所预期的那样。所有多相模型的金属丰度都接近太阳。我们讨论了这些结果的影响，并检查确定这些系统中的温度结构与即将到来的X射线任务的前景。
1999-07-12 astro-ph
Optical and Near-Infrared Imaging of the IRAS 1-Jy Sample of Ultraluminous Infrared Galaxies: II. The Analysis
本文讨论的结果，从分析的图像中提出的文件I（天文ph/0207373）补充新的光谱数据在凯克。在1-Jy样本中，除了一个物体外，所有物体都显示出强烈的潮汐相互作用/合并的迹象。在118个星系中，只有不超过5个（< 5%）的星系发生了涉及两个以上星系的多重合并。没有一个1-Jy源处于相互作用的第一接近阶段，其中大多数（56%）都有一个单一的扰动核，因此处于合并的后期阶段。Seyfert星系（特别是第1类）、温暖的ULIGs（f_{25} / f_{60} > 0.2）和更明亮的系统（> 10^{12.5} L_sun）都表现出强烈的单核高级合并倾向。对单核源中宿主星系表面亮度轮廓的分析表明，约73%的R和K'表面亮度轮廓符合椭圆状R^{1/4}-定律。这些类椭圆1-Jy系统的光度、半光半径和R波段轴比分布与正常（不活跃）的中等光度椭圆星系相似，并遵循相同的mu_e - r_e关系。这些椭圆状的宿主在具有Seyfert 1核（83%）、Seyfert 2光学特征（69%）或中红外（ISO）活动星系核（80%）的合并残留物中最为常见。总的来说，本研究的结果与合并驱动的进化序列“冷ULIGs ->暖ULIGs->类星体”是一致的，尽管有许多例外。（节略）
2003-02-24 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 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
Fueling QSOs: The Relevance of Mergers
为了研究合并对类星体燃料供应的相关性，我们目前正在对文献中归类为椭圆星系的类星体宿主星系样本进行HST成像活动。在这里，我们提出的结果，从研究的第一个五个类星体的主机星系成像与HST/ACS。对于大多数物体，相互作用的强烈迹象，如潮汐尾，贝壳和其他精细结构被揭示出来。我们通过比较图像和数值模拟来估计合并的性质和年龄。合并的年龄范围从几百万年到一个Gyr。这些时间尺度是可比的星暴年龄在类星体主机先前推断从凯克光谱，但长于活动星系核占空比的理论估计。从我们的研究结果中出现的一种可能的情况是，大多数类星体宿主星系经历了伴随着恒星爆发的合并，但活动是在合并后数百万年的延迟中触发的。为了探讨合并和类星体活动之间是否确实存在因果关系，我们研究了一个不活跃的椭圆星系的控制样本。我们的初步结果没有显示出可比的精细结构。
2008-07-21 astro-ph
Probing Spectral Line Gradients Beyond One Effective Radius in NGC 3610
本文用极高信噪比的Keck谱和星系中心的补充谱研究了合并残余椭圆星系NGC 3610的外区（B波段0.75- 1.25 r_e）。恒星星族参数-年龄，[Z/H]，[ $α$ /Fe] -测量在几个孔沿狭缝。使用Proctor等人（2004）的多指标同时拟合方法，在星系的外部没有发现明显的恒星星族梯度。相对于星系中心的整体梯度与许多其他早期类型星系中发现的一致，尽管金属丰度梯度比如果NGC 3610在主要合并事件中形成的预期要陡峭得多。发现使用H $β$指数的标准分析方法产生虚假的径向可变梯度。
2004-09-15 astro-ph
The nature of the molecular gas system in the core of NGC 1275
我们提出了近红外积分场光谱的中央千秒差距的NGC 1275在英仙座星系团的心脏，与UIST IFU上UKIRT获得。核振转H_2辐射是空间分辨的，可能起源于约50 pc的活动核。相比之下，Pa-α发射在空间上是不可分辨的。核X射线对H_2热激发的要求，亚弧秒尺度的运动学，以及对自引力的稳定性，都表明所观测到的H_2是绕射电喷流轴旋转的旋团盘的一部分。H_2速度的突变意味着黑洞质量为3.4E8 M（太阳），由于射电喷流倾角的不确定性，其系统误差为0.18 dex。这与黑洞质量和附近椭圆星系恒星速度色散之间的经验相关性所暗示的值非常一致，并且是该区域恒星质量的100倍。
2005-02-25 astro-ph
Deep Imaging of AXJ2019+112: The Luminosity of a ``Dark Cluster''
We detect a distant cluster of galaxies centered on the QSO lens and luminous X-ray source AXJ2019+112, a.k.a. ``The Dark Cluster'' (Hattori et al 1997). Using deep V,I Keck images and wide-field K_s imaging from the NTT, a tight red sequence of galaxies is identified within a radius of 0.2 h^{-1} Mpc of the known z=1.01 elliptical lensing galaxy. The sequence, which includes the central elliptical galaxy, has a slope in good agreement with the model predictions of Kodama et al (1998) for z~1. We estimate the integrated rest-frame luminosity of the cluster to be L_V > 3.2 x 10^{11}h^{-2} L_{\s…
1998-12-11 astro-ph
Morphological evolution of disk galaxies in clusters
最近在明亮的室女座矮椭圆星系和透镜星系（dE/dSph/dS 0）中发现了隐藏的非轴对称和盘状结构，这表明它们可能有晚型祖先。使用N-体模拟，我们遵循的LambdaCDM集群模拟与10 e7粒子，层次的增长和星系骚扰自洽建模内的磁盘星系的演化。大多数星系都经历了显著的形态转变，甚至在星系团的外围，并通过哈勃序列从晚型盘移动到矮球状体。没有一个盘被完全摧毁，因此它们不可能是超紧凑矮星系（UCD）的祖先。模拟星系的时间演化进行了比较，从VLT数据和我们的模型与最新的高分辨率光谱研究从凯克和帕洛玛望远镜的投影运动学unsharp-masked图像。
2004-11-24 astro-ph
Evidence for An Intermediate-Age, Metal-rich Population of Globular Clusters in NGC 4365
我们提出的光谱球状星团（GC）的椭圆星系NGC 4365，获得与LRIS光谱仪的凯克一号望远镜。先前的研究表明，NGC 4365中GC的光学颜色分布缺乏球状星团系统中常见的双峰结构，只显示出单一的宽峰。GC光谱上Balmer线指数（H β、H γ和H δ）的测量结果支持Puzia等人最近的建议，基于光学和近红外测光，NGC 4365中的一些星团是中等年龄（2-5 Gyrs）和富金属（-0.4<[Z/H]<0），而不是老（~10-15 Gyrs）和贫金属。我们还发现了一些真正的贫金属，老集群，这表明两个人口的年龄和金属合谋产生单一的广泛分布观察到的光学颜色。
2002-11-19 astro-ph
Galaxy Populations and Evolution in Clusters III. The Origin of Low-Mass Galaxies in Clusters: Constraints from Stellar Populations
附近星系团中的低质量星系是宇宙中数量最多的星系类型，但它们的起源和性质在很大程度上仍然未知。为了研究有关这些星系的基本问题，我们提出了一个调查的结果，旨在限制的特点和性能的恒星星族在一个完整的低质量星系团（LMCG）在英仙座星系团的中心样本的星等。使用深，高质量的WIYN UBR图像，我们证明了我们的样本中的53个LMCG在M_B >-15处的颜色-星等关系具有显著的分散性。通过比较单次爆发恒星种群模型和我们的测光结果，我们认为LMCG中的恒星星族都具有> 1 Gyrs的年龄，较红的LMCG具有恒星金属丰度[Fe/H] >-0.5。通过假设LMCG的颜色反映了金属丰度，并与巨型椭圆星系共同演化，我们发现了从太阳到[Fe/H] ~-3的广泛的值。我们认为，LMCG有多个起源，并从根本上不同于本地集团矮椭球/椭圆。较蓝的LMCG的金属丰度较低，这意味着它们可能是通过自富集和超新星风提供的恒星反馈形成的原始星系。我们还调查了其他几个形成的情况下，这些LMCGS，包括：自我富集引起的限制金属晕内介质，在原地形成的内集群气体，极端黑暗的晕系统，并作为残余的更高质量的系统。我们的结论是，大约有一半的低质量星系团星系具有恒星星族和运动学性质，在本系列的前几篇论文中讨论过，与几个Gyrs前吸积成星系团的剥离星系的残余物一致。
2002-10-02 astro-ph
Spectroscopic Confirmation of a Radio-Selected Galaxy Overdensity at z=1.11
我们报告了一个星系的发现在z= 1.11与z=1.110高红移射电星系MG 0442 +0202。CL 0442 +0202是在对z>1射电星系的近红外巡天中发现的，该巡天是为了识别具有高密度I-K'色红色物体的空间重合区域，这是典型的z>1椭圆星系。凯克望远镜的光谱观测显示，在MG 0442 +0202的35”范围内有5个星系，它们的位置为1.10<z<1.11。这些成员星系具有宽带颜色和光谱，与在高红移下形成的被动演化椭圆星系一致。钱德拉X射线天文台的45 ks观测发现了射电星系和4个距离射电星系15”以内的点源，对应的表面密度比这些通量水平的X射线源的平均值高出两个数量级，S（0.5-2keV）> 5e-16 erg/cm 2/s。其中一个点源被确认为射电安静的II型类星体，z=1.863，类似于最近在钱德拉深空探测中报道的源。在钱德拉数据中，扩展的热团内介质的极限是S（1- 6 keV）< 1.9e-15 erg/cm 2/s（3-sigma，30”半径孔径）。虽然X射线观测并没有证实z>1的大质量束缚星系团的存在，但对射电星系附近早期类型系统的光学/近红外瞄准的成功验证了使用射电星系作为高红移大尺度结构信标的搜索。我们认为CL 0442 +0202是一个正在形成的大质量星系团。
2003-06-09 astro-ph
