A Fossil Record of Galaxy Encounters
宇宙红外背景（CIRB）是恒星和星系随时间发射的大部分光的记录。红外空间天文台的照相机已经分辨出了这种发射的大部分。主要贡献者是明亮的星暴星系，红移z ~ 0.8;也就是说，在相同的红移范围内的活动星系核负责大部分的x射线背景。在最长的波长处，红移z>2的源往往主导CIRB。看来大多数现今的恒星都是在星系间的相互作用和大尺度结构的形成所引发的尘埃星爆中形成的。
2003-04-28 astro-ph
The Star Formation History in Nearby Dwarf Galaxies: the Fossil Record in the Color-Magnitude Diagram
矮星系可能在更大系统的形成和演化中发挥关键作用。这使得一个主要的兴趣知道他们如何形成和演化的话题，特别是，他们的恒星形成历史（SFH）是如何进行的，因为他们的诞生。对于附近的星系，色星等图（CMD）包含了恒星在其一生中形成的情况。因此，这是他们SFH的化石记录。与合成CMD的分析提供了一个强大的工具来检索它们。在本文中，我讨论了有关的合成CMD计算的关键问题，提出了一个简短的总结，目前可用的结果SFH延长星系的整个生命，并提出了一些关键的考虑的强大和倒退的方法。
1998-11-11 astro-ph
Hints on Galaxy Formation from the Metal Content of Galaxy Cluster and Other Fossil Evidence
星系团可以直接估计金属丰度和金属产量的最大规模迄今为止。本文认为，星系团金属丰度（$\sim 1/3$ solar）应作为低$\sim 1/3$宇宙整体的代表.现在有令人信服的证据表明，大部分恒星不仅在星团椭圆星系中，而且在场椭圆星系和凸起中形成于高红移（$z\gsim 3$）。由于这些恒星至少占了现在被锁定在恒星中的重子的$\sim 30%$，因此至少有30%的恒星和金属在$z\simeq 3$之前形成，相应地，$z=3$的宇宙金属丰度被预测为$\sim 1/10$太阳。这就要求宇宙恒星形成率至少在$z\sim 1$到$\sim 5$之间是平稳的，这似乎与最近对莱曼破裂星系恒星形成率的直接测定相一致。
1998-10-20 astro-ph
The Formation of Fossil Galaxy Groups in the hierarchical Universe
我们使用一组12个高分辨率的N体/流体动力学模拟的$Λ$ CDM宇宙学研究化石群（FG）的起源和形成率，这是由一个大的椭圆星系为主的X射线明亮的星系群，与第二个最亮的星系是至少两个星等暗淡。模拟调用恒星的形成，化学演化与非瞬时回收，金属依赖的辐射冷却，强烈的恒星爆发驱动的银河系超级风，一个元银河系紫外线场的影响和充分的恒星星族合成。我们发现了一个有趣的相关性之间的第一和第二亮星系和集团的形成时间的星等差距。结果表明，星系团已经在$z\ga1$聚集了其最终暗物质质量的一半，随后通常只通过较小的合并而增长，而非星系团平均形成较晚。早期聚集的FG为$L \sim L_*$星系通过动力学摩擦与中心星系合并留下了足够的时间，导致了$z=0$的大星等隙。33 $\pm$的一小部分16%的模拟组被发现是化石，而观测估计是$\sim$ 10- 20%。的FG被发现是X射线过发光相对于相同的光学光度的非FG，在定性与观测一致。最后，从动力学摩擦分析中发现，只有当$L \sim L_*$星系沿小碰撞参量的暗条运动时，才有FG的存在。
2005-08-31 astro-ph
Cosmic Ray Production of Lithium-6 by Structure Formation Shocks in the Early Milky Way: A Fossil Record of Dissipative Processes during Galaxy Formation
虽然在贫金属晕星中观察到的Be和B丰度很好地解释为超新星激波加速的hoc富集宇宙射线（CR）的散射，但在具有超新星CR的此类恒星中观察到的$^6$ Li的解释更有问题。在这里，我们提出，在银河系的层次结构形成过程中，下沉和合并的亚银河系团块引起的引力冲击应该在早期耗散足够的能量，和CR的这种冲击加速可以提供一个自然的解释所观察到的$^6$锂。在清晰的超新星爆发中，结构形成冲击波不会喷射新合成的CNO或Fe，因此在低金属丰度下唯一有效的生产通道是$α-α$聚变，能够产生足够的$^6$ Li，没有伴随的Be或B，也没有与Fe直接对应。在这种情况下，$^6$锂丰度和晕星的运动学性质之间的相关性也可以预期。此外，更广泛的观测$^6$ Li在贫金属晕星，如斯巴鲁HDS或VLT/UVES，可能会为我们提供一个宝贵的化石记录耗散动力学过程中发生的形成我们的银河系。
2002-03-04 astro-ph
Fossil Groups in the Millennium Simulation. Evolution of the Brightest Galaxies
我们创建了一个模拟化石群的目录，并研究它们的属性，特别是它们的第一个星系的合并历史。我们比较了模拟的化石组属性与模拟的非化石和观察到的化石组。使用模拟和模拟星系目录，我们在千禧年模拟星系目录中搜索了大量（$>$ 5 $\times$ 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$）化石群。此外，试图确定所观察到的化石群在斯隆数字巡天数据发布6使用相同的选择标准。我们的预测的基础上的模拟数据是：（a）化石组包括约5.5%的总人口的群体/集群的质量大于5 × 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$。（b）化石群中约88%的主要中心天体是椭圆星系，其R波段绝对星等中值为$\sim -23.5-5 log h$，这是文献中已知的典型观测化石群;（c）具有$ {\cal M} >$ 5 x 10 $^{13} h^{-1} {\cal M}_\odot$的系统的第一等级星系，无论它们是化石还是非化石，主要是由贫气体合并形成的;（d）虽然化石群一般在比非化石群更高的红移处聚集其大部分维里质量，化石星系群中排名第一的星系与非化石星系群相比，合并的时间较晚，即红移较低。因此，我们希望在化石群的中心观察到一些发光的星系，这些星系显示出最近发生重大合并的迹象。
2008-09-12 astro-ph
The isolated fossil group RXJ1119.7+2126
化石星系群是一种星系结构，可能经历了所有中等星系几乎完全融合成一个单一的大型中央主导星系。然而，这些结构的形成和演化过程仍然没有得到很好的理解。为了验证这一假设及其意义，我们研究了化石群RXJ1119.7+2126，基于化石群周围低密度大尺度区域的星系光谱和其邻近区域的深B和R波段成像以及三个比较场。我们使用光谱数据来研究RXJ1119.7+2126在明亮的邻居星系中的隔离程度。成像数据被用来推导色星等关系，并选择统计上属于这种结构的暗星系。该结构似乎是一个非常孤立的群体，在颜色大小关系中表现出红色序列，其特征接近于其他化石群体已经观察到的红色序列。所有这些结果可以解释一致的框架内的建设过程中通常提出的化石群。
2007-03-13 astro-ph
Fossils of Reionization in the Local Group
我们结合高红移矮星系的高分辨率气体动力学模拟和银河系大小的晕的无耗散模拟来估计矮卫星星系的预期丰度和空间分布，这些星系在z~8附近形成了它们的大部分恒星，并且从那时起只演化了很少。这样的星系可以被认为是再电离时代的化石，研究它们的性质可以为星系形成的早期、再电离前阶段提供一个直接的窗口。我们发现，5-15%的对象存在于z~8确实生存，直到目前在MW一样的环境中没有显着的演变。这意味着化石矮星系确实存在于本星系群中是合理的。由于这些星系在合并和吸积活跃的早期形成了它们的恒星系统，因此无论它们目前与宿主星系的距离如何，它们都应该具有球状形态。我们发现，无论是预期的亮度函数和空间分布的暗物质晕，可能是主机的化石星系符合合理的分布附近的发光（L_V>10^6 Lsun）本地集团化石候选人（d<200 kpc）。然而，对于更暗的星系（L_V<10^6 Lsun），在更大的距离（d>300 kpc）上，预测的丰度要大得多（2-3倍）。我们讨论了几种可能的解释这种差异。
2006-01-22 astro-ph
Reviving Fossil Radio Plasma in Clusters of Galaxies by Adiabatic Compression in Environmental Shock Waves
我们给出了一个等离子体与历史的几个膨胀和收缩阶段的分析模型的演化包含相对论性电子人口下同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失或增益。这是适用于不同的情况下，无线电等离子体的演化内的茧的无线电星系，活动后的中央引擎已经停止。研究表明，在星系团的合并事件中形成的大尺度结构的冲击波中，或在星系团上的吸积作用下，年龄甚至高达2 Gyr的化石射电等离子体都可以被压缩而复活。我们认为，这是一个非常合理的解释，观察到的集群无线电遗迹，这是在星系团中发现的漫射无线电发射的区域，没有任何可能的父无线电星系附近看到。这个模型的一个含义是存在一个人口的扩散，超陡频谱，非常低的频率的无线电源位于星系团内部和可能的外部，跟踪与大尺度结构形成相关的冲击波的老化石无线电等离子体的复兴。
2000-11-06 astro-ph
Universal Substructure Distributions in LCDM halos: Can we find a Fossil Group?
我们利用大宇宙学N体模拟研究了星系团大小的晕中的次晕粒子数。特别是，我们寻找的化石群候选人的典型质量~10-25%的室女星系团，但一个数量级少的子结构。我们研究最近的索赔，最早的系统形成的子结构不足，足以解释在化石群中发现的光度函数。虽然我们的模拟显示了晕形成时间和subhalos的数量之间的相关性，subhalos的最大抑制是2-2.5的因素，而6的因素是需要匹配的化石群和星系。虽然subhalo的数量依赖于弱的形成时间，晕子结构速度函数的斜率不。冷暗物质（CDM）晕内的卫星人口是自相似的星系和星系团之间的规模，无论质量，而目前的观测表明，在自相似性的质量尺度对应的星系群的突破。
2007-04-19 astro-ph
The Galactic globular cluster system as a fossil record of reionization
我们认为银河系球状星团的结构、运动学和化学性质包含着宇宙再电离历史的化石信息。我们首先总结了再电离对银河系GC形成影响的可能观测证据。然后，我们展示了如何在星系中的GC系统（GCS）的结构特性可以通过抑制GC形成的影响，由于再电离在星系形成通过层次合并的次星系团，通过使用数值模拟与不抑制GC形成再电离。特别是，我们表明，如果GC形成的矮星系，银河系的基石和维里化后再电离时代（$z_{reion}$）被完全抑制，目前的银河系GC的径向分布强烈依赖于$z_{reion}$。我们的数值计算结果意味着，如果GC形成后，$z_{reion}$ $\sim$ 15强烈抑制，银河系GCS的观测到的结构特性的起源可以更自然地解释的框架下的层次聚类的情况。
2005-06-22 astro-ph
NGC 4340: Double Bar + Fossil Nuclear Ring
NGC 4340是一个位于室女星系团的双棒SB 0星系（Wozniak et al. 1995）。在这里，我们提出的证据表明，这个星系也拥有一个发光的恒星核环的相对古老的恒星很少或没有气体。环位于内杆的外面，可能是外杆的内林德布拉德共振（IILR）。仔细检查等照度线和不清晰的遮罩，可以发现这两个条略微错位，这表明它们可能是独立旋转的。
2000-10-03 astro-ph
The ghost of a dwarf galaxy: fossils of the hierarchical formation of the nearby spiral galaxy NGC 5907
我们提出了一个星系外的角度来看，一个扩展的恒星潮汐流周围的边缘上，螺旋星系NGC 5907包装。我们的深层图像首次揭示了一个大规模的弧形环复合体，这是一个很好的例子，说明了低质量的卫星吸积如何产生一种交织的，玫瑰花状的碎片结构，分散在其宿主星系的晕中。这种结构的存在，可能已经形成并存活了几个千兆年，证实了本地宇宙中螺旋星系的晕可能仍然包含大量的星系化石。为了检验外部吸积方案的有效性，我们提出了N体模拟的潮汐破裂的矮星系类系统在盘星系加暗晕的潜力，表明在NGC 5907中观察到的潮汐特征可以解释由一个单一的吸积事件。不幸的是，由于没有运动学数据，只有流的投影几何形状作为约束，我们的模型的参数是相当退化的，现在，必须被认为是说明性的。有趣的是，NGC 5907长期以来一直被认为是相对孤立的扭曲螺旋的典型例子。一个扩展的潮汐流的存在挑战了这一图片，并建议流祖引起的重力扰动可能是导致翘曲。用相当普通的仪器在附近星系中探测到一个古老而复杂的潮汐流，这表明在本体积（< 15 Mpc）中寻找旋涡星系周围河外潮汐子结构的调查是可行的-有可能获得一个具有足够统计意义的普查，以便与宇宙学模拟进行比较。
2008-08-13 astro-ph
An old galaxy group: Chandra X-ray observations of the nearby fossil group NGC 6482
我们提出了第一个详细的X射线观测，使用钱德拉，NGC 6482 -最近的已知的“化石群”。这个星系群主要由一个光学发光的巨型椭圆星系组成，所有其他已知的星系群成员都比它暗至少两个星等。NGC 6482的整体X射线性质（光度、温度、范围）在其他星系群的范围内，但细节性质显示出有趣的差异。我们推导出气体的温度和总质量分布的中央30千秒差距，使用ACIS空间分辨光谱。温度曲线显示出向外连续下降，在0.1 r_200处下降到其中心值的0.63。推导出的总质量剖面强烈的中央峰值，表明早期形成时代。这些结果支持了化石群是古老的这一观点，这使得最大质量的星系有时间合并产生一个中央巨型椭圆星系。虽然在0.1 r_200内的冷却时间小于哈勃时间，但没有检测到中心温度的降低。系统的熵位于贫困群体分布的低端，它一直下降到系统的中心，达到非常低的值。没有等熵核心，如在简单的预热模型预测，是本。考虑到系统中没有任何中心温度下降，似乎不太可能用辐射冷却来解释这种低的中心熵。我们发现，中央峰值温度分布是一致的稳态冷却流的解决方案与吸积率为2太阳质量每年，给定的大PdV工作所产生的尖形质量分布。然而，不能排除涉及分布式或非稳态加热的解决方案。
2004-01-05 astro-ph
ESO 3060170 -- a massive fossil galaxy group with a heated gas core?
我们提出了一个详细的研究ESO 3060170星系群结合钱德拉，XMM和光学观测。该星系被认为是一个化石星系群。群X射线辐射由中心致密冷核（半径10 kpc）和中心10 kpc以外的等温介质组成。10至50 kpc之间的区域（冷却半径）与50至400 kpc之间的气体具有相同的温度，尽管10至50 kpc（2 - 6 Gyr）之间的气体冷却时间比哈勃时间短。因此，ESO 3060170组没有组大小的冷却芯。我们认为，集团冷却核心可能已加热的中央活动星系核爆发在过去和小致密冷核心是截断遗迹的前冷却核心。钱德拉的观测还揭示了中心区域的各种X射线特征，包括一个“手指”，一个边缘状特征和一个小的“尾巴”，所有这些都沿着南北轴排列，星系光和星系群分布也是如此。提出的活动星系核爆发可能会导致气体“晃动”周围的中心，并产生这些不对称的功能。在1/3R_vir处观察到的平坦温度分布与最近数值模拟中预测的温度分布不一致。我们比较的熵配置文件的ESO 3060170组与其他三个组，并找到一个平坦的关系比模拟预测只涉及冲击加热，S $\propto$ r $^{~ 0.85}$。这是非引力过程在群中心中重要性的直接证据。我们得到了1/3 R_vir内的质量分布，发现ESO 3060170群是已知最大的化石群（1 - 2 × 10 $^{14}$ M $_{\odot}$）。系统的M/L比值在0.3 R_…
2004-05-26 astro-ph
A Dynamical Fossil in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
附近的小熊座矮球状体（UMi dSph）是已知的暗物质占主导地位的星系之一，其中心质量与光线之比约为70。有点奇怪的是，它似乎包含了恒星数密度第二个峰值形式的形态亚结构。通常认为，这种子结构必须是瞬态的，因为它不能在系统的> 10 Gyr年龄中存在，因为UMi的8.8 km/s内部速度分散所暗示的交叉时间。然而，在本文中，我们提出的证据表明，子结构有一个冷的运动学签名，并认为UMi的笨拙确实可能是一个原始的人工制品。使用数值模拟，我们表明，子结构是不兼容的尖暗物质晕预测的流行冷暗物质（CDM）的范式，但与一个未绑定的星团晃动来回内近谐波潜在的核心暗物质晕。因此，CDM似乎不同意在最小的质量，大多数暗物质占主导地位的星系质谱末端的观测。
2003-04-04 astro-ph
Star Formation and Metallicity History of the SDSS galaxy survey: unlocking the fossil record
使用MOPED，我们确定非参数化的恒星形成和金属丰度的历史超过37,000个高质量的星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据发布。我们使用整个光谱范围，而不是集中在特定的功能，我们估计完整的恒星形成的历史没有事先假设其形式（通过构建所谓的“人口盒”）。这项初步研究的主要结果是，SDSS星系中的恒星形成率在~6 Gyr内一直在下降;恒星形成气体的金属丰度分布在~3 Gyr前达到峰值，大约在太阳金属丰度，与闭盒模型不一致，但与下落模型一致。我们还确定了在SDSS的气体的入流率，并表明，它已显着的最后3陀螺仪。我们调查的错误，使用蒙特卡洛马尔可夫链算法。此外，我们证明，恢复这样一个大样本的恒星形成和金属丰度的历史变得棘手的数据压缩方法，特别是探索的可能性表面。通过探索整个似然曲面，我们表明，年龄金属丰度简并不像只使用几个光谱特征那样严重。我们发现，65%的星系包含一个显着的老人口（年龄至少为8 Gyr），包括最近的星暴星系，并超过97%的一些恒星年龄超过2 Gyr。这是第一次，过去的恒星形成历史已确定从化石记录的今天光谱的星系。
2003-08-12 astro-ph
Properties of Intra-group Stars and Galaxies in Galaxy Groups: "Normal" versus "Fossil" Groups
对12个M_vir~10^14 Msun星系群进行了宇宙学LCDM模拟，包括恒星形成、非瞬时循环的化学演化、依赖于金属丰度的辐射冷却、强恒星爆发驱动的星系超风和元星系紫外场效应.在z=0时，发现组内轻（IGL）分数为12- 45%。低值是指第一和第二星系群的R波段星等之间只有很小的差异，大值是典型的“化石”星系群（FG）。4个FG中的IG星比8个非FG中的IG星老0.3-0.5 Gyr。对于IGL，B-R=~1.4，与观测结果吻合良好。对于FG/nonFG，IG星的铁丰度在中心部分（r~100 kpc）略低于太阳，在0.5 r_vir时降至约40%太阳。IG星的α元素含量增加，[O/Fe]随r增加而增加，总体[O/Fe]约为0.45，表明主要的SNII富集。在r>~30 kpc时，星系团和IG星的速度分布明显比非星系团的各向异性大。因此，FG形成的一个特征，除了形成时间（D 'Onghia等人），可能是星系群的“初始”速度分布。对于FG，人们可以从IG恒星或星系群的运动学中动态地推断出一直到r_vir的星系群（暗物质占主导地位）的质量分布。对于非FG，该方法高估了r>~200 kpc时的基团质量，在r_vir时高估了2倍。这被解释为FG通常比非FG更松弛。最后，上述M_vir的FG应该拥有大约500个行星状星云，距离第一个星系的投影距离在100到1000 kpc之间。所有结果似乎与…
2006-03-27 astro-ph
Fossil Groups in the Sloan Digital Sky Survey
使用虚拟天文台工具在斯隆数字巡天中搜索化石群。将所有SDSS亮红星系（r < 19，测量的光谱红移）的位置与ROSAT全天巡天目录中的源进行交叉匹配，得到了一个具有扩展X射线发射的椭圆星系列表（在所有情况下，星系/ROSAT源的距离小于0.5弧分）。考虑到该区域内所有天体的r波段星等和光谱或光度红移，对选定的椭圆星系在$0.5 h_{70}^{-1}$ Mpc半径范围内的邻居进行了搜索，得到了34个候选化石群的样本。考虑到这个样本，化石系统的估计空间密度为$n =(1.0 \pm 0.6) \times 10^{-6}$ $h_{50}^3$ Mpc $^{-3}$。
2007-08-14 astro-ph
A fossil origin for the magnetic fields of A-stars and white dwarfs
据观测，一些光谱类型为A的主序星具有强（300-30000 G）、静态、大规模的磁场，主要为偶极形状-“Ap星”（例如Alioth，北斗七星中的第五颗星）。在50年前发现这些磁场之后，人们推测这些磁场是恒星形成的残余，是一个“化石”磁场。或者，它们可能是由恒星对流核心的发电机过程产生的。发电机假说很难解释高场强和缺乏与旋转的相关性。化石场论的弱点是缺乏已知的足够稳定的场结构，使之在恒星的一生中得以保存。在这里，我们证明了稳定的磁场配置的形成，与观察到的性质一致，从任意的，不稳定的初始字段的演变。这些结果同样适用于Ap星、磁性白矮星和一些被称为磁星的高磁化中子星。这就确立了化石磁场作为所有这些恒星磁性的自然统一解释。
2005-02-02 astro-ph
A dwarf galaxy remnant in Canis Major: the fossil of an in-plane accretion onto the Milky Way
我们提出了一个分析的人口中的银河系M-巨星的2 MASS全天目录。几个大尺度的不对称性被检测到，其中最重要的是一个强大的椭圆形恒星过密度，接近银河平面（l=240，b=-8），在大犬座。一小群球状星团（NGC 1851，NGC 1904，NGC 2298和NGC 2808），位置和径向速度一致，围绕着这个结构，还有一些疏散星团。在这个密度过高的星系中，M巨星的数量与人马座矮星系核心的数量相似。我们认为，这个对象是最近在银河系盘边缘发现的环状结构的可能矮星系祖先。对吸积矮星系的潮汐破裂进行了数值研究。模拟的碎片很好地符合"银河系环“上现存的位置、距离和速度信息，以及M-巨星超密度的信息，这表明所有这些结构都是单一吸积事件的结果。被破坏的矮星系流的轨道接近银道面，近心点大约在太阳圈，轨道偏心率类似于银河系厚盘中的恒星，垂直刻度高度类似于厚盘。这一发现有力地表明大犬座矮星系是银河系厚盘的一个组成部分，厚盘一直在不断地增长，甚至到现在，厚盘球状星团是从共面轨道的矮星系吸积到银河系上的。
2003-11-01 astro-ph
Cl 1205+44, a fossil group at z = 0.59
这是钱德拉，XMM-牛顿，HST和ARC在z = 0.59的扩展X射线源的观测报告。明显的成员星系从螺旋星系到椭圆星系不等，都是相对红色的（i '-Ks约为3）。根据i '波段中第一和第二亮的星团成员的亮度差异，以及静止坐标系的X射线辐射热光度约为9.2 × 10^43 h70^-2 erg s^-1，我们认为该天体是一个化石群。这使得Cl 1205+44成为迄今为止报道的红移最高的化石群。该系统还包含一个中央双叶射电星系，它似乎是通过较小星系的吸积而增长的。根据Cl 1205+44的高红移讨论了化石群的形成和演化。
2005-05-03 astro-ph
3C 129 at 90cm: Evidence for a Radio Relic?
我们提出了一个新的宽视场图的射电星系3C 129和它的同伴星系3C 129.1 λ =90厘米。我们在3C 129的头部附近看到了一个明显的陡谱特征，沿着垂直于射电尾部的方向延伸。我们建议，这个横档可能包括化石无线电等离子体，这已被重新激活的压缩的弓形激波的超音速移动星系3C 129。化石射电等离子体的一个可能来源可能是附近一个头尾射电星系的尾部。我们讨论的影响，并给出可测试的预测这种情况下。
2002-02-13 astro-ph
Fossils of turbulence and non-turbulence in the primordial universe: the fluid mechanics of dark matter
大爆炸后不久，原始宇宙是动荡的还是非动荡的？早期宇宙的流体动力学状态是如何影响引力作用下结构的形成的？引力作用下结构的形成又是如何影响流动的流体动力学状态的？根据大多数宇宙学模型，占宇宙质量99. 9%的暗物质可以说些什么呢？太空望远镜的测量结果显示，这些问题的答案仍然存在，就像控制结构形成的原始湍流和非湍流的化石一样，这与标准宇宙学相反，后者依赖于错误的Jeans 1902线性无粘声学理论和各种相关的误解。例如，在一个实施例中，冷暗物质）。当粘性、湍流和扩散的影响被包括在内时，截然不同的结构场景和对暗物质的清晰解释就出现了。根据Gibson 1996年的理论，重子（普通）暗物质是由原球状星团（proto-globular-star-cluster，PGC）的氢小行星组成的，被称为"原始雾粒子“（primordial fog particles，PFP），被Schild 1996年观察到为"流氓行星”。很可能是类星体透镜星系的缺失质量。弱碰撞的非重子暗物质扩散形成星系和星系团的外晕。
2000-02-20 astro-ph
Are fossil groups a challenge of the Cold Dark Matter paradigm?
我们研究了文献中提出的六个星系群和星系团，这些星系群和星系团是“化石”系统（即具有发光的漫X射线发射，并且维里半径一半内的第一和第二排名成员之间的星等差距至少为2 mag-R），每个都具有高质量的X射线数据和SDSS光谱或光度覆盖范围到维里半径。结果表明，AWM 4是一个化石系统，RXJ1331.5+1108、RXJ1340.6+4018、RXJ1256.0+2556和RXJ1416.4+2315是一个化石系统，而RXJ1552.2+2013是一个化石系统。对于所有的系统，我们提出的光度函数在0.5和1维里半径是一致的，在不确定性，与普遍的光度函数的集群。对于质量范围为2x10^13-3x10^14 M_Sun的五个真正的化石系统，我们计算了精确的累积子结构分布函数（CSDF），并将其与文献中观测到的和模拟的群/簇的CSDF进行了比较。我们证明，化石系统的CSDF与正常观测到的星系团是一致的，并不缺乏任何子结构的宇宙学LambdaCDM框架中的模拟星系系统。特别是，这也适用于原型化石群RXJ1340.6+4018，与先前的说法相反。
2008-10-16 astro-ph
X-ray Observations of Optically Selected Giant Elliptical-Dominated Galaxy Groups
我们提出了一个综合的光学和X射线分析的三个光学选择的X射线明亮的集团与巨大的椭圆星系的中心。这些巨大的椭圆星系是XMM-牛顿X射线观测的目标，这是基于它们的大速度色散和它们与附近的ROSAT X射线源的接近。此外，这些目标在光学上比它们最近的邻居明显更亮。我们表明，这些系统之一，符合标准的化石组的标准。虽然其他两个系统在E/S 0山脊线上有一个显著的震级差距，但它们似乎还没有达到化石般的群体进化的最后阶段。
2008-05-15 astro-ph
The luminosity function of the fossil group RX J1552.2+2013
我们确定了第一个化石群光度函数的基础上的成员星系的光谱。化石星系群RX J1552.2+2013有36个已确认的成员，它的平均红移为0.136，速度色散为623 km/s（如果包括速度分布外围的四个发射线星系，则为797 km/s）。在RXJ1552.2 +2013内区测量的光度函数在-23.5通过Schechter函数（M* i ′ =-21.3 +/-0.4和alpha = -0.6 +/-0.3）或高斯函数（以M_i ′ =-20.0 +/-0.4为中心，sigma= 1.29 +/- 0.24 i' mag.（H_0 = 70 km/s Mpc，Omega_M=0.3，Omega_Lambda=0.7.从g '，r'，i '-波段的光度测量（和统计背景校正）中获得的光度函数证实了光谱测定的结果。在M_r '=-18等处，光度函数有一个明显的下降，这与其它星系团的情况相同。RX~J1552.2+2013是一个丰富的强红星系主导系统，在以X射线辐射峰值为中心的半径为625 kpc的圆形区域内，至少有19个星等在m_3和m_3 + 2之间的星系。其质量约为3.0 × 10^14 M_0，M/L为507 M_sol/L_B_sol，LX为6.3 × 10^43尔格/s（热释光），更具有化石群的代表性。RX J1552.2+2013的中心天体是一个cD星系，它可能吸积了更明亮的~L*…
2005-09-29 astro-ph
The compact group--fossil group connection: observations of a massive compact group at z=0.22
有人认为，化石群可能是紧凑群体的同类相食遗骸，通过潮汐摩擦失去了能量。然而，在附近的宇宙中，接近合并阶段并显示出丰富的相互作用特征（如HCG 31和HCG 79）的紧凑群体具有非常低的速度色散和贫穷的社区，不像迄今为止研究的大规模，类星团化石群体。事实上，已知的z=0致密群很少嵌入到足够大的结构中，这些结构可能类似于化石群的星系际介质。在本文中，我们研究的动力学性质的CG 6，一个巨大的紧凑组在z=0.220，有几个属性与已知的化石群。我们报告新的g'和i'成像和多缝光谱与GMOS双子座南。该系统有20个成员，半径为1 h_70^-1 Mpc，速度色散为700 km/s，质量为1.8 x 10^14 h_70^-1 Msun，与已知最大的化石群相似。该星系群中4个中心星系的合并将形成一个M_r' ~-23.4等的星系，这是典型的化石星系群中的一等星系。虽然附近具有类似性质的紧凑组CG 6是罕见的，我们推测，这样的系统发生在过去更频繁，他们可能是化石群的前身。
2007-10-17 astro-ph
Satellite Galaxies and Fossil Groups in the Millennium Simulation
我们使用一个半解析的星系目录从千禧年模拟研究孤立星系的卫星在LCDM宇宙演化。这个样本（~ 80，000 $明亮的主星系，周围有~ 178，000颗卫星）允许以最小的统计不确定性表征LCDM宇宙中卫星/主星系系统的动力学性质。我们发现，总的来说，卫星人口的痕迹暗物质相当不错：其空间分布和运动学可以近似的NFW配置文件具有轻度各向异性的速度分布。它们的空间分布也是轻度各向异性的，具有明确的“反Holmberg”效应，反映了主晕的主轴和角动量之间的错位。我们的主星系的隔离标准不仅选择了稀疏环境中的星系，而且还选择了位于“化石”群体中心的一些主星系。我们发现，这些不寻常的系统的丰度和光度函数是在合理的协议与几个可用的观测约束。我们恢复了LCDM模型中真实孤立原色的期望L_{host} σ_{sat}^3关系。然而，不太严格的初选导致标度关系的实质性修改。我们的分析还强调了一些困难困扰的研究，依靠盲目堆叠的卫星系统，以限制平均晕质量的主要星系。
2007-09-27 astro-ph
Evolution of the Red Sequence in simulated galaxy groups
对LambdaCDM宇宙学中星系群的形成和演化进行了N体+流体动力学模拟。本文讨论了12个星系群的性质，重点讨论了正常星系群和化石星系群的色-星等关系。
2006-12-15 astro-ph
Cluster Merger Variance and the Luminosity Gap Statistic
星系团中多个发光星系的存在可以用一个星系下沉到星系团中心并与中央星系合并的有限时间来解释。用来量化星系系统的动力学年龄的最简单的可测量的统计量是光度（星等）差距，这是两个最明亮的星系之间的光度星等差异。我们提出了一个简单的分析估计的光度差距分布的团体和集群的暗物质晕质量的函数。光度差距被用来定义“化石”组;我们预计化石系统的比例会表现出强烈的和与模型无关的质量趋势：大约1-3%的大质量星系团和大约5-40%的组应该是化石系统。我们还表明，在集群尺度上，所观察到的内在散射中心星系光度晕质量关系可以归因于分散在集群内的卫星合并的历史。我们比较我们的预测的光度差距分布在斯隆数字巡天C4目录中的730个集群的样本，并找到很好的协议。这表明，理论上的漂移集合并概率和标准理论的动态隔离是有效的集群规模。
2005-09-21 astro-ph
The Nuclear Orbital Distribution in Galaxies as Fossil Record of Black Hole Formation from Integral-Field Spectroscopy
在过去的十年中，对超大质量黑洞的研究主要集中在测量黑洞的质量上。这导致了紧密的M_BH-σ关系的发现，这表明BH和它们的宿主球状体的形成之间存在强联系。人们提出了许多方案来解释这种关系，并且都同意黑洞的生长和反馈在塑造其宿主星系中的关键作用。然而，目前可用的观测限制，主要是BH质量和星系测光，不足以最终选择的替代品。黑洞形成的关键信息记录在恒星的轨道分布中，这只能从高分辨率的积分场（IF）恒星运动学中提取。在大型望远镜上采用自适应光学的中频摄谱仪的引入，最终使这一关键因素得以揭示，从而开启了黑洞研究的新纪元。这些信息将与LISA引力波卫星提供的信息相辅相成，后者可以直接探测到正在合并的黑洞。本文给出了一个利用SAURON IF运动学恢复巨椭圆星系M87中心轨道分布的例子，该星系具有很好的解析BH影响球。
2005-10-14 astro-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Chemical evolution of the M82 B fossil starburst
M82 B是一个古老的星暴点，位于M82盘的东部。我们利用演化的星族合成理论模型计算了M82星团的年龄和金属丰度分布。我们的分析是基于de Grijs等人（2001）获得的$BVIJ$光度学与单代恒星星族颜色的比较。我们发现，M82 B经历了一个化学富集阶段，在M82和它的大邻居星系M81之间的最后一次近距离相遇的时候达到了超太阳金属丰度。我们的日期和确认的事件触发增强团簇形成约1 Gyr前。几乎与此同时，在M82 B最靠近银河系中心的部分，形成了一个额外的、独特的贫金属星团子群。这些奇特星系团的形成可能与环星系气体对M82B的撞击有关。
2003-02-17 astro-ph
Dwarf galaxies in the Dynamically Evolved NGC 1407 Group
NGC 1407星系群在附近的结构中脱颖而出，其性质表明它是巨大的和进化的。它与被称为化石群的实体有着共同的性质：占主导地位的椭圆星系和第二亮的星系之间的1.4等差接近于满足用于定义化石类的定义。这个星系群中几乎没有中等光度的星系，但有大量的矮星。我们估计有250个小组成员到我们调查的深度。光度函数的暗端（达到M_R = -12）的斜率为alpha =-1.35。对35个星系的速度测量表明，这个星系群中只有一个占主导地位的星系，其质量为7 × 10^13太阳质量，M/L_R = 340。两个靠近NGC 1407的星系有非常大的蓝移。最值得注意的是第二亮的星系NGC 1400，相对于组平均速度为-1072 km/s。我们报告的X射线发射检测从这个星系和从组。
2006-05-10 astro-ph
Stellar Nuclear Rings in Barred Galaxies: Fossils of Past Circumnuclear Starbursts?
我们已经发现了四个棒状S 0星系- NGC 936，NGC 3945，NGC 4340和NGC 4371 -它们的棒内包含光滑，发光，纯恒星核环。这些环几乎没有尘埃，没有最近恒星形成的证据，并且与周围的酒吧和凸起的颜色大致相同。因此，它们很可能是棒驱动的环核星暴的老遗迹，类似于今天在棒星系中看到的。利用长缝光谱学的运动学数据，我们构建了两个星系的旋转和共振曲线。在这两种情况下，核环似乎是位于附近或在内部的林德布拉德共振的大型酒吧。我们还讨论了固有的困难，在检测和识别这样的环，并显示一些令人惊讶的方式，恒星环可以扭曲星系等照度线和椭圆适合。
2001-12-04 astro-ph
Constraints on Elliptical Galaxy Formation from the Properties of Their Globular Cluster Systems
球状星团是其宿主星系形成和演化的宝贵化石记录。椭圆星系球状星团系统的颜色分布表明了一个阶段性的形成历史，与这些星系的合并起源相一致。球状星团系统的光谱研究是进一步限制椭圆星系形成模型的一条有前途的途径。它们也提供了一个有用的探针的质量分布的椭圆在大半径。
1996-11-23 astro-ph
Fossil remnants of reionization in the halo of the Milky Way
我们最近完成的10亿粒子通过Lactea II模拟银河系大小的暗物质晕解析了今天在主宿主的维里化区域内轨道运行的50，000多个引力束缚团块。其中约有2，300个暗晕有一个或多个红移11的1 e6 Msun以上的“祖先”，也就是说，它们的质量足以使它们的气体在宇宙再电离之前通过H2的激发而冷却并碎裂。我们计算了4，500个这样的祖先：如果它们能够将一小部分气体含量转化为具有Salpeter初始质量函数（IMF）的非常贫金属的恒星，那么它们今天的亮度将达到M_V=6.7/太阳质量的恒星。假设一个普遍的重子分数，我们表明，平均恒星形成效率低至0.1%，低于1 e8 Msun的祖先将过度生产的斯隆数字巡天观测到的微弱银河系矮椭球体的丰度。恒星形成在第一个光必须发生在IMF缺乏恒星低于0.9 Msun，或本质上是非常低效的小暗物质晕。如果是后者，我们的结果可能被视为星系形成中最小尺度的另一个暗示。
2008-10-21 astro-ph
Long-term cycles in the history of life: Periodic biodiversity in the Paleobiology Database
古生物学数据库（PBDB）中的海洋无脊椎动物化石生物多样性的时间序列分析显示，在约63 My的显着的周期性，与以前的分析的基础上Sepkoski数据库。我讨论了这个结果如何没有出现在以前的PBDB分析。尽管在PBDB和Sepkoski数据库中对系统误差的处理方式非常不同，但63 My周期的存在强烈支持在化石记录中考虑其现实性。两个数据集的交叉谱分析发现，62 My周期性在相位上重合1.6 My，相当于优于任一测量中的误差。因此，这两个数据集不仅包含相同的强周期性，而且其峰值和谷值在时间上密切对应。PBDB分析中出现了另外两个谱峰，但似乎是与去趋势和增加的间隔长度相关的伪影。由PBDB协作实施的采样标准化程序表明，信号不是采样偏差的伪影。进一步的工作应该集中在寻找62 My周期性的原因上。
2008-12-24 astro-ph physics.bio-ph physics.data-an
