The early-type dwarf galaxy population of the Fornax cluster
目标：通过对V和I星系团中央区域的宽视场成像研究，分析了早期型天炉座矮星系群的光度特性。我们在Las Campanas天文台使用了仪器/望远镜组合IMACS/Magellan，提供了比以前更大的光收集区域和更好的图像分辨率。方法：我们通过以下三个步骤创建了一个天炉座矮椭圆星系（dEs）的基准样本：（1）为了验证星系团的成员资格，我们测量了候选dEs的I波段表面亮度波动（SBF）距离;（3）在接近以往巡天分辨率极限的大小-光度范围内寻找新的候选dEs。结果：（1）利用SBF距离确定了28个候选dEs在-16.6<MV <-10.1mag范围内的聚类归属。我们没有发现SBF背景星系。(2)在-13.2<M_V<-8.6mag范围内的51个进一步候选dE中，2/3通过形态学重新评估被确认为可能的簇成员，而1/3被重新分类为可能的背景对象。(3)在-12.3<MV <-8.8 mag的范围内，我们发现了12个新的dE候选者。由所得到的基准dE样本定义的表面亮度-星等关系表明，天炉座dE比本群dE大40%左右。天炉座dE样本进一步定义了一个颜色-星等关系，它比本星系群dE的颜色-星等关系略浅。天炉座中的早期型矮星系光度函数有一个微弱的末端斜率α = -1.1 +/- 0.1。我们讨论这些发现的背景下，结构形成理论。（简略）
2006-10-17 astro-ph
The stellar populations of early-type galaxies in the Fornax cluster
我们测量了天炉座星系团中一个星等有限的早型星系样本的中心线强度，该样本包括11个椭圆星系（E）和11个透镜状星系（S 0），亮度大于MB=-17。与单次爆发的恒星星族模型相比，我们发现天炉座椭圆星系的中心遵循一个固定年龄的轨迹，金属丰度大致从半个太阳到两倍太阳。然而，（低光度）透镜状星系的中心，表现出大量的传播到年轻的光度加权年龄，表明一个更长的恒星形成历史。星系与老恒星星族金属线指数和中心速度色散之间的密切标度关系。值得注意的是，Fe线也与σ很好地相关。我们对恒星星族的详细分析表明，这些比例关系主要是由金属丰度驱动的。具有年轻恒星成分的星系通常偏离主关系式。特别地，较低的光度S 0显示出大的扩散。此外，我们发现，椭圆星系和一个明亮的S 0的隆起是镁过剩，最明亮的星系表现出最强的过剩。年轻和微弱的S 0的恒星星族与太阳丰度比或弱镁丰度不足是一致的。（略）
2000-01-12 astro-ph
Faint dwarf spheroidals in the Fornax Cluster: A flat luminosity function
我们已经在天炉座星系团中发现了大约70个非常暗淡的矮星系。这些dSphs候选者遵循与本地组中的对应物相同的星等-表面亮度关系，甚至将其扩展到更暗的极限。在我们的样本中，最暗的dSph候选天体的绝对星等为M_V = -8.8等，中心表面亮度为mu_V = 27等/角秒^[2]。天炉座早型星系从巨星系到矮星系之间存在着紧密的色-星等关系。早型矮星的光度函数的暗端斜率是平坦的（α = -1.1+/-0.1），与Kambas等人（2000）的结果相反。
2002-12-02 astro-ph
The ACS Fornax Cluster Survey. I. Introduction to the Survey and Data Reduction Procedures
天炉座星系团（英语：Fornax Cluster）是南半球一个引人注目的星系团，也是仅次于室女星系团的第二大早型星系团，其星系距离小于20 Mpc。在本文中，我们提出了一个简短的介绍ACS天炉座星系团巡天-一个程序的图像，在F475 W（g_475）和F850 LP（z_850）带通，43个早期型星系的天炉座使用先进的相机测量（ACS）的哈勃空间望远镜。与室女座的同伴巡天-ACS室女星系团巡天-相结合，这是迄今为止对星系团环境中早期星系在深度、空间分辨率、样本大小和均匀性方面进行的最全面的成像巡天。介绍了计划星系的选择、基本性质和巡天的主要科学目标，包括测量与这些星系有关的球状星团的光度、颜色和结构参数，分析它们的等照度线性质和表面亮度轮廓，以及精确标定表面亮度起伏距离指示器。最后，我们讨论了数据处理程序采用的调查。
2007-02-13 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 astro-ph
Globular cluster systems in low-luminosity early-type galaxies near the Fornax Cluster centre
本文对天炉座星系团NGC 1374、NGC 1379和NGC 1387的球状星团系统进行了测光研究。这些数据由CTIO 4-m望远镜的宽视场MOSAIC成像仪的图像组成，这些图像是用Washington C和Kron-Wavelins R滤波器获得的。这些图像覆盖了36 x 36弧分的视场，相当于天炉座距离200 x 200 kpc。其中两个星系NGC 1374和NGC 1379是低光度椭圆星系，而NGC 1387是低光度透镜星系。他们的星系团系统仍然嵌入在NGC 1399的星系团系统中。因此，使用一个大的领域是至关重要的，一些差异，以前的工作可以解释这一点。所有球状星团系统的颜色分布都是双峰的。NGC 1387在红色和蓝色星团之间呈现出特别明显的分离，并且红色星团的数量过多。蓝色和红色星团的径向分布是不同的，红色星团更集中在各自的星系。不同的颜色和径向分布表明在这些星系中存在两个球状星团子群。比频在S_N= 1.4-2.4之间，小于椭圆星系的典型值。这些星系可能遭受了NGC 1399对蓝色球状星团的潮汐剥离。
2005-11-28 astro-ph
Ages and Metallicities of Fornax Dwarf Ellipticals
本文介绍了天炉座星系团中27颗矮椭圆星系的窄带测光。用银河系球状星团数据和分光光度星族模型校准后，这些颜色表明矮椭圆星系的平均[Fe/H]为-1.00+/-0.28，范围从-1.6到-0.4。矮椭圆星系的平均年龄也是用光度法测定的，估计为10+/-1 Gyrs，而明亮的天炉座椭圆星系的平均年龄为13 Gyrs。我们的金属丰度颜色和Mg_2指数的比较表明，[Mg/Fe]比在矮椭圆星系比他们更大质量的堂兄弟，这是一致的初始恒星形成的时间较长，以解释他们的年轻的年龄。有一个增加矮金属丰度与距离天炉座星系团中心的核心星系，平均而言，0.5德克斯比晕矮星贫金属。此外，我们还发现晕矮星的平均年龄比核矮星要小。一个可能的解释是，星团内中等的冲压压力将气体从矮椭圆星系中剥离出来，阻止了恒星的形成（老年），并在它们进入核心时停止了富集（低金属丰度）。
2000-12-28 astro-ph
A flat faint end of the Fornax cluster galaxy luminosity function
利用Las Campanas天文台IMACS/Magellan对早型天炉座矮星系群（M_V>-17等）的V带和I带宽视场成像研究，分析了该星系群的光度学性质。我们通过以下三个步骤创建了一个包含约100个天炉座矮椭圆星系（dEs）的基准样本：（1）为了验证星系团的成员资格，我们测量了I波段表面亮度起伏（SBF）到先前观测中已知的候选dEs的距离：（2）对那些太暗而无法探测到SBF的候选dEs重新进行形态分类;（3）在接近以往巡天分辨率极限的大小-光度范围内寻找新的候选dEs。所得到的基准dE样本遵循明确定义的表面亮度-星等关系，表明天炉座dE比本星系群dE大约40%。该样本还定义了一个类似于本地组dEs的颜色-幅度关系。在天炉座的早期型矮星系光度函数有一个非常平坦的暗端斜率α = -1.1 +/- 0.1。我们将单位质量的矮星数量与其他环境中的矮星数量进行了比较，发现天炉座星系团很好地适应了在更大规模的环境中缺乏高质量矮星的总趋势。
2007-07-26 astro-ph
First results from SAPAC: towards a 3D-picture of the Fornax cluster core
一个复杂的SBF分析软件包已经开发出来，旨在通过未分辨恒星的表面亮度波动来测量早期类型星系的距离。这套称为SAPAC的方案随时可供天文学界广泛测试，其长期目标是提供必要的工具，利用配备宽视场相机的现代光学/近红外望远镜对早期星系进行系统的距离调查。我们讨论了SAPAC的技术和科学概念，并通过分析深B和R-波段CCD图像的10个矮椭圆（dE）星系候选人的天炉座星系团与FORS 1在甚大望远镜获得证明其能力。所有候选人都被确认为集群成员。然后，我们将注意力转向天炉座星团的最内部区域。总共有29个早型星系距离中心星系NGC 1399小于3个星系团核心半径（2度），它们具有径向速度和SBF距离。他们的哈勃图显示了一个明显的S形坠落模式，这表明天炉座在目前的时代仍然处于形成过程中，通过一般的崩溃和不同星系群的可能吸积。相关的坍缩时间为2.9（+1.6，-0.9）Gyr。在我们的星系样本中剔除了一些运动学上的异常值后，我们确定了天炉座星系团核心的真实距离为20.13 ± 0.40 Mpc [（m-M）_0=31.51 ± 0.04mag]。在考虑了个体距离误差的情况下，对距离分布应用自举恢复技术，进一步揭示了一个小的固有集群深度sigma_int=0.74（+0.52，-0.74）Mpc，与集群在天空中的线性延伸最吻合：sigma_R.A=sigma_DEC~=0.5Mpc。（节录）
2006-06-07 astro-ph
The ACS Fornax Cluster Survey. II. The Central Brightness Profiles of Early-Type Galaxies: A Characteristic Radius on Nuclear Scales and the Transition from Central Luminosity Deficit to Excess
我们分析了室女座和天炉座星系团中143个早型星系的HST表面亮度轮廓。Sersic模型提供了对全局轮廓的精确描述，但有一个显著的例外：观测到的轮廓在特征“断裂”半径R_b ~ 0.02R_e（R_e是星系的有效半径）内系统地偏离。这种偏离的感觉是明亮的星系（M_B < -20）的星系，相对于Sersic模型的向内外推，通常表现出中心光亏损，而绝大多数的低光度和中光度星系（-19.5 < M_B < -15）为中心光过剩;对于中等光度范围较窄（-20 < M_B < -19.5）的星系，在所有半径范围内都能很好地用Sersic模型拟合。当在R_e的固定分数下测量时，中心表面亮度轮廓的斜率作为星系光度的函数以敏感地依赖于测量半径的选择的方式平滑地变化。我们表明，最近声称的强双峰斜率很可能是该研究中使用的星系选择函数的神器。为了提供一个更强大的表征星系的内部区域，我们引入了一个参数，描述了中心光度赤字或过剩相对于外Sersic模型向内外推。我们发现，这个参数变化平稳的范围内的720跨越的室女座和天炉座样本星系的蓝色光度，没有证据的二分法。我们认为M_B > -19星系的中心光过剩（核）可能是一些数值模拟预测的通过气体流入形成的致密中心核的类似物。（简略）
2007-11-08 astro-ph
Structural Properties of Ultra-Compact Dwarf Galaxies in the Fornax and Virgo Clusters
我们提出了一个详细的分析的两个波段HST/ACS成像的21个超紧凑矮（UCD）星系的室女座和天炉座星系团。本研究的目的是通过比较UCD的结构参数和颜色与球状星团和星系核的关系，检验UCD的两种形成假设--它们是明亮的球状星团（GCs）还是“阈值”早期型矮星系。我们发现UCD表面亮度轮廓可以用一系列模型来描述，而发光的UCD不能用具有潮汐截止的标准King模型来描述，因为它们具有扩展的外晕。这是不期望从传统的国王模型的GC，但与最近的结果大规模GC。UCD的总光度、颜色和大小与它们是明亮的GC或早型和晚型星系（不仅仅是早型矮星）的阈值核一致。对于最明亮的UCD，我们在有限的半径范围内估计颜色梯度。从向外变红的意义上说，这些都是系统性的积极因素：平均Delta（F606 W-F814 W）=0.14 mag/100 pc，均方根=0.06 mag/100 pc。在明亮的UCD中发现的正梯度与它们是明亮的GC或阈值早期型矮星系（VUCD 3除外）一致。与上述结果相比，我们发现UCD和早型星系核的大小有非常显著的差别：在相同光度下，UCD的有效半径是早型星系核的2.2倍。这一结果表明，通过模拟这一过程并预测预期的尺寸增加，可以对这一假设进行重要的检验。
2008-04-28 astro-ph
Surface Brightness Fluctuations of Fornax Cluster Galaxies: Calibration of Infrared SBFs and Evidence for Recent Star Formation
我们测量了天炉座星系团中19个早型星系的K波段表面亮度涨落。结合我们的结果和已发表的数据，我们得到了SBF绝对星等Mbar_K =（-5.84）+（3.6）*[（V-I）-1.15]. Mbar_K的本征宇宙散射比I波段SBF的本征宇宙散射大。K波段SBF与V-I色相关性的发现为研究早型星系的恒星形成历史提供了新的线索。这种关系自然解释了先前声称具有异常明亮的K波段SBF的星系，即M32和NGC 4489。模型表明，主导SBF信号的恒星星族在年龄上有很大的范围，金属丰度也可能存在一些分散。最年轻的年龄意味着一些星系有非常明亮的巨型分支，类似于中等年龄（很少Gyr）的麦哲伦星系团。一些天炉座星系有着异常明亮的K波段SBF，可能起源于最后几个Gyr中恒星形成的高金属丰度爆发。增加的传播和增亮的K波段SBF与蓝色（V-I）的颜色表明，较低质量的星系团星系可能有更多的扩展和更异质的恒星形成的历史比那些更大质量的星系。（节录）
2001-08-17 astro-ph
Globular Cluster Halos around the brightest Fornax Ellipticals
本文比较了天炉座星系团中心最亮的三个早型星系NGC 1399、NGC 1404和NGC 1380周围的球状星团的性质。这些球状星团系统在性质上非常相似，表明它们的形成机制相似。然而，NGC 1399的球状星团比其他两个星系多10倍，但亮度只有0.3-0.4等。此外，NGC 1399周围的球状星团的运动学倾向于它们中的大部分与星系团而不是与巨大的椭圆星系团联系在一起。因此，球状星团在星团中心的剥离和积累似乎在建立这个cD星系的高比频率中发挥了重要作用。
1997-12-04 astro-ph
Formation of ultra-compact dwarf galaxies: tests of the galaxy threshing scenario in Fornax
本文研究了天炉座星系团中的UCD星系是由有核的早型矮星系（以下简称矮星系）的碰撞形成的可能性。与Cote et al.（2006）对室女星系团的观测结果类似，我们发现天炉座星系团的观测结果与一个单一的群体一致，其中所有的矮星都是有核的，核与总星等的比率随星等缓慢变化。重要的是，UCD星群的星等分布与天炉座星系团中的矮核相似。联合人口的UCD和他们可能起源的矮星建模，并显示出与NFW配置文件的特征半径为5千秒差距是一致的。此外，稳态动力学模型再现了天炉座已知的质量分布。然而，在速度分散数据中有一些特殊性仍然无法解释。最简单的可能的引力模型进行了测试，其中矮星系在静态集群势的轨道上移动，如果它们在来自集群的潮汐力超过其暗物质晕核心的内部引力的半径内通过，则会被阈值化。这无法重现观测到的距离天炉座核心半径大于30千秒差距的UCD分数。
2008-06-12 astro-ph
HST Imaging of the Globular Clusters in the Fornax Cluster: Color and Luminosity Distributions
利用哈勃空间望远镜Wide Field/Planetary Camera 2的成像数据研究了天炉座星系团中三个早型星系的球状星团的亮度和B-I色分布。在大多数情况下，我们推导出的光度函数在B = 26.6时完成了50%以上。我们发现NGC 1399中心区域的球状星团和它的近邻NGC 1404的颜色分布是双峰的，在统计上是不可区分的。从这两个星系的颜色分布推断，它们的金属丰度分布与M 87非常相似。NGC 1399的光度函数也与M 87非常相似，比较它们各自的峰值星等表明，天炉座星团与本星系群的距离与室女星系团的距离几乎相同。由此我们导出H_0 = 82 +/- 8 km/s/Mpc，这里的不确定性只反映了随机误差的影响。我们在距离NGC 1399 440 kpc的投影距离处发现的未分辨物体的数量与紧凑的背景星系一致，尽管WFPC 2的小视场不允许我们对星系际球状星团的数量进行严格的限制。在NGC 1316周围探测到的天体的光度函数更接近于指数而不是对数正态分布，这些天体的颜色和大小分布都将它们与NGC 1399周围的星团区分开来。我们认为这些天体更类似于银河系中的老疏散星团，而不是典型的早型星系中的球状星团。
1998-09-17 astro-ph
The Fornax Spectroscopic Survey: The Number of Unresolved Compact Galaxies
我们描述了天炉座星系团后面的13个明亮（18.5<Bj<20.1）的低红移（0.05<z<0.21）致密星系的样本。这些星系在英国施密特巡天底片上是无法分辨的，因此在大多数由这些材料编制的星系目录中是找不到的。这些天体是在天炉座光谱巡天的最初观测中发现的。该项目使用英澳望远镜上的两度视场摄谱仪，在以天炉座星系团为中心的12平方度区域内，获得所有14000个天体的完整样本光谱，包括恒星和非恒星，16.5<Bj<19.7。星等为16.5<Bj<19.7的致密星系的表面密度为7+/-3 /sq.deg.，代表所有本地星系（z<0.2）的2.8+/-1.6%。有12+/-3 /sq.deg.其中16.5<Bj<20.2。它们是明亮的（-21.5<Mb<-18.0，H 0 =50 km/s/mpc），大多数有强的发射线（H α等效宽度为40-200 A）和小的尺寸，典型的发光HII星系和紧凑的窄发射线星系。十三个中有四个是红色的，并且是早期类型的光谱，所以不太可能在以前的任何调查中被发现。
1998-12-01 astro-ph
Globular Clusters at the Centre of the Fornax Cluster: Tracing Interactions Between Galaxies
本文综合了两项研究的结果：对天炉座星系团中心星系NGC 1399周围的球状星团系统（GCS）的大尺度研究，以及对位于同一星系团中心附近的三个低光度早型星系NGC 1374、NGC 1379和NGC 1387周围的GCS的研究。在这两种情况下，数据由CTIO 4米望远镜的宽视场MOSAIC成像仪的图像组成，这些图像是用华盛顿C和Kron-Mogins R滤波器获得的，这些滤波器提供了良好的金属丰度分辨率。分析了GCSs的颜色分布和径向投影密度。我们专注于跟踪星系之间可能的相互作用过程，如潮汐剥离的球状星团的GCSs的属性。对于蓝色球状星团，我们发现在方位角投影分布中，NGC 1399和邻近星系之间存在尾，并且三个低光度星系显示出低的比频和低比例的蓝色GC。
2006-05-02 astro-ph
The evolution and star formation of dwarf galaxies in the Fornax Cluster
本文介绍了用英国施密特望远镜上的FLAIR-Ⅱ摄谱仪对天炉座星系团中心的675个亮星系（16.5<Bj<18）在6度视场中的光谱观测结果。我们测量了516个星系的红移，其中108个是天炉座星系团的成员。其中9个是以前被误认为背景星系的新星系团成员。星系团动力学显示矮星系仍在落入星系团中，而巨星则是维里化的。我们的光谱数据显示，矮星系之间的恒星形成率高于形态分类：35%的H-α发射指示恒星形成，但只有19%的形态分类为晚型。这些尺度的分布与晚型矮星向早型矮星转变的演化过程是一致的。有活跃恒星形成的矮星的比例迅速向星团中心下降。形成恒星的矮星集中在星团的外部区域，在一个下沉的子星团中是最极端的。我们估计气体耗尽的时间尺度为5矮星检测HI排放：这些都很长（10 Gyr的顺序），这表明，积极的气体去除必须参与，如果他们被转化为气体贫乏的矮星，因为他们进一步落入集群。与我们以前的结果一致，我们在天炉座星系团中没有发现致密的矮椭圆星系（M32类）。
2001-06-21 astro-ph
The Look-back Time Evolution of Far-UV Flux from Elliptical Galaxies: The Fornax Cluster and Abell 2670
为了研究早型星系远紫外（FUV）通量的来源，星系演化探测器（GALEX）正在收集中等红移（z < 0.2）的富椭圆星系团的紫外数据，其中主要的FUV源被预测为热水平分支（HB）星及其后HB后代。在这里，我们提出了我们的第一个结果，在阿贝尔2670在z = 0.076的早型星系。与NGC 1399（天炉座星系团附近的一个巨大椭圆星系）相比，在Abell 2670（z = 0.076;回视时间~ 1.0 Gyr）的距离处，巨大椭圆星系的静止坐标系FUV-V色似乎要红约0.7等。虽然与模型的详细比较被推迟，直到更多的集群数据积累，有趣的是，注意到这个值是一致的人口合成模型预测的变化，HB星的平均温度下降迅速增加回望时间。
2004-11-12 astro-ph
The Globular Cluster System of NGC 1316 (Fornax A)
本文用CCD BVI测光方法研究了天炉座合并星系NGC 1316的球状星团系统。从宽带颜色中没有检测到明显的双峰性。然而，在B-I=1.75处将样品分为红色（可能富含金属）和蓝色（贫金属）亚群，我们发现它们遵循惊人不同的角分布。红色的星团与星系的伸长有很强的相关性，而蓝色的星团呈圆形分布。在它们的径向轮廓中没有看到系统性差异，两者都是同样集中的。我们推导出NGC 1316的一个非常低的比频率，只有Sn=0.9，这证实了Grillmair等人（1999）以前的发现。假设一个“正常”的Sn ~4的早期型星系，我们使用恒星星族合成模型估计在2 Gyr的年龄，这个星系，如果一个中等年龄的人口来解释我们观察到的低Sn。这个数值与Kuntschner & Davies（1998）和Mackie & Fabbiano（1998）得出的NGC 1316的光度加权平均年龄一致。通过将t5函数与球状星团光度函数（GCLF）拟合，我们得出了以下周转星等：B=24.69 +/- 0.15，V=23.87 +/- 0.20和I=22.72 +/- 0.14。他们证实，NGC 1316尽管位置偏远，但与天炉座星团的核心距离相同。
2001-03-29 astro-ph
Nearby early-type galaxies with ionized gas.II. Line-strength indices for 18 additional galaxies
Rampazzo等人在2005年（论文I）提出了一组关于邻近宇宙中50个早期星系的线强度指数的数据。星系样本偏向于显示发射线的星系，位于对应于广泛的局部星系密度的环境中，尽管主要是在低密度环境中。本论文的附录通过分析另外18个早型星系（其中3个星系，即NGC 3607、NGC 5077和NGC 5898已在前一组中介绍过），扩大了上述线强度指数数据集。在论文I中，我们测量了25个线强度指数，由利克IDS“标准”系统（Trager et al. 1998; Worthey & Ottaviani 1997）定义，每个星系的7个光度加权孔径和4个梯度。本文介绍了线强度数据集，并将其与文献中的可用数据进行了比较。
2005-08-24 astro-ph
Ionized gas in early-type galaxies: Its effect on Mgb and other stellar line-strength indices
鉴于最近发现星云发射线常见于早期型星系的内部区域，我们评估了它们对恒星吸收线指数的影响。我们推导出的星云发射线的存在引起的变化，原子和分子的吸收线指数的解析表达式。我们发现，[NI]发射线在5199 A的双峰可以显着影响Mgb线强度测量。对于具有星云发射的早型星系核中[NI]双峰的典型等效宽度，Mgb指数被人为地增强了0.4 - 2 A，这代表了早型星系中Mgb线的典型等效宽度的一个重要部分。我们以NGC 2974为例说明了这种效应。
1996-02-09 astro-ph
2MASS Galaxies in the Fornax Cluster Spectroscopic Survey
天炉座星系团光谱巡天（英语：Fornax Cluster Spectroscopic Survey，FCSS）是一项利用英澳望远镜上的2dF多目标摄谱仪对天炉座星系团周围区域进行的全目标巡天。其目的是获得16.5 < b_j < 19.7的所有物体的完整样本的光谱，而不论其形态如何（即包括“恒星”、“星系”和“合并”图像）。我们探讨在何种程度上（附近）星系团星系存在于2MASS。我们认为，从FCSS遗漏的2MASS星系的原因，反之亦然。我们考虑我们的数据集与红外2微米全天巡天（2MASS）的交叉点（天空上的2.9平方度），使用2MASS扩展源目录（XSC）和点源目录（PSC）。我们匹配所有的XSC对象FCSS对应的位置，并提取一个样本的星系，选择他们的FCSS红移，从PSC。根据FCSS的速度，我们确认重叠样本中的所有114个XSC对象都是星系。在匹配的数据中总共出现了23个天炉座星系团星系，而正如预期的那样，其余的样本位于红移z = 0.2的位置（光谱显示61%是早期类型星系，18%是中间类型星系，21%是强烈的恒星形成）。PSC样本包含的星系数量是XSC的两倍。然而，这225个星系中只有一个是（矮）星系团成员。另一方面，在2MASS数据中无法分辨的星系（尽管几乎所有的星系都可以在光学上分辨）占2MASS检测到的非星系团星系的71%，并且红移达到z=0.32。
2007-12-03 astro-ph
Line-of-sight velocity distribution corrections for Lick/IDS indices of early-type galaxies
研究了Lick/IDS系统中早型星系吸收线强度指数的视线速度分布（LOSVD）修正。这个系统经常被用来估计基本的恒星星族参数，如光度加权年龄和金属丰度。利用Vazdekis（1999）提出的单星星族模型，我们发现对于年龄大于3 Gyr的老星系，LOSVD修正对恒星星族的变化基本不敏感。只有Lick/IDS的巴耳末系指数显示出明显的影响，这是在校正本身的顺序。此外，我们调查的灵敏度的LOSVD修正非高斯LOSVD。在这种情况下，LOSVD可以用Gauss-Hermite级数来描述，并表明在早型星系中观测到的h_3和h_4的典型值可以导致LOSVD修正的显著修改，从而导致导出的光度加权年龄和金属丰度的变化。本文提出了一种新的、简单的考虑h_3和h_4项的LOSVD修正参数化方法，并给出了Lick/IDS指数的一个子集和两个适用于老（>3 Gyr）恒星星族的附加指数的标定。
2004-07-12 astro-ph
The relative distances to the Virgo, Fornax, and Coma clusters of galaxies through the Dn-sigma and the Fundamental Plane relations
我们通过对Caon等人、Lucey等人和Jorgensen等人研究的早期型星系的均匀样本数据应用Dn-sigma和基本平面（FP）关系，导出了室女座星系团、天炉座星系团和后发座星系团的相对距离。这两个距离指标给出了一致的结果，相对于室女座的天炉座和后发座的相对距离模数分别为Dmu（FV）=0.45 ± 0.15和Dmu（CV）=3.55 ± 0.15。D（m-M）的形式误差可能小至0.07 mag（距离约3%），前提是考虑所有偏差来源并使用正确的统计方法。星团相对距离的大部分实际不确定性（12-15%）是由于在各种数据集之间的速度分散测量中存在系统偏差，以及孔径效应的校正。上面关于天炉座星团的结果得到了L-sigma-mu关系的支持，而log（m）-log（re）关系的支持精度较低。Dmu（FV）的计算结果与用行星状星云和SNe-Ia得到的结果基本一致，而与用表面亮度涨落、球状星团光度函数和红外Tully-Fisher关系得到的结果则完全相反。在我们的数据中，后发座似乎比其他距离指标所指示的要稍微近一些，但现在似乎存在与塔利-费希尔关系更好的一致性。最后我们发现Dn-sigma的残差与星系的有效表面亮度、总光度、椭圆率和形状参数a_4没有相关性。相反，与最大Vrot、（V/sigma）和与星系长轴光拟合的r^1/m的指数m之间似乎存在相关性。
1997-03-25 astro-ph
Early-type galaxies in low-density environments
我们描述的建设和研究的一个客观定义的样本的早型星系在低密度环境。样本星系是从最近完成的红移巡天中选取的，采用的是统一的、易于量化的孤立标准，并且是从天空区域~700 deg^2、深度为7000 k/ms、视星等极限为b_J < 16.1的范围内选取的。它们的早期型（E/S 0）的形态证实了随后的CCD成像。九个样本星系中有五个显示出形态特征的迹象，如潮汐碎片或蓝色环核环。我们证实，E/S 0星系是罕见的低密度区域，在这样的环境中，仅占总星系人口的8%。我们目前的光谱观测的9个星系的样本，这是使用，结合更新的恒星星族模型，调查恒星形成的历史。通过与天炉座星系团E/S 0 s样本的比较，研究了环境对早型星系演化的影响。从这两个样本的结果进行比较，从半解析星系形成模型的预测。低密度区E/S 0 s的Mg信号关系与天炉座样品的Mg信号关系是不可区分的。亮度加权恒星年龄和金属丰度是通过考虑线指数的各种组合来确定的。在给定的光度下，低密度区域的E/S 0星系比星团中的E/S 0年轻（约2-3 Gyr），也更富含金属（约0.2 dex）。我们推断，年龄和金属丰度的影响的反相关性是负责维持的镁信号关系的零点。我们样本中最年轻的星系显示出明显的相互作用的形态学迹象。（节录）
2002-07-23 astro-ph
Group, field and isolated early-type galaxies II. Global trends from nuclear data
我们推导出年龄，金属丰度和增强元素比[α/Fe]的样本83个早期型星系基本上在集团，外地或孤立的对象。每个星系的恒星星族性质对应于核r_e/8孔径提取。Es的中位年龄为5.8 +- 0.6 Gyr，平均金属丰度为+0.37 +- 0.03 dex。对于S 0，中位年龄为3.0 +- 0.6 Gyr，[Z/H] = 0.53 +- 0.04 dex。我们比较了我们的星系在Hbeta-[MgFe]图与天炉座星系的分布。我们的椭圆星系比天炉座星系团中的Es年轻3-4 Gyr。我们发现星系位于[Z/H] = 0.99 log σ_0 - 0.46 log Age - 1.60的平面内。更大质量（更大的sigma_0）和更老的星系，平均而言，大的[α/Fe]值，因此，必须经历较短的恒星形成时间尺度。将星系群与场星系/孤立星系进行比较，我们并不清楚环境在决定它们的恒星星族历史中扮演着重要的角色。特别是，我们孤立的星系显示出超过8 Gyr的年龄差异。最后，我们探索了我们的大光谱覆盖范围，从N2指示剂中获得log（O/H）金属丰度，并将其与模型相关的[Z/H]进行比较。我们发现所有星系的O/H丰度是相似的，我们可以解释为，如果大多数化学演化已经完成。
2004-12-16 astro-ph
The Large Scale Distribution of Neutral Hydrogen in the Fornax Region
使用HIPASS数据，我们已经在~ 25 x25 sq.deg.以天炉座星团为中心的区域在300 - 3700 km/s的速度搜索范围和~40 mJy的通量下限内，检测到110个具有HI发射的星系，其中一个以前未编目。没有一个检测具有早期类型形态。先前未知的14个星系的速度已被确定，与另外4个速度测量显着不同的公布值。光学对应物的识别是相对明确的，我们的HI星系的90%以上。这些星系似乎以星系团的速度嵌入在一个片中，在整个搜索区域延伸超过30度。在~20 Mpc的标称集群距离下，这对应于长度超过10 Mpc的细长结构。在整个构造上存在速度梯度，径向速度从SE向NW增加约500 km/s。在光学巡天中明显的星系聚集现象在我们的HI探测的空间分布中只有微弱的暗示。我们的研究结果表明，相当大的赤字HI丰富的星系在星系团的中心。然而，相对于磁场，在星系团的外部有3（+/-1）倍的富HI星系，那里的星系可能是第一次向星系团坠落。
2002-10-08 astro-ph
Stellar populations of early-type galaxies in different environments I. Line-strength indices
目的：本文开始了一系列致力于早期型星系的恒星含量的研究。该系列的目标是对这些对象的进化状态设置约束。方法：在本文中，我们描述了星系样本，观测和数据处理的细节。测量了98个不同环境的早型星系的线强度指数和速度色散σ，并详细分析了它们与速度色散的关系。结果：目前的样本表明，一些指数西格玛关系依赖于星系环境。特别是，巴耳末线和西格玛之间的关系的斜率是陡峭的星系在室女星系团，小集团，并在外地比后发座星系团的星系。在若干索引中，在由不同子样本定义的关系之间的零点中也存在显著偏移。室女座和低密度环境星系的指数σ关系的斜率解释的年龄和金属丰度与速度色散的变化，如前所述，在其他研究。然而，对于后发座星系团中的星系，指数与sigma的关系只需要丰度沿sigma序列的变化。与其他研究一致，我们发现，更好地再现斜率的模型是那些在阿尔法元素变化超过Fe峰元素沿西格玛序列，而在一个给定的西格玛，老星系表现出较高的α/Fe比。结论：假设后发座星系团中的星系经历了一个截断的恒星形成和化学富集的历史相比，在较低密度的环境中，他们的同行更连续的时间延长的历史，结果可以解释。
2006-04-27 astro-ph
Nearby early-type galaxies with ionized gas.I. Line-strength indices of the underlying stellar population
为了建立一个具有发射谱线的早型星系的光谱特性数据集，我们给出了近宇宙中50个星系的中分辨率光谱。样本，其中包括几个E和S 0形态子类，是偏向于对象，可能预计有正在进行的和最近的恒星形成，至少在少量，因为存在的发射线。预计这些辐射来自星系内活动星系核和恒星形成区的结合。样本星系位于对应于广泛的局部星系密度的环境中，尽管主要是在低密度环境中。我们的长缝光谱覆盖3700 - 7250 A波长范围，在5550 A处的光谱分辨率约为7.6 A。本文的具体目的，我们的第一步的调查，是映射的基本星系恒星星族的测量，沿狭缝，沿星系长轴定位，线强度指数在几个，均匀的银河系为中心的距离。对于每个对象，我们提取了7个亮度加权光圈校正星系椭圆率和4个梯度，我们测量了25线强度指数。本文介绍了样品，提出了观察，描述了数据处理程序，提取孔径和梯度，确定和校正线强度指数，采取的程序，将它们转换到Lick-IDS系统和程序，通过发射校正。最后，我们讨论了我们的数据集和线强度指数在文献中的比较。
2004-11-30 astro-ph
Star Formation History of Early-Type Galaxies in Low Density Environments V. Blue line-strength indices for the nuclear region
我们分析了位于低密度环境中的21个壳星系和30个相互作用对的早型星系成员的恒星形成特性（Longhetti et al 1998 a，1998 b）。这项研究是基于新的模型开发的解释来自“蓝色”H $δ$ /Fe I，H+K（Ca II）和\D 4000线强度指数的信息，提出了罗斯（1984年; 1985年）和汉密尔顿（1985年）。我们发现，最近的恒星形成事件发生在核区的壳星系是统计老（从0.1到几个Gyr）相对于相应的一个子样本的对星系（<0.1 Gyr，甚至正在进行的恒星形成）。如果恒星活动与壳层的形成有某种联系，正如几个星系相互作用的动力学模型所预测的那样，那么壳层必须被认为是持久的结构。由于对成员显示最近的恒星形成的证据，我们建议，要么大水库的气体必须存在，以保持活跃的恒星形成，如果这些星系是在周期性轨道上，或大多数对成员在本样本中经历未绑定的遭遇。
1999-03-22 astro-ph
Spectral Variations in Early-Type Galaxies as a Function of Mass
我们报告的强度的三个光谱指标- Mg_2，Hbeta，和Hn/Fe -在100场和集群E/S 0星系的样本的综合光。所测得的指数是敏感的年龄和/或和星系样本内的金属丰度的变化。使用非均匀误差的数据的线性回归分析，我们确定的内在散射存在于我们的星系样本的光谱指数作为内部速度色散的函数。我们的分析表明，有显着更多的内在散射在两个巴耳末线指数比在Mg_2指数，表明巴耳末指数提供了更大的动态范围确定的年龄的恒星星族比Mg_2指数。此外，散射是大得多的低速色散星系，表明恒星形成最近发生在较低质量的星系。
2000-04-26 astro-ph
alpha-Enhanced Integrated Lick/IDS Spectral Indices and Milky Way and M31 Globular Clusters and Early-type Galaxies
所有25个Lick/IDS光谱指数已经计算了简单的恒星星族在广泛的年龄和金属丰度范围内的综合光，并从水平分支星的影响充分实施。对于Balmer指数，当α-元素增强时，注意到Hgamma和Hdelta的显著响应，但Hbeta相当不敏感。我们还发现，我们的5 Gyr和12 Gyr模型的Hgamma和Hdelta重叠在贫金属制度，因为不断变化的人口的蓝色水平分支恒星。此外，对于年龄小于1 Gyr的种群，巴耳末线在贫金属区变得较弱，因为主层序的转折温度高于10，000 K。我们目前的模型在固定的[Fe/H]（而不是固定的重元素质量分数Z），并比较银河系球状星团有独立估计的平均[Fe/H]和[a/Fe]。我们的模型与银河系和M31球状星团在指数-指数空间中的观测结果进行比较是有利的，跟踪在模型年龄为12 Gyr时的观测结果，而没有其他一些模型所需要的零点漂移。与文献值相反，银河系球状星团NGC 6553似乎比NGC 6528更富金属指数。我们提出了Hdelta和Hgamma舔/IDS指数的舔/IDS样本的星系。我们证实了众所周知的增强镁和钠相对于铁和钙之间的早期型星系，其增加速度色散。在CN 1和CN 2的图中，球状星团与星系之间存在着明显的差异，暗示着球状星团的环境可能是一个特殊的环境，因为它包含了大量的N元素。（节略）
2005-06-28 astro-ph
Correlations of near-infrared, optical and X-ray luminosity for early-type galaxies
研究了早型星系的X射线光度与近红外光度之间的关系。近红外（NIR）光度应该提供一个优于以往研究中使用的光学光度相比，恒星质量的测量，特别是如果有显着的恒星形成或尘埃存在于星系。然而，我们表明，X射线-近红外关系是显着一致的X射线-光学关系。这表明，大的分散的关系是由分散的早型星系的X射线属性，是一致的，由老的，静止的恒星星族的早型。我们从环境、表面亮度剖面、Mg_2、H_β、H_γ谱线强度指数、光谱年龄和核H_α发射等方面研究了散射。我们发现，具有高Mg 2指数、低H_β和H_γ指数或具有“核心”轮廓的星系，其Lx散射较大;而具有低Mg 2指数、高H_β和H_γ指数或具有“幂律”轮廓的星系，其Lx一般小于10^41 erg/s。散射随环境或核H_α发射的变化没有明显的趋势。
2005-12-12 astro-ph
Higher-order Balmer line indices in alpha/Fe-enhanced stellar population models
我们计算了变元素比的恒星星族模型的高阶巴尔末吸收线指数Hgamma和Hdelta（Worthey & Ottaviani 1997）。这些指数对丰度比变化的响应来自详细的线形成和模型大气计算。我们发现，Hgamma和Hdelta，不像Hbeta，是非常敏感的α/Fe比的变化，在超太阳的金属丰度。这两个线指数随α/Fe比的增加而显著增加。当这些线指数被用来推导富含金属的、未分辨的恒星星族（如早型星系）的年龄时，这种影响不能被忽略。我们重新分析了Kuntschner（2000）的椭圆星系样本，并表明只有在模型中考虑了α/Fe增强对Hgamma的影响时，才能从Hbeta和Hgamma得到一致的年龄估计。这一结果纠正了目前文献中存在的一个问题，即Hgamma和Hdelta到目前为止导致早型星系的年龄明显小于Hbeta。我们的工作特别影响的解释中高红移的数据，只有高阶巴耳末线是可访问的观测。
2004-04-26 astro-ph
The link between the masses and central stellar populations of S0 galaxies
利用高信噪比VLT/FORS 2长缝光谱仪，我们研究了天炉座星系团中一个S 0星系的中心恒星星族的性质和动力学。这些星系的中心吸收线指数与中心速度色散（Sigma 0）的相关性很好，与以前的研究发现的椭圆星系一致。然而，与通常假设的椭圆星系团相反，观测到的相关性似乎是由系统年龄和α元素丰度变化驱动的，而不是整体金属丰度的变化。我们还发现，所观察到的分散指数Sigma 0的关系，可以部分地解释这些系统的旋转支持的性质。事实上，线指数和星系的最大圆周速度之间存在更紧密的相关性。这项研究表明，动力学质量是驱动这些相关性的物理属性，并为S 0星系这样的质量必须估计假设一个大的旋转程度的支持。观察到的趋势意味着最大质量的S 0具有最短的恒星形成时间尺度和最古老的恒星星族。
2008-03-03 astro-ph
A NICMOS Survey of Early-Type Galaxy Centers: The Relation Between Core Properties, Gas and Dust Content and Environment
本文介绍了27个早型星系的NICMOS 1.6微米成像等照度线研究。我们所选择的样本并不像HST观测到的可见WFPC样本那样对尘埃星系有偏见。核心星系在其核心或破裂半径附近和内部具有减小的椭圆率和盒状度。这支持了一种核心形成机制，该机制混合或散射恒星，例如由二元黑洞引起的散射。我们发现核心属性与尘埃质量或X射线光度之间没有相关性，这表明决定当前气体含量的过程（例如，例如较小的合并和冷却流）与堆芯形成期间发生的过程无关。核心星系存在于各种环境中，从贫穷的群体到大型星系团。综合样本表明，星系群可能比室女座和天炉座等星系团拥有更多的发光幂律星系。
1999-07-01 astro-ph
Star formation history in early-type galaxies. I. The line absorption indices diagnostics
本研究的底线是（i）检查是否正常（静止）和相互作用的EG在流行的诊断平面中具有不同的行为，例如Hb与[MgFe]（ii）寻求合并和/或相互作用的特征是否可以反映在一些特定的指数变化中，这些变化可以明确地暗示恒星活动的爆发;（iii）评估这些爆发或恒星形成的第二阶段的强度;（iv）探讨是否存在其他替代方案，即有别于明显存在于大年龄范围内的方案。数据表明，正常的，场和相互作用的星系有相同的散射，但在血红蛋白与[MgFe]诊断平面的平滑分布。对这一现象有两种解释：（1）EGs的年龄和金属丰度跨度很大。(2)大量的恒星是古老的，但随后的恒星形成事件分散在诊断平面上。这两种解释都无法重现观察到的分布。上述计划要求太高，因为必须引入许多临时成分。此外，他们忽视了观测上的线索，即恒星的EGs含量可能增加了α元素。我们在这里提出了一个新的计划，在该计划中，在指数-指数平面的星系的散装分散所造成的不同的平均程度的增强。EGs跨越大范围的[α/Fe]和金属丰度，但范围狭窄的年龄为大规模人口的可能性有利于单片计划。
2004-05-27 astro-ph
Nearby early-type galaxies with ionized gas. III. Analysis of line-strength indices with new stellar population models
在本文中，我们研究了65个主要位于低密度环境中的邻近早型星系样本的基本恒星星族。年龄，金属丰度和[α/Fe]比已通过比较Lick指数测量在不同的银河系中心的距离与新的SSP模型，占存在的α/Fe增强。SSP涵盖了广泛的年龄，金属丰度和[α/Fe]比。为了得到恒星星族参数，我们设计了一种基于概率密度函数的算法。我们得出一个大的年龄跨度（（1-15）Gyrs）。年龄没有显示任何显着的趋势与中心速度色散σ_c，但E星系出现的平均年龄大于S 0。相反，金属丰度和[α/Fe]随σ_c的增加而增加，证明质量越大，化学富集越有效，恒星形成的持续时间越短。我们还寻求与当地星系密度的可能相关性，但无论是金属丰度还是α增强都没有显示出明确的趋势。然而，我们发现，虽然低密度环境（LDE）包含非常年轻的物体（从1到4 Gyr），但在高密度环境（HDE）中，没有一个星系的年龄小于5 Gyr。考虑到环境对[α/Fe]比值的影响的缺乏以及一些年轻大质量天体的[α/Fe]值很高，我们认为LDE中的年轻星系更可能是由于最近的复兴事件。通过比较再生物体的数量与我们样本中的星系总数，并通过简单的两个SSP组件模型，我们估计，平均而言，再生情节不涉及超过25%的星系总质量。
2007-02-19 astro-ph
On the dependence of spectroscopic indices of early-type galaxies on age, metallicity and velocity dispersion
我们调查的Mg sigma和<Fe>sigma的关系，在72个早期型星系的样本主要是从集群和集团的环境中使用一个均匀的数据集，这是校准到舔/IDS系统。在给定的σ小内在分散镁给出上限的年龄和金属丰度的传播分别为49%和32%，如果传播是由于一个数量，如果年龄和金属丰度的变化是不相关的。从Hbeta与诊断图推断的年龄/金属丰度分布<Fe>加强了这一结论，因为我们发现大多数星系具有大的光度加权年龄，跨越金属丰度的范围。在我们的样本中，我们没有发现年龄和金属丰度的反相关性的显着证据，这将保持指数西格玛关系紧密，同时隐藏了年龄和金属丰度的大范围。由于年龄-金属丰度平面中的相关误差，根据目前的数据，不能完全排除年龄-金属丰度的轻度反相关。根据Trager等人最近的论文，修正了非太阳丰度比的线强度指数，导致更高的平均金属丰度和稍微年轻的年龄估计，同时保留金属丰度序列。[Mg/Fe]比与中心速度色散有轻微的相关性，对于sigma > 100 km/s的星系，其范围为[Mg/Fe]=0.05至0.3。在假设沿指数-σ关系没有年龄梯度的情况下，丰度比校正的Mg-σ、<Fe>-σ和H β-σ关系给出了Delta [M/H]/ Delta log σ = 0.9（± 0.1）的一致估计。Hbeta-sigma关系的斜率将潜在的年龄趋势限制为sigma的函数，沿着序列为2-3 Gyrs。（删节）
2000-11-12 astro-ph
The Hubble Constant from Type Ia Supernovae in Early-Type Galaxies
Ia型超新星（SNe）是目前最好的标准烛光，尽管它们在最大相位时的光度有明显的内在变化，而且可能是不均匀的祖先。为了不带偏见地使用Ia型SNe作为距离指示器，重要的是要准确地知道最大相位处的下降率和颜色如何与峰值亮度相关。为了校准Ia型超新星的哈勃图，即为了导出哈勃常数，需要确定附近Ia型超新星的绝对亮度。早期Ia型主星系的球状星团系统提供了合适的距离指示器。讨论了Ia超新星的定标方法，并对球状星团光度函数（GCLFs）方法进行了解释。目前，到天炉座星系团的距离是推导哈勃常数最重要的参数。我们目前的数据表明，哈勃常数为H_0=72+-4 km/s/Mpc。作为附录，我们总结了晚型星系中Ia的绝对星等。
1999-09-07 astro-ph
A comparison of stellar populations in galaxy populations across a wide range of Hubble types
我们目前的线强度和运动学从32个星系的哈勃类型从E到Sbc的中心区域。光谱指数，根据利克系统，在光学和近红外（NIR）测量。测量的24个指数，结合模型的影响，不同的丰度比，允许打破年龄/金属丰度简并，并允许在特定的轻元素（特别是C和Mg）的增强估计。观测到的哈勃类型的大范围允许直接比较早期类型星系（E和S 0）中心的线强度与螺旋凸起中的线强度，而不存在困扰不同研究结果比较的系统差异。我们的样本包括场星系和室女星系团星系。对于早型星系，我们的数据是一致的，与以前报道的Mg 2和Mgb的速度色散的趋势。在螺旋凸起中，我们发现所有指数的趋势与速度色散。我们估计光度加权年龄，金属丰度和重元素丰度比（增强）的光学指数。这些结果显示，球突在轻元素（α-捕获）中的增强程度较低，并且平均年龄低于早期类型的星系。涉及年龄和金属丰度的趋势在早期和晚期类型之间也有很大差异。在早期类型中，年龄与金属丰度之间存在反相关关系，而在凸起中，金属丰度与速度弥散相关。我们认为这些发现的影响，这些星系的形成模型。我们发现，我们的观察排除了原始的星系形成的崩溃模型，而层次聚类（合并）模型的几个预测得到证实。
2002-02-21 astro-ph
Differences in carbon and nitrogen abundances between field and cluster early-type galaxies
测量了98个不同环境下的早型星系样本的蓝光谱区中心线强度指数。对于大多数指数（Mgb，<Fe>特别是）椭圆星系在丰富的集群和低密度区域遵循相同的指数西格玛关系。然而，显着的光谱差异之间的领域椭圆形和他们的同行在后发座星系团的中心区域被发现的第一次，与星系在密集的环境中表现出显着较低的C4668和CN 2的吸收强度。对这些结果最有说服力的解释是丰度比的差异，这是由不同环境中星系的不同恒星形成和化学富集历史引起的。一个方案中，椭圆星系的集群完全组装在较早的阶段比他们的低密度同行进行了讨论。
2003-05-20 astro-ph
Stellar populations in early-type Coma cluster galaxies - I. The data
我们提供了一组均匀的高信噪比（平均信噪比约为60/μ S）的Lick/IDS恒星星族线指数和中心速度色散数据，这些数据来自附近富后发座星系团（A1656）中心1 deg（= 1.26 h^-1 Mpc）内的132个明亮（bj < 18.0）星系。我们的观测包括73%（137个中的100个）的早期型星系总数（b_j < 18.0）。观测是使用WHT 4.2米和AUTOFIB 2/WYFFOS多目标光谱仪（分辨率为2.2 μ FWHM），使用直径为2.7“的光纤（= 0.94 h^-1 kpc）进行的。本文中的数据具有很好的特征误差，以严格的统计方式计算。数据进行了比较，以前的研究，并证明是高质量的，以及校准的舔/IDS系统。我们的数据的中位误差为~0.1 μ g的原子线指数，~0.008 mag的分子线指数，和0.015 dex的速度色散。这项工作为研究中高红移星系团提供了一个定义明确的高质量z~0基线。随后的论文将使用这一数据集来探测恒星星族（作为星系形成和演化的化石记录）和后发座星系团核心内明亮的早型星系的分光光度关系。
2002-03-18 astro-ph
Carbon and Nitrogen Abundances in Early-type Galaxies
对于第一次，我们进行了系统的检查的氮丰度的样本的35个早期类型的星系跨越范围的质量和本地环境。在3360 ° C的氮敏感的分子特征已被用于与一套原子和分子敏感的指数，以提供这些系统的化学含量的独特和明确的约束。通过使用NH3360，我们现在能够打破使用CN指数所固有的碳、氮和氧简并性。我们表明，NH3360功能显示对星系的速度色散（我们的代理质量）的依赖性很小，相反，所看到的碳和镁敏感指数。从表面上看，这些结果与以前使用对碳和氮都敏感的指标（如氰）得出的结论不一致。借助于恒星星族模型，我们发现这些星系中的N/Fe比与相对于太阳比的轻度增强是一致的。我们还探讨了这些发现对环境的依赖性，通过分析在现场和后发座星系团的共同添加的光谱。我们证实了先前发现的低密度和高密度环境中星系之间碳丰度的差异，同时表明这些差异似乎不存在氮。我们讨论了这些发现的影响，在早期类型的星系的恒星形成历史的推导，以及碳和氮的起源，本身。
2008-11-21 astro-ph
Neutral Hydrogen Clouds near Early-Type Dwarf Galaxies of the Local Group
本文报道了9颗早型本群矮星周围环境的Parkes中性氢21厘米线（HI）观测结果。我们在这些矮星的大致方向上探测到许多HI云，这些云通常偏离星系的光学中心。虽然除了Antlia之外，所有观测到的矮星都占据了高速云（HVC）密度远高于平均值的相空间区域，但测量到的偏移量小于人们从完全随机的云分布中所期望的。可能的关联检测到11的16个调查云，而对于两个星系，六分仪和狮子座I，没有HI被检测到。发现HI云与光学不一致，但有很大可能相关的星系是：Sculptor dSph，Tucanna，LGS3，Cetus和Fornax。如果星云确实是关联的，这些星系的HI质量分别为$M_{HI} = 2\times10^5 M_{\odot}$、$M_{HI} = 2\times10^6 M_{\odot}$、$M_{HI} = 7\times10^5 M_{\odot}$、$M_{HI} = 7\times10^5 M_{\odot}$和$M_{HI} = 1\times10^5 M_{\odot}$。然而，无论是冲压压力还是潮汐剥离都不能很容易地解释这种偏移。在某些情况下，大的偏移量被发现在冲压压力应该是最有效的。
2006-02-27 astro-ph
VLT Spectroscopy of Globular Cluster Systems, II. Spectroscopic Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] Ratios of Globular Clusters in Early-Type Galaxies
基于Puzia等人（2004，本系列论文I）总结的Lick指数测量结果，对早型星系中球状星团系统的年龄、金属丰度和[α/Fe]比进行了分析。鉴于校准和测量的不确定性，年龄金属丰度简并性，以及Lick指数的相对动态范围，以及丰度比变化（特别是[α/Fe]比的变化）引入的系统学，我们发现，我们的数据集最可靠的年龄指标是Lick Balmer线指数HgammaA，Hbeta和HdeltaA的组合。[MgFe]-用作受[α/Fe]变化影响最小的光谱金属丰度指示剂。我们引入了一个插值程序，同时获得年龄，金属丰度，和[α/Fe]比从诊断网格从利克指数。通过对高质量观测数据与SSP模型预测结果的比较，我们发现早型星系中约2/3的球状星团年龄大于10 Gyr，约1/3的球状星团年龄在5-10 Gyr之间，只有少数星团年龄小于5 Gyr。我们的球状星团样本涵盖了从[Z/H] = -1.3到~0.5 dex的金属丰度。我们发现富金属的球状星团比贫金属的球状星团平均年龄小，年龄离散度大。[α/Fe]诊断图显示早型星系中球状星团系统具有超太阳α/Fe丰度比，平均[α/Fe] = 0.47+/-0.06 dex，色散约为0.3 dex。我们发现的证据之间的相关性[α/Fe]和金属丰度，在这个意义上说，更多的富含金属的集群表现出较低的α-元素增强。[删节]
2005-05-20 astro-ph
The Tully-Fisher relation for S0 galaxies
本文研究了S 0星系中绝对星等和最大圆速度之间的局域B波段和K波段Tully-Fisher关系。为了进行这项研究，我们结合了运动学数据，包括一个新的高质量的光谱数据集的天炉座星系团，从RC 3和2 MASS目录均匀测光，构建有史以来最大的样本S 0星系的TFR的研究。独立的环境，S 0星系被发现系统低于TFR附近的螺旋在光学和红外波段。这种偏移可以粗略地解释为由于螺旋星系的光度演化而产生的，这些星系在停止恒星形成后已经褪色。然而，我们也发现一个大的分散在总生育率。我们表明，这种散射的大部分是内在的，而不是由于观测的不确定性。如此大的散射的存在意味着，S 0星系的人口不可能在一个单一的时代转变后完全由上述简单的衰落机制形成。为了更好地理解转换机制的复杂性，我们已经搜索了TFR偏移和星系的其他属性之间的相关性，如它们的结构特性，中心速度色散和年龄（从线指数估计）。对于天炉座星系团的数据，TFR的偏移量与单个星系中恒星的估计年龄有关，在这个意义上，如果S 0星系从螺旋星系转换后被动褪色，那么预计的大小。这种相关性意味着TFR中的散射的一个重要部分来自星系开始转变的不同时间。
2006-09-04 astro-ph
The star formation history of early-type galaxies as a function of mass and environment
利用斯隆数字巡天（SDSS）的第三次数据发布，我们严格定义了一个体积有限的样本的早期类型的星系在红移范围z < 0.1。我们已经定义了每个星系的局部环境的密度，使用的方法，考虑到红移的偏见，如果使用传统的方法调查边界。当光度大于我们的r波段绝对星等截止值-20.45时，环境的平均密度没有显示出红移的趋势。我们计算了整个样品的舔指数，并以独立于模型的方式校正了孔径效应和速度色散。虽然我们没有发现红移或光度与环境的依赖性，但我们确实发现，早型星系在稠密环境中的平均速度色散σ往往高于低密度环境。考虑到这种影响，我们发现，一些指数显示小，但非常显着的趋势与环境，是不是指数和速度分散之间的相关性的结果。这些数据的统计显著性足够高，足以揭示仅考虑α增强的模型很难产生样本星系年龄和金属丰度的一致图像，而包括碳增强的模型则要好得多。我们发现，早型星系的领域是年轻的比那些典型的环境中的集群，但既不金属丰度，α增强，也不碳增强的环境的影响。最年轻的早型星系在两个领域和集群环境是那些最低的西格玛。然而，有一些证据表明，具有最大sigma的物体稍微年轻，特别是在密集的环境中。
2006-05-17 astro-ph
Population Synthesis in the Blue IV: Accurate Model Predictions for Lick Indices and UBV Colors in Single Stellar Populations
[摘要]我们提出了新的模型预测的16个舔吸收线指数从Hdelta到Fe 5335，和UBV颜色的单一恒星星族（SP）的年龄范围在1和15 Gyr之间，[Fe/H]范围从-1.3到+0.3，和可变的丰度比。我们开发了一种方法来估计平均年龄和丰度的Fe，C，N，Mg和Ca，探讨这些参数的各种指标的敏感性。当应用于高信噪比的星系团数据时，模型以高精度匹配星系团的元素丰度和年龄。通过对比L星亮的早型星系的叠加SDSS光谱分析，发现它们的平均光度加权年龄约为8 Gyr，铁丰度略低于太阳。像差比[X/Fe]高于太阳，与星系光度呈正相关。氮是丰度与光度相关性最强的元素，这似乎表明了次生富集。这一结果可能将早期型星系中恒星形成的时间尺度限定在5000万年至20000万年之间。与星系团的情况不同，在星系中，蓝色的巴耳末线产生的年龄比H β年轻。这种年龄差异在光度较低的星系中更为明显。我们研究了四种情况来解释这一趋势。最有可能的是存在少量的年轻/中年SP成分。当新组分的质量分数为几个百分比时，双组分模型提供了与数据的更好匹配。这一结果意味着，恒星形成在早期类型的星系中已经扩展，在质量较小的星系中更是如此，这支持了“缩小”的假设。这也意味着SP合成模型不仅能够约束星系中SP的平均年龄，而且能够约束它们的年龄分布。
2006-11-15 astro-ph
The Fundamental Properties of Early-type Galaxies in the Coma Cluster
我们报告了后发座星系团核心早期星系的高质量光谱研究结果。利用Lick/IDS指数对恒星星族进行分析，打破年龄/金属丰度简并，探讨恒星族的形成历史和性质。金属丰度趋势明显，单一年龄组占优势。
2001-11-02 astro-ph
Halo and Bulge/Disk globular clusters in the S0 galaxy NGC 1380
用深BVR测光研究了天炉座星系团中的S 0星系NGC 1380的球状星团系统。我们发现了两个可能很古老的球状星团。蓝色的球状星团似乎是我们银河系中晕状球状星团的对应物。它们的颜色和星等相当，呈球形分布在椭圆星系周围，但表面密度分布非常平坦。红色星群在椭圆率和位置角上与恒星光一致，星等分布与蓝色星群相似，表面密度分布与其他天炉座椭圆星系中的球状星团相当。从颜色上看，红色星团比银河系中富含金属的球状星团略富金属。我们把这个红色的星群与NGC 1380的凸起和盘联系起来。虽然这两个群体与合并形成是相容的，但不幸的是，我们没有看到其他支持或反对这个星系过去合并事件的暗示。这将是第一次通过颜色和空间分布来识别早期星系中的晕和鼓球状星团，并可能暗示所有星系中都存在晕和鼓球状星团。
1997-06-30 astro-ph
Age dating old globular clusters in early-type galaxies
本文介绍了椭圆星系中球状星团年龄测定的各种方法。我们首先介绍了单个球状星团的光谱学（随着10米级望远镜的出现而变得可行），以及巴耳末线指数的测量。其次，通过与星群合成模型的比较，讨论了球状星团子星群的测光和平均年龄的确定。第一种方法是耗时的，但是一旦获得具有足够高的信噪比的光谱就精确。然而，一个警告是巴耳末线指数的定义通常包括金属特征，并且本身并不独立于金属丰度。第二种方法需要测量两个光度量，这两个光度量与年龄和金属丰度不同。两者的结合可以打破宽带颜色中存在的年龄-金属性简并。近红外颜色在这方面可以有力地补充光学研究。然而，总的来说，星团越老，就越难确定它的精确年龄。种群综合模型也需要进一步完善，这里比较的模型显示出显著的差异。
1999-12-13 astro-ph
Measuring the non-thermal pressure in early type galaxy atmospheres: A comparison of X-ray and optical potential profiles in M87 and NGC1399
本文比较了椭圆星系NGC 4486（M87）和NGC 1399（天炉座星系团中央星系）的X射线和光学数据的引力势分布。这种比较表明，宇宙射线、磁场和微湍流对压力的综合贡献约为NGC 1399和M87核心气体热压力的10%，尽管我们模型假设的不确定性（例如，球对称）足够大，使得贡献可以与零一致。在没有任何其他形式的非热压力支持的情况下，这些上限转化为磁场的上限约为10-20 μ G，距离NGC 1399和M87中心1“-2”。我们表明，这些结果是一致的，与当前的范例冷集群核心的基础上，假设活动星系核活动调节气体的热状态，通过注入能量到集群内的介质。相对论质子形式的能量密度的~10-20%的限制不仅适用于气体的当前状态，而且基本上适用于团簇内介质的整个历史，前提是宇宙射线质子的演化是连续的，并且它们的空间扩散被抑制。
2008-05-29 astro-ph
