Stellar Orbits and the Interstellar Gas Temperature in Elliptical Galaxies
我们提请注意椭圆星系中恒星轨道的各向异性参数β（r）和热星际气体的温度分布T（r）之间的密切关系。对于近球形星系，气体密度可以由X射线观测精确确定，恒星光度密度可以由光学表面亮度精确确定。Jeans方程和流体静力平衡建立了beta（r）和T（r）之间的联系，它必须与观测到的恒星速度色散相一致。对明亮的椭圆星系NGC 4472进行的光学观测表明，在有效半径范围内，beta（r）< 0.35。然而，NGC 4472的X射线气体温度分布T（r）需要显著更大的各向异性，β = 0.6 - 0.7，约为光学值的两倍。这种对径向恒星轨道的强烈偏好必须从大质量椭圆星系的形成历史来理解。相反，如果较小的、光学确定的各向异性确实是正确的，那么我们就会得出一个重要的结论，即NGC 4472中热星际气体的温度分布T（r）一定不同于X射线观测所显示的温度分布，或者热气体不处于流体静力平衡。
2003-09-12 astro-ph
Properties of the Neutral Interstellar Medium in NGC 185 and NGC 205
本文描述了M31的两个伴星系NGC185和NGC205中中性气体的性质和运动学。HI的运动学表明，气体的内部起源（即恒星质量损失）应该被考虑，至少在NGC 185的情况下。这些矮椭圆星系中的分子云在许多方面与银河系的巨型分子云相似。然而，矮椭圆星系中的HI柱密度出奇地低。较低的星际紫外线场可能使矮椭圆星系比太阳附近更容易形成和保留分子气体。
1998-10-14 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
Interstellar Grains in Elliptical Galaxies: Grain Evolution
本文研究了孤立椭圆星系中进入热星际介质的尘埃的生命周期。在大椭圆星系中，尘埃颗粒由于演化中的红巨星的正常质量损失而被喷射到银河系尺度的冷却流中。新引入的灰尘迅速进入热气体环境，并通过与离子的热碰撞溅射掉。在颗粒被完全溅射掉之前，它们发出大量的红外辐射，这可能有助于在椭圆星系中观察到的大的远红外光度。为了研究椭圆星系中颗粒的整体性质，我们构造了一系列新的King型星系模型，这些模型与基本面、星系质光比以及其他相关的观测关联相一致。我们描述了一个新的“连续性”的程序来构建简单的随时间变化的气体动力学模型的冷却流。在所有的星系模型中，虽然颗粒在被溅射之前可以从它们的起源半径流动相当长的距离，但是通过假设{ \it in situ}溅射，完全忽略平流，可以精确地确定颗粒的尺寸分布。谷物加热的主要来源是星光的吸收;与高能热电子或X射线吸收碰撞的谷物加热可以忽略不计。然而，我们还表明，当自洽晶粒溅射包括灰尘与气体的比例减少和辐射冷却，而不是电子-晶粒相互作用主导等离子体冷却，即使是最大规模的椭圆。
1995-02-09 astro-ph
Interstellar dust evolution in galaxies of different morphological types
我们研究星际尘埃演化在各种环境中的化学演化模型的不同形态类型的星系。我们从Dwek（1998）发展的研究太阳附近尘埃演化的形式出发，将其推广到椭圆星系和矮不规则星系，说明尘埃产生率和尘埃组分的演化如何依赖于星系恒星形成历史。通过假设尘埃的破坏取决于元素的凝结温度T_c，可以再现在太阳附近观测到的尘埃分数。在椭圆星系中，Ia型超新星是最后10 Gyr的主要尘埃工厂。利用我们的模型，我们成功地再现了通过最近的FIR和SCUBA观测在局部椭圆星系（~10^6 M_sun）中观测到的尘埃质量。我们表明，尘埃是有助于解决铁的差异，观察到的热气体晕周围的地方椭圆。在矮不规则星，我们展示了如何精确确定的尘埃耗尽模式可能是有用的，把固体约束的尘埃冷凝效率。我们的结果将有助于研究本星系和遥远星系中尘埃粒子的光谱特性。
2008-01-16 astro-ph
Interstellar matter in Shapley-Ames elliptical galaxies. IV. A diffusely distributed component of dust and its effect on colour gradients
在椭圆星系中尘埃的存在最近被证明是相当普遍的。深光学多色CCD成像揭示了尘埃带和斑块的存在，而共同添加IRAS调查扫描的技术导致了许多椭圆星系的探测。光学和远红外巡天报告了类似的尘埃探测率，这可能表明椭圆星系中的尘埃通常分布在光学探测到的通道或斑块中。然而，我们在这里表明，来自消光值的尘埃量通常是一个数量级小于来自IRAS通量密度，在强烈对比的螺旋星系的情况。为了解开这个难题，我们假设椭圆星系中的大多数尘埃是以扩散分布的成分存在的，这是用光学方法无法检测到的。采用多重散射模型的尘埃，我们表明，这种新假设的尘埃成分的存在意味着显着的径向颜色梯度，基本上被认为是从恒星星族梯度只。弥散分布的尘埃成分的能量被证明是一致的IRAS数据。将椭圆星系中嵌入炽热的X射线发射气体中的可探测尘埃量与尘埃产生和破坏速率相等的情况下预期的尘埃量进行比较，表明椭圆星系中的大多数尘埃都是从其他星系中吸积而来的。
1995-04-05 astro-ph
Galactic Drips and How to Stop Them!
在椭圆星系中，大半径的热星际气体的温度可能低于平均星系维里温度。如果是这样的话，一个非线性的冷却波可以在炽热的星际气体中形成，并缓慢地向星系核心传播。如果冷却波在流体动力学不稳定性中幸存下来，它可以在大约15个有效半径内间歇性地沉积冷气体。对于一个明亮的椭圆，以这种方式沉积的总质量可以接近10^10太阳质量。在大的星系半径处滴出的冷气体可以解释在许多椭圆星系中观测到的年轻恒星星族和$\sim 10^4$ K下的扩展气体，这些特征通常归因于星系合并。在相对孤立的（场）椭圆星系中，预计会有银河滴，前提是：（i）银河系恒星速度椭球在大的银河半径处径向取向;（ii）目前的Ia型超新星速率足够小，与最近X射线研究中发现的星际铁丰度一致。星系滴在位于星系团内部的椭圆星系中被抑制;当周围星系团气体的压力超过星系星际介质外部的压力时，一些星系团气体流入星系，从而抑制滴。
1996-11-13 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
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
The cycle of interstellar dust in galaxies of different morphological types
利用不同形态类型星系的化学演化模型，详细研究了太阳邻域、椭圆星系和矮不规则星系中宇宙尘性质的演化。从与Dwek（1998）相同的形式出发，我们在一个详细的太阳附近化学演化模型中考虑了中低质量恒星、超新星II和Ia的尘埃产生以及尘埃的破坏和吸积过程。然后，通过相同的尘埃处方，但采用不同的星系模型（不同的恒星形成历史和银河风的存在），我们已经扩展到椭圆星系和矮不规则星系的研究。我们研究了不同的恒星形成历史的假设如何影响尘埃产生率，尘埃消耗，尘埃吸积和破坏率。我们已经表明，如何列入尘埃处理是有助于解决所谓的铁差异，观察到的热气体晕的本地椭圆，并在复制化学丰度观察到的莱曼Break星系。最后，我们的新模型在未来详细的星系分光光度研究中非常有用。
2007-10-05 astro-ph
Morphological Classification of Galaxies using Photometric Parameters: the Concentration index versus the Coarseness parameter
我们设计了改进的光度参数的星系形态分类使用明亮的样本从斯隆数字巡天的第一次数据发布。除了使用椭圆孔径浓度指数进行分类，我们引入了一个新的纹理参数，粗糙度，量化从光滑的星系等照度线的偏差。椭圆孔浓度指数产生的形态分类是在明显更好的协议与视觉分类比那些基于圆形孔径。加入粗糙度参数后，相对于参考视觉分类，将星系分为早、晚两类的成功率提高到88%.在将星系划分为早型（E+ S 0）、早型（Sa+Sb）和晚型（Sc+Sdm+Im）三种旋涡星系时，成功率也相当高，约为68%。
2005-07-13 astro-ph
Hot Gas and Halos in Elliptical Galaxies
本文综述了近年来对椭圆星系晕中热星际气体演化的研究进展。热气体物理尺寸的非同调变化解释了具有相似L_B的椭圆星系之间X射线光度的巨大变化。结合ROSAT和Einstein的数据，我们得到了NGC 4472的总质量分布。从0.1r_e到1r_e，总质量与预期的恒星质量相同。因此，恒星的质量与光的比率可以通过x射线观测来确定！此外，在冷却流的这一重要部分，广泛使用的“质量下降”假设肯定是不正确的。最近的ROSAT观测表明，气体温度超过维里恒星温度，完全不同于标准的冷却流模型。然而，如果假设“环银河”气体的额外大质量成分填充了大多数恒星之外的外部星系晕，那么这些新结果就可以理解了。这些古老的热气体，在星系形成时期首先被加热，今天继续流入椭圆星系的恒星部分，与演化恒星排出的气体结合。这种热星际气体的双重起源使最近关于热星际气体丰度的讨论更加复杂。
1997-11-10 astro-ph
Evolution of Multiphase Hot Interstellar Medium in Elliptical Galaxies
本文介绍了椭圆星系中多相（非均匀）热星际介质（ISM）演化的各种模拟结果。我们假设从恒星喷出的气体不会与周围的气体混合。喷出的气体成分根据它们的诞生时间、位置和起源分别演化。我们考虑的情况下，超新星遗迹（SNRs）与本地ISM混合。具有高金属丰度和/或高密度的组分由于其高金属丰度和/或密度而比其它组分更快地冷却并从热ISM气体中脱离。这使得热ISM的平均金属丰度较低。此外，由于质量损失气体的金属丰度随半径的减小，从外部区域的气体流入使热ISM的平均金属丰度小于质量损失气体在内部区域。随着恒星系统气体抛射速率的减小，星系中向外区抛射的质量损失气体的质量分数增加。如果SNR的混合是无效的，我们的模型预测，观察到的[Si/Fe]和[Mg/Fe]应减少向银河系中心，因为强铁发射的SNR。在ISM的冷却时间较长的外部区域中，选择性冷却是无效的，并且大部分气体组分仍然是热的。因此，该区域ISM的金属丰度直接反映了从恒星喷出的气体的丰度。我们的模型表明，超新星不是椭圆星系内部区域的有效热源，因为它们释放的大部分能量都是辐射的。因此，即使超新星爆发率很高，冷却流也会建立起来。信噪比与环境ISM的混合使得超新星爆发与环境ISM之间的能量传递更加有效。
1997-06-05 astro-ph
The Morphological decomposition of Abell A868
我们报告的形态光度函数（LFs）和径向配置文件的丰富的集群Abell 868（z=0.153）内的星系人口纯粹基于哈勃空间望远镜成像F606 W。我们恢复Schechter函数早期（E/S 0），中期（Sabc）和晚期（Sd/Irr）型星系。早期、中期和晚期类型都与基于斯隆数字巡天-早期数据发布（SDSS-EDR; Nakamura et al 2003）的最新分析的最新野外形态LF一致。从详细的误差分析，包括背景人群的聚类，我们注意到，改进的统计只能来自于组合来自许多集群的数据。我们还研究了作为形态函数的亮度-密度和数量-密度分布，并得出以下结论：（1）导致暗端斜率变陡的星系主要是晚型星系，（2）星系团核心主要是椭圆星系，（3）核心没有晚型星系，（4）与场相比，光度密度作为形态类型的函数偏向早期类型。（5）多达一半的椭圆星系可能是由螺旋星系通过核盘破坏过程形成的。我们认为最合理的解释是传统的晚型在通过星团核心的过程中被破坏，而中型通过类似的过程转化为早型，这破坏了外盘，导致更紧密地结合在一起的核心椭圆星系。[摘要]。
2003-09-09 astro-ph
Self-Generated Magnetic Fields in Galactic Cooling Flows
椭圆星系中的星际磁场被认为起源于恒星场，伴随着老恒星不断演化的正常质量损失。种子场被恒星质量损失和超新星事件驱动的星际湍流放大。这些无序的领域进一步放大的时间依赖压缩向内移动的星系冷却流，预计将占主导地位的星系核心附近。在有利的情况下，类似于那些观察到的$B \sim 1-10~(r/10~kpc)^{-1.2}μ$ G强度的字段可以单独从这些自然的星系过程中产生。一般来说，整个椭圆星系的星际场是由星际气体的最外层区域决定的，在那里湍流发电机过程可以发生。由于银河系冷却流中的流体动力学流动时间较长，目前观测到的磁场可能是由遥远过去发生在外星系的强烈湍流场放大周期造成的。椭圆星系中特别强的磁场可能是由古老的星系合并或星际气体与周围星系团气体之间的边界处引入的剪切湍流造成的。
1997-06-10 astro-ph
Morphological Evolution of Dwarf Galaxies in the Local Group
本星系群的矮星系可以分为三个形态群：不规则、椭圆和球状。在大型星系团中，似乎存在一种形态-位置关系：不规则星系优先出现在本星系群的外围（低密度区域），而矮椭圆星系和椭球星系则更频繁地出现在中央的高密度区域。为了揭示本星系群中矮星系的性质和起源，Mayer等人。（2001）提出，一个矮不规则星系与一个质量大得多的星系发生潮汐相互作用，可能会被重新塑造成一个矮球状或椭圆形物体。在本文中，我们检查通过N-体树SPH模拟这是否是可能的一个选定的样本的星系的本星系群。利用现有文献中最好的数据来确定本星系群中几个矮星系的动力学和运动学状态，我们跟踪了一个理想卫星的演化，它被认为是在围绕银河系的轨道运动过程中作为一个不规则物体开始的。我们发现，与银河系的潮汐相互作用删除了一大部分的质量的矮不规则，并逐渐重塑成一个球形的对象。
2003-09-04 astro-ph
Multiple minor mergers: formation of elliptical galaxies and constraints for the growth of spiral disks
在星系的层次结构中，多次连续的合并是不可避免的，特别是对于大多数现代星系来说，频繁且极有可能发生多次的小合并。然而，到目前为止，还没有系统地研究重复的小合并对星系结构和演化的影响。我们提出了一个数值研究的多个，随后，小星系合并，各种质量比从4：1到50：1。N体模拟包括气体动力学和恒星形成。我们研究的残留物的形态和运动学特性，并表明，几个所谓的“小”合并可以导致形成的椭圆状星系，具有全球的形态和运动学特性类似于在真正的椭圆星系中观察到的。这些系统的属性进行比较与一个单一的主要合并的标准方案所产生的椭圆星系。因此，我们表明，重复的小合并理论上可以形成椭圆星系没有重大合并，可以更频繁地比主要合并，特别是在中等红移。这个过程一定形成了今天看到的一些椭圆星系，特别是可以解释大质量椭圆星系的高度方形，以及在椭圆星系中观察到的一些基本关系。此外，因为重复的微小合并，即使在高质量比下，也会将盘破坏成球状体，这些结果表明螺旋星系不可能仅仅通过一系列微小合并而成长。
2007-10-19 astro-ph
The Hot Interstellar Medium in Normal Elliptical Galaxies III: The Thermal Structure of the Gas
这是一系列分析钱德拉观测到的54个正常椭圆星系样本中热星际介质的X射线发射的第三篇论文，重点关注36个星系，这些星系具有足够的信号来计算径向温度分布。我们区分四种不同类型的配置文件：正梯度（向外上升），负梯度（下降），准等温（平坦）和混合（在小半径下降，然后上升）。我们测量了两个径向区域的平均对数温度梯度：从0- 2 $J$ -带有效半径$R_J$（不包括中心点源），和从2- $4R_J$。我们发现外部梯度与宿主星系的内在属性无关，但受到环境的强烈影响：低密度环境中的星系往往表现出负的外部梯度，而高密度环境中的星系则表现出正的外部梯度，这表明环星系热气体的影响。内部温度梯度不受环境的影响，但与宿主星系的内在特征密切相关：负的内部梯度更常见于较小，光学暗淡，低射电光度的星系，而正的梯度则存在于具有较强射电源的明亮星系中。没有证据表明内部或外部梯度的分布具有双峰性。我们提出了三种解释内部温度梯度的方案：（1）弱活动星系核局部加热ISM，高光度活动星系核通过喷流膨胀较大半径的空洞加热系统：（2）负内部温度梯度的出现表明活动星系核加热相对于其他加热源（如压缩加热或超新星）的重要性下降;（3）温度分布的变化是随时间变化的流动的不同阶段的快照。
2008-06-11 astro-ph
Metal enrichment in near-IR luminous galaxies at z~2: signatures of proto-ellipticals?
本文分析了K20巡天中5个K光星系在z~2处的共加静止坐标系UV谱（1200<z<2000 A）。复合光谱的特征在于在不同电离阶段的C，N，O，Al，Si和Fe的紫外连续谱上的强吸收线。虽然其中一些线是星际的，但其中几个最强的反射被确定为恒星光球线。在z~3处，K光合成光谱中的光球和星际特征大多比LBG中的强。这意味着更高的金属丰度，也可能是宏观运动造成的更大的星际速度色散。吸收线和紫外线连续谱的斜率与附近正在合并的亮红外星系NGC 6090的光谱很好地匹配。通过比较纯光球谱线（Si Ⅲ，C Ⅲ，Fe V）与星暴模型，提出了一个高于太阳的金属丰度。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，可能强大的集群，以及资格这些星系作为本地大质量椭圆星系的祖先。
2004-04-01 astro-ph
Why Are Rotating Elliptical Galaxies Less Elliptical at X-ray Frequencies?
如果质量和角动量在与发光的缓慢旋转的椭圆星系相关的冷却流中守恒，那么流入的热气体将旋转起来，导致冷气盘和X射线图像沿着赤道平面高度平坦到几个有效半径。在目前X射线观测可用的空间分辨率下，没有观察到这种X射线变平。显然，质量和角动量实际上并不守恒。如果冷却流被分布在整个流中的许多位置处的局部辐射冷却耗尽，则冷却气体盘不会形成，并且X射线图像看起来接近圆形。然而，由冷却气体形成的年轻恒星的分布相对于恒星光仍然有些平坦。银河系冷却流的X射线图像也可以通过远离旋转轴的角动量的湍流扩散来圆化，但是已知过程--恒星质量损失、超新星、冷却点演化等--的有效粘性不足以使X射线图像明显圆化。星际铁丰度的径向梯度不受预期的星际湍流水平的影响，因为这些梯度不断被Ia型超新星重新建立。
2000-03-31 astro-ph
The Hot Interstellar Medium of Normal Elliptical Galaxies. I. A Chandra Gas Gallery and Comparison of X-ray and Optical Morphology
我们提出了一个X射线分析的54个正常的椭圆星系在钱德拉档案和隔离他们的热气体成分的污染点源排放，使我们能够进行，第一次，单独的气体形态分析。与光学图像和测光的比较表明，热气体形态与恒星分布的形状惊人地相似。我们观察到没有相关的光学和X射线椭圆率在内部地区的恒星质量占主导地位的暗物质。如果气体与重力势达到流体静力平衡，则可以预期有一个浅的相关性。相反，在许多情况下，观测到的X射线椭圆率超过光学椭圆率。我们排除了旋转作为产生气体椭圆的主导因素。气体似乎受到干扰，流体静力平衡是例外而不是规则。几乎所有的流体静力学模型都可以在99%的置信度下被排除，因为它们无法再现光学X射线相关性和大的X射线椭圆率。流体静力学模型不排除那些暗物质占主导地位的恒星质量内半光半径或有一个突出的雪茄形分布，这两个都可以排除在其他理由。我们的结论是，即使是相当X射线暗淡的椭圆星系，气体至少是如此之远的平衡，它不保留任何信息的形状的潜力，和X射线派生的径向质量分布可能是错误的因素的顺序统一。
2007-06-20 astro-ph
Confrontation of Intracluster and Interstellar Gas in Cluster-Centered Elliptical Galaxies: M87 in Virgo and NGC 4874 in Coma
对室女星系团中的M87和后发座中的NGC 4874的X射线观测表明，这些cD星系中超过50 kpc的气体温度与星系团的维里温度相当，分别为3或9 keV，但在光学星系中，温度下降到星系维里温度，约为1 keV。我们表明，这些陡峭的热（和密度）梯度自然遵循通常的冷却流入假设，而不求助于热导率。为了避免未观测到的中心质量集中，大多数气体在流向星系核心之前必须进行辐射冷却（“脱落”），即气体必须是多相的。M87最近的XMM光谱表明，在每个半径处都有单相流动，没有明显的辐射冷却到低温。然而，多相冷却的X射线光谱证据开始在较低的温度接近1千电子伏（约10千秒差距内）可能是不太明显，可能已经逃脱检测。最后，我们表明，标准的分解方法所使用的X射线观测器，以确定质量流量dM/dt（r）可能会失败，而严重的，由于从完美的稳态流的小偏差。当应用于我们的轻微非定常计算流时，这种分解（不正确地）给出了通常的结果，dM/dt与r成比例，并且高估了大半径处的质量丢失dM/dt（r）。
2001-11-06 astro-ph
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. I. General properties of the morphological evolution and X-ray emission
星际介质（ISM）密度分布的大尺度梯度对超新星遗迹（SNR）的演化有着重要的影响。在非均匀ISM中，SNR的形状变得基本上非球形，并且残余物内部的气体参数的分布变得强烈各向异性。众所周知的自相似Sedov解决方案可能不适用于建模这样的非球形对象。因此，我们提出了一种新的近似解析方法，用于描述具有任意密度分布的非均匀介质中三维点状爆炸。在此基础上，我们研究了具有大尺度密度梯度的ISM中二维非球绝热信噪比演化的一般性质。结果表明，绝热SNR的真实形状变得更加非球形的年龄，但可见的形状仍然接近球形，即使强大的真实不对称性（最大到最小的冲击半径的比率）和表面亮度对比度。计算结果还表明，在相同的初始数据下，整个信噪比下的X射线辐射参数（光度、光谱指数）与Sedov情况下的值接近。然而，表面分布的X射线发射参数是非常敏感的初始密度分布周围的SN祖。因此，X射线图给出了关于非球形SNR内部和外部的物理条件的重要信息。
1999-01-18 astro-ph
Cosmological and Environmental Influences on Hot Gas Observed in Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系群周围炽热的X射线辐射气体的温度和密度的变化可以理解为从演化的星系恒星喷出的气体和通过次级宇宙陨坑积累在外晕中的气体的组合。从一个简单的平坦宇宙学中的过密度微扰开始，我们可以复制热气体的观测性质。在早期的某个时候，我们形成了恒星星系并释放出超新星能量，保存了暗物质和重子物质。使用一个适合于大椭圆星系NGC 4472的势，我们跟踪星系际和星际气体的演化到现在的时间，当计算的气体密度和温度与NGC 4472的X射线观测一致。如果热气体和暗物质晕受到差分潮汐截断或群成员之间的质量交换，则可以产生$L_x/L_B$和银河系X射线图像的相对大小之间的相关性。今天在明亮的椭圆星系中观测到的热星际气体的物理性质对宇宙重子分数、最大恒星形成的时间以及在星系形成时期II型超新星传递给气体的"反馈“能量的数量很敏感。
1998-06-26 astro-ph
Evidence from Intrinsic Shapes for Two Families of Elliptical Galaxies
亮椭圆星系的哈勃型分布与暗椭圆星系的哈勃型分布明显不同，分裂发生在M_B=-20附近，亮椭圆星系平均更圆。这两个星系群中的哈勃类型的星系都是狭窄的集群，明亮的星系在E1.5附近，较暗的星系在E3附近。暗椭圆星系的哈勃型分布与扁圆对称性一致，但对于亮椭圆星系，扁圆对称性假设失败。然而，三轴固有形状的分布可以成功地再现任何一组的表观形状数据。内禀短轴与长轴之比的分布在明亮星系和昏暗星系中分别达到0.75和0.65的峰值。我们的研究结果提供了进一步的证据，椭圆星系应分为两个，形态上不同的家庭。
1996-02-20 astro-ph
Line-of-Sight Reddening Predictions: Zero Points, Accuracies, the Interstellar Medium, and the Stellar Populations of Elliptical Galaxies
用402个椭圆星系的（B-V）_0-Mg_2修正数据检验了红化预言，并给出了星系恒星星族间关系的内在误差，以及银河系星际介质（ISM）的邻近结构和红化预言的内在误差。用最小二乘拟合方法计算了gE星系Burstein-Heiles（BH）和Schlegel等人（IR）预言的红化的1-sigma误差，以及（B-V）_0-Mg_2的1-sigma观测误差。发现在E（B-V）<0.100 mag的方向上，（其中大部分星系位于），红外红化预测的1-sigma误差在E（B-V）星等为0.006 ~ 0.009，BH红化预测的1-sigma误差为0.011星等，在E（B-V）≥ 0.100 mag的方向上，IR预测的精度为0.010-0.011 mag，显著优于BH预测值（0.024-0.025）。在我们银河系的许多视线范围内，气体到尘埃的变化都是3倍，无论高低。Schlegel等人先前确定的E（B-V）中约高出0.02的红化零点得到了证实，主要是在银河系的两极。尽管如此，这两种方法也预测了许多方向的E（B-V）<0.015等。审查了北银河系极点变红的独立证据，得出的结论是，在NGP仍然存在E（B-V）<<0.01的方向。有两条证据表明，在气尘比高的方向上，红外红化被高估了。由于ISM中的高气尘方向也包括银河系的两极，这种过度预测可能是导致E（B-V）= 0.02等更大的红外红化零点的原因。
2003-08-04 astro-ph
Evolution of Hot Gas and Dark Halos in Group-Dominant Elliptical Galaxies: Influence of Cosmic Inflow
我们研究了在一个简单的平坦宇宙中诞生的大质量椭圆星系中的热星际气体的完整动力学演化。在回转半径内，暗物质以自相似的方式流入静止的Navarro-Frenk-White晕和重子气体激波。经过几个千兆年，当足够的气体在吸积激波中积累时，de Vaucouleurs恒星系统被构建，II型超新星的能量被释放。恒星和暗晕与NGC 4472相匹配。气体继续进入星系的二次陷落和恒星质量损失的基础上萨尔彼得IMF。经过大约13个回旋后，热气体中的温度和密度分布与NGC 4472中观测到的热星际气体相当吻合。由于超新星驱动的外流，目前重子分数有一个深的最低值外星系晕。当相对富含气体的X射线发光模型在早期被空间截断，模拟可能在星系群动力学过程中发生的潮汐事件时，截断模型的当前轨迹正好沿着$L_x$，即观测良好的椭圆星系之间的X射线大小相关性，为我们简单的椭圆演化模型提供了另一个惊人的证实。
1998-08-18 astro-ph
The morphological identification of the rapidly evolving population of faint galaxies
在微弱的星等下，蓝色星系的数量过多是一个长期存在的宇宙学难题。我们提出了新的数量星等计数作为星系形态的函数，从第四周期哈勃太空望远镜{ \it中深巡天}项目的第一个深场。从一个样本的301个星系，我们定义计数椭圆形，螺旋形和不规则/奇特的星系$I=22$。我们发现两个主要结果。首先，椭圆星系和螺旋星系的计数都遵循高标准化无演化模型的预测，在所有的大小，表明常规哈勃类型的演变只有缓慢的$z\sim 0.5$。其次，我们发现，不规则/奇特的星系，包括多峰，可能合并，对象，有一个非常陡峭的数量-星等关系，大大超过预测的比例在当地的调查。这些系统占了$I=22$总计数的一半，这意味着微弱星系群中快速演化的成分已经被识别出来。
1995-03-28 astro-ph
Outflows from ellipticals: the role of supernovae
本文提出了椭圆星系SN驱动的星系风模型。我们假设椭圆星系在高红移时形成，并经历了恒星形成的强烈爆发。研究了II型和Ia型超新星在化学富集和触发银河风中的作用。特别是，几个食谱SN反馈连同详细的核合成处方被认为是。结果表明，II型SNe对椭圆星系的星际介质的富集起主导作用，而Ia型SNe对星系团内介质的富集和能量起主导作用。
2002-09-07 astro-ph
The evolution of the galactic morphological types in clusters
在红移范围0.1<z<0.25的9个星系团中的星系形态类型是由NOT和拉西拉丹麦望远镜拍摄的非常好的图像得出的。为了研究不同形态类型的部分随红移的演化，我们将我们的结果与MORPHS小组研究的9个遥远星系团、HST-WFPC 2在红移z = 0.2-0.3观测到的5个星系团以及Dressler（1980）的邻近星系团的大样本的形态内容进行了比较。在检查了我们的形态分类的可靠性，无论是在绝对意义上，相对于MORPHS计划，我们分析了椭圆形，S 0和螺旋星系的相对发生作为集群属性和红移的函数。我们发现一个大的内在散射的S 0/E比，主要是有关的集群形态。特别是，在我们的集群样本中，具有高浓度椭圆星系的集群显示出低的S 0/E比，反之亦然，低浓度集群具有高的S 0/E。与此同时，形态分数和比率与红移的趋势清楚地表明了形态的演变：随着红移的减小，S 0种群趋于以牺牲螺旋种群为代价而增长，而Es的频率几乎保持不变。我们还分析了我们的集群的形态密度（MD）的关系，并发现-类似于较高的红移集群-一个良好的MD关系存在于高浓度的集群，而它是缺席的浓度较低的集群。最后，在我们的星系团的MD关系与D97样品的比较表明，螺旋到S 0星系的转换变得更有效的降低局部密度。
2000-05-08 astro-ph
X-Ray Observations and the Structure of Elliptical Galaxies
我们比较光学和高质量的X射线数据的三个明亮的椭圆在室女星系团，NGC 4472，4649，和4636。由X射线数据确定的NGC 4472和NGC 4649的总质量分布在相当大的星系半径范围内（延伸到有效半径r = r_e）对恒星质量很敏感。X射线和光学确定的恒星质量的一致性提供了对恒星质光比的独特验证，该质量与光比在0.1 < r/r_e < 1范围内基本恒定。然而，NGC 4636中的暗物质在所有大于0.35 r_e的半径都很重要。显然，在光学光度相当的椭圆星系中，暗物质与恒星的质量比以完全不同的方式变化，这意味着暗晕的径向结构可能并不普遍。在NGC 4636中有一些证据支持在r < 0.35 r_e时存在热的星际气体;要么需要一个B = 10^{-4} G的场，要么需要一个小的（但机械上不稳定的）高气体温度（T = 10^7 K）的中心区域。最近观测到的许多椭圆星系的热星际介质中的全球温度结构非常相似，在3 - 4 r_e附近达到最大值。这一特征可能表明了一种新的结构尺度，与当前的理论气体动力学模型不一致。
1997-07-07 astro-ph
HI in elliptical galaxies
中性氢是椭圆星系中星际介质的重要组成部分，也是一种潜在的质量示踪剂。直到最近，HI对早期星系的巡天一直是稀疏和不均匀的，但随着HI帕克斯全天巡天的出现，这种情况已经改变了（HIPASS; Barnes et al. 2001）。我们讨论了HIPASS观测的样本~2500附近的E/S 0星系，以及详细的HI成像的范围内的个别对象。
2002-05-10 astro-ph
Probing Star Formation Timescales in Elliptical Galaxies
在等级宇宙中星系形成的模型中，椭圆星系是通过合并较小的盘系统形成的。如果能找到确定不同星系中恒星星族的相对年龄和组成的可靠技术，这些模型将产生许多可检验的预言：1）低密度环境中的椭圆星系形成晚于星团中的椭圆星系，2）更大质量的椭圆星系形成晚，3）更大质量的椭圆星系形成于低气体含量的盘星系的无耗散合并。虽然星系的颜色和巴耳末线强度可以用来推断椭圆星系中恒星星族的平均年龄，但α/Fe元素比值携带了恒星形成时间的信息。在这里，我们提出了初步的结果，从半解析模型的Mg/Fe比在星系中的分布作为一个功能的形态类型，光度和环境。
1999-06-12 astro-ph
Dust in Hot Gas: Far Infrared Emission from Three Local Elliptical Galaxies
本文介绍了室女星系团中三个早型星系的远红外ISO观测结果。使用ISOPHOT仪器在P32过采样图和P39/37稀疏图中记录数据。这些图在60、90和180 $μ$ m处达到ISOPHOT仪器的极限灵敏度。室女座中最突出的两个椭圆星系-- NGC 4472和NGC 4649 --在几十mJy的远红外波长下没有明显的辐射，但NGC 4636在所有三个波长上都被探测到。我们计算了NGC 4472和NGC 4636尘埃的远红外辐射，假设来自演化中红巨星的尘埃流出物不断向星际介质提供尘埃，并且颗粒一旦扩散到星际介质中，就通过与离子的碰撞溅射掉。虽然计算出的流量与观测到的上限为NGC 4472一致，在NGC 4636中检测到的尘埃排放支持的假设，即额外的尘埃已经吸积在一个非常近期（$\lta$几$10^8$ yrs）合并的尘埃，富含气体的星系。
2003-01-22 astro-ph
Dust in Hot Plasma of Nearby Dusty Elliptical Galaxies Observed with the Spitzer Space Telescope
本文报道了用多波段成像光度计（MIPS）和红外光谱仪（IRS）对7个邻近尘埃椭圆星系进行的中远红外斯皮策观测。我们的样本星系是已知的，含有过量的星际尘埃对溅射破坏热等离子体填充的星际空间的椭圆星系。为了研究热等离子体中多余尘埃的起源和性质，我们选择了具有宽范围X射线光度但光学光度相似的星系作为斯皮策客座观测者（GO 1）计划。这7个星系是在MIPS 24 μ m、70 μ m和160 μ m波段被探测到的;相对X射线明亮的椭圆星系的远中红外通量比低于X射线暗淡的星系。从IRS光谱中可以看出，7个星系中有5个星系具有明显的多环芳烃（PAH）发射特征，且随着星系X射线光度的增大，PAH发射强度逐渐减弱。我们已经发现了远中红外通量比和PAH发射特征的等效宽度之间的相关性。我们已经获得了明显的空间对应关系中红外和X射线分布在我们的样本中的三个X射线最亮的星系的外部区域。我们的观测结果可能的解释进行了讨论。
2006-11-14 astro-ph
X-ray Emission from Elliptical Galaxies
椭圆星系通常是发光的X射线辐射源，并含有大量的热星际气体。在较亮的X射线星系中，推测出的热气体质量与目前恒星质量损失率的预期一致。所需的气体加热速率也大致与从失去气体的恒星的运动中所预期的一致。X射线观测，特别是X射线光谱，需要低速率的Ia型超新星加热和气体中的化学富集。在最明亮的X射线星系中，气体的冷却时间很短，这表明气体形成了稳态冷却流。稳定冷却模型解释了较亮的X射线星系的大部分特性，包括它们的光度、X射线-光学相关性、它们的温度和它们的表面亮度轮廓。虽然早型星系的光学光度和X射线光度具有很强的相关性，但这种相关性存在很大的色散。在X射线微弱的椭圆星系中，辐射的起源还不太确定。所有的椭圆星系似乎有一个硬X射线光谱分量由于吸积双星系统。X射线暗淡的椭圆星系也有一个非常软的X射线成分，这可能是残余的热星际气体。椭圆星系的X射线光谱表明铁的丰度远低于太阳值，这意味着Ia型超新星的污染率很小。丰度和梯度的证据表明，恒星丰度梯度和流入的气体影响X射线光谱。
1996-12-05 astro-ph
Analytical view of diffusive and convective cosmic ray transport in elliptical galaxies
内容：本文导出了广义扩散和对流输运方程的解析解，用以解释宇宙线质子在椭圆星系中的输运。目的：椭圆星系内的宇宙线输运是理解地球上测量的高能粒子起源的一个有趣的元素。作为这些高能粒子的可能来源，椭圆星系显示出致密的星际介质，这是星系核活动或星系间合并事件的结果。因此，对宇宙线输运的适当描述必须考虑稠密星际环境中的扩散和对流过程。在这里，我们表明，运输方程可以解决解析相对于给定的几何形状和边界条件的位置空间，以及在动量空间。结果：给出了广义宇宙射线源的空间解。此外，一个喷流样源的特殊情况下进行了说明。我们提出的解决方案在动量空间中的逃逸项宇宙射线质子依赖于星系的空间形状。对于一个三角形注入函数，动量的解决方案得到解析。我们发现，在地球上测量的光谱指数可以通过适当地选择费米I和费米II过程的强度来获得。从这些结果中，我们计算的伽玛射线通量从π衰变由于质子-质子相互作用，以连接到观测。此外，我们还测定了宇宙射线的逃逸谱。结果表明，这两种谱都比椭圆星系中宇宙射线的内禀幂律谱硬。
2008-01-10 astro-ph
The Kormendy relation of massive elliptical galaxies at z~1.5. Evidence for size evolution ?
本文利用F160 W滤波器对9个质量大于10^{11} M_（\odot）的星系进行了形态学分析。我们的分析表明，它们都是凸起控制系统。特别是，其中6个很好地符合de Vaucouleurs配置文件（n=4），这表明它们可以被认为是纯椭圆星系。剩下的3个星系更好地拟合了指数为1.9<n<2.3的Sersic轮廓，这表明盘状成分可能对这些星系的总光贡献高达30%。我们导出了我们星系的有效半径R_e和R_e内的平均表面亮度<mu_e>，并与较低红移的早期类型星系作了比较。我们发现，我们星系的表面亮度<mu_e>从z~1.5到z~0应减弱2.5等，才能与具有可比R_e的局域椭圆星系的表面亮度相匹配，即局域Kormendy关系。没有形态变化的光度演化只能解释这种效应的一半，因为在这个红移范围内，椭圆星系的最大变暗预计为1.6等。因此，其他参数，可能是结构性的，可能会经历演变，并在协调模型和观测方面发挥重要作用。假设星系的有效半径随时间演化，我们发现R_e从z~1.5到z~0应增加1.5倍。
2006-10-17 astro-ph
Formation of Low Mass Stars in Elliptical Galaxy Cooling Flows
大质量椭圆星系中炽热（T = 10^7 K）星际气体的X射线辐射表明，10 ^{10} M的太阳在哈勃时间内已经冷却，但缺乏这种冷气体的光学和射电证据。我们提供了详细的理论支持的假设，这种气体已形成低光度恒星。在距离银河系中心几千秒差距的范围内，星际气体首先冷却到T = 10^4 K，在那里它被恒星的紫外线加热，并发出观察到的漫射光学线辐射。这种冷却发生在大量（10^6）孤立站点。在典型的冷却点，当小于太阳质量的气体积累（10 ^{-6} M_sun/yr）后，HII云中的中性（HI或H_2）核形成，这里的气体温度下降到T = 15 K，电离水平（来自热X射线）非常低（x = 10 ^{-6}）。我们表明，成为引力不稳定的核心的最大质量只有约2M_sun。没有恒星能超过这个质量。坍缩核心的碎裂产生了一群低质量恒星，它们具有底部重的IMF和径向轨道。引力坍缩和双极扩散是迅速的。在一个典型的明亮椭圆星系中，恒星形成（无尘）的HI或H_2核心的总质量只有10^6太阳质量，低于目前的观测阈值。
1999-07-26 astro-ph
Morphological and Star Formation Evolution to z=1
从z=1开始，静止坐标系UV光度密度的下降与星系的形态、颜色和发射线性质的全球变化有关。这显然是其次是一个类似的减少静止帧红外光度密度。我讨论了不同的星系形态类型的相对贡献所观察到的演变。主要贡献者是在可见光波段观测到的大量致密星系，以及ISO观测到的稀疏的强恒星爆发。后一个群体由大质量星系组成，大多数在相互作用系统中发现，其中一些可能导致z< 1的大质量椭圆星系的形成。
1999-12-10 astro-ph
Origin of companion galaxies in QSO hosts
最近哈勃太空望远镜（HST）对类星体宿主星系的形态学研究表明，相当大一部分类星体宿主星系拥有紧密的小伴星系。然而，目前还不清楚这些伴星系为什么以及如何与类星体核的激活和类星体宿主的形成有物理联系。本文通过数值模拟研究了主星系合并过程中气体对中心种子质量黑洞的填充以及合并过程中星系的整体形态演化，证明了类星体伴星系是由一个富含气体的主星系合并潮汐形成的，然后围绕合并后的残余星系运行。我们进一步认为，在一次大合并中潮汐形成的一些伴星系最终可以演化成在现今明亮的大质量星系中经常观察到的小型紧凑椭圆星系。因此，我们的数值模拟不仅澄清了在低和中等红移类星体中观测到的伴星系的起源，而且还提供了类星体伴星系和位于巨椭圆星系附近的现今紧凑椭圆星系之间的演化联系。
1999-04-03 astro-ph
Kinematics of elliptical galaxies with a diffuse dust component
观测表明，早期类型的星系含有相当数量的星际尘埃，其中大部分被认为是以弥散分布的成分存在的。我们构建了一个四参数椭圆星系模型，以调查这样一个光滑的吸收组件上的运动学量的投影，如线轮廓和他们的时刻的影响。我们调查的光学深度和尘埃的几何形状的依赖。我们的计算表明，这些量的幅度和形态都可以显着影响。因此，在解释光度和运动学特性以及利用这些量的相关性时，应考虑尘埃效应。
1999-10-15 astro-ph
The HST Survey of BL Lacertae Objects: Morphological Properties of Low redshift Host Galaxies
我们报告的光学性质的样本30 BL紫胶星系的红移范围$0.03<z<0.2$，来自HST的观测。所有的星系都在WFPC2（F702W滤波器）图像中完全解析，允许在二维空间进行定量分析。大多数，可能是所有这些星系都具有与“正常”巨型椭圆星系非常相似的特征。光度，椭圆率，等照度线扭曲和盘状或盒状等照度线的数量是一致的，在不活跃的椭圆星系和射电星系中发现的。在所有情况下，BL Lac核都很好地集中在其宿主星系的主体中，这一结果强烈反对任何重要部分人口的微透镜假说。在宿主星系中寻找暗淡的子结构并没有发现潮汐扭曲或子成分（暗淡的盘，条，X特征等）的显著特征，中部地区除一个例外，没有明显的沙尘特征。相反，BL Lac宿主星系是光滑和未受扰动的，这表明强烈的外部引力相互作用对正在进行的活动并不重要。然而，对核心周围环境的仔细检查表明，近距离伴星的发生率很高，其性质仍然不清楚，有待光谱观测。
2000-06-27 astro-ph
Modelling galaxy spectra in presence of interstellar dust. II. From the UV to the far infrared
在本文中，我们提出了不同形态类型的星系的光谱能量分布（SED）的分光光度计模型，考虑到尘埃吸收紫外光的影响，并重新发射它在红外（IR）。这些模型包含三个主要组成部分：（一）由气体和尘埃组成的弥漫性星际介质（ISM），（二）新恒星形成的分子云（MC）的大型复合体，以及（三）任何年龄和化学成分的恒星。星系模型建立在一个强有力的化学演化模型上，以这种方式来匹配不同形态类型星系的总体性质。对每种类型的星系都采用了一个简单的几何模型。由化学模型提供的总气体和恒星质量通过合适的密度分布在整个体积上，每个组成部分一个，并取决于星系类型（球状体，盘和盘加凸起）。然后将星系分裂成合适的体积元，每个体积元都分配有适当数量的恒星、MC和ISM。我们得到了不同形态类型星系的SED。首先介绍了驱动星系物理成分之间相互作用的基本关系。其次，主要参数进行检查，并强调其对三个原型星系（一个磁盘，椭圆和starburster）的SED的影响。本文的最后部分是致力于评估我们的星系模型的能力，在复制的几个真正的星系的本宇宙的SED。
2006-05-22 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
Hubble Space Telescope Counts of Elliptical Galaxies: Constraints on Cosmological Models ?
用宇宙学模型来解释星系数量是困难的，因为整个星系群的不确定性（形态类型的混合，光度函数等）。以及在观测中（低表面亮度图像的损失、图像混合等）。如果我们对一类高表面亮度的星系进行深高分辨率成像，其中许多问题都可以克服，因为人们认为对它们的演化已经有了相当好的了解。现在，通过使用哈勃太空望远镜从中深巡天和其他超深WFPC 2图像中选择椭圆星系和S 0星系，这是可能的。在本论文中，我们研究这些数据是否可以用来区分开放和封闭的宇宙，或传统的宇宙学模型和那些占主导地位的宇宙学常数。我们发现，根据目前可用的数据，除非椭圆星系经历非常强烈的合并，因为$z \sim 1$（和/或非常大的错误存在的形态分类），然后由一个宇宙学常数占主导地位的平坦模型被排除。然而，无论是标准被动恒星演化的Einstein-de Sitter（$Ω_{0}=1$）模型，还是没有净演化的开放（$Ω_{0}=0.05$）模型（{ \it，即}），都不能得到理想的结果。抵消恒星和动力学演化）预测几乎相同的椭圆和S 0星系计数。根据这些发现和最近的$H_{o} \simeq 80$ km/s Mpc/s的报道，我们发现宇宙的最大可接受年龄是13.3 Gyrs，并得到了一个有利的$\leq 9$ Gyrs值。因此，一个平坦的- $Λ\neq 0$ -宇宙是\it/球状星团年龄问题的可行解决方案。
1995-11-29 astro-ph
Stellar Mass Loss-Driven Wind Models of Elliptical Galaxies?
最近在文献中（Bressan，Chiosi和Fagotto 1994）的时代描述的银河风在球状恒星系统的发病已被严重高估，在过去，由于忽视的能量沉积在星际介质从恒星风，评估在一个更保守的方法来模拟输入的热能的系统从大质量恒星经历质量损失。应用最新的恒星动能沉积模型，结合关于热化效率的合理假设，表明与上述研究相反，在质量M_G>1e9 M_Sun的椭圆星系中，恒星风对驱动星系风的影响很可能可以忽略不计。
1994-10-03 astro-ph
Morphological Composition of z~0.4 groups: The site of S0 formation
低红移宇宙（z<~0.5）并不是一个沉闷的地方。过程导致抑制恒星形成和形态转变是普遍的：这是特别明显的，在戏剧性的好转，在星系团中的S 0型星系的分数。然而，到目前为止，形成的过程和环境仍然不明。我们提出了一个基于HST的星系在红移空间选择组和场环境中的z~0.4的形态分析。在固定光度下，组包含比较低密度场高得多的S 0分数，置信度>99.999%。事实上，组中的SO分数至少与z~0.4的簇和X射线选择的组一样高，其具有更明亮的组内介质（IGM）。在固定光度下，在距离群中心>=0.3Mpc处有97%的置信度的S 0，这告诉我们形成并不局限于群核心，甚至可能避免群核心。与发出明亮X射线的IGM的相互作用对宇宙中大多数S 0的形成并不重要。与S 0 s不同的是，在固定光度下，椭圆星系在星系群中的比例与视场相似，而最亮的椭圆星系在朝向星系群中心的方向上被强烈增强（>99.999%置信度，在0.3Mpc范围内）。我们的结论是，集团和子集团的环境必须占主导地位的S 0星系的形成，和未成年人合并，星系骚扰和潮汐相互作用是最有可能负责的机制。这不仅对推断的星系团的预处理有影响，而且对星系的全局形态和恒星形成预算也有影响：随着等级聚类的进展，更多的星系将在进入星系团环境时经历这些转变。
2008-11-26 astro-ph
The Variation of Galaxy Morphological Type with the Shear of Environment
最近的N体模拟表明，星系晕的聚集历史依赖于大尺度环境的密度。这意味着星系的年龄和核球的大小等性质也可能随着周围大尺度结构的变化而变化，这些结构的特征是潮汐切变和密度。利用Tully星表中15，882个高分辨率的邻近星系样本和2 MRS重建的真实空间潮汐场，研究了星系形态类型与星系所处大尺度环境切变的关系.我们首先计算Tully星系所在区域的大尺度无量纲超密度（d）和大尺度椭圆率（e），并根据Tully星系的形态类型对它们进行分类，然后创建d值相似但e值范围不同的子样本。我们计算了每个子样本的平均椭圆率<e>，发现了一个<e>随星系形态类型变化的信号：对于0.5<=d<=1.0的情况，发现椭圆星系优先位于椭圆率低的区域。对于-0.3<=d<=0.1的情况，最新类型的螺线被发现优先位于具有高椭圆度的区域。当-0.3<=d<=0.1时，在3 sigma水平上拒绝了原假设，即椭圆星系和最新类型螺旋星系所在区域的平均椭圆度与所有类型的全球平均椭圆度相同。然而，在高过密/欠密区域没有发现星系切变相关的信号。观察到的趋势表明，星系晕的形成时代可能不仅是晕质量和大尺度密度的函数，而且是大尺度剪切的函数。
2008-07-28 astro-ph
Properties of High Redshift Cluster Ellipticals
椭圆星系团通常被认为是宇宙中最古老的星系之一，其大部分恒星质量形成于早期宇宙时代。我回顾了最近在高红移的早期型星系团星系的颜色演化的观测，这表明显着的变化很小的颜色星等关系到z = 1。1.15 < z < 1.41的椭圆星系的光谱表明，即使在这些大的回望时间，也存在着占主导地位的古老恒星星族，尽管有一些证据表明后期恒星形成的尾巴。的Kormendy关系，光度/形态标度律的椭圆星系，是用来扩展基本平面调查z = 1.2和测试的光度演变。虽然证据，总的来说，是一致的简单和温和的被动演化，我回顾了一些警告，并简要地考虑数据的分层星系形成模型。
1997-03-06 astro-ph
Morphological number-counts from the ultradeep HST images
我们讨论的意见，导致淡蓝色星系的问题和不确定性后，微弱的星系模型的基础。使用深哈勃太空望远镜（HST）成像与宽视场行星相机（WFPC 2），我们展示了如何形态信息已被用来揭示新的光的问题。初步结果表明，巨星系（椭圆星系和早型旋涡星系）可以很好地用{ \it no-evolution}标准模型拟合到$m_{I} \sim 24.5$（$z \sim 0.8$）。数据还表明，暗蓝色星系具有晚型/不规则的形态，并且在对这类星系的局部空间密度进行更好的约束之前，无法充分建模。
1995-11-28 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
Kinematic Constraints on Evolutionary Scenarios for Blue Compact Dwarf Galaxies : I. Neutral Gas Dynamics
本文介绍了六个蓝致密矮（BCD）星系的高空间分辨率HI合成观测结果。光学上，选定的星系有平滑，对称的等照度线，因此是最有可能的BCD类褪色成一个对象的形态类似于矮椭圆形时，目前的星爆结束。所有六个星系中的中性气体似乎都是旋转支撑的，这表明从BCD到dE的真正形态转换需要显著的角动量损失。根据这些和其他BCD的中性气体动力学观测，现今的BCD不太可能在恒星暴阶段后直接演化成矮椭圆星系。我们讨论了BCD的替代演化方案，并将它们置于星系形成和演化模型的更大背景下。
2001-03-27 astro-ph
Ages of Elliptical Galaxies: Single versus Multi Population Interpretation
本文提出了椭圆星系分光光度指数的新刻度，它是分光光度指数的函数，可以用来估计平均恒星星族年龄和金属丰度。这些校准是基于演化模型，包括一个两相星际介质，infall和银河wind.Free参数被固定，要求模型再现的平均趋势的数据在颜色星等图，以及在平面上的指数Hbeta-Mg 2和Mg 2-<Fe>。为了改善微弱椭圆（MB > -20）在Hba-Mg 2图中的位置，引入了缩小尺寸。应用我们的校准的一个样本的椭圆星系和比较来自单一的恒星星族模型的结果。我们的模型表明，平均人口年龄跨越7-12 Gyr的间隔，并与金属丰度，范围从大约一半到三倍太阳。
2007-08-17 astro-ph
