Warm photo-ionized IGM: a Clue for galaxy and cluster formation history?
在本文中，我们调查过冷问题，并提出了一些可能的解决方案。我们表明，过冷问题是通用的结构形成的分层图片，只要冷却实际上是可能的小晕在高红移。这个问题的解决方案可能与某些反馈机制有关，并可能意味着存在一个包含大多数宇宙学重子的温暖IGM。我们集中在一些可能的解决方案，主要是光电离和批量加热的IGM。我们发现光电离可以作为一个重要的反馈机制，但不足以解决整个过冷问题。因此，我们假设IGM是由超新星提供的一些能量注入保持热和星系形成，然后限制这种反馈机制。这样一个自我调节的计划，使我们能够计算IGM的热历史…（节略）
1999-09-08 astro-ph
Sub-mm clues to elliptical galaxy formation
越来越多的证据表明，在S（850）< 1 mJy的水平上，亚毫米星系群（因此可能是亚毫米背景的重要部分）与已经在光学波长上探测到的恒星形成莱曼破裂群有关。然而，这类天体中隐含的恒星形成速率（通常为每年3-30个太阳质量）比在约1 Gyr的时间尺度上产生最大质量的椭圆星系所需的恒星形成活动水平低一个或两个数量级。如果大质量椭圆星系中有相当一部分确实在高红移的短寿命大质量恒星爆发中形成了它们的大部分恒星，那么它们应该被认为是在更明亮的S（850）~ 10 mJy亚毫米源中发现的，而这些源无疑不是莱曼break星群的一部分。第一个强有力的线索确实是这样的，来自我们对射电星系的主要SCUBA调查，它表明至少在这个大质量椭圆星系的子集中，大质量尘埃笼罩的恒星形成主要局限于z > 2.5，平均红移z = 3.5。虽然无线电选择引起了人们对偏见的关注，我认为，我们目前的知识最亮的（S（850）~ 10毫焦耳）亚毫米源检测无偏SCUBA成像调查表明，他们也主要局限于这同一个高Z政权。因此，虽然最新的计数表明这些极端源只能贡献亚毫米背景的5-10%，但它们的同动数密度（在红移带3 < z < 5）为1-2 x 10^{-5}/立方百万秒差距，足以解释当今宇宙中所有质量与射电星系（~ 4L星）相当的椭圆星系的形成。
2000-11-03 astro-ph
The Color-Magnitude Relation in Coma: Clues to the Age and Metallicity of Cluster Populations
我们用窄带（改进的Stromgren）滤波系统观测了后发座星系团的三个场。观测到的星系包括31个在NGC 4889附近，48个在NGC 4874附近，60个在NGC 4839附近，在所有三个子星系团中完成M_5500=-18。分光光度分类发现后发座的所有三个子星系团都是以红色E型（椭圆星系/S 0）星系为主，平均蓝色分数f_B为0.10。蓝色部分增加到更暗的光度，可能是矮恒星暴人口的残余物，或者是动力学摩擦的影响，通过合并将明亮的蓝色星系从星团人口中移除。我们发现色星等（CM）的关系是很好地定义和线性范围内的M_5500=-13到-22。经过多金属丰度模型的校正，明亮的椭圆星系的光度加权平均值[Fe/H]在-0.5和+0.5之间，而低光度椭圆星系的[Fe/H]值在-2到太阳之间。在我们的连续色中CM关系的缺乏表明，系统的年龄效应抵消了这个带通中的金属性效应。这一点得到了我们的年龄指数的证实，我们发现椭圆星系中的亮度和平均恒星年龄之间的相关性很弱，因此明亮椭圆星系的恒星星族比低亮度椭圆星系年轻2到3陀螺。
2002-09-18 astro-ph
Clues on the Evolution of Cluster Galaxies From The Analysis of Their Orbital Anisotropies
本文通过对ESO近区阿贝尔星系团巡天（ENACS）中59个星系团的3000个星系的分析，研究了星系团的演化。我们区分四个集群星系人口，根据其径向和速度分布的集群。使用类的椭圆和S0的（不包括非常明亮的椭圆），我们确定的平均集群质量配置文件，我们比较从数值模拟的质量模型。然后，我们使用这个集群的质量配置文件来解决其他三个集群星系人口的各向异性配置文件，即。非常明亮的椭圆星系，早期的螺旋，和晚期的螺旋与发射线星系。我们讨论了我们的研究结果的星系团的演化的影响。
2003-01-17 astro-ph
Co-evolution of elliptical galaxies and their central black holes. Clues from their scaling laws
自从发现超大质量黑洞（SMBH）普遍存在于恒星球状体的中心，并且它们的质量Mbh（在10^6-10^9 Msun之间）与宿主恒星系统的整体性质密切相关之后，椭圆星系及其SMBH的共同演化思想就成为现代天体物理学的中心课题。在这里，我总结了一些后果，可以从星系标度定律（SL），并提出了一个连贯的方案的形成和演化的椭圆星系和他们的中央SMBHs，特别侧重于建立和维护自己的SL。特别是，在第一个基于观测的部分之后，讨论集中在基本平面的物理解释上。然后，两个重要的过程，原则上能够摧毁星系和SMBH SL，即星系合并和冷却流，进行了分析。支持的必要性，以明确区分不同SL的起源和维护，以及不可避免地发生SMBH反馈的星系ISM在星系演化的后期阶段（当椭圆星系有时被认为是“死的，红色的对象”），然后提出的论点。在文章的最后，我将讨论最近在遥远宇宙中发现的超密度椭圆星系的一些含义。特别是，我会认为，如果得到证实，这些新的观察将导致的结论是，在早期时期的星系的恒星质量和中央SMBH的质量之间的关系应该持有，符合今天的Magorrian关系，而之间的比例系数Mbh和托管球状体的速度分散的规模应该显着小于在本时代。
2008-08-09 astro-ph
Ellipticals at z=0 from Self-Consistent Hydrodynamical Simulations: Clues on Age Effects in their Stellar Populations
我们目前的恒星年龄分布的研究结果的样本中的椭圆形物体（ESPs）确定在z=0在四个模拟操作的背景下的和谐宇宙学模型。模拟结果表明，大多数恒星的形成，在每个ELO的样本是一个暴力的动力学事件的结果，无论是快速多块崩溃在高z，或合并在较低的z。这第二种方式可以解释年龄分布以及在一些椭圆星系中观察到的动力学特性，但它的相对权重从来不是主导的，并随着ELO质量在晕标度$M_{vir}$的增加而减少，以至于最近的一些合并对ELO总质量的重要部分可能只贡献了一小部分新生恒星。质量较大的天体比质量较小的天体具有更老的平均年龄和更窄的恒星年龄分布。ELO样本还显示了$M_{vir}$和中心恒星l.o.s.之间的紧密相关性。速度弥散，$σ_{los}$。这给出了一个趋势的手段和传播的ELO恒星人口与$σ_{los}$是一致的，甚至定量的，与年龄的影响观测检测到的恒星星族的椭圆星系。因此，这些效应可以被解释为在ELO样本中发现的内在相关性的观测表现，一方面是$M_{vir}$和恒星年龄分布的性质，另一方面是$M_{vir}$和$σ_{los}$。这些相关性暗示，第一次，在一个可能的方式来调和年龄的影响，在椭圆形，特别是，增加$α/ <Fe>$比率与$σ_{los}$，与层次聚类范式。
2004-07-06 astro-ph
The Lack of Structural and Dynamical Evolution of Elliptical Galaxies since z ~ 1.5: Clues from Self-Consistent Hydrodynamical Simulations
我们在一组流体动力学、自洽模拟中展示了一项研究结果，这些参数表征了在z=0、z=1和z=1.5处识别的松弛椭圆状物体（ELO）的结构和动力学特征。和谐宇宙学模型。恒星质量，恒星半质量半径和恒星均方速度的值已被测量在每个ELO，并发现填充，在任何z，一个扁平的椭球接近一个平面（动力学平面，DP）。我们的模拟结果表明，在中间的zs考虑，个别的dos演变，增加这些参数的值作为正在进行的质量组装的结果，但是，尽管如此，他们的DP大致保存在其分散，在不同的zs的椭圆星系的基本平面的观察一致。我们简要地讨论了如何在ELO样品缺乏显着的动力学和结构演化的出现，在两个不同的阶段运作的质量聚集历史的暗物质晕。根据我们的模拟，大多数耗散参与ELO形成发生在早期的暴力阶段，导致恒星质量，恒星半质量半径和恒星均方速度参数定居下来的DP，而且，此外，大多数可用的气体转化为恒星。在随后的缓慢阶段，ELO恒星质量增长优先发生通过非耗散过程，使DP被保存和ELO恒星形成率大大降低。这些结果暗示，第一次，一种可能的方式来解释，在宇宙学模拟的背景下，不同的明显矛盾的椭圆观测结果。
2006-01-26 astro-ph
On-axis spectroscopy of the z=0.144 radio-loud quasar HE 1434-1600: an elliptical host with a highly ionized ISM
本文介绍了z=0.144射电噪类星体HE 1434-1600的VLT轴上光谱学。对宿主星系的空间分辨光谱进行去卷积，并与中央类星体的光谱分离，以研究恒星和气体的动力学以及ISM的物理条件。我们发现HE 1434-1600的宿主是一个椭圆星系，它位于一个至少有5个成员星系的星系群中，并且很可能最近与它最近的伴星发生了碰撞。与其他类星体宿主星系相比，HE 1434-1600具有高度电离的ISM。电离态对应于典型的Seyferts电离态，但电离区在类星体周围的分布并不均匀，而是优先位于距离类星体几千秒差距的地方，恒星吸收线没有明显的速度场，而气体发射线有明显的速度场。观测到的气体速度场很难与涉及旋转圆盘、修正的哈勃定律或幂定律的动力学模型相一致，这些模型都需要极端的中心质量（M > 10^9 M_sun）才能提供与数据的差拟合。幂律模型，最适合的数据，提供的总质量M（< 10 kpc）=9.2 10^10 M_sun。我们的结论是，最近之间的相互作用HE 1434-1600和它的最接近的同伴强烈影响的气体速度和电离状态，从星系的中心到它的最外部的部分。
2004-05-17 astro-ph
Cluster vs. Field Elliptical Galaxies and Clues on their Formation
利用对931个早型星系样本的新观测，我们研究了\mg 2- \so关系是否对局部环境有任何依赖性。星系已被分配到三个不同的环境，根据当地的过密度：集群，集团和领域，使用我们的completeredshift数据库来指导星系的分配。发现团、群和场早型星系遵循几乎相同的\mg 2-\so \关系，最大\mg 2零点差（团-场）仅为$0.007\pm 0.002$ ma，残差与形态类型和球盘比没有相关性。使用恒星种群模型的差分方式，这个小的零点差异意味着只有$\sim 1$陀螺仪之间的亮度加权年龄差异相应的恒星星族，与场星系更年轻。质量加权的年龄差异可以显着较小，如果小事件的恒星形成后期优先发生在场星系。我们结合这些结果与现有的证据表明，大部分的恒星在星系团早期型星系已经形成在非常高的红移，并得出结论，大部分的恒星在星系球状体必须形成在高红移（$z\gsim 3$），无论这样的球状体现在居住在低或高密度区域。这些发现的宇宙学意义进行了简要讨论。
1998-10-05 astro-ph
Simultaneous Chandra and RXTE Spectroscopy of the Microquasar H~1743-322: Clues to Disk Wind and Jet Formation from a Variable Ionized Outflow
2003年银河系黑洞候选者H 1743-322爆发的明亮阶段，我们同时与钱德拉和RXTE的X射线在四个场合。钱德拉/HETGS光谱揭示窄，可变的（He-样）Fe XXV和（H-样）Fe XXVI共振吸收线。在第一次观测中，Fe XXVI线的半高宽为1800 +/- 400 km/s，蓝移为700 +/- 200 km/s，表明高度电离的介质是外流。此外，在第一次观测中，Fe XXV线在几百秒的时间尺度上发生了显着变化，这相当于开普勒轨道周期约为1 E+4引力半径。我们的吸收几何模型表明，几何效应和不断变化的电离通量相结合，需要考虑到观测之间观察到的线通量的大变化，吸收可能发生在半径小于1 E+4半径为10 Msun黑洞。可行的吸收几何模型包括由于吸积盘结构的循环吸收，在一个clusterous外流盘风的吸收，或这两个可能的组合。如果H1743 -322风具有单位填充因子，则最高隐含质量流出率为爱丁顿质量吸积率的20%。这种风可能是最近在银河系黑洞GX 339-4和XTE J1650-500中发现的类似塞弗特的外流“热吸收体”几何结构的热前兆。我们讨论这些发现的背景下，在其他银河系源的光谱中发现的电离铁吸收线，并连接到温暖的吸收器，风，和其他吸积系统的喷气机。
2004-06-10 astro-ph
Clues on Regularity in the Structure and Kinematics of Elliptical Galaxies from Self-consistent Hydrodynamical Simulations: the Dynamical Fundamental Plane
[摘要]我们分析了在重子尺度和晕尺度下，在一组自洽流体动力学模拟中，在z=0时，在一个和谐宇宙学模型的背景下，确定了两个放松的椭圆状物体（ELS）样本的质量，尺寸和速度色散的特征参数。在晕标度下，它们满足维里关系;在重子天体标度下，ELO恒星质量、投影恒星半质量半径和恒星中心l.o.s.速度色散定义了一个接近于平面（内禀动力学平面，IDP）的扁平椭球，相对于维里平面倾斜，其观测表现是观测到的FP。已经发现ELO样品在重子和暗质量ELO分量的相对含量和相对分布上都显示出与质量尺度相关的系统趋势，因此在空间质量分布上的同源性被打破（导致IDP倾斜），但ELO仍然是两个参数相关的两个参数家族。这些趋势的物理起源可能在于系统的减少，随着ELO质量的增加，沿ELO恒星质量组件的重子质量组件所经历的耗散的相对量。此外，还显示出运动学偏析，但它并不随质量尺度而明显变化。国内流离失所者的非同质人口解释了维里质量所发挥的作用，以确定内在参数之间的相关性。在本文中，我们还表明，中央恒星的视线速度色散，是一个公平的经验估计的维里质量，这解释了这个数量在确定观测的相关性所发挥的核心作用。
2007-07-30 astro-ph
The Distribution of Dust and Gas in Elliptical Galaxies
本文利用IRAS和最近的光学CCD巡天结果讨论了椭圆星系中尘埃和电离气体的分布和起源。与旋涡星系的情况形成强烈对比的是，由消光得到的椭圆星系中的尘埃质量比由IRAS数据得到的要低一个数量级。我发现，这种困境可以通过假设存在一个弥漫分布的灰尘成分，这是无法检测到的光学数据来解决。尘埃带的形态和它们与椭圆星系中电离气体的联系，证明了ISM的两个组成部分都是外部起源的。
1996-01-30 astro-ph
Dynamical properties of a family of collisionless models of elliptical galaxies
无碰撞坍缩的N体模拟为椭圆星系真实恒星动力学模型的建立提供了重要线索。这样的模拟证实和量化的定性预期，快速崩溃的自引力碰撞系统，最初冷却和显着远离平衡，导致不完全的放松，这是一个准平衡配置的特点是各向同性，准麦克斯韦分布的恒星轨道的内部区域和径向偏置的各向异性压力的外部。在早期的研究中，如几年前的一些论文所示（见Bertin et al. 1993和其中的参考文献），注意力主要集中在模型（根据上述N体模拟提供的定性线索构建）和观测之间的成功比较上。在本文中，我们重新审视不完全的暴力松弛的问题，通过一个家庭的分布函数的详细性质和那些在N体模拟中发现的无碰撞崩溃的产品之间的直接比较。
2003-12-16 astro-ph
The Circumnuclear Material in the Galactic Centre: A Clue to the Accretion Process
在"粘性粒子“计算的基础上，有人认为，在银河系中心10 pc范围内观察到的气体特征-环核盘和电离气体丝-以及在内部1秒差距内新形成的恒星，可以从潮汐捕获和在含有质点的势场中低角动量轨道上的气体云破裂的角度来理解。计算表明，耗散部分形成"色散环“，即与旋转方向相反的不对称椭圆环面，这种形状可以保持许多轨道周期。在一系列合理的初始条件下，这种结构可以解释CND和最明显的电离细丝的形态和运动学。在形成色散环的过程中，一个具有低比角动量的小云团被拉成一个长的细丝，细丝以高速反复与自身碰撞。在强激波中的压缩作用，即使在质点的近潮汐场中，也可能导致恒星的形成。这个过程可能与正常和活动星系核中的大质量黑洞的吸积有关。
1997-08-29 astro-ph
The star cluster system of the 3 Gyr old merger remnant NGC 1316: Clues from optical and near-infrared photometry
巨大的合并残余星系NGC 1316（天炉座A）是研究过去的一次大合并对星团系统长期影响的理想探测器，我们在最近的一篇论文中报道了它的光谱学合并年龄为~3 Gyr。在这里，我们提出了新的地面，大面积的光学和近红外成像的星团在NGC 1316，补充深HST/WFPC 2成像。我们发现NGC 1316中最亮的~10星团的光学近红外颜色和光度与中等年龄（2-3 Gyr）的星团一致。与“正常”的巨型椭圆星系不同，NGC 1316星系团的B-I颜色分布并不是明显的双峰。然而，星团颜色分布的蓝色和红色部分的光度函数（LF）是不同的：红色星团LF很好地用指数为-1.2 +/- 0.3的幂律表示，比典型的巨型椭圆星系亮约1.5等（在B中）。相比之下，蓝色星系团LF的形状与“正常”螺旋星系和椭圆星系的形状一致。我们认为NGC 1316的星团系统是一个年龄约为3 Gyr、金属丰度约为太阳的星团和一个可能属于合并前星系的古老的贫金属星团的组合。在3 Gyr年龄之后，富含金属的星系团褪色到10 Gyr年龄，它们将在双峰星系团颜色分布中形成红色“峰”。这个“红色峰值”的颜色与在具有相同星系光度的“正常、古老”的巨型椭圆星系中发现的颜色一致（考虑到年龄变暗）。NGC 1316星团系统的这些特征完全符合在回顾时间$\ga$ 10 Gyr时通过富含气体的合并形成“正常”巨型椭圆星系的情景。
2001-07-27 astro-ph
Molecular Disks in the Elliptical Galaxies NGC 83 and NGC 2320
早型星系中的分子气体是研究这些星系的历史和未来的重要线索。为了寻找这些线索，我们使用BIMA毫米阵列绘制了巨椭圆星系NGC 83和NGC 2320的CO发射图，并寻找S 0星系NGC 5838的CO发射。我们还介绍了NGC 83和NGC 2320的V和R图像，这些图像追踪了它们的尘埃分布，并使我们能够搜索盘状恒星结构。NGC 83中的分子气体是松弛的，但NGC 2320中的CO和尘埃都显示出不对称的结构，这可能与最近获得的气体有关。然而，NGC 2320中分子气体的角动量分布与恒星的角动量分布一致。气体的内部起源（恒星质量损失）因此不能仅仅根据角动量而被排除。我们还考虑在这两个椭圆星系的恒星形成活动和磁盘增长的证据。NGCv 83的射电连续谱和远红外辐射通量表明了恒星的形成活动。NGC 2320有明亮的[O III]发射，但其大的射电/远红外通量比和CO和[O III]运动学之间的不匹配表明电离气体不应该归因于恒星的形成。因此，这两个富含CO的早期星系的起源和未来是复杂的，多方面的故事。
2005-08-15 astro-ph
Filaments and Ionized Gas in the Vicinity of 3C 244.1
我们目前的结果哈勃太空望远镜观测的射电星系3C 244.1。F702 W（R）和F555 W（V）的宽带图像（WFPC 2/PC）显示了一个椭圆星系及其周围的气体细丝和斑点。在以[OIII] A5007为主的窄带斜坡滤波器中，这些细丝是明亮的，具有与宽带图像相同的形态。在南方，暗条有一个圆锥形的结构，射电喷流位于这个圆锥的中心。在星系的北部，该结构位于星系核附近的椭圆形轮廓内。从光度学上看，这两个较亮的结构似乎是扩展的窄线发射区（ENLR）。与诊断线比的比较表明，所观察到的发射是一致的扩展的无线电喷流和本地致密介质之间的相互作用。
2001-10-17 astro-ph
Radial Kinematics of Isolated Elliptical Galaxies
在非常低密度的环境中，椭圆星系是极其罕见的，但它却拥有关于星系形成和演化的重要线索。在本文中，我们继续我们的研究孤立的椭圆星系，提出的结果径向恒星运动学的13个孤立的早型星系。我们推导了径向旋转速度、速度色散和厄米特项到~1有效半径。我们观察到一个二分法的运动学性质类似的椭圆人口作为一个整体，低光度椭圆往往是旋转支持。对于所有的星系，V/sigma比随半径的增加而增加。我们发现运动学不同的核心（KDC），或速度子结构，在约40%的星系，我们有主轴光谱。这样一个分数是类似于在高密度环境中的椭圆星系所观察到的。样本中的大多数星系揭示了核盘的运动学证据。几个星系的非松弛运动学表明它们经历了合并或吸积事件。孤立的椭圆星系通常遵循星系团椭圆星系定义的基本平面--例外的是那些有年轻恒星星族证据的星系。总的来说，我们发现孤立的椭圆星系有类似的运动学性质，他们的同行在较高密度的环境。
2006-04-21 astro-ph
The filament of ionized gas in the outskirt of M87
我们报告在M87的东北边缘发现的电离气体细丝，M87是室女星系团中第二亮的椭圆星系。该天体位于M87核心的3.16弧分（15.7千秒差距）投影距离处，与M87的东部射电瓣位置一致。长缝光谱学证实了这个物体的Gaseus性质，显示了H β，[OIII]，[OI]，[NII]，H α和[SII]线，没有任何潜在的连续性。该天体的红移为V = 1170 +-25 km/s，与M87本身的速度（V = 1280 km/s）以及在M87中心附近发现的大量电离物质一致。该灯丝的H α通量相当于M87中电离物质的1%。射电-光学符合和光谱特征表明，暗条是被激波电离的。
2000-07-21 astro-ph
Internal kinematics and stellar populations of dE galaxies: Clues to their formation/evolution
星系团中众多弥散椭圆星系的起源是什么？这些星系在几十亿年前形成了恒星，并失去了气体。虽然恒星形成过程中产生的恒星风以及恒星与环境的相互作用无疑发挥了作用，但它们各自的作用以及这种演化机制的细节仍然存在争议。在这次演讲中，我们将回顾少数dE星系的第一个3D光谱观测。这些数据揭示了复杂的运动学结构，嵌入盘和反向旋转的核心，他们打开了非常有前途的前景，研究历史的恒星星族在这些不同的功能。盘的存在，这是已经知道从详细的图像分析，和复杂的运动学和新的约束恒星星族的强制执行dEs和盘星系之间的进化联系的假设。
2005-10-13 astro-ph
Clues on galaxy and cluster formation from their scaling relations
通过高分辨率的N体模拟的LambdaCDM宇宙学，我们验证了相似的尺度关系观察到附近的星系团也定义了它们的暗物质主机的斜率，但是，是不一样的。然后，我们表明，星系团的标度关系可以解释为在适当的尺度上的密度波动的宇宙学崩溃的结果，加上系统的M/L比与集群质量的趋势。椭圆星系的Faber-Jackson关系的指数明显不同于（高于）星系团的指数，这一经验事实迫使我们得出结论：星系标度律可能来自于星系尺度非线性时密度涨落的宇宙学坍缩，以及之后由于早期耗散合并而产生的修正。
2003-11-18 astro-ph
Streamlines of the Mean Stellar Motions in Elliptical Galaxies
椭圆星系的恒星速度场提供了它们的动力学结构和起源的线索。通过假定恒星平均运动流线的近似几何形式，大大简化了速度场模型的构造。我们测试的猜想，共焦流线是一个有效的近似现实三轴系统。我们数值积分的史瓦西的对数势轨道，并适合共焦流线，其平均速度字段之间的速度矢量和流线的叉积的RMS幅度最小化。我们发现，大多数轨道在一个给定的能量可以拟合几乎相同的共焦系统。不同轨道族的流线参数之间存在统计学显著差异，但差异较小。拟合的参数再现，以高精度，短轴和外部长轴管之间的边界，这是一个直接测量的三轴性的潜力。这些结果有力地支持了从运动学观测和合理简单的速度场模型中获得精确的三轴度统计测量的努力。
1997-10-31 astro-ph
The evolution of the galaxy B-band rest-frame morphology to z~2: new clues from the K20/GOODS sample
本文详细分析了0 < z < 2.5的K-选择星系的静止坐标系B带形态的演化。这项工作是基于位于钱德拉深场南部地区的K20光谱样品（Ks<20），加上该地区可用的公共深GOODS HST+ ACS多波段光学成像。由于该目录的光谱完整性达到94%，我们可以以前所未有的细节比较星系的形态和光谱特性。我们的形态分析包括目视检查和自动程序，使用参数（例如，由GALFIT和GASPHOT软件包处理的Sersic指数）和非参数（浓度，不对称性和clumpineSs，CAS）方法。我们的分析将K20星系分为：60/300（20%，1类）正常椭圆星系/S 0; 14/300（4%，2类）扰动或特殊椭圆星系; 80/300（27%，3类）正常螺旋星系; 48/300（16%，4类）扰动或活跃的恒星形成螺旋星系; 98/300（33%，5类）不规则星系。合并分数的演化被限制到z~2，通过仔细考虑形态学k-校正的影响：不对称准则和对统计都显示合并分数作为红移的函数而增加。最后，我们分析了红移的早期和晚期型星系的有效半径的依赖性，并找到一些温和的证据与z的早期型星系的大小减少，而磁盘和不规则保持不变。总之，对K20样品的分析表明，即使在中等深度的K波段选定样品中，0.5<z<1.5的螺旋和不规则体也占很大比例。
2004-11-29 astro-ph
New clues to the evolution of dwarf early-type galaxies
Gavazzi等人（2001）在H波段（1.65微米）和B波段（0.44微米）对18个室女星系团矮椭圆星系（dE）和矮透镜星系（dS 0）进行的表面测光表明，这些恒星系统在B波段和H波段的有效半径之比r_{e B} / r_{e H}在0.7和2.2之间。特别是，矮椭圆星系和具有红色总色指数B-H（即3.2 < B-H < 4）的望远镜在这两个通带中具有相等的有效半径。相比之下，蓝色（即2.5 < B-H < 3.1）dEs和dS 0的B波段有效半径平均比H波段长约50%。一致地，沿银河系半径的B-H强负梯度被发现与蓝色的总颜色。在后发座星系团的29个巨型E和S 0星系的样本中没有发现这种趋势，文献中有类似的数据。这些早期型巨星的r_{e B} / r_{e H}（0.2--2.2）范围很广，平均r_{e B} / r_{e H}约为1.1，但（红色）范围很窄（3.3 < B-H < 4.2）。在这些恒星系统中，颜色梯度通常被解释为由于沿径向坐标的年龄/金属丰度梯度或尘埃衰减，无论系统的总颜色是什么。假设对颜色梯度起源的这三种不同解释中的每一种，我们讨论了在所研究的早期型矮星中发现的强负颜色梯度与蓝色关联的起源，并与当前的dE和dS的形成和演化情景相关0星系。
2001-11-19 astro-ph
Properties of polycyclic aromatic hydrocarbons in local elliptical galaxies revealed by the Infrared Spectrograph on Spitzer
利用Spitzer卫星上的红外光谱仪对18个局域尘埃椭圆星系进行了中红外光谱观测。我们从18个星系中的14个星系中检测到了多环芳烃（PAH）的特征，从而发现多环芳烃的存在并不罕见，而是在尘埃椭圆星系中很常见。这些星系中的大多数显示出异常微弱的7.7微米发射功能相对于11.3微米和17微米的发射功能。大部分星系还表现出H2旋转线和离子精细结构线发射，这与PAH发射没有显着的相关性。PAH特征与35 μ m处的连续体具有良好的相关性，而它们与6 μ m处的连续体不相关。我们的结论是，椭圆星系的多环芳烃排放主要是星际起源，而不是恒星的起源，和不寻常的多环芳烃带间强度比可能是由于大部分的中性电离多环芳烃。
2008-05-21 astro-ph
Clues on the Physical Origin of the Fundamental Plane from Self-consistent Hydrodynamical Simulations
我们报告的研究的参数特征的质量和速度分布的两个样本的放松椭圆状物体（ESPs）确定，在z=0，在一组自洽流体动力学模拟操作的背景下的和谐宇宙学模型。恒星的形成（SF）已经实现了唯象的模拟框架中的湍流序列的情况下，通过阈值气体密度和效率参数。每个ELO样本的特征在于这些参数所取的值。我们已经发现，（的）ELO恒星质量，投影恒星半质量半径，和恒星中心视线（LOS）速度色散定义动力学基本平面（FP）。零点取决于SF参数采用的特定值，而斜率不变。已发现的ELO样品的重子和暗质量ELO成分的相对含量和相对分布与质量尺度的系统趋势。这些趋势的物理起源在于系统的减少，随着ELO质量的增加，重子质量分量沿ELO质量组件经历的相对耗散，导致动力学FP相对于维里平面的倾斜。两个ELO样品的动力学FP与SDSS椭圆样品在相同变量下的动力学FP是一致的，不再需要任何来自恒星星族效应的相关贡献来解释观测到的倾斜。然而，这些效应可能导致了观测到的FP的散射，因为动态FP被发现比观测到的要薄。我们报告的结果提示，第一次，在一个可能的方式来理解所观察到的FP在宇宙学背景下的倾斜。
2005-11-17 astro-ph
Highly ionized gas on galaxy scales: mapping the interacting Seyfert galaxy LEDA 135736
我们已使用VIMOS IFU绘制Seyfert 1.9 galaxy LEDA 135736的属性。这些地图揭示了一些有趣的特征，包括：一个可探测到9千秒差距的扩展窄线区，一个位于距离中心12千秒差距投影距离处的强烈恒星形成区，一个椭圆形伴星系，以及沿ENLR长轴排列的运动学特征，这些特征与射电喷流驱动的质量外流一致。我们认为ENLR是由AGN电离的面外气体引起的，而AGN又可能是由与伴星系的相互作用触发的，这也可以解释恒星形成和形态特征的爆发。只有大约百分之二的ENLR的动能是在质量流出。我们由此推断，射流所提供的大部分机械能是用来加热这种气体的。
2008-11-10 astro-ph
The circumnuclear disk and ionized gas filaments as remnants of tidally disrupted clouds
粘性粒子计算表明，当低角动量轨道上的云通过包含中心质点的等温球体的动力学中心附近时，就会形成相干结构，即色散环。云是潮汐拉伸和差异包裹，和耗散的冲击组织成一个进动偏置椭圆环，可以持续许多旋转周期的气体。这些结构很好地代表了2 - 5 pc之间的环核盘（CND）和内部1 pc的Northern臂的形态和运动学。在北旋臂的情况下，在色散环形成过程中产生的强烈冲击甚至可以在大质量黑洞的近潮汐场中导致恒星形成。
1998-11-24 astro-ph
Kinematics and Cloud to Cloud Abundance Ratios: A Rosetta Stone for Disk and Halo Components in Mg II Absorbers
根据类星体吸收线的研究，0.3 < z < 1.0的星系被认为具有扩展的气体“晕”。当在高分辨率下观察吸收线时，吸收气体的速度分布提供了关于这种气体实际上在星系内部和周围产生的线索。云与云的丰度比提供了进一步的线索，因为外晕云、螺旋盘云和椭圆星系中的云的电离条件和化学演化历史是不同的。解释高红移数据的关键是银河系的吸收线“罗塞塔石碑”。"
1997-11-17 astro-ph
Kinematics of diffuse ionized gas in the disk halo interface of NGC 891 from Fabry-Pérot observations
星系晕中气体的性质限制了星际介质的整体模型。运动学信息是特别感兴趣的，因为它是气体起源的线索。在这里，我们报告的运动学观测的厚层的扩散电离气体在NGC 891，以确定旋转曲线的晕气体。我们已经获得了一个Fabry-Pérot数据立方体在H α测量晕气体的运动学角分辨率远远高于从HI 21厘米的观测。数据立方体是在拉帕尔马的WHT上用TAURUS II摄谱仪获得的。将从数据立方体提取的扩散电离气体的速度信息与模型分布进行比较，以约束气体的分布，特别是晕旋转曲线。最佳拟合模型的中心衰减τ_H-α =6，尘埃尺度长度为8.1 kpc，电离气体尺度长度为5.0 kpc。在平面以上，自转曲线滞后，垂直梯度为-18.8 km/s/kpc。我们发现H-α的标度长度必须在2.5和6.5 kpc之间。此外，我们发现的证据表明，旋转曲线在平面上上升不太陡比在平面上。这与HI中测得的速度完全一致。
2007-03-14 astro-ph
Evidence for a warm ISM in Fornax dEs - II. FCC032, FCC206 and FCCB729
我们展示了天炉座星系团中的三个矮椭圆星系FCC 032、FCC 206和FCCB 729的R波段和H-alpha+[N II]窄带成像。这些dE含有大量的电离气体。FCC 032拥有一个大型的电离气体复合体，由几个单独的云，一个超级气泡和一个远离星系中心延伸的灯丝组成。在FCC 032中观察到的电离气体结构与在更富含气体和更强烈的恒星形成矮星系中观察到的结构非常相似。FCC 206是一个非常低的表面亮度dE，包含一个微弱的扩展发射区和两个致密云。在这个样本中唯一的有核星系FCCB 729中，其中一个电离气体云与恒星核重合。我们得出电离气体质量的几个100至1000太阳质量的这些星系。这使我们的样品dEs与电离气体与H-α +[N II]窄带成像到五个对象。在这些星系的电离气体形态范围从纯核发射峰扩展发射复合物。这种形态上的多样性也可能表明，在温暖的星际介质（活动星系核，星爆，后AGB星，.）的dEs电离过程的多样性。在FCC 206内部，四个星团似乎即将合并，在这个目前无核的dE中形成一个核。了解dEs中原子核的形成可以为我们提供超大质量黑洞形成的重要线索。
2004-07-30 astro-ph
Evolution of Interstellar Gas in Rapidly Rotating Elliptical Galaxies: Formation of Disks
我们描述了一个低光度椭圆星系家族中热星际气体的演化，这些星系都具有$M_B = -20$，但由于旋转而具有不同程度的扁平化（E0，E2和E6）。星际气体是由恒星的质量损失提供的。热星际气体的软X射线光度Lx在15 Gyrs后随星系旋转而急剧下降。热气体冷却到一个大的圆盘上，圆盘的大小与假设的超新星速率成反比。虽然热的、旋转的星际气体的Lx可能很难观测到，但冷却的气态盘气体的光电离部分可以在光学线发射中观测到。HII气体（$\sim 10^8$ $M_{\odot}$）的质量可能比先前实现的大得多，因为旋转支撑的低密度HII的大区域在光学上是暗淡的。我们解释的恒星盘，是常见的低光度椭圆形的恒星，已形成的非电离部分的冷盘气体。可用于恒星形成的冷盘气体的总质量和分布与观测到的恒星盘相似。在碟状椭圆星系中观测到的高恒星H $β$光度指数可以通过将年轻的盘恒星星族的光与老的球核星族的光结合起来来理解。
1997-06-27 astro-ph
Clues to Globular Cluster Evolution from Multiwavelength Observations of Extragalactic Systems
我们提出了一个研究的球状星团（GC）系统附近的椭圆星系和S0星系在各种波长的X射线到红外线。我们的分析表明，大约一半的低质量X射线双星（LMXB），即吸积中子星或黑洞系统的发光示踪剂，在集群。有一个令人惊讶的LMXB频率和GC的金属丰度之间的强相关性，与富金属GC托管的三倍多的LMXB的金属贫乏的，并没有令人信服的证据与GC年龄的相关性到目前为止。在一些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，甚至在典型的双峰星系团颜色分布的红色峰值内也是如此，这提供了一些迄今为止最有力的证据，表明在富含金属的GC峰值内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成场景中所预期的那样。我们还注意到，任何对GC颜色分布中细微变化的分析都必须仔细考虑统计误差和系统误差。我们警告说，一些已发表的GC相关性，如明显的“蓝色倾斜”或质量金属丰度效应可能没有物理起源，可能是由系统性观测偏差引起的。
2007-10-16 astro-ph
Near infrared observations of quasars with extended ionized envelopes
我们观测到了15个和8个类星体的样品，它们的J和K'带红移分别在0.11和0.87之间（平均值为0.38）。其中11个类星体先前已知与扩展的发射线区域有关。在对图像进行去卷积，可能时减去PSF，并在HST存档图像的帮助下识别同伴之后，至少可以看到11个类星体的扩展。然而，平均配置文件是不同的PSF中只有四个对象，其中一个很好的拟合得到的$r^{1/4}$法律，这表明底层星系是椭圆。在文献中，有五个类星体场中周围物体的红移。在这些天体中，发现了一到五个伴星系，其中一个类星体甚至属于丰度为1的星系团。在我们的样本中，大多数其他类星体都有附近的星系投影，它们也可能是同伴。因此，环境影响对于解释这些物体的特性可能很重要。
1998-10-01 astro-ph
A Survey of Merger Remnants III: Are Merger Remnants Supported by Rotation or Anisotropy
越来越多的观测证据表明，椭圆星系的光度、光度形状和旋转或各向异性支撑的数量可能为它们如何形成提供重要线索。根据这些参数，椭圆星系似乎可以分为两个不同的类别：明亮的，四方形的，几乎没有旋转，以及不太明亮的，圆盘形的，有显著的旋转。一个可行的形成方案是“合并假说”，其中两个盘状星系合并形成一个新的椭圆星系。对高级合并残留物的光度、光度形状和旋转量的比较，可能会对椭圆星系的可能形成情况有更多的了解。然而，很少有观测数据存在这样的合并残余物。本文是第三次在一系列调查的光度和运动学性质的样本51光学选择先进的合并残余。这里提出的是K波段等照度线的形状和空间分辨运动学的子样本的37合并残留物。结果表明，约11%的样品是方形的，各向异性支撑，而约47%是盘状的，旋转支撑。样本的其余部分显示形状和旋转之间的预期相关性之间的变化。这可能表明，等照度线的形状仍然是“在流动中”。在合并残留物中观察到的各向异性量似乎确实有一个下限。这可能提供了一个观测诊断在椭圆星系的形成方案之间的区别。
2006-04-24 astro-ph
The black hole in IC 1459 from HST observations of the ionized gas disk
椭圆星系IC 1459（M_V =-21.19，D = 16.5Mpc）具有快速反向旋转的星核、星壳和星纹、蓝核点源和强射电核辐射。我们提出了一个详细的HST研究IC 1459的结果，特别是它的中心气体盘，旨在约束中心质量分布。我们获得了WFPC 2窄带成像中心的Halpha+[NII]发射线，以确定在小半径的气体发射的通量分布，我们获得了FOS光谱在六个孔径位置沿主轴采样气体运动学。我们构建了不同的动力学模型的Halpha+[NII]和Hbeta运动学，包括一个超大质量黑洞，并在其中的恒星质量分布所观测到的表面亮度分布和地面恒星运动学的约束。所有的模型都与质量在Mbh=1-4 x 10^8 Msun范围内的黑洞相一致，没有黑洞的模型总是在高置信度下被排除。
2000-03-29 astro-ph
Clues to the Metallicity Distribution in the Galactic Bulge: Abundances in OGLE-2007_BLG-349S
我们提出了一个基于高色散和高信噪比凯克光谱的非常高度微透镜的银河系隆起矮星OGLE-2007-BLG-349 S的丰度分析，Teff ~ 5400 K。在获取光谱时的放大率范围为350至450。这颗球星的金属丰度非常高，[Fe/H] = +0.51 \pm 0.09 dex。26种元素的28种元素的丰度比可以在光谱中检测到。特别是，没有证据表明任何α-元素，包括O和Mg的增强。我们的结论是，在这颗恒星中看到的高[Fe/H]，当与之前对另外两颗也是微透镜的银河系凸起矮星的详细丰度分析中得出的同样高的[Fe/H]相结合时，意味着银河系凸起中的金属丰度中值非常高。因此，我们推断，许多以前的估计的金属丰度分布在银河系的隆起大大低估了平均铁金属丰度，由于样本的偏见，并提出了这样的候选机制。如果我们的猜想被证明是有效的，它可能是必要的，以更新校准的算法所使用的许多团体来解释光谱和宽带光度的综合光非常富含金属的老恒星星族，包括发光的椭圆星系。
2008-04-08 astro-ph
The 12um ISO-ESO-Sculptor and 24um Spitzer faint counts reveal a population of ULIRG/AGN/dusty massive ellipticals Evolution by types and cosmic star formation
多波长的星系数量计数提供了星系演化性质的线索。每个星系类型的解释与新的代码PEGASE.3的12亩（ISO）和24亩（斯皮策）微弱的星系计数提供了新的限制的尘埃和恒星的排放。它还揭示了ULIRGs（L/Lsun > 10^12）的性质，并提供了宇宙恒星形成历史和质量积累的时间尺度。我们首先介绍了来自ISO-ESO-Sculptor Survey（ISO-ESS）目录的12 μ m暗星系计数，在一篇配套论文（Seymour et al. 2007）中，经过不完整性校正后，该计数下降到0.24 mJy。我们检查它们是否与15 um处的ISO数计数一致。其次，我们表明，“正常”的情况下，适合深紫外光-近红外计数与PEGASE.2（Fioc等人，1999年），是不成功的建模中同时观察到的累积和差分计数在12微米，15微米和24微米的强烈过剩。基于观测到的12亩和25亩IRAS光度函数和光学/中红外颜色，我们终于成功地模拟了累积和微分计数，只改变了9%的正常星系（1/3的椭圆星系）到超亮尘埃椭圆星系，解释为ULIRGs。这个ULIRG族群与高Z射电星系宿主有相似之处。不包括数密度演化。赫歇尔天文台有望证实这些结果。
2007-05-14 astro-ph
The Current Understanding on the UV Upturn
在附近的巨大椭圆星系中发现的光谱紫外部分的意外高凸起，也就是紫外线上升，一直是一个争论的话题。最近在观测方面取得了显著进展，主要涉及空间望远镜。GALEX紫外望远镜已经在附近的宇宙中获得了数千个巨大的椭圆星系，而HST正在将局部星系分解为恒星和星团。一个重要的线索也发现了关于热HB星的起源，也许sdB星。也就是说，极大量的氦被怀疑是扩展的HB甚至是UV上升现象的起源。一系列的研究正在寻找其背后的物理学原理，所有这些都让我乐观地认为，紫外线上升的起源将在未来几年内被揭示。我回顾了一些最显著的进展和剩余的问题。
2008-08-02 astro-ph
Unified schemes for active galaxies: a clue from the missing Fanaroff-Riley type I quasar population
我们将类星体中缺乏FR I型结构与PG样本中低于临界盘光度~10^46 erg/sec的射电噪类星体的空白联系起来。我们认为，在射电大声类星体的模糊环面的开口角度取决于中央引擎的功率，接近喷流的光束角附近的FR I/FR II打破。因此，低功率射电类星体将被分类为射电星系（FR I）或强核心助推（BL Lac）对象，这取决于视角，并且FR I源预计不会有明显的过渡人口。一个关闭的环面与降低功率不仅会模糊的光学核心的大多数方面的角度，但也会提高夹带的冷环面材料进入射流，造成沿射流的周边模糊，以及射流的减速，形成一个FR I源。在临界光度以上，更宽的环面允许FR II型喷流和可见的核光发射，这是射电大声类星体的特征。显然，在相同的发动机功率下，射电弱类星体和塞弗茨类星体的环面开口比射电强类星体要宽得多，这可能是因为盘状星系和椭圆星系的动力学或馈送机制不同。如果喷流/环面相互作用通过p-p碰撞导致相对论性e^+/-对的注入，这就为类星体的射电强/射电静二分法提供了线索。强喷流/环面相互作用可能导致射电强类星体中次级电子对的大量注入和准直，而射电弱类星体中的弱相互作用既不导致电子对注入，也不导致良好的准直。
1994-11-28 astro-ph
Anisotropic Locations of Satellite Galaxies: Clues to the Orientations of Galaxies within their Dark Matter Halos
我们调查的位置相对孤立的宿主星系的卫星在斯隆数字巡天和千年运行模拟。假设我们使用两种不同的方法将明亮的星系嵌入模拟的暗物质晕中（椭圆星系与它们的晕形状相同，而盘状星系的角动量与它们的晕的净角动量一致），我们发现观测和理论之间有一个公平的协议。在r_p \le 500 kpc的尺度上平均，红色的、高质量的、低恒星形成率的宿主的卫星优先出现在其宿主的主轴附近。相比之下，当在相同尺度上平均时，具有低恒星形成率的蓝色低质量宿主的卫星几乎没有各向异性。红色和蓝色主机的卫星位置之间的差异不能用数据中的闯入者的影响来解释。相反，它主要是由显着差异的依赖性的平均卫星的位置，<p>，在该卫星被发现的投影距离。我们还发现，红色，低恒星形成率的高质量卫星的位置显示出相当多的各向异性比蓝色，低质量卫星的位置，高恒星形成率。这一结果有两个因素。首先，蓝色卫星只是最近才到达其宿主的光环中，而红色卫星则是在遥远的过去到达的。第二，蓝色卫星的样品被严重污染的闯入者，这抑制了测量的各向异性相比，固有的各向异性。
2009-12-03 astro-ph
Oxygen Absorption in Cooling Flows
非均匀冷却流的假设预言了在大质量椭圆星系、星系团和星系团中存在大量的气体，这些气体已经冷却并脱离了冷却流。利用ROSAT PSPC的空间分辨、解投影X射线谱，我们探测到了NGC 1399、NGC 5044和A1795星系团中心~1弧分的能量在~0.4-0.8 keV范围内的强吸收。这些系统在它们各自的级别和低银河柱中拥有最大的附近冷却流。由于能量低于~0.4 keV时没有过量吸收，因此吸收体的最合理模型是T=10^{5-6} K的温暖碰撞电离气体，其中氧的电离态提供了大部分吸收。将吸收仅归因于电离气体调和了从爱因斯坦和ASCA推断的冷H和He的大柱与从ROSAT推断的此类柱的缺乏，并且也与从HI推断的可忽略的原子和分子H和冷却流的CO观测一致。在这些和其他冷却流中，温暖的电离气体作为质量下降的产物的预测可以通过钱德拉，XMM和ASTRO-E来验证。
2000-02-04 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
A Survey for NV Absorption at z~z_GRB in GRB Afterglow Spectra: Clues to Gas Near the Progenitor Star
我们调查了长持续时间的伽马射线暴（GRB）的余辉光谱中的NV吸收，目的是研究这些事件的星系中的高度电离气体。我们发现，在z~z_GRB中出现NV气体的光谱发生率很高（6/7），而且大多数都显示出大的柱密度NV > 10^14 cm^-2。除了一个例外，观察到的谱线轮廓在运动学上是“冷”的，即它们很窄，与中性气体的吸收线有很小的速度偏移（Dv < 20 km/s）。此外，NV吸收具有与UV泵浦精细结构线类似的速度，表明这些高离子位于GRB余辉的约1 kpc内。这些特征与在银河系的晕/盘中或沿高z阻尼Lya系统的视线检测到的NV气体不同，但类似于与类星体和一些高z星爆相关的窄吸收线系统。我们证明了γ射线暴余辉在r~ 10 pc时将氮光化为NV。这个过程可以产生NV吸收的特性类似于我们的大多数样品，我们认为这是沿伽玛射线暴视线NV的主要机制。因此，观测提供了这一距离的物理条件的快照。在这种情况下，观测结果意味着前身星的星风被限制在r<10 pc，这表明伽玛暴前身星出现在致密（n > 10^3 cm^-3）的环境中，这是典型的分子云。因此，观测结果主要限制了伽玛射线暴周围（前）分子云区域内气体的物理条件-金属丰度、密度、速度场。
2008-06-02 astro-ph
Metal enriched gaseous halos around distant radio galaxies: Clues to feedback in galaxy formation
本文介绍了与3个z > 3射电星系4C 41.17、4C 60.07和B2 0902+34有关的巨型星云发射线晕的光学和近红外光谱研究结果。以前的深窄带Ly-alpha成像揭示了复杂的形态，大小可达100 kpc，可能与中心区域的外流和AGN反馈有关。这些晕的外部区域表现出安静的运动学，典型的速度分散为几百公里/秒，和速度剪切，主要可以解释为由于旋转。内部区域显示了与射电瓣密切相关的气体的冲击茧。它们的运动学受到干扰，膨胀速度和/或速度离散度>1000 km/s。核心区域的化学演变，我们还发现了光谱证据的喷射浓缩材料在4C 41.17高达约60千秒差距的距离沿无线电轴。在大多数情况下，在Ly-alpha线中追踪的动力学结构在碳和氧线中密切呼应。这表明Ly-alpha线产生于高度聚集的小填充因子介质中，因此可以用作高z射电星系（HzRGs）动力学的示踪剂。我们的结论是，这些HzRG正在经历一个最后的喷流诱导阶段的恒星形成与喷射的大部分星际介质成为“红色和死亡”的椭圆星系之前。
2007-02-28 astro-ph
Quasars Probing Quasars III: New Clues to Feedback, Quenching, and the Physics of Massive Galaxy Formation
z~2类星体所在的银河系是当今大质量“红死”星系的高$z$祖先。由于类星体的近配对具有不同的红移，背景类星体可以用来研究前景类星体的晕气体吸收，提供大量关于反馈、淬火和大质量星系形成的物理信息。我们给出了一个明亮背景类星体的Keck/HIRES光谱，它位于一个角距为13.3”的投影对中，对应于前景类星体的红移z_fg=2.4360 +/- 0.0005处的108 kpc，由Gemini/GNIRS近红外光谱精确测定。我们的中阶梯光谱揭示了光学厚的气体（NHI~10^19.7），与前景类星体的红移相一致。伴随金属线的离子跃迁揭示了前景类星体晕的以下性质：（1）运动学极端，吸收范围达相对于z_fg的+780km/s，（2）金属丰度接近太阳，（3）主要电离气体的温度T<~20, 000 K，（4）主要电离气体的温度T<~20, 000 K，（5）主要电离气体的温度T<~20, 000 K。（4）电子密度为n_e~1 cm^-3，表明吸收性“云”的特征尺寸为~10 - 100 pc;（7）在10^5K < T < 10^6K的温度范围内，存在可忽略不计的暖气体;（8）气体不太可能被前景类星体照亮，这意味着各向异性或间歇性发射。我们的观测结果所暗示的T~10^4K冷气体的质量是重要的，相当于前景类星体在r~ 100 kpc处暗晕的重子总质量密度的百分之几。这种材料的起源仍然不清楚，我们讨论了…
2008-09-15 astro-ph
The Distribution of Stellar Orbits in the Giant Elliptical Galaxy NGC 2320
我们提出了直接观测的限制在巨大的椭圆NGC 2320的恒星的轨道分布。利用沿多个位置角的长缝谱，得到了一个有效半径范围内的恒星视线速度分布。此外，从[OIII]发射线测量电离气体盘的旋转曲线和色散轮廓。在对非对称漂移进行校正后，我们导出了气体的圆周速度，它提供了对引力势的独立约束。为了解释恒星的运动，我们建立了基于史瓦西轨道叠加技术的轴对称三积分动力学模型。我们考虑两个族的引力势，一个族的质量随光变化（即没有暗物质），另一个族的引力势为对数。利用卡方统计量，我们将我们的模型与恒星和气体的数据进行比较，以限制V波段质光比的值。我们发现，对于质量跟随光模型，我们的模型的值为Upsilon-V = 15.0 \pm 0.6 h75，对于对数模型，我们的模型的值为Upsilon-V = 17.0 \pm 0.7 h75。对于后者，U V定义在半径为15“的球体内。具有径向常数U V的模型和具有暗物质的对数模型提供了与数据的良好拟合，并且具有相似的动力学结构。在观测约束所允许的整个厄普塞隆-V范围内，模型在我们的运动学数据的径向范围内（1“< r <40”）在赤道平面上是径向各向异性的。沿着真短轴，它们更接近各向同性。（节略）
2000-01-28 astro-ph
The Sightline to Q2343-BX415: Clues to Galaxy Formation in a Quasar Environment
我们发现了一个与暗类星体Q2343-BX 415（R = 20.2，z_em = 2.57393）在红移上一致的强DLA。在中间光谱分辨率的后续观察表明，与此“接近”DLA的金属线由两组吸收成分。其中一组正以约150-600 km/s的速度向类星体移动;这种气体是高度电离的，并没有完全覆盖连续源，这表明它在物理上接近活动核。另一个是占大部分中性气体的，相对于类星体是蓝移的，最强的成分在~ -160 km/s。我们认为，PDLA产生的可能性，在流出的星际介质的宿主星系Q2343-BX 415，在附近的速度强的C IV和N V吸收的解释支持，并通过强烈的辐射场longward的莱曼极限暗示的高C II*/H I比。如果Q2343-BX 415是这些UV光子的主要来源，那么PDLA位于距离活性核约8或约37 kpc处。或者，吸收体可能是一个与类星体无关的前景恒星形成星系，并且巧合地处于相同的红移，但我们对Q2343-BX 415的深度成像和后续光谱学尚未产生可能的候选者。我们测量了PDLA中14种元素的丰度，发现总体金属丰度为太阳的1/5，并且该金属丰度的相对元素丰度为正常模式。因此，在这个PDLA中，没有证据表明某些邻近的高电离系统具有超太阳金属丰度。
2007-08-01 astro-ph
The Stellar Population Histories of Early-Type Galaxies. II. Controlling Parameters of the Stellar Populations
我们分析了50个局域椭圆星系的单恒星种群（SSP）等效参数作为其结构参数的函数。这些星系填充了四维空间[Z/H]、log t、log $σ$和[E/Fe]中的二维平面。SSP年龄和速度色散可以作为两个独立的参数来确定星系在这个超平面中的位置。这个超平面可以分解成两个子关系：（1）Z平面，其中[Z/H]是log $σ$和log t的线性函数;（2）[E/Fe]和$σ$之间的关系，其中[E/Fe]在高$σ$星系中较大。星系团和场椭圆遵循同一超平面，但它们的（$σ$，t）分布在其中不同。几乎所有的星系团星系都是老的，场椭圆星系在SSP年龄范围很大。这些椭圆星系的紧密的Mg- $σ$关系可以理解为金属丰度超平面的二维投影，显示出它的边缘;这些关系的紧密性并不一定意味着固定的$σ$的年龄范围很窄。[E/Fe]和$σ$之间的关系与在较高的$σ$下II型SNe元素的较高有效产额一致。Z平面更难解释，如果它被证明是普遍的，它可能是椭圆星系中恒星形成的有力线索。目前的数据有利于一个“结霜”模型，其中低表观SSP年龄是通过增加一个小结霜的年轻恒星到一个老的基础人口。如果结霜丰度接近或略大于基本总体，则简单的双组分模型根据需要沿着Z平面中的恒定$σ$线运行。这有利于恒星的形成，从充分混合的预富集气体，而不是未混合的低金属含量气体从吸积物体。（节录）
2000-04-06 astro-ph
The Planetary Nebula System and Dynamics in the Outer Halo of NGC 5128
椭圆星系的晕是微弱的，难以探索，但它们包含了结构和形成的重要线索。本文介绍了对椭圆星系NGC 5128中的行星状星云（PNe）进行成像和光谱观测的结果。我们扩展了Hui等人的工作。（1995）很好地进入星系的晕--沿着长轴和短轴的距离分别为100和50千秒差距。我们现在知道NGC 5128中有1141个PNe，其中780个已经被确认。在这780个Pne中，349个是本次调查中新发现的，148个半径超过20 kpc。PNe存在于80kpc（~15r_e）的距离上，表明星晕已扩展到我们的观测极限。这项研究代表了迄今为止最大的椭圆星系的运动学研究，无论是在速度示踪剂的数量和径向范围。我们确认的大旋转的PNe沿主轴，并表明，它延伸到一个磁盘状的功能到晕。恒星的自转曲线在100 km/s左右，V/sigma在1到1.5之间，在较大的半径上，PNe的速度色散逐渐下降。二维速度场呈现出一个具有明显扭曲的零速度轮廓，表明星系势可能是三轴形状，倾向于扁长。在80千秒差距内，该星系的总动力学质量约为5 × 10 ^{11} M_sun，M/L_B约为13。这个质光比远低于椭圆星系的典型预期。
2003-11-10 astro-ph
Uncovering Additional Clues to Galaxy Evolution. II. The Environmental Impact of the Virgo Cluster on the Evolution of Dwarf Irregular Galaxies
通过比较室女星系团中矮不规则星（dIs）样本的性质，研究了星系团环境对矮星系演化的影响，并对附近（“场”）dIs样本的性质进行了比较，dIs样本的氧丰度来自于[O III]4363的测量结果和与已分辨恒星成分的距离。光谱数据获得的H II区域分布在11室女座的dIs的中心和外部区域的集群。为了确保以均匀的方式得出氧丰度，使用亮线法计算野外和处女座dIs的氧丰度，并与直接从[O III]4363获得的丰度（如果可用）进行比较。他们被发现同意在约0.2德克斯没有系统的偏移。在给定的光学光度下，室女座dIs样品和附近dIs样品之间的氧丰度没有系统差异。然而，在可比的氧丰度下，11个室女座dIs中的5个表现出比场dIs低得多的重子气体分数。使用场dIs作为参考，构造了dIs的气体缺乏指数，从而可以定量地识别哪些星系已经失去了气体。对于室女座的样本，一些矮星的气体不足30倍。气体的缺乏大致与X射线表面亮度的星团内气体。冲压压力剥离可以最好地解释所观察到的气体贫dIs在集群样品。再加上缺乏显着的褪色和变红的气体贫dIs相比，气体正常的dIs，这些观察表明，在室女座的气体贫dIs最近遇到了第一次的集群内介质。室女座贫气体dIs的褪色残余将类似于目前在星团核心看到的亮矮椭圆星系。
2003-03-17 astro-ph
Neutral Gas Distributions and Kinematics of Five Blue Compact Dwarf Galaxies
我们提出的高空间分辨率HI观测的五个内在紧凑的矮星系，目前正在经历一个强大的恒星形成的爆发的结果。HI图表明这些星系具有复杂而致密的星际介质。与典型的矮不规则星系不同，这些蓝色致密矮星系（BCD）在其中性气体分布中表现出强烈的中心浓度，这可能为它们强烈的恒星爆发活动的起源提供线索。此外，虽然所有的系统似乎都在旋转，但根据观察到的速度梯度，运动学是复杂的。所有的系统都在某种程度上具有无序的运动学结构;一些扩展气体不一定与主系统运动学相连。所观察到的气体分布和运动学的地方限制的演变情景的BCD。BCDs、矮不规则星和矮椭圆星系之间的演化联系被认为可以解释它们的高恒星形成率和低光度、低金属丰度的性质。BCD似乎在气体和恒星含量方面的中心质量浓度都比矮不规则星高，这表明连接这两个类的进化场景需要质量重新分配。此外，BCD是旋转支撑系统的事实表明，BCD不太可能在没有大量角动量损失的情况下演化成矮椭圆星系。因此，虽然在合并或潮汐相互作用的帮助下，这种演化情景仍然是可能的，但BCD的孤立性质表明，大多数BCD不会褪色，成为类似于今天的矮椭圆星系的物体。
1998-06-18 astro-ph
Large scale ionization of the Radio Arc region by the Quintuplet and the Arches cluster
（简短版本）我们提出了一个选择的精细结构线的分析，在银河系中心区域（GCR）的射电弧观测ISO。我们通过NeIII 15.6 mum/NeII 12.8 mum和NIII 57 mum/NII 122 mum的线比研究了电离气体的密度和~ 30 x30 pc^2区域内的大尺度电离结构。由OIII谱线比导出的电子密度（n_e）表明存在扩散电离物质，n_e为10^{1.8-2.6} cm^{-3}。NIII/NII比率显示出两个明显的梯度，一个指向五重星系团，另一个指向拱门星系团。解释电离结构的模型表明，整个区域的大尺度电离可以用五重态和拱形团簇产生的紫外辐射来解释。任何其他电离机制都应该起次要作用。我们还研究了在MSX红外图像中看到的温暖的尘埃泡沫的集群的影响。温暖的尘埃与电离的气体有很好的相关性，表明尘埃也被来自两个星团的辐射加热。此外，当人们考虑到拱形和五重态星团的综合效应时，也可以解释像热灯丝这样的结构的椭圆对称而不是圆形对称。气泡中充满了硬X射线的连续辐射和来自中性或低电离Fe的6.4keV线的辐射。
2001-07-09 astro-ph
Stellar populations in NGC 5128 with the VLT: evidence for recent star formation
我们使用VLT与FORS 1和ISAAC解析最近的巨型椭圆星系NGC 5128的恒星。我们在两个不同的晕场（在晕和东北扩散壳层）构建深U，V和Ks色-星等和色-色图。在距离星系中心约14 kpc的外层壳层区域，有一个重要的恒星形成，其年龄为1000万年，大约与来自主活动星系核的突出射电和x射线喷流对齐。电离气体细丝是明显的，在紫外线图像附近的中性HI和CO分子气体以前观察到的区域。巨椭圆星系晕的基本恒星星族主要是古老的，具有非常广泛的金属丰度分布。M_bol=-5等的扩展巨星分支的存在表明该星系晕中存在重要的中年AGB人口。
2001-09-24 astro-ph
