Forming Early-type Galaxies in Groups Prior to Cluster Assembly
我们研究了一个独特的原星系团，超星系群SG 1120 -1202。我们量化的程度发生之前，以解释所观察到的早期类型的分数在z=0的星系团的星系团组装的星系团的形态转变。SG 1120 -1202在z~0.37处由四个引力束缚的基团组成，预计到z=0时会合并成一个单一的星系团。使用HST ACS观测，我们比较了超群星系的形态分数，在一系列的环境中发现的。我们发现SG 1120 -1202中早型星系的形态分数（~ 60%）和S 0与椭圆星系的比值（0.5）与红移相当的星系团非常相似，这与在星系团中建立观测到的早型星系分数时在群环境中起主导作用的预处理一致。
2008-10-03 astro-ph
Modeling the Multi-wavelength Universe: the assembly of massive galaxies
全色星系巡天正在对全球大规模聚集的历史提供更严格的限制，而大视场的高分辨率成像正在告诉我们恒星形成的时间和地点。目前最先进的分层星系形成模型在再现这些观测结果方面做得有多好？我在这里提出的结果表明，层次模型在再现全球恒星形成和恒星质量大会的历史中获得的光学和近红外选择的星系。然而，相同的模型无法再现两个非常重要的人口在高红移：静止的红色球状体和大力恒星形成，尘埃笼罩的星爆。这种不匹配带来了关于恒星形成如何在早期星系中触发和调节的重要教训，并可能迫使我们考虑关于大质量球体形成的新想法。
2004-01-27 astro-ph
The Mass Assembly History of Galaxies and Clusters of Galaxies
我们讨论了星系团和星系尺度上的质量组装历史及其对星系演化的影响。在集群规模上，我们介绍了我们正在进行的斯巴鲁PISCES项目，该项目计划使用独特的宽视场（30 '）光学相机Suprime-Cam和光学（FOCAS，6'）和近红外（FMOS，30 '）光谱仪瞄准约15个0.4<z<1.3的集群。本项目的主要目标有两个：（1）在10-14 Mpc尺度上绘制团簇内部和周围的大尺度结构，研究团簇通过周围团簇的组装而实现的层次生长。(2)沿着结构调查星系性质的环境变化，以研究形态-密度和恒星形成-密度关系的起源。一些初步结果。在星系尺度上，我们首次基于遥远星系团的近红外成像，给出了星系团星系的质量增长到z~1.5，表明星系的质量组装过程基本上在z~1.5时完成，并且比现有的半解析模型预测的要快。基于Subaru/XMM-Newton Deep Survey的成像数据，我们重点研究了亮度函数在z~1处的暗端。我们显示了M*+2或10^{10} Msun以下的红星系的不足，这表明质量较小的星系要么是真正年轻的，要么仍然在积极地形成恒星，这与大质量星系形成鲜明对比，大质量星系的质量在很久以前就已经聚集，恒星形成已经终止。
2004-04-13 astro-ph
Dark matter scaling relations and the assembly epoch of Coma early-type galaxies
轴对称，基于轨道的动力学模型被用来推导出后发座早型星系的暗物质标度关系。从暗星系到亮星系，晕核半径和渐近圆速度增加。与相同亮度的螺旋相比，大多数后发座早期类型-那些具有古老的恒星星族-具有相似的晕核半径，但渐近晕速度大2倍以上。2 reff内的平均暗物质密度随着光度的增加而降低，并且比相同B波段光度的盘星系大6.8倍。在相同的恒星质量下，椭圆星系中的暗物质密度是螺旋星系中的13.5倍。椭圆星系和螺旋星系中重子浓度的不同不能解释椭圆星系中较高的暗物质密度。相反，后发座早型晕的集合红移（1+z）可能是明亮螺旋的两倍。假设局部螺旋星系通常聚集在红移为1的地方，那么大部分明亮的后发座早期型星系晕一定是在z = 2-3附近形成的。对于大约一半的后发星系，集合体的红移与来自恒星星族的约束相匹配。我们发现暗物质密度和估计装配红移我们观察到的后发星系在合理的协议与最近的半解析星系形成模型。
2008-09-23 astro-ph
The 60-micron extragalactic background radiation intensity, dust-enshrouded AGNs and the assembly of groups and clusters of galaxies
亚毫米观测揭示了宇宙学上重要的高红移尘埃笼罩的星系群。为这一群体推断的演化形式可以很容易地与COBE FIRAS和DIRBE测量的波长>100微米的宇宙背景辐射（CBR）相一致。然而，在较短的波长下，Finkbeiner等人报告的60微米CBR强度不太容易解释。Lagache等人提出，这种多余的CBR辐射是一种温暖的银河系成分，而对耀变体最高能量伽马射线的探测限制了这些波长的CBR强度，但在这里，我们调查了这种多余CBR辐射的来源，假设它有一个真正的河外起源。我们提出并测试了三种解释，每种解释都涉及到现有亚毫米波调查中不容易检测到的额外人群。首先，尘埃笼罩的星系与热尘埃温度，也许尘埃笼罩，康普顿厚的活动星系核建议最近深钱德拉调查。其次，相对较低的红移尘埃星系的人口与SED更典型的现有的submm选择的星系，这可能是与组装的星系群和星系团。第三，一群低光度、冷、静止的螺旋星系。热活动星系核和星系团的聚集可以解释这个超过60微米的背景。有显着的问题与集群组装的情况下，太多的明亮的红外天文台来源的预测。螺旋星系有错误的SED来解释多余的。未来使用SIRTF和Herschel的宽场远红外探测将对遥远宇宙的代表性体积进行采样，从而可以检测到任何热的尘埃AGN和正在形成的集团。
2002-04-19 astro-ph
The history of mass assembly of faint red galaxies in 28 galaxy clusters since z=1.3
我们测量了28个星系团中明亮和微弱（微弱到0.05 L*）红色星系数量的相对演化，其中16个星系团的z值为0.50<=1.27，所有星系团都是通过一对包含4000埃休息框架的过滤器观测到的。相对于明亮星系，红色星系的丰度在所有研究的红移范围内都是恒定的，0<z<1.3，并且排除了明亮和暗淡红色星系之间的差异演化，就像过去的一些工作中所声称的那样大。微弱的红色星系大部分聚集在z=1.3的地方，它们的赤字不依赖于星系团的质量，由速度色散或X射线光度参数化。我们的分析，相对于前一个，采样更广泛的红移范围，最大限度地减少系统分类，并把更多的注意力放在统计问题上，同时保持大量的集群。
2008-05-09 astro-ph
IMAGES: a unique view of the galaxy mass assembly since z=1
大型项目已经接近完成的三分之二。它为我们提供了一组70个代表中等质量星系（MJ<=-20.3或1.5e10 Mo）的星系在z=0.4-0.75的运动学（GIRAFFE可展开IFU）、气体化学（FORS 2）、详细的形态学（HST/ACS）和红外测光（Spitzer）。我们发现，6 Gyr前，相当一部分星系（>40%）具有异常运动学，即运动学与旋转或色散支持星系的运动学显著不同。反常的运动学导致观察到的大分散的塔利-费舍尔关系在大的距离。宇宙飞船很快将使我们能够研究遥远的星系，其详细程度几乎可以与邻近星系相媲美。
2007-12-07 astro-ph
Uncovering the chemical enrichment and mass-assembly histories of star-forming galaxies
我们探索的质量组装和化学富集历史的恒星形成星系的人口合成方法，从斯隆数字巡天数据发布5的84828个星系的样本。我们的方法将整个观测到的光谱分解为跨越广泛年龄和金属丰度的简单恒星星族的总和，从而可以重建星系的历史。星系演化的比较研究，星系被分组到箱星云丰度或质量。我们发现，星系的温暖的星际介质是贫穷的重元素是缓慢的形成恒星。它们的恒星金属丰度也会随着时间缓慢上升，在最后的$\sim 100$百万年进化中达到它们的当前值（$Z_\star \sim 1/3 Z_\odot$）。另一方面，富含金属的星云系统在很久以前就聚集了大部分质量并完成了化学演化，在回顾几个Gyr的时候就已经达到了$Z_\star \sim Z_\odot$。这些相同的趋势，最终是星系缩小的结果，出现在星系根据恒星质量分组时。重建星系的历史，这种程度的详细的综合光谱提供了有前途的前景，在星系演化理论领域。
2006-10-27 astro-ph
The formation and assembly of a typical star-forming galaxy at z~3
最近对大爆炸后2-3 Gyr的星系的研究揭示了大的、湍流的旋转系统。在这个宇宙恒星形成的高峰时期，星系中存在着有序的旋转，这可能表明，通过冷流的气体吸积可能是大多数恒星形成星系在高红移的主导模式，因为主要的合并可以完全破坏观察到的速度场。然而，较差的空间分辨率和灵敏度阻碍了这种解释，限制了对最大和最明亮的星系的研究，这些星系可能与更典型的恒星形成星系有根本不同的组装模式。在这里，我们报告的一个典型的恒星形成星系在z=3.07的线性分辨率为~100秒差距的观测。这种空间采样是由引力透镜和激光导星自适应光学的组合。我们发现了一个有序的致密源，其中分子气体被有效地转化为恒星，可能组装一个类似于目前在螺旋星系中看到的球状凸起和圆盘。
2008-10-08 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
The Mass Assembly and Star Formation Characteristics of Field Galaxies of Known Morphology
本文讨论了一种利用近红外光度计和多波段光度计相结合的方法来推算已知红移的遥远星系的恒星质量。对于I<22的场星系，在0<z<1的红移范围内，典型的不确定度是2。我们将这种方法应用到一个新构建的321场星系的红移和哈勃空间望远镜的形态，使我们能够构建与各种形态的函数红移的恒星质量密度的样本。我们发现一个显着的下降，随着时间的推移，伴随着一个温和的上升，观察椭圆星系与奇特的星系的恒星质量。结果表明，特殊的数量下降，因为它们转化并合并成规则系统。每单位恒星质量的恒星形成率表明，大质量系统在红移1之前完成了大部分的恒星形成，而矮星继续经历主要的活动，直到现在。
2000-05-07 astro-ph
The influence of halo assembly on galaxies and galaxy groups
在SDSS-DR 6选定星系群中，我们根据星系的聚集历史研究了星系群性质的变化。使用模拟SDSS群星表，我们找到了两个合适的群形成时间指标：i）群的隔离度，定义为与最近邻的维里半径的距离，ii）浓度，用距离群中心第五近的明亮星系计算的群内密度来测量。在模拟目录中，质量范围很窄的群体显示出随着隔离和集中而增加的群体年龄。然而，在观测数据中，由光谱类型表示的恒星年龄只与浓度相关。我们研究了类似质量和不同组装历史的星系群，发现它们的星系群存在重要差异。特别是，在高质量SDSS组，成员的数量，质光比，红星系分数和最亮和第二亮的星系群之间的星等差异，显示出不同的趋势作为隔离和浓度的函数，即使它是预期的，后两个数量与组年龄相关。相反，低质量的SDSS组似乎对它们的组装历史不太敏感。SDSS中检测到的相关性与模拟目录中测量的趋势不一致。然而，差异可以解释在年龄隔离趋势中发现的分歧，这表明该模型可能高估了环境的影响。我们讨论如何在卫星星系中的冷气体的建模可能是负责这个问题。这些结果可以用来提高我们对高密度环境中星系演化的理解。
2009-01-12 astro-ph
Tracing Galaxy Assembly: Tadpole Galaxies in the Hubble Ultra Deep Field
在哈勃超深空（HUDF）中，可以看到大量的星系，它们的一端有一个结，加上一个延长的尾巴，类似于蝌蚪。这些“蝌蚪星系”似乎动态不放松-大概在早期的合并状态-潮汐相互作用可能创造了扭曲的结加尾形态。在这里，我们系统地选择蝌蚪星系的HUDF和研究它们的光度红移的函数的性质。在一项伴随的HUDF可变性研究中，Cohen等人（2005）发现了总共45个被认为是活动星系核（AGN）的可变物体。在这里，我们表明，这个微弱的活动星系核样本没有重叠的蝌蚪星系样本，理论工作所预测的。蝌蚪形态-结合与可变物体缺乏重叠-支持这些星系处于早期合并事件过程中的想法，即，这一阶段可能先于活动星系核的任何组成部分的“开启”和任何点源变率的开始。
2005-11-14 astro-ph
The Mass Assembly History of Spheroidal Galaxies: Did Newly-Formed Systems Arise Via Major Mergers?
我们研究了GOODS场中0.4<z<1.0球状星系的形态选择样本的性质，以确定它们的丰度随时间的增加是否主要来自合并。为了解决这个问题，我们确定从恒星速度色散确定的动力学质量之间的比例关系，并从光学和红外测光确定的恒星质量。我们利用这些关系在更大的样本，我们有恒星质量，以构建第一个统计上稳健的估计的演变动力学质量函数在0<z<1。观测到的趋势与邦迪等人2005年关于球状星系丰度自上而下增长的恒星质量函数中所见的趋势相匹配。通过参考我们的动力学质量的晕维里质量，我们比较的增长率在丰富的球状体的预测组装的暗物质晕。我们的比较表明，主要的合并并不能完全解释新的球状体的出现，因为z~1和额外的机制，如形态的变化，需要驱动观察到的演变。
2007-07-02 astro-ph
Reproducing the assembly of massive galaxies within the hierarchical cosmogony
为了深入了解恒星形成及其在星系中聚集的物理机制，我们将MORGANA与GRASIL分光光度模型相结合，将MORGANA模型的预测结果与K-和850 μ m选择星系的性质（如数计数、红移分布和光度函数）进行了比较。我们发现，这是可能的，以重现K-和850微米波段的数据集在同一时间，并与标准的萨尔彼得IMF，并归因于这一成功，我们改进的DM晕冷却建模。然后，我们预测，大规模的恒星形成盘在z~2处很常见，并主导着恒星形成率，但它们中的大多数在~ 1亿年内与其他星系合并。我们的首选模型在z<1处产生了过多的明亮星系;这种过多可能与星系团中弥漫恒星成分的积累有关，正如Monaco et al.（2006）所建议的那样，但是该论文中提出的机制的天真实现并没有产生足够的减缓这些物体的演化。此外，我们的模型高估了在z~1处10^{10}-10 11} M_sun星系的数量;这是Fontana et al.（2006）所示的理论模型的常见行为。这些发现表明，虽然星系形成模型正确地再现了恒星质量的总体积累，但星系的“缩小”趋势尚未完全再现。这暗示了一些缺失的反馈机制，以便同时再现大质量和小星系的形成。
2007-09-12 astro-ph
The First Galaxies: Assembly, Cooling and the Onset of Turbulence
我们研究的第一个星系在z > 10的高分辨率数值模拟的属性，从宇宙学的初始条件，并考虑到所有相关的原始化学和冷却。第一个星系的特征是，一旦维里温度超过10^4 K，氢原子就会开始冷却，并且能够保留光热气体。通过详细的并合树跟踪了一个5*10^7 M太阳系统的复杂吸积和恒星形成历史，并导出了在其组装之前形成的第三星族（PopIII）恒星的数量上限.我们研究了下落气体的热演化和化学演化，发现温度> 10^4 K时的部分电离催化了H2和氘化氢的形成，使气体冷却到宇宙微波背景的温度。根据辐射和化学反馈的强度，原始恒星的形成可能是由第一个星系组装过程中形成的中等质量的Pop III恒星主导的。新生星系的吸积开始于热吸积，其中气体直接从星系际介质吸积并被冲击加热到维里温度，但很快伴随着冷吸积阶段，其中气体在高速流入母晕之前冷却成细丝状。后者在星系中心驱动超音速湍流，并可能导致非常有效的化学混合。因此，第一个星系中湍流的开始可能标志着向Pop II恒星形成的过渡。
2009-10-20 astro-ph
Mergers and Mass Accretion Rates in Galaxy Assembly: The Millennium Simulation Compared to Observations of z~2 Galaxies
最近对z~2的紫外/光学选择的大质量恒星形成星系的观测表明，重子质量聚集和恒星形成历史主要是由气体的持续快速吸积和内部长期演化所控制，而不是由主要的合并所控制。我们使用千年模拟建立新的晕合并树，并提取晕合并分数和质量吸积率。我们发现，即使没有发生重大合并的晕，质量吸积率也足以解释在z~2盘中观察到的高恒星形成率。另一方面，千禧年模拟中主要合并的比例足以说明亚毫米星系（SMG）的数量，以支持这些是主要合并的观测证据。当追踪千禧年模拟中这两个群体到z = 0的命运时，我们发现随后的合并并不足够频繁，不足以将所有z~2湍流盘在z = 0时转化为椭圆星系。同样，合并不能将z~2的致密SMG/红序星系转化为z = 0的大质量椭圆星系团。因此，我们认为，长期和内部的演化必须发挥重要作用的z~2 UV-/光学和亚毫米选择星系人口的演变。
2008-08-01 astro-ph
The Assembly of the First Galaxies
第一个星系在高红移下形成，并且可能比本地宇宙中的典型星系质量要小得多。我们认为：（1）星系际介质的再电离红移z=6，（2）它的金属富集z=3，而不干扰莱曼α森林，（3）超大质量黑洞的存在，为最近发现的明亮的类星体在z=6，强烈表明，存在一个人口的低质量星系的红移z>6。虽然第一批恒星可能诞生在暗物质晕中，维里温度低至Tvir= 200 K，最早在z=25时坍缩，但第一批星系可能只出现在Tvir>10，000 K的晕中，然后坍缩（z=15）。在这些更大质量的晕中的气体最初通过原子莱曼α冷却等温收缩到高密度。然后，H2分子可以通过非平衡气相化学有效地形成，使气体进一步冷却到T=100K，并在恒星质量尺度上分裂。这些光环可以容纳第一代“迷你星系”，使宇宙重新电离。这些源的连续谱和谱线发射，以及它们的莱曼α冷却辐射，可以在未来由NGST和其他仪器探测到。
2002-01-11 astro-ph
The Assembly History of Massive Galaxies: What Do We Know?
了解大质量星系的形成历史是天文学中最受欢迎和最长期存在的问题之一，观测和理论解决了这些系统如何以及何时组装。由于今天宇宙中质量最大的星系（M_*> 10^11 M_0）几乎都是椭圆形的，并且具有均匀的古老恒星星族，因此我们必须探测更高的红移以发现它们的全部起源。最近的一个共识是，我们今天看到的几乎所有M_* > 10^11的M_0星系都是由z~1建立的，在较低的红移下，恒星的质量和数密度最多增加两倍。我们回顾了这方面的证据，并讨论了最近对z < 1且M_* > 10^11 M_0的大质量星系的恒星形成率、颜色和形态的观测如何表明这些系统仍在经历一些演化。大质量星系平均在z < 1.5时经历一次主要的合并，大约一半的星系在相同的红移下经历恒星形成。最大质量的星系，M_* > 10^11.5 M_0，在z < 2时出现的丰度相似，这表明超大质量星系大多形成于宇宙的早期。在z > 1.5的观测表明，主要星系合并是聚集这些大质量星系的主要方法，几乎所有的合并都发生在z > 2，平均有4到5个主要合并发生在z = 1.5 - 3。
2007-06-23 astro-ph
Did Galaxy Assembly and Supermassive Black-Hole Growth go hand-in-hand?
在这篇文章中，我们讨论了超大质量黑洞的生长是否与星系的聚集过程保持同步。为此，我们首先在哈勃超深空（HUDF）中搜索“蝌蚪星系”，这种星系的一端有一个结，尾部延伸。它们看起来动态不松弛-可能是早期合并-并占场星系人口的6%。它们的红移分布遵循场星系的红移分布，这表明--如果蝌蚪星系确实是动态年轻的--星系组装的过程通常与场星系的储存库保持一致，作为时代的函数。接下来，我们提出了一个搜索的HUDF对象与点源组件的光学可变（在>~3.0西格玛水平）的时间尺度上的周-月。在4644个i_AB=28.0 mag（10 sigma）的天体中，有45个具有变点状成分，它们可能是弱活动星系核。大约有1%的场天体显示出0.1 < z < 4.5的变化，它们的红移分布与场星系相似。因此，弱活动星系核中的超大质量黑洞的增长也可能与星系的聚集过程保持一致。然而，微弱的活动星系核样品几乎没有重叠的蝌蚪样品，这是最近的流体动力学数值模拟预测。这表明，蝌蚪星系是早期合并，这可能先于活动星系核成分的“开启”和可见点源变化的开始>~1 Gyr。
2006-01-10 astro-ph
Mass downsizing and "top-down" assembly of early-type galaxies
我们提出了一个新的分析的休息框架B带COMBO-17和DEEP 2光度函数（LF）的早型星系（ETGs）的光度和质量的函数。我们的目标是将新的严格的限制ETG的演变，因为z~1。我们修正了LF（$z$）数据的光度调光假设纯光度演变。然而，而不是依赖于恒星星族的合成模型-依赖的假设，我们采用的经验光度调暗率来自基本平面的场和集群质量ETGs.Our结果的演化ETG人口的数量依赖于严重的光度和质量的范围考虑。虽然M_B（z=0）< -20.5（质量> 10^11 M_Sun）的发光（质量）ETG的数密度在z~0.8时几乎是恒定的，但亮度较低的星系显示出随着红移而增加的赤字，这可以用ETG“红色序列”的逐渐人口来解释，这是由于质量小于~10^11 M_Sun的星系中恒星形成的逐渐淬灭。在每一次红移都有一个临界质量，在这个临界质量之上，几乎所有的ETG都出现了，这很适合现在流行的“缩小”场景。然而，“缩小”似乎并不局限于恒星的形成，但这个概念可能必须扩展到质量大会本身，因为最大质量的星系的建立先于质量较小的星系。最新的理论模拟没有再现这种演化趋势，即使它们成功地再现了恒星形成中的“缩小”。
2006-05-15 astro-ph
Submillimeter Galaxies as Tracers of Mass Assembly at Large M
一段时间以来，人们已经知道发光的亚毫米星系（SMG）会产生相当大一部分的远红外/亚毫米背景。新的观测表明，这些系统不仅非常明亮，而且质量也非常大。在这里，我们提出的结果从（a）的SMG的分子线发射，这证实了凯克光学红移，并揭示了他们的高气体和动力学质量的调查;和（b）从一个SMG的静止帧光发射的详细的案例研究，这揭示了它的高金属丰度和古老的恒星星族。我们推断重子质量大于10^11太阳质量的星系具有高的z~2.7共动数密度;这在当前星系演化的半解析模型中没有考虑。
2004-03-08 astro-ph
Red Mergers and the Assembly of Massive Elliptical Galaxies: the Fundamental Plane and its Projections
最近的一些观测表明，气体贫乏（无耗散）的椭圆星系合并对红色序列的大质量末端的形成有重要贡献。我们进行了一系列重大合并模拟，以研究此类合并残余物的空间和速度结构。无论轨道能量或角动量，我们发现，恒星的残余物位于基本平面上定义的祖先，维里平衡的结果，由于增加中央暗物质分数的小倾斜。然而，合并残余物在基本平面投影中的位置--费伯-杰克逊关系和R_e-M_* 关系--强烈地依赖于合并轨道，并且对于径向轨道上的合并，这些关系明显地比正则标度（L σ ^4和R_e-M_*^0.6）陡峭。我们的研究结果意味着，基本平面的投影--但不一定是平面本身--提供了一种强有力的方法来研究大质量椭圆星系的组装历史，包括星系团中心或附近最亮的星系团。我们认为，大多数大规模的椭圆形形成的各向异性合并，因此，他们的基本平面投影应显着不同的低质量的椭圆形，即使他们应该躺在同一个基本平面。目前的观察结果与这一结论一致。明亮椭圆星系的L-σ关系的变陡也可以反映在大质量黑洞的M_BH-σ关系的相应变陡中。
2006-04-11 astro-ph
Mergers and Galaxy Assembly
理论上的考虑和观测数据都支持这样一种观点，即兼并在过去更为频繁。在红移z = 2到5时，剧烈的相互作用和合并可能与莱曼破裂星系、亚毫米级星暴和活动星系核的观测有关。椭圆星系团中的大多数恒星可能都是在这样的红移下形成的，就像银河系中的大多数光环和球状星团一样;这些事件可能都与合并有关。但是，什么样的星系在高红移时合并，现在的合并对这些早期碰撞有用吗？我将通过描述银河系、椭圆星系和球状星团系统的形成来探讨这些问题。
1998-11-16 astro-ph
On the Assembly History of Early-Type Galaxies in the Hubble Deep Field North
我们提出了深凯克光谱的样本I<22.5场早型星系的形态选择在红移范围0.56<z<1.02的HDF-N。利用由Keck谱确定的速度色散，结合从WFPC 2深像测量的结构参数，研究了M/L_B比和基平面（FP）随红移的演化。对于大多数星系来说，观测到的趋势与早先确定的富星系团非常相似。HDF-N星系与星系团星系的系统偏移量为d（ln M/L_B）= -0.14 +-0.13，对应的年龄差仅为16 +-15%，<z>=0.88。然而，我们发现增强的H δ吸收等效宽度4.0埃的平均光谱的十个星系，表明存在年轻的恒星。我们推断，星系的复合恒星星族，包括一个低质量的年轻的组件，除了占主导地位的老组件。由于大部分的恒星质量必须在z >~ 2时形成，我们的结果反对在1<z<1.5时富气体盘系统的主要合并的形成情景，我们得出结论，z~1早型星系要么在高红移时组装，要么在合并中包含很少的气体。无处不在的增强巴耳末线和两个星系中潮汐特征的存在为后一种假设提供了一些支持。分析中的主要不确定性是样本小;需要更大的样本来详细研究恒星星族演化和形态之间的相互作用。
2003-06-23 astro-ph
