Line-of-sight velocity distributions of elliptical galaxies from collisionless mergers
我们分析了通过无碰撞星系合并建立的模型椭圆星系的视线速度分布的偏斜度。我们建立的模型，使用大型N体模拟的合并之间的两个螺旋或两个椭圆星系。我们的目的是调查是否观察到的范围内的偏度系数（h3）和旋转支持（V/sigma），以及h3和V之间的关系，可以通过无碰撞合并复制。以前的尝试使用N体模拟未能达到V/sigma ~ 1-2和相应的高h3值，这表明可能需要气体动力学和随后的恒星形成，以解释椭圆星系通过合并的偏斜特性。在这里，我们表明，高V/sigma和高H3复制在无碰撞的螺旋-螺旋合并时，一个中心的凸起允许光盘在合并过程中保留一些原来的角动量。我们还表明，椭圆椭圆合并，除非合并从一个高角动量轨道，再现强偏度观察到的非旋转，巨大的，boxy椭圆。因此，h3系数的行为将快速旋转的圆盘状椭圆星系与圆盘-圆盘合并联系在一起，将方形、缓慢旋转的巨型椭圆星系与椭圆-椭圆合并联系在一起，这一框架通常与分层星系形成的预期一致。
2006-09-13 astro-ph
Major Mergers and the Origin of Elliptical Galaxies
本文讨论了旋涡星系合并形成椭圆星系的原因。我们分析了大量的数值N-体合并模拟表明，主要的合并原则上可以解释所观察到的等照度线的椭圆形的精细结构及其与运动学性质的相关性。质量不等的并合会产生旋转缓慢的四方形系统，质量不等的并合会产生快速旋转的圆盘状椭圆星系。然而，仍然存在一些问题。各向异性等质量合并出现在某些投影下，这是没有观察到的盘状。残留物的固有椭圆率通常比观测到的要大。最后，虽然不等质量的合并产生快速旋转的椭圆星系，但残留物通常比观测所预期的更具各向异性。附加过程似乎起着重要的作用，这是不包括在无耗散合并。解决这些问题可能会提供有趣的新信息的结构和气体含量的早期类型的星系的祖先。
2003-01-20 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
On the Origin of Isophotal Shapes in Elliptical Galaxies
利用星系形成的半解析模型，研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。我们发现，简单的情况下，由N体模拟，其中的等照度线的形状只依赖于最后一个主要合并的质量比，是不能够重现的观察，即四方形和盘状椭圆形的分数取决于星系的光度。然而，这些观察结果可以在以下合理假设下重现：（i）等质量并合产生方形椭圆星系，不等质量并合产生盘状椭圆星系（由N体模拟激发）（ii）膨胀主导星系之间的主要合并总是导致四方形椭圆星系，与质量比无关，（iii）合并残留物，随后吸积气体，导致一个次级恒星盘与超过$20 %$的总恒星分数总是盘状的。根据它们的形成历史，可以将盘状椭圆星系和方状椭圆星系分为两个亚类。玻色椭圆星系由盘状星系的等质量合并或早期星系的主要合并形成。我们发现，碟状椭圆星系是不等质量合并或后期气体下沉的指标。具有高光度的圆盘状椭圆星系优先是1-分量系统，这是由于不相等的质量合并，而低光度的圆盘状椭圆星系更有可能窝藏二级磁盘组件。此外，在星系密度较高的地区，具有长期盘成分的碟状椭圆星系的比例应该会增加。考虑到黑洞合并将尖形核转化为扁平的低密度核，我们发现盘状椭圆星系应该包含中心密度尖点，而盒状椭圆星系一般应该具有扁平核的特征。
2005-03-07 astro-ph
Statistical Properties of Collisionless Equal- and Unequal-Mass Merger Remnants of Disk Galaxies
我们进行了112个无碰撞N体模拟的质量比为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并使用专用硬件GRAPE的大参数调查。残余物的基本性质与祖盘的质量比相关。我们发现，约80%的等质量合并模拟导致缓慢旋转的残余物与显着的短轴旋转。所有投影的1：1残余物的一半显示为方形，另一半显示为盘状等照度线。质量比为3：1和4：1的剩余物都旋转得很快，并显示出少量的短轴旋转。投影的3：1和4：1残留物中约90%显示盘状等照度线。2：1残余物显示中间性质。投影效应导致数据的大范围传播，与观测结果吻合良好。它们不会改变等质量和不等质量合并残余物之间的基本运动学差异。本研究的结果削弱了盘并合说作为大质量方形巨椭圆星系形成机制的可能性。在一般情况下，等质量（和2：1）合并残留物的属性是一致的，在低质量的快速旋转盘状和明亮的大质量的方形巨型椭圆星系之间的中间质量制度的巨型椭圆星系的观察到的人口。然而，3：1和4：1合并残留物与低光度、快速旋转的巨型椭圆星系非常一致。因此，盘星系的双星合并仍然是中低质量巨型椭圆星系形成机制的很好候选者。大质量方形椭圆星系的同质类很可能是由不同的过程形成的。
2003-10-23 astro-ph
On the Formation of Boxy and Disky Elliptical Galaxies
本文对不同质量比q <= 4：1的螺旋-螺旋合并体进行了N体模拟。所有的合并导致球状恒星系统与德Vaucouleurs一样的表面密度分布，类似椭圆星系。然而，残留物的内部动力学结构确实严重依赖于所采用的质量比。q <= 2：1的双质量合并形成径向各向异性的缓慢旋转系统，优先具有盒状等照度线。q > 2：1的不等质量合并导致形成旋转支撑的椭圆体，具有盘状等照度线和小的短轴旋转。投影效应通常导致运动学和等照度特性的大的分散。如果观察到的方形和盘状椭圆星系的二分法是合并成分质量比不同的结果，那么大质量椭圆星系一定是优先从等质量合并中形成的，而低质量椭圆星系则是从不等质量合并中形成的。
1999-12-23 astro-ph
Nuclear Brightness Profiles of Merger Remnants: Constraints on the Formation of Ellipticals by Mergers
我们提出了一个HST/NICMOS计划的初步结果，图像合并残留在J，H和K波段。大多数样本星系的核亮度轮廓与椭圆星系的典型轮廓相似，但有些（包括经过充分研究的NGC 3921和7252）在小半径处具有异常高的光度密度。这与N体模拟的预测一致，即气体在合并过程中流向中心并形成新的恒星。
1999-10-14 astro-ph
Globular Clusters in Elliptical Galaxies: Constraints on Mergers
了解球状星团的形成将有助于我们约束星系的演化历史。对于今天正在进行的合并，似乎新产生的原球状星团的数量随着祖先类型的不同而变化，并且在总星团人口中增加的百分比是100%或更少。椭圆星系，通常被认为是这种合并的最终结果，经常显示出两个群体的球状星团的证据。这已被视为支持合并的图片，但我们表明，有几个问题时，详细检查。强有力的证据，一个椭圆星系的单一人口的球状星团。简要地提到了星系形成的影响。
1997-11-14 astro-ph
Do galaxy mergers form elliptical galaxies? A comparison of kinematic and photometric properties
我们提出了近红外K波段成像和光谱的星系合并，我们用它来获得光剖面指数，绝对星等和中心速度色散的样本。结果表明，合并的光分布更接近于椭圆星系的光分布，但合并的光分布远离椭圆星系定义的基本面。这被解释为是由于合并的K-波段表面亮度的增强由一个显着的人口超巨星，和独立的证据，这样的人口推断从测量的深度的2.3微米的CO吸收功能。
1999-06-16 astro-ph
Properties of Early-Type, Dry Galaxy Mergers and the Origin of Massive Elliptical Galaxies
利用星系合并的数值模拟，结合星系分级结构形成的半解析模型，研究了椭圆星系运动学和等照度特性对光度的依赖性.旋涡星系的合并作为椭圆星系的唯一形成机制，既不能再现超大质量椭圆星系的运动学和光度学性质，也不能再现随着光度增加从旋转扁平盘状系统到各向异性盒状系统的变化。我们提出的数值模拟表明，早期型星系的二元合并打开了一个额外的通道，形成各向异性，缓慢旋转和boxy椭圆。在半解析模型中包括这个通道，我们可以成功地再现观察到的趋势，即更明亮的巨型椭圆星系更方，更不平坦的旋转。这种趋势可以通过抑制具有恒星核球质量$M_* \geq 3 \times 10^{10} M_{\odot}$的星系的残余气体流入和恒星形成来加强。因此，我们认为早型星系的合并对大质量椭圆星系的聚集起着重要的作用。
2005-12-01 astro-ph
Ultra-Luminous Infrared Mergers: Elliptical Galaxies in Formation?
我们报告了12个超亮红外星系合并（ULIRGs）的高质量近红外光谱。我们新的VLT和Keck数据提供了这些星系的~0.5”分辨率，恒星和气体运动学，其中大多数是在最后合并阶段的紧凑系统。我们确认ULIRG合并是“椭圆形信息”。随机运动主导着它们的恒星动力学，但显著的旋转是常见的。气体和恒星动力学在大多数系统中是解耦的。ULIRG落在热恒星系统的基本平面上或附近，特别是在其演化敏感性较低的r（eff）-sigma投影上。ULIRG的速度色散分布、它们在基本平面上的位置以及它们的v（rot）*sin（i）/sigma分布与中等质量（~L*）、中等旋转的椭圆星系非常相似。作为一个群体，ULIRGs不像巨大的椭圆星系，有着大的核心和小的旋转。我们的研究结果是在很好的协议与其他最近的研究表明，盘状椭圆与紧凑的核心或尖点可以形成通过耗散合并的气体丰富，盘星系，而巨大的椭圆与大的核心有不同的形成历史。
2001-06-02 astro-ph
Pairing of Supermassive Black Holes in unequal-mass galaxy mergers
我们研究了超大质量黑洞（SMBHs）的配对过程，尺度为20-100 pc使用一组N体/SPH模拟的质量比为1：4和1：10的盘星系的二元合并。我们的数值实验的目的是代表合并事件发生在不同的宇宙时代。相遇的初始条件与结构形成的LambdaCDM范式一致，模拟包括辐射冷却，恒星形成和超新星反馈的影响。我们发现，配对的SMBHs依赖于在合并的最后阶段的同伴星系的中心保存的重子质量的量敏感。特别是，由于气体动力学和恒星形成的结合，我们发现，一对SMBH可以形成在1：10的小合并，提供星系是相对丰富的气体（气体分数的30%的磁盘质量）和合并发生在相对较高的红移（z~3），当动力学摩擦时标较短。由于1：10的合并是最常见的事件在组装的星系，合并是更频繁的高红移时，星系也更丰富的气体，我们的研究结果有积极的影响，未来的引力波实验，如激光干涉仪空间天线。
2009-04-21 astro-ph
Two tails in NGC 3656, and the major merger origin of shell and minor axis dust lane ellipticals
我报告了在椭圆形外壳NGC 3656（Arp 155）周围发现的两个微弱（~ 26.8 Rmag/arcsec ^2）的潮汐尾。这个星系以前被解释为一个吸积或小合并的例子。这两个潮汐尾与小合并不一致，而是指向盘-盘大合并的起源。NGC 3656将图姆雷的合并序列延伸到正常的椭圆星系，并暗示了壳层和短轴尘埃带的主要合并起源。一个矮星系位于其中一条潮汐尾的顶端。一个突出的外壳，显示出尖锐的azymuthal颜色不连续性，属于年轻恒星的旋转动力学组成部分，其中包括内部的尘埃带。
1997-07-01 astro-ph
SAURON's Challenge for the Major Merger Scenario of Elliptical Galaxy Formation
模拟合并残留物的内在各向异性三角洲和扁平化的椭圆星系已被观察到的SAURON合作，并使用轴对称史瓦西模型进行了分析比较。恒星盘的无碰撞双星合并和带有额外等温气体成分的恒星盘合并，忽略恒星形成，不能重现所观察到的趋势δ = 0.55 π（SAURON关系）。然而，对于气体分数>= 20%的盘的合并模拟，包括恒星形成和恒星能量反馈，发现了一个很好的适合SAURON关系的扁平椭圆星系，φ>= 0.25。巨大的黑洞反馈并不强烈影响这一结果。然而，合并残留物随后的干合并并没有产生缓慢旋转的SAURON椭圆星系，其特征是低椭圆度< 0.25和低各向异性。这表明在红星系序列中至少有一些椭圆星系不是由盘或早期星系的双星合并形成的。我们表明，恒星球状体产生的多个，层次合并的恒星爆发的亚单位在宇宙学的背景下是在很好的协议与低的椭圆度和各向异性的缓慢旋转的SAURON椭圆和他们观察到的趋势三角洲与α。数值模拟表明，SAURON关系可能是多个运动学冷恒星子单元的强烈的剧烈弛豫和相位混合的结果，系统的角动量决定了它在关系上的位置。
2007-10-02 astro-ph
The Ages of Elliptical Galaxies in a Merger Model
观测到的椭圆星系的色星等和Mg $_{2}$ -速度色散关系的紧密性经常被引用作为反对椭圆星系由螺旋盘合并形成的观点的论据。一个普遍的观点是，合并会将不同年龄的恒星混合在一起，并在这些关系中产生很大的分散。在这里，我使用半解析模型的星系形成，以获得的平均年龄，颜色和金属丰度的恒星在椭圆星系合并在一个平坦的CDM宇宙的分布。结果表明，椭圆星系中的大多数恒星都是在相对较高的红移（z > 1.9）处形成的，并且在色星等和Mg_2 - sigma关系中预测的散射都在观测范围之内。我的结论是，在椭圆星系的恒星星族的属性的明显的同质性是不一致的合并的情况下，这些系统的起源。
1995-02-26 astro-ph
Old stellar counter-rotating components in elliptical-spiral mergers: exploring the GalMer database
我们调查，通过数值模拟，椭圆螺旋合并残留物的运动学。逆旋转可以出现在共面和非共面的逆行合并中，它主要与盘的存在有关，它保留了部分初始自旋。反过来，由于潮汐力的作用，两个相互作用的星系的外部区域获得了部分轨道角动量。
2007-11-23 astro-ph
Galaxy mergers at high resolution: From elliptical galaxies to tidal dwarfs and globular clusters
星系并合的数值模拟是研究星系等级结构中这些基本事件的有力工具。由于改进了建模、提高了分辨率和大量统计样本，最近取得了进展。我们在这里提出的最高分辨率的合并模型进行到目前为止。各种子结构的形成，从运动学解耦的核心，球状集群直接解决。在分辨率的研究中，我们发现，椭圆形合并残留物的大尺度结构可以受到分辨率的影响，太小的分辨率可能会影响主要合并残留物的性质的数值预测：准确地了解哪种事件或事件的继承形成了各种类型的椭圆星系仍然是一个公开的挑战。
2008-09-05 astro-ph
Star Formation Histories of Nearby Elliptical Galaxies. II. Merger Remnant Sample
这项工作提出了高$S/N$光谱观测样本的六个可疑的合并残留物，主要是H{ \sc i}潮汐碎片探测的基础上选择。对这些星系的单恒星星族分析表明，它们的年龄、金属丰度和$α$增强比与附近椭圆星系的代表性样本一致。在任何H{ \sc i}选择的星系中，都没有看到预期的最近合并遗迹的恒星星族，年轻的年龄加上低[ $α$ /Fe]。然而，一个星系（NGC~2534），被发现偏离$Z$ -平面的意义上预期的合并残余。另一个星系（NGC~7332），根据其他标准选出，最符合合并残余物的期望。
2006-02-14 astro-ph
Old stellar counter-rotating components in early-type galaxies from elliptical-spiral mergers
我们调查，通过数值模拟，形成反向旋转的老恒星组件之间的椭圆星系和旋涡星系的合并的可能性。我们发现，逆旋转可以出现在耗散和无耗散的逆行合并，它主要是与存在的磁盘组件，它保留了其初始自旋的一部分。反过来，两个相互作用的星系的外部区域获得部分轨道角动量，这是由于伴星施加在每个星系上的潮汐力的作用。
2007-10-05 astro-ph
Constraints on the Merger Models of Elliptical Galaxies from their Globular Cluster Systems
在现今的许多合并中发现了原球状星团候选者，这使我们能够更好地了解合并事件对星系球状星团系统的可能影响，并预测最终产物的性质。通过比较这些预期的性质球状星团系统的今天的椭圆星系，我们可以限制合并模型。观测数据表明，i）每一个气体合并诱导新的星团的形成，ii）在这样的合并中形成的新的星团的数量增加的气体含量的祖星系。低光度（约M_V>-21）的碟状椭圆星系通常被认为是气体合并的结果。因此，新的球状星团有望形成，但迄今尚未发现。我们调查的各种原因，在低光度的椭圆形，即没有一个老的人口，没有一个新的人口，人口之一的破坏，最后，年龄-金属丰度阴谋，使老的和新的球状星团出现在目前的时代无法区分的子种群。所有这些可能性都让我们得出了一个类似的结论，即低光度椭圆星系不是最近（z<1）在富含气体的合并中形成的，也可能根本不是在恒星系统的大合并中形成的。高光度的椭圆星系确实揭示了球状星团的子种群。然而，仅从合并的角度来解释这两个种群是困难的，特别是，我们可以排除第二个子种群是最近的气体贫乏合并的产物的情况。
1998-04-24 astro-ph
Elliptical galaxies from mergers of discs
我们分析了涉及盘星系的N体星系合并实验。合并的盘鼓晕模型相比，鼓少，盘晕模型的合并动力学和结构上的残留物的中央隆起的影响进行量化。我们的模型探索星系质量比1：1到3：1，并使用比以前的研究更高的凸起质量分数。结构和动力学性质的观测进行了充分的比较。中央隆起的存在导致较长的潮汐尾，扁圆形的最终内在形状，表面亮度剖面具有较高的Sersic指数，陡峭的旋转曲线，和扁圆形转子内部动力学。无膨胀星系的合并不会产生持久的潮汐尾，它们强烈的三轴性似乎与观测不一致;这些残余物显示了壳，我们在包括中央膨胀的模型中没有发现。具有方形等照度线和各向异性动力学的巨型椭圆星系不能由这里模拟的合并产生;它们可能是低光度椭圆星系之间合并的结果，它们本身可能形成于盘-盘合并中。
2004-11-23 astro-ph
The elliptical colour-magnitude relation as a discriminant between the monolithic and merger paradigms: the importance of progenitor bias
椭圆星系团的颜色-星等关系（CMR）已被广泛地用于限制其恒星形成历史（SFH）和区分椭圆星系形成的整体和合并模式。我们使用LCDM分层合并模型研究合并范式中的椭圆CMR预测。我们首先突出部分的文献表明，传统的使用固定光圈来获得颜色给出了一个扭曲的看法CMR由于存在的颜色梯度在星系中。固定孔径观测使CMR比实际上更陡、更紧。然后，我们表明，恒星形成的历史（SFH）的集群椭圆形模型预测是准单片，超过95%的总恒星质量形成之前的红移为1。准单片SFH产生的预测CMR同意以及在所有的红移与其观察到的对应物，一旦固定孔径效应被删除。更重要的是，我们提出的参数表明，只有椭圆CMR可以用来约束SFH的现今集群椭圆，只有当我们相信先验的单片崩溃模型。它不是一个有意义的工具，限制合并范式的SFH，因为一个渐进的大部分的祖先集的今天的星团椭圆包含在晚型恒星形成系统在较高的红移，这不能被忽略时，推导SFH。因此，只有椭圆CMR是不是一个有用的判别椭圆星系演化的两个竞争的理论。
2006-01-01 astro-ph
Searching for Mergers in Early-Type QSO Host Galaxies and a Control Sample of Inactive Ellipticals
我们提出了非常深的HST/ACS图像的类星体宿主星系，在早期的研究中被归类为不受干扰的椭圆。对于五个物体中的四个，我们的图像显示了强烈的相互作用迹象，如潮汐尾，壳和其他精细结构，这表明大部分类星体宿主星系可能经历了相对较近的合并事件。我们对不活跃椭圆星系的控制样本的初步结果没有显示出可比的精细结构。
2007-10-08 astro-ph
Chandra Observation of Abell 2065: An Unequal Mass Merger?
本文分析了用ACIS-I探测器对合并星系团Abell 2065进行的41 ksChandra观测。ROSAT和ASCA先前的观测为正在进行的合并提供了证据，但也表明有两个幸存的冷却核心，它们与星系团中心的两个cD星系有关。钱德拉的观测只揭示了一个X射线表面亮度峰值，这与更明亮的南部cD星系有关。与该峰相关的气体是冷的，并从cD的位置略微移位。这些数据表明，这种凉爽的物质已经形成了冷锋。另一方面，在更高空间分辨率的钱德拉图像中，北面的第二个特征与北部的cD无关;相反，它似乎是主cD后面的气体痕迹。我们认为，只有一个两个冷却核心已经幸存的合并，虽然它是可能的，北部的cD可能没有拥有一个冷的核心之前，合并。我们使用冷核的存活来约束合并的运动学，我们发现合并相对速度的上限为~< 1900 km/s。在距南cD约140 kpc处发现一个表面亮度不连续性;这个特征的马赫数为${\cal M} = 1.66^{+0.24}_{-0.32}$，尽管它的性质（激波或冷锋）从数据中还不清楚。我们认为，阿贝尔2065是一个不平等的大规模合并的例子。质量更大的南部星系团将一个冲击带入了正在下沉的北部星系团的ICM，这破坏了后者的冷核心，如果它本来就存在的话。我们估计地核穿越发生在几百万年前，可能是第一次。
2006-02-08 astro-ph
Spiral-like Light Profiles but Elliptical-like Kinematics in Mergers of Galaxies
一般认为，两个旋涡星系的合并会产生一个具有椭圆状表面亮度轮廓的残骸。令人惊讶的是，我们最近的研究（Chitre & Jog 2002）的27个高级合并星系的2MASS数据显示，其中一半的光分布随半径呈指数下降。这样的分布通常是螺旋星系中旋转支撑盘的特征。在这里，我们显示从运动学数据的两个这些合并，Arp 224和Arp 214，主要支持对引力坍缩来自压力，由于随机运动的恒星在椭圆星系，而不是从旋转。这里看到的不寻常的属性组合的起源是一个谜。文献中的标准理论N体模型不能解释这些系统。需要对这类新的合并残留物进行进一步的观测和动力学研究，这对理解合并动力学和星系演化非常重要。
2002-10-07 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
On the Formation of Boxy and Disky Elliptical Galaxies
研究了盒状和盘状椭圆星系的起源。讨论了质量比为1：1和3：1的两种螺旋-螺旋合并的无碰撞N体模拟结果，并研究了合并残余物的投影性质。结果表明，等质量合并导致各向异性，缓慢旋转系统优先盒状等照度线和显着的短轴旋转。不等质量合并的结果在形成一个旋转支撑的椭圆盘状等照度线和小的短轴旋转。这两类椭圆星系的运动学和等照度特性的观测分散可以用投影效应来解释。
1999-08-12 astro-ph
Tidal debris in elliptical galaxies as tracers of mergers with disks
我们使用一组高分辨率的N-体模拟的二元星系合并表明，周围的一大部分附近，大规模的椭圆形领域看到的潮汐功能的形态，不能复制等质量无耗散合并，而是，他们很好地解释了吸积盘为主的星系。特别是，所观察到的潮汐碎片的手臂和loolike形态只能产生的吸积星系的磁盘组件的运动学冷材料。由这种“冷吸积”事件产生的潮汐特征在大质量椭圆上的可见时间比椭圆-椭圆合并产生的特征要长得多（大约1-2 Gyr对数亿年）。吸积椭圆体和吸积盘之间的质量比约为1：10，足以与所观测到的碎片的亮度相匹配。此外，恒星星族合成模型和简单的数量级计算表明，这种较小的冷吸积事件中产生的潮汐特征的颜色相对红色，与观测结果一致。解释潮汐碎片的存在，亮度，结构和颜色特性的小冷吸积事件只导致适度的质量和光度增加的吸积大规模椭圆。这些结果，再加上相对统计频率的磁盘和膨胀为主的星系在现场，表明大规模的椭圆形组装大部分的质量之前，他们的潮汐碎片的形式，通过吸积相对较少，运动学冷的材料，而不是在最近，dissipationless主要合并。
2008-08-20 astro-ph
Stellar populations in gas-rich galaxy mergers II. Feedback effects of Type Ia and II supernovae
我们数值研究主要盘-盘星系合并的化学动力学演化，以探索在椭圆星系中观察到的质量相关的化学，光度和光谱性质的起源。我们特别研究了基本性质对合并前体盘质量（M_d）的依赖性。本研究取得的主要成果有以下三点。(1)由质量较大的螺旋星系合并形成的质量较大（发光）的椭圆星系具有较大的金属丰度（Z），因此显示出更红的颜色：典型的金属丰度范围从M_d = 10^10 M_solar合并形成的椭圆星系的~ 1.0太阳丰度（Z~ 0.02）到M_d = 10^12 M_solar合并形成的椭圆星系的~ 2.0太阳丰度（Z ~ 0.04）。(2)在星系合并中产生的负金属丰度梯度的绝对值对于大质量的椭圆星系来说更有可能更大。在椭圆岩中，金属丰度梯度的绝对值与年龄梯度的绝对值相关，即金属丰度负梯度越陡的椭圆岩，年龄梯度越陡。(3)M/L_B和M/L_K（M、L_B和L_K分别为星系合并后的恒星质量、B波段光度和K波段光度）都依赖于星系质量，质量越大的椭圆星系M/L_B越大，M/L_K越小。
1998-11-09 astro-ph
The Fundamental Plane and merger scenario I. Star formation history of galaxy mergers and origin of the Fundamental Plane
为了探索椭圆星系基本面（FP）的起源，我们对恒星形成和富含气体的旋涡星系合并进行了数值模拟。我们特别认为，FP的斜率的起源本质上是由于椭圆星系的结构和运动学的非同源性，并相应地研究了由耗散星系合并与恒星形成的椭圆星系的结构和运动学性质。我们发现，恒星形成的快度（定义为恒星形成的动力学时间尺度与气体消耗的时间尺度之比）是决定恒星成分密度分布、运动学中地球自转的相对重要性以及合并残余物中总动力学质量与总发光质量之比等非同调参数的关键因素。我们还发现，这一结果并不那么强烈地依赖于祖先盘的初始内禀自旋和合并的轨道能量和角动量。这些结果强烈表明，在椭圆星系中观察到的结构和运动学的非同源性可以密切相关的耗散星系合并形成的椭圆星系之间的恒星形成历史的差异。在此基础上，我们讨论了FP的起源与椭圆星系的恒星形成历史之间的密切物理关系。
1998-04-07 astro-ph
The Morphological Evolution of Merger Remnants
由于中心黑洞（或黑洞）的引力作用，在一次大合并中形成的椭圆星系随着时间的推移往往会变得更接近球形。观测结果表明，具有较老恒星星族（t > 7.5 Gyr）的椭圆星系比具有较年轻恒星星族的椭圆星系具有更圆的中心等照度线。此外，较老的椭圆星系倾向于有核心轮廓，而较年轻的椭圆星系倾向于有幂律轮廓。星系合并的数值模拟表明，如果其中一个或两个祖先的中心有一个质量约为恒星质量的0.2%的黑洞，那么黑洞的作用是使残余物的中心区域更圆，其特征时间为几千兆年。
2001-06-27 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
The very late-stage merger IC 4200:pre-elliptical or pre-spiral?
最近的观测揭示了一类异常的HI丰富的早型星系。通过结合它们的形态，恒星星族和中性氢的观察，我们的目标是了解这些星系如何适应分层形成的范例。在这里，我们提出了我们的无线电和光学观测的测试案例星系，E/S 0 IC 4200的结果。
2005-09-13 astro-ph
On the Origin of Stars in Bulges and Elliptical Galaxies
我们调查的恒星组成的凸起和椭圆星系的CDM范式使用半分析模型预测。根据恒星的起源，我们认为球状恒星是由两个主要组成部分组成的，{ \it合并}和{ \it静止}。合并的组成部分是在主要合并期间由驱动到中心的气体形成的，而静止的组成部分是在气体盘中形成的，并在主要合并期间稍后添加到球体。质量比$M_C=3 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$大的星系在其球状体中平均只有15%的合并成分，而较小的星系可以达到30%。合并分量随着红移的增加而增加，因为合并涉及更多的气体。然而，我们没有发现合并气体分数以上$ \sim 40 %$的残余质量。一般来说，气体分数是合并发生时的红移和残骸质量的递减函数，质量越大的残骸气体分数越小，合并成分也就越小。这种趋势与星系的环境无关，环境的唯一影响是质量小于$M_C$的星系在稠密环境中的合并分量略大。对于质量大于$M_C$的星系，其膨胀中的恒星比例大于50%。我们发现，大多数恒星的星系质量大于$M_C$居住在膨胀和椭圆独立的红移和分数增加的红移。在每个红移处质量最大的星系是椭圆星系。
2006-05-10 astro-ph
The Fate of Ultra-luminous Mergers
基本上所有的超亮红外星系（ULIRGs）都处于扰动、相互作用或合并的系统中。众所周知，相互作用往往会导致星系的恒星爆发。因此，在合并过程中形成的椭圆星系将倾向于具有高金属丰度，低尘埃和分子气体含量，以及微弱的结构扭曲，就像在真正的椭圆星系群中观察到的那样。合并星系中的旧恒星星族将探测新的引力势，如果残留物是椭圆状的，则会迅速松弛，给出德沃库勒的表面亮度轮廓。利用深近红外成像测光技术，我们研究了10个邻近（z < 0.15）ULIRGs中的老恒星星族。这些数据揭示了近红外一维表面亮度剖面中椭圆状结构的迹象，支持超亮合并演化成椭圆星系的假设。
1997-06-25 astro-ph
The kinematics of 3:1-merger remnants and the formation of low-luminosity elliptical galaxies
我们通过不等质量盘星系的无碰撞合并来测试低光度椭圆星系的形成。一个小调查的模拟合并的最终产品与初始盘质量比为3：1的运动学特性进行比较，由Rix等人观察到的7个低光度星系的样本。被选择光度为“椭圆”。在本文中，我们超越了比较方面的全球性能（使用一个数字来描述一个模型或一个星系，例如<a4>，在一些固定的半径或中心速度色散的椭圆率），并检查详细的运动学作为函数的galactocentric距离。合并残留物通过沿着长轴和短轴的狭缝被“捕获”，使用与光谱观测期间使用的类似的像素合并和狭缝宽度。我们比较合并残余物的旋转支持（v/sigma），短轴和长轴高斯-厄米矩H3上的归一化旋转，所观察到的星系。当从侧面观察时，N体残留物非常平坦（<epsilon>= 0.6），在与Rix等人的数据集（= 0.3）进行公平比较之前，应该倾斜<epsilon>。当合并残留物适当倾斜时，它们的v/sigma曲线上升得比观测到的慢。请注意，即使从侧面观察残余物，v/sigma曲线也与观测结果不匹配。与纯粹无碰撞的3：1合并残留物的观测结果的详细比较表明，这种无耗散合并不太可能是低光度椭圆星系的主要形成通道。（节略）
2001-02-19 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
Dissipationless Mergers of Elliptical Galaxies and the Evolution of the Fundamental Plane
我们进行了数值模拟的耗散的主要合并的椭圆星系使用初始星系模型，包括一个暗物质晕和恒星的隆起与所观察到的基本面的属性一致。通过改变暗物质晕的密度分布（标准NFW与膨胀收缩NFW），全球恒星与暗物质的质量比，以及合并星系的轨道，我们能够评估这些因素中的每一个对合并残余物结构的影响。我们的研究结果表明，残余隆起的性质主要取决于轨道的角动量和能量;对于宇宙学驱动的轨道，残余隆起的有效半径和速度色散近似保持在基本平面上。这表明椭圆星系的观测特性与通过晚期无耗散合并的显着增长是一致的。我们还发现，我们的残余物的有效半径内的暗物质分数增加合并后，从维里定理的基本平面的倾斜是由于不同的暗物质分数作为星系质量的函数的假设是一致的。
2005-06-17 astro-ph
Mergers between elliptical galaxies and the thickening of the fundamental plane
我们已经进行了计算机模拟，以研究合并的基本平面（FP）关系的影响。最初，系统是遵循简单标度关系（M/R_e^2 =常数）的球形Jaffe模型。它们通过施加不同的M/L值而被放在FP上。各种轨道特性都已考虑。我们的研究结果表明，合并残留物位于非常接近的FP的祖先。虽然合并过程引入了非同源性，但同源星系之间的合并会使先前存在的FP关系保持完整。作为一个副作用，我们发现，在角度的变化导致不可忽略的分散FP。
2003-04-24 astro-ph
Evidence for Large Stellar Disks in Elliptical Galaxies
分析了星系合并的高分辨率数值模拟。合并残留物的全球结构和等照度线形状与观测结果符合得很好。而等质量合并导致各向异性，方形椭圆形，不等质量合并导致盘状和各向同性系统。视线速度分布显示出与高斯分布的小偏差。在所有的情况下，我们发现，逆行的翅膀是陡峭的，并与高斯分布的翅膀是广泛的。这与在所有椭圆星系中观察到的更宽的逆行和更陡的反折翼相矛盾。如果所有的椭圆星系，甚至是各向异性的方形椭圆星系，都包含着光度为总光度10%~ 20%、尺度半径为球状体有效半径的扩展星盘成分，那么观测和理论之间的根本差异就可以得到解释。
2001-01-31 astro-ph
Formation and evolution of galactic spheroids by mergers
银河系球状体的形成是由于星系间的相互作用和星系盘的合并。详细分析的光度特性，内在的轨道结构，视线的速度分布和kinemetric的模拟合并残留物，这严重依赖于相互作用的祖先的几何形状和气体含量，表明低和中等质量的旋转椭圆可以形成合并的磁盘。所有大质量椭圆星系的质量和金属丰度以及某些大质量非旋转椭圆星系的运动学不能用双星合并来解释。因此，这些星系可能以不同的方式形成。
2007-09-19 astro-ph
The Importance of Dry and Mixed Mergers for Early-Type Galaxy Formation
我们使用半解析建模技术来研究当今椭圆星系的祖先形态。我们发现，独立的环境，合并的核球为主的星系（早期类型）的分数随时间的增加。明亮的现今椭圆星系与$M_{B} \lesssim -21$的最后一次主要合并优先发生在隆起主导星系之间，而那些与$ M_{B} \sim -20$的椭圆星系主要经历了隆起主导星系和盘主导星系之间的最后一次主要合并。独立于特定的模型假设，超过50%的现今椭圆形的集群与$M_B \lesssim -18$有最后一个主要的合并，而不是通常预期的螺旋在标准的合并方案。
2003-03-24 astro-ph
Are dry mergers of Ellipticals the way to reconcile model predictions with the downsizing?
为了表明大部分的恒星形成和星系组装应该同时发生，以便在同一时间再现缩小和化学性质的今天的大质量球状体在一个有效的半径。通过化学演化模型，我们创建几个质量和不同的化学性质的星系积木。然后，我们构建了一个样本的可能合并的历史，从一个多个次要的合并方案，以一个单一的主要合并事件，旨在重现一个单一的大规模椭圆星系。我们比较我们的结果对质量-[Mg/Fe]和质量-金属丰度关系。我们发现，一系列的多个干合并（没有恒星形成的合并），其中涉及的积木已经创建了特设，以满足[Mg/Fe]-质量关系不能适合的质量-金属丰度关系，反之亦然。相反，一个主要的干合并，并没有恶化与观测的一致性，如果它发生在已经服从质量或σ-[Mg/Fe]和质量-（σ-）金属丰度关系的星系之间。然而，这一过程本身并不能解释这些趋势的物理原因。干合并本身不能调和的需要，一个更有效的恒星形成在最大的星系与后期组装建议的层次范式，以恢复星系缩小。
2008-05-06 astro-ph
Merger of binary neutron stars of unequal mass in full general relativity
本文给出了在完全广义相对论下不等质量中子星并合的三维数值模拟结果。采用$Γ$定律状态方程$P=(Γ-1)ρε$，其中$P$、$ρ$、$\varep$和$Γ$分别为压力、静止质量密度、比内能和绝热常数.我们取$Γ=2$和重子静止质量比$Q_M$在0.85- 1的范围内。典型的网格大小为$(x,y,z)$的$(633,633,317)$。我们改进了几个实现，因为最新的工作。在本程序中，考虑了引力波的辐射反应，具有很好的精度。这一事实使我们能够跟踪从螺旋晚期到并合阶段的合并过程，并合阶段的跃迁是由辐射反应触发的。结果表明，当系统的总静止质量大于球形中子星最大允许静止质量的$\sim 1.7$倍时，无论质量比如何，都将在合并后形成黑洞.比较了不等质量双星与等质量双星合并时的引力波形和结果。结果表明，黑洞周围的盘质量随静止质量比的减小而增大，随中子星的致密性的增大而减小。即使在$Q_M= 0.85$ -1的范围内，合并过程和引力波形也强烈地依赖于静止质量比。
2003-10-06 astro-ph gr-qc
A simple model for the size-evolution of elliptical galaxies
我们使用半解析模型的星系形成来预测红移的大小演化的椭圆星系。使用一个简单的模型，在一个给定的质量的椭圆星系的相对大小与恒星的分数在一个主要的合并事件期间形成的恒星爆发，我们能够重现所观察到的大小redshif t的演变。大小演变是主要合并期间可用的冷气量的结果。在高红移处的合并富含气体，并产生较小尺寸的椭圆星系。特别是，我们发现在不同的红移的大小之间的幂律关系，与幂律指数给出了一个衡量的相对量的耗散在合并，导致形成一个椭圆形。大质量星系的尺寸演化更强，因为它们在形成时涉及更多的高红移气体，而不是质量较小的椭圆星系。比$5 \times 10^{11}$ M $_{\odot}$质量更大的局部椭圆星系将比它们在$z=2$的对应物大大约4倍。我们的研究结果表明，类似的大质量的今天椭圆星系的大小的分散是其形成时代的结果，与较小的椭圆星系形成较早。
2006-07-24 astro-ph
The Connection between Orbits and Isophotal Shape in Elliptical Galaxies
我们从轨道内容的角度研究了N体合并残余物光度学性质的起源。我们表明，光盘合并单独不太可能形成一个boxy-discy二分法的等照度线形状，因为生存的盘状轨道，即使在暴力合并。不同轨道家族的形状可能会有很大的不同，这取决于合并的暴力程度。短轴管可以变成方形，而方形轨道可以是圆形。然而，对于边缘投影等照度线形状，轨道内容和视线速度是很好的连接。
2008-08-05 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 astro-ph
Are disk galaxies the progenitors of giant ellipticals?
一种流行的巨型椭圆星系形成理论认为，它们可能是由盘状星系的双星合并形成的。早期研究中出现的困难包括提供必要的恒星质量和金属丰度，保持紧密的颜色-星等关系和避免相空间限制。在本文中，我们重新审视这个问题，并提出限制的基础上的盘星系的恒星星族的二进制盘合并的情况。我们得出以下结论：低红移碰撞或气体合并的今天银河系盘状星系不形成今天的椭圆星系。如果今天银河系的祖先星系在$\approx$ 3-4 Gyrs前合并，那么像盘状星系的双星合并可能已经演化成中等质量椭圆星系（$M < M_*$）。假设大多数现今盘状星系的形成方式与这里提出的银河系模型相似，那么一般来说，更大质量的巨型椭圆星系不可能是由现今盘状星系的祖先的双星合并形成的。得出这些结论的一个主要原因是，典型盘星系的金属质量比典型早型星系的金属质量大约小4-8倍，并且这个比值随着红移的增加而增大。
2008-10-01 astro-ph
Globular Cluster Systems of Elliptical Galaxies
我们回顾了球状星团系统的观测性质及其对星系形成模型的影响。观测结果表明，球状星团形成于富含气体的合并，双峰金属丰度分布在椭圆星系的球状星团系统中很常见，贫金属人口比富金属人口更广泛。这是Ashman & Zepf（1992）简单合并模型的四个预测中的三个。第四个预言是关于球状星团螺旋系统的性质，还有待观测的检验。采用奥卡姆剃刀理论，从年轻和年老的球状星团系统中证实了合并模型的基本预言，有力地证明了典型的椭圆星系是由旋涡星系合并而成的。然而，Ashman-Zepf合并模型的简化假设限制了它对某些复杂情况的适用性，例如cD星系的形成。最后，我们介绍了新的观测和理论方案，将进一步了解的物理机制的球状星团和星系形成的评论。
1997-12-16 astro-ph
Dynamical consequences of CDM merger trees
在标准结构形成的背景下，大质量的现今椭圆星系有时被认为是螺旋系统合并的结果。通过大量的SPH模拟合并螺旋，我们已经探讨了这些过程的目的是量化其弛豫时间。这一点很重要，因为它设定了合并开始和椭圆星系出现之间的最小时间间隔。然后，我们将此约束与预测的分层方案，计算通过Press-Schechter合并树。我们发现的证据，椭圆系统似乎没有形成一个重大合并的螺旋。
2003-10-27 astro-ph
Short Gamma-Ray Bursts and Binary Mergers in Spiral and Elliptical Galaxies: Redshift Distribution and Hosts
为了检验短伽玛暴速率、红移分布和宿主星系是否与当前的理论预测一致，我们使用一个非常大的人口合成计算数据库来研究宇宙中的BH-NS和NS-NS合并速率，考虑到（i）宇宙的恒星形成历史，（ii）恒星形成星系的异质人口，包括螺旋星系和椭圆星系，和（iii）一个简单的通量有限的选择模型，用于短伽玛暴探测。当我们要求我们的模型重现已知的短伽玛暴速率和红移测量值（以及，对于NS-NS，从银河系中的双星双星外推的合并速率）时，一小部分模型重现了所有的观测结果，无论是当我们假设爆发的起源是NS-NS还是BH-NS时。最常见的模型产生合并优先在旋涡星系，如果短伽玛暴产生的NS-NS合并单独。现今的双星合并优先发生在椭圆星系中的模型宇宙，必然包括相当一部分在诞生和合并之间有很长延迟时间的双星（通常是$O(10{\rm Gyr})$）。虽然会发生长时间的延迟，但几乎所有的模型都预测，在中到高红移处会发生更高比例的短伽玛暴（例如，$z>1$），比目前已观察到的，在最近的观察表明，成功的低红移短伽玛暴的后续选择的偏见。最后，如果只有一小部分BH-NS合并具有形成伽玛暴的质量和自旋的正确组合，那么充其量只有一小部分BH-NS模型可以与所有{ \em current}可用数据相一致。（节录）
2007-11-26 astro-ph
Is the Giant Elliptical Galaxy NGC5018 a Post-Merger Remnant?
NGC 5018是用IUE观测到的巨椭圆星系（gE）中最弱的紫外辐射源之一，它似乎由一个光学恒星星族组成，这个光学恒星族与致密的矮椭圆星系M32非常相似，M32的光度比NGC 5018暗几个星等，而M32的恒星星族已知年龄为3 Gyr。在这里，我们表明，这两个星系的中紫外光谱也非常相似的角度尺度比IUE大光圈（通过0.86弧秒光圈获得的HST/FOS紫外光谱探测）小几百倍。这意味着一个合理的接近匹配的人口占主导地位的中紫外线（即他们的主序列关闭星）。这些数据表明，NGC 5018在其内部区域具有相当均匀的~3 Gyr年龄的恒星星族优势，其金属丰度可能与M32略有不同。结合各种结构表明NGC 5018是最近一次重大合并的结果，似乎我们在其中心区域看到的几乎所有恒星都是在大约3 Gyr前的合并事件中形成的。NGC 5018可能是NGC 7252的哥哥，标准的GE信息合并。因此，NGC 5018可能是最好的星系，它可以告诉我们如何合并工作后，烟花消退，形成一个今天的gE星系。仅仅因为这个原因，NGC 5018中所有半径的恒星星族都值得详细研究。
2004-06-23 astro-ph
Orbital Structure of Collisionless Merger Remnants: On the Origin of Photometric and Kinematic Properties of Elliptical and S0 Galaxies
我们提出了一个详细的调查合并残留物的轨道内容和可观测的椭圆星系和S 0星系之间的关系。我们的分析是基于Naab & Burkert发表的不同质量比和轨道参数的盘星系无碰撞合并的统计样本。我们使用Carpintero和Aguilar的光谱方法来确定每个遗迹的轨道内容，并将其与其内在形状以及投影的运动学和光度学特性相关联。我们讨论的凸起组件和不同的近心距离的影响。两个最丰富的轨道类别是短轴管和盒轨道。它们的比例似乎决定了残骸的基本性质。平均而言，短轴管的比例从1：1到4：1的合并质量比增加了2倍，而盒轨道的比例减少了10%。在一定质量下，残骸的中心速度色散与短轴管与盒轨道的比值成比例。有趣的是，旋转支撑系统和压力支撑物体之间的分界线$(v_{maj}/σ_0)^*=0.7$，原来与一个单位的盒子与短轴管比相一致。椭圆星系观测到的$h_3$ - $v/σ$反关联不能用无碰撞合并残留物来再现。我们建议，这只能通过一个额外的物理过程，显着减少盒轨道内容来协调。以短轴管轨道为主的残馀星主要有盘状投影。粗轴残余物总是具有大于1的盒与短轴管比率。这项研究将能够识别观察到的椭圆星系，可能已经形成，在碰撞限制，由气体贫盘合并。
2005-06-30 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
