A Correlation between Light Concentration and Cluster Local Density for Elliptical Galaxies
使用光度和红移数据的室女座和后发座星系团，我们提出的证据之间的相关性的光浓度的椭圆星系（包括矮椭圆）和当地的3-D（即非投影）的集群密度：更集中的椭圆位于更密集的地区。零假设（即不存在任何相关性）在优于99.9%的显著性水平下被拒绝。为了解释观测到的关系，提出了星系光浓度与星系团三维密度之间的幂律关系。我们研究了投影效应如何影响光集中投影密度图中数据点的形式和分散性。我们的模型和观测数据之间的协议表明，有一个矮椭圆星系的星系团中心区域的匮乏。
2002-05-17 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
Explaining the Color Distributions of Globular Cluster Systems in Elliptical Galaxies
大部分大椭圆星系中的球状星团的颜色是双峰的。这通常被认为是存在两个具有不同基因的集群亚群的证据。然而，在这里，我们发现，由于非线性性质的金属性颜色转换，一个同时代的一组古老的集群与单峰金属性传播可以表现出颜色双峰。星团颜色模型表明，水平分支恒星是经验非线性背后的主要驱动力。我们表明，该方案给出了简单和连贯的解释，所有的关键意见，并可以简化理论的椭圆星系形成。
2006-03-01 astro-ph
On the Formation of Giant Elliptical Galaxies and Globular Clusters
我回顾了目前的理解状态时，多久，以及如何巨大的椭圆星系形成，专注于球状星团。几个观测证据表明，大质量椭圆星系形成于$z>2$（$>10$ Gyr ago）。巨椭圆星系大多呈现出球状星团的双峰色分布，表明两个峰值之间存在$\approx 20$金属丰度差异。红色球状星团（RGC）与恒星晕在颜色和空间分布上有密切的关系，而蓝色球状星团（BGC）与恒星晕的颜色和空间分布关系不大。RGC和BGC的数量比例因星系而异。结果表明，BGC可能形成于12- 13 Gyr前，而RGC和巨椭圆星系可能形成于10-11 Gyr前。现在需要解释的是RGC形成时期和BGC形成时期之间的间隙的存在，以及间隙期间金属丰度的快速增加（$Δt \approx 2$ Gyr）。如果等级合并可以形成大量的巨型椭圆星系$>10$ Gyr ago，那么椭圆星系中恒星和球状星团的几个观测限制就可以得到解释。
2003-08-15 astro-ph
Stellar Populations of Dwarf Elliptical Galaxies: UBVRI Photometry of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
本文利用先前测量的运动学性质，对室女星系团中的16个矮椭圆星系进行了UBVRI表面测光。总体光学颜色为红色，样品的中值为0.24 +/- 0.03 in（U-B）、0.77 +/- 0.02 in（B-V）和1.02 +/- 0.03 in（V-I）。我们恢复了著名的星系团的色-星等关系，但发现旋转和非旋转矮椭圆星系的优势恒星星族没有显著差异，样本中所有16个星系的优势恒星星族的平均年龄为5-7 Gyr。光谱分析证实了这些年龄估计，并表明铁和镁的丰度在1/20至1/3的太阳，如预期的低光度星系。根据舔指数和简单的恒星星族模型，衍生的[α/Fe]比太阳能太阳，表明一个更渐进的化学富集的历史相比，巨大的椭圆星系的室女星系团的dEs。这些观测结果证实了矮椭圆星系和巨椭圆星系在恒星星族和恒星分布上的显著差异，并进一步证实了对最低质量星系团的替代演化方案的需要。我们认为，这是可能的，几种不同的物理机制发挥了重要作用，在生产的室女星系团的dE星系，包括在原位形成，dE的一部分，曾经是本地集团类似物，并改造矮不规则星系的集群环境。观测结果支持了一个假设，即大部分的室女星系团dEs是由冲压压力剥离气体从下降的dIs形成的。
2004-09-14 astro-ph
Constraining Galaxy Formation Models with Dwarf Ellipticals in Clusters
最近的观测表明，星系团中的矮椭圆（dE）星系，尽管它们很微弱，但很可能是理解星系形成背后过程的关键星系类型。矮椭圆星系是最常见的星系类型，并且在丰富的星系团中特别丰富。事实上，矮星系与巨星系的比例在丰富的星系团中是最高的，这表明星系团dE不会在后来合并形成星系团的星系团中形成。矮椭圆星系可能是唯一的星系类型，其形成是敏感的全球，而不是本地，环境。通过冷暗物质模型来解释这些系统形成的主导思想是，dE在它们现在的环境中很早就形成了。最近的研究结果表明，一些矮星在大质量星系形成后出现在星系团中，这是一种在标准等级结构形成模型中没有预测到的情况。在低密度环境中，许多dE具有比矮星更年轻和更富金属的恒星星族，这表明富星系团诱导的过程在dE形成中起着重要作用。几个一般的星系团观测，包括陡峭的光度函数，和团内光的起源，是这种延迟形成的自然结果。
2005-12-20 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 astro-ph
Spectroscopic Constraints on the Stellar Population of Elliptical Galaxies in the Coma Cluster
获得了后发座星系团中31个椭圆星系的近红外光谱。星系被选择为椭圆星系（没有望远镜），具有大的空间分布，覆盖了星系团的核心和外围（即。对应于具有大密度对比度的区域）。光谱CO（2.3微米）的吸收指数，测量贡献的中间年龄红巨星和超巨星的近红外光的椭圆，然后估计。发现椭圆星系CO光谱特征的强度从后发座星系团的核心（r < 0.2度）到外围（r > 0.2度）逐渐增强。使用Mg 2的强度，它表明，所观察到的效果是不是由于金属丰度，主要是由一个年轻的人口（巨星和超巨星）的存在下，在椭圆星系的郊区（低密度区域）的集群。利用CO的光谱特征，研究了椭圆星系近红外基面散射的起源。修正了红巨星和超巨星的贡献后，均方根散射从0.077dex减少到0.073dex。虽然可以测量，但这些中等年龄的恒星对椭圆星系近红外基本面散射的贡献是微不足道的。发现椭圆星系的CO色和V-K色之间存在一个斜率为0.036 +/- 0.016的关系。这是研究使用恒星合成模型。
2000-02-26 astro-ph
X-ray Binaries and Globular Clusters in Elliptical Galaxies
正常椭圆星系的X射线辐射主要由两部分组成：来自扩散气体的软辐射和来自吸积（低质量）恒星X射线双星（LMXB）的硬辐射。如果LMXB的星族与星系中的场恒星星族相联系，那么它们的总X射线光度应该与星系的光学光度成正比。然而，最近的ASCA和钱德拉X射线观测表明，在给定的光学光度下，椭圆星系中LMXB分量的全球光度表现出显着的散射。这种分散可能反映了一系列的LMXB种群在不同年龄的椭圆形的进化阶段。如果是这样的话，LMXB X射线光度与银河系光学光度的比值L_LMXB/L_opt就可以用来确定大部分恒星是在个别椭圆星系中形成的。为了测试这一点，我们比较的变化L_LMXB/L_opt的LMXB人口在椭圆光学衍生的估计在同一星系的恒星年龄。我们发现没有相关性，这意味着L_LMXB/L_opt变化不是很好的椭圆星系的年龄指标。另外，LMXB可能主要形成于球状星团（通过恒星潮汐相互作用），而不是在星系的恒星场中。由于椭圆星系在一个给定的银河系光度下呈现出大范围的球状星团种群，这可能会导致具有相似光学光度的椭圆星系在LMXB种群中的分散。事实上，我们发现LMXB/Lopt比值与椭圆星系中特定的球状星团频率有很强的相关性。这表明大多数LMXB是在球状星团中形成的。
2002-04-10 astro-ph
Dwarf Elliptical Galaxies in the Perseus Cluster
矮椭圆星系的恒星密度是所有星系中最低的，但矛盾的是，它在宇宙的密集区域最常见，在丰富的星系团中尤其常见。简单的估计表明，如果低光度矮椭圆星系的大部分质量是以正常恒星的形式存在的话，那么它们在富星系团中应该会受到大量的潮汐加热。因此，我们进行了一项计划，图像的矮星系团与3.5米高性能WIYN，ARC和较小的，宽视场望远镜。我们的目标包括测试的证据，潮汐破坏的形式不对称性和寻找证据，最近的恒星形成可能与生产的椭圆矮星在下降的领域星系。
1999-10-21 astro-ph
Ellipticals with Kinematically--Distinct Cores: WFPC2 Imaging of Globular Clusters
在这里，我们提出了14个运动学-不同的核心椭圆星系的HST WFPC 2成像检查他们的球状星团系统。特别是，我们探测星系中心区域，我们可能会看到一些形成和破坏过程的最强签名。这些数据大大增加了迄今为止研究的河外球状星团系统的数量。我们发现，球状星团的光度和颜色，只有微弱的变化，如果有的话，与银河系的距离。球状星团的平均颜色与球状星团的星等是常数。还出现了几个明显的趋势。首先，在任何给定的银河系中心距离上，球状星团的颜色都比下面的星系星光更蓝（金属含量少约0.5德克斯）。第二，我们发现球状星团的平均金属丰度与母星系亮度之间的相关性大约超过10个星等，其形式为Z = L^0.4。这种关系包括矮椭圆星系、螺旋星系凸起和巨椭圆星系。第三，我们发现球状星团的表面密度分布可以用核模型来描述，核半径与星系光度有关。我们的研究结果有利于方案中，椭圆形的形式从大规模的，富含气体的祖先在早期的时代。详细模拟球状星团系统的形成对得出更坚定的结论是有价值的。
1996-04-24 astro-ph
Global Metallicities From Globulars Through To Elliptical Galaxies
我们提供了近距离（室女座，天炉座）和中等红移星系团（A2125，A2218）的矮椭圆星系的窄带数据，以研究它们的平均年龄和金属丰度。在所有四个星团中，有核矮椭圆星系显示的颜色使它们位于银河系球状星团序列的高金属丰度端。正常的矮椭圆星系显示颜色，以及由此产生的金属丰度和年龄，使它们与明亮的椭圆星系对齐。这表明dE，N's可能是许多椭圆星系周围发现的红色GC种群的祖先。
2003-03-11 astro-ph
The Color Distributions of Globular Clusters in Virgo Elliptical Galaxies
这封信介绍了12个室女座椭圆星系的球状星团（GC）系统的颜色分布，使用哈勃太空望远镜的数据测量。明亮的星系与大量的检测GC的显示两个不同的集群人口的平均V-I颜色接近1.01和1.26。M86的GC群体是一个明显的例外;其颜色分布在V-I=1.03附近显示出单个尖锐峰。在这个星系中没有红色人口，而在其他星系中峰值颜色的一致性，可能是在大多数明亮的椭圆星系中发现的两个人口起源的迹象。
1999-03-01 astro-ph
The Fundamental Properties of Dwarf Elliptical Galaxies in Clusters
我们提出了一个广泛的研究后发座星系团的矮椭圆星系（dEs）的基本性质的初步结果。我们的研究将结合HST地面光度学与地面UBRIJK光度学和光学光谱学。合并后的数据集将被用来研究集群dEs中的全球参数之间的内在相关性，包括基本面，颜色-星等关系，Faber-Jackson和Kormendy关系，以及速度色散与线强度指数。这些经验关联为“正常”椭圆星系的星系形成和演化的理论模型提供了重要的限制。虽然dEs是星系团中最丰富的星系群，但它们的性质仍然很大程度上未知。我们的研究旨在为测试星系团中dE的形成和演化的当前理论以及了解它们与更大质量椭圆星系的关系提供重要参考。
2003-03-17 astro-ph
The Elliptical Galaxy formerly known as the Local Group: Merging the Globular Cluster Systems
在一个新的M31球状星团星表的支持下，我们收集了本星系群中球状星团的单个金属丰度值。虽然我们简要地描述了个别本群星系的球状星团系统，我们的主要目的是检查集体性质。通过这种方式，我们模拟了本星系群的无耗散合并，可能是一个椭圆星系。这样的合并主要是由银河系和M31，这似乎是相当典型的例子球状星团系统的螺旋星系。本星系群“椭圆”大约有700 +/- 125个球状星团，光度函数类似于“普适”函数。金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.55和-0.64处具有峰值，贫金属与富金属之比为2.5：1。本星系群椭圆星系的比频率最初约为1，但当年轻的恒星星族逐渐消失，星系看起来像一个老椭圆星系时，它的比频率会上升到3。其金属丰度分布和恒星星族校正比频率与已知的早型星系相似。根据我们的结果，我们对星系中球状星团系统的起源作了简要的推测。
2000-01-27 astro-ph
Gas Dynamic Stripping and X-Ray Emission of Cluster Elliptical Galaxies
详细的3-D数值模拟的椭圆星系轨道上的气体丰富的星系团表明，气体动力剥离是不太有效的，比以前的结果，简单的计算（Takeda等1984; Gaetz等1987）暗示。这一结果与椭圆星系团的X射线数据一致。流体动力扭矩和轨道角动量的直接吸积可以导致冷气体盘的形成，即使在非旋转星系中。星系团通过气体动力剥离过程失去的气体倾向于产生一个更冷的、化学富集的星系团气体核心。将模型与现有的星系团X射线数据进行了比较，结果表明星系团的X射线光度分布可能反映了流体动力学剥离，但对于星系中心附近较冷的星际介质，单纯的流体动力学处理是不够的。
2001-02-12 astro-ph
Dynamics of the Intermediate-Age Elliptical LMC Cluster NGC 1978
在本文中，我们调查的内部动力学的LMC集群NGC 1978通过使用测光（CCD图像）和运动学（恒星径向速度）数据。我们应用各种动力学模型，这些数据，包括多质量国王米奇模型和旋转和非旋转扁球体模型。我们讨论了集群的质光比和集群的质量函数上的限制。
1992-06-23 astro-ph
X-Ray Constraints on Dark Matter in Galaxy Clusters and Elliptical Galaxies: A View from Chandra and XMM
我审查的径向密度分布和椭圆度的暗物质从最近的X射线观测与钱德拉和XMM的椭圆星系和星系团，并讨论其影响，特别是自相互作用的暗物质模型的约束。
2003-10-20 astro-ph
The Formation of Globular Cluster Systems in Massive Elliptical Galaxies: Globular Cluster Multimodality from Radial Variation of Stellar Populations
质量最大的椭圆星系在它们的球状星团系统颜色分布中表现出突出的多模态。了解导致多个球状星团子群的机制对于完整地了解大质量星系形成是至关重要的。通过假设球状星团的形成与恒星的形成相一致，并考虑到Pipino & Matteucci（2004）多带光化学演化程序预测的复合恒星星族的径向变化，我们计算了球状星团性质随银河系中心半径的分布。我们将我们的结果与Puzia等人（2006）对附近早型星系中球状星团的光谱测量结果进行了比较，并表明在大质量椭圆星系的球状星团系统中观察到的多模态可以至少部分地归因于恒星星族混合的径向变化。我们的模型预测了在大多数质量椭圆星系中存在超富金属的球状星团，这与光谱观测非常一致。此外，我们还研究了其他非线性机制对球状星团系统金属丰度分布的影响，特别是合并诱导的球状星团形成和非线性颜色-金属丰度转换的作用，并讨论了它们在我们的模型中的影响。
2007-04-04 astro-ph
Keck Spectroscopy of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster
本文给出了室女星系团中四个矮椭圆星系的Keck光谱。在这个距离，平均速度和速度色散很好地解决了半径在100到1000 pc之间的函数，允许核和周围的星系光之间的清晰分离。我们发现这些物体的内部区域的各种色散曲线，并表明这些星系都不是旋转扁平的。
2001-07-02 astro-ph
Potential of the Surface Brightness Fluctuation method to measure distances to dwarf ellipticals in nearby clusters
本文研究了用表面亮度涨落（SBF）方法测定星系团中矮椭圆星系距离的可能性。我们发现，对于天炉座星团，SBF方法在低至非常微弱的星等下都能得到可靠的结果，在我们的情况下，当用8 m级望远镜在I-滤波器中以良好的视宁度观测约1小时时，低至M_V ~-11等。半人马座星系团的真实数据和模拟数据之间的比较表明，我们的模拟并没有高估的SBF方法可实现的S/N。
2003-01-22 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
Globular Cluster Systems as Probes of Elliptical Galaxy Formation
球状星团系统提供了其母星系形成历史的宝贵化石记录。这篇评论特别集中在使用颜色分布的球状星团系统的椭圆星系，以区分这些星系的形成竞争模型。讨论了测试各种地层模型的观测要求，并回顾了过去和现在的研究结果。这些研究的结论是，大多数颜色分布似乎有两个或两个以上的峰值，表明一个幕式的形成历史。这一结果与以前的合并模型的椭圆星系形成的预测是一致的。并提出了今后改进的可能性。
1996-01-22 astro-ph
Massive clusters in Hubble sequence galaxies: Ellipticals
本文简要介绍了早型星系中大质量星团的性质。所有的椭圆星系（只有一个已知的例外）都拥有球状星团形式的大质量星团，这表明它们的形成非常普遍。每单位星系质量的星系团数量似乎非常恒定，表明在大尺度上类似的形成过程。此外，球状星团系统的光度/质量函数在星系与星系之间似乎非常相似，在小尺度上指向类似的形成过程。最近最重要的发现可能是在许多（如果不是全部的话）早期星系中存在星团子种群。后者似乎与星系形成和演化密切相关，似乎支持等级聚类模型，但早期的球体形成。
1999-12-13 astro-ph
The Peculiar Motions of Elliptical Galaxies in Two Distant Regions - I. Cluster and Galaxy Selection
EFAR项目是对84个星系团中的736个候选椭圆星系的研究，这些星系团位于两个区域，分别朝向武仙座-北冕座和英仙座-双鱼座-鲸鱼座，距离cz = 6000-15000 km/s。在本文中（系列的第一篇），我们介绍了EFAR项目，并详细描述了我们的样本中的星系团和星系的选择。基本数据的星系和集群，包括准确的新的位置为每个星系和红移为每个集群。星系选择函数是用施密特巡天图像测量的星系团场中2185个星系的直径确定的。本系列的未来论文将介绍该样品的光谱和光度观测，研究椭圆星系基本平面的性质，并确定宇宙这两个区域的大尺度奇特速度场。
1996-02-27 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Elliptical Galaxy NGC 3610
我们提出了中等分辨率的凯克光谱的九个候选球状星团在可能的合并残余椭圆星系NGC 3610。其中8个天体似乎是NGC 3610的真正球状星团。我们发现，两个集群属于一个老的金属贫人口，五个老的金属丰富的人口，只有一个中间年龄的金属丰富的人口。中期年龄星团的估计年龄为1-5 Gyr，这与早期对合并年龄的估计一致，并表明该星团是在合并期间形成的。然而，五个古老的富金属星系团的存在表明，NGC 3610中大量的富金属星系团可能来自祖先星系，尽管古老和中等年龄的富金属星系团的全球比例仍然非常不确定。
2002-11-09 astro-ph
The Look-back Time Evolution of Far-Ultraviolet Flux from the Brightest Cluster Elliptical Galaxies at z < 0.2
本文给出了Abell星系团中椭圆星系在中等红移（z < 0.2）下的GALEX紫外测光，用于研究紫外上转现象的回望时间演化。本文将12个遥远星系团中最亮的椭圆星系（M_r < -22）与邻近的天炉座和室女星系团中光学光度相当的巨椭圆星系作了比较。这里呈现的样本星系似乎是静止的，没有大质量恒星形成或强烈的核活动的迹象，并在其紫外图像中显示出平滑，扩展的轮廓，表明远紫外（FUV）光主要是由底层的老恒星星族中的热恒星产生的。与邻近星系团中的对应星系相比，中等红移的星系团巨椭圆星系的FUV通量在~ 2 Gyrs的回望时间内迅速衰减，观测到的FUV - V颜色演化速度与星族合成模型的预测相当吻合，其中主要的FUV源是热水平分支星及其后代。在z ~ 0.1的最明亮的椭圆星系团中，FUV-V的颜色扩散量（~ 1等）与在附近光学光度相当的巨型椭圆星系中观察到的相似。
2007-03-19 astro-ph
Surface Photometry of Star Clusters in the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205
本文给出了近距离矮椭圆星系NGC185和NGC205星团的表面测光结果，它们是由深HST WFPC2F555W（V）和F814W（I）图像获得的。我们获得了NGC 185中六个星团、NGC 205中七个星团和NGC 205中一个最近发现的非恒星天体的表面亮度和颜色剖面。其中10个星团的表面亮度分布符合King模型，4个星团的表面亮度分布符合幂律。在符合King模型的星团中，有三个星团存在潮汐尾。
2001-09-14 astro-ph
The Identification of Quasars Behind Elliptical Galaxies and Clusters of Galaxies
探测已知物体如单个星系和星系团的共振吸收线是研究这些系统中气体含量的一种强有力的方法。我们描述了一种识别背景类星体的有效方法，适合于吸收线研究。在这种发现技术中，我们发现了偶然的X射线源，其中约1/8是中等红移的适当明亮的类星体。我们确定了16个新的类星体和星系的活动星系核（AGN），并确认5个已知的类星体和AGN，叠加在椭圆星系和星系团。我们还提出了3个类星体/活动星系核候选者与不确定的红移识别。
1998-05-11 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
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 galaxy nuclei activity powered by infalling globular clusters
星系中的球状星团系统由于内外动力学和潮汐现象而演化。演化的原因之一，动力学摩擦，是大质量星系团进入银河系最里面区域的轨道衰减的原因。研究发现，这些星系团是供给银河系中心黑洞的有效物质源，使之成为活动星系核。
2004-01-26 astro-ph
The star cluster system of the luminous elliptical galaxy NGC 1600
明亮的椭圆星系通常具有丰富的星团系统，其性质对星系形成和演化的物理过程提供了强有力的制约。然而，星团系统的研究集中在位于附近或丰富的星系团中的星系。我们获得了NGC 1600的深B和I图像，NGC 1600是一个星系群中的发光椭圆星系，用于研究其星团系统。这些图像是用SOAR望远镜的光学成像仪获得的。样本选择的不完整性被评估为幅度和图像背景水平的函数。测量了NGC 1600中心不同椭圆环的源计数，扣除背景，并拟合高斯函数。颜色分布推导出作为一个函数的galactocentric距离源成功地测量在两个过滤器。根据单颗恒星星族模型估算了典型年龄和金属丰度。在NGC 1600周围发现了明显过量的点源。源计数与其他发光椭圆星系的典型高斯分布一致。光度函数拟合提供了一个估计的密度的集群在不同的环，可以集成在立体角，导致估计的总人口N_{GC} ~ 2850星团。这产生了S_N ~ 1.6的特定频率。颜色分布显示出双峰性的暗示，特别是在距离中心约20 kpc处。在这个区域中的团簇可能与环或壳层扰动有关。最后，将候选星团与离散X射线源进行交叉相关，发现符合率约为40%，这些星团很可能是含有低质量X射线双星的球状星团。
2008-10-08 astro-ph
Globular cluster system erosion and nucleus formation in elliptical galaxies
星系中球状星团的径向分布总是比晕星的径向分布向中心的峰值要小。扩展以前的工作HST球状星团系统在椭圆星系的一个样本，我们评估的星系团的数量失去了银河系中心的积分之间的差异观察到的球状星团系统分布和基本的晕光剖面。结果表明，球状星团的初始种群比现在丰富25%~ 50%。这一数量可观的球状星团支持了一个假设，即大量的球状星团质量以球状星团的形式衰变和毁灭，已经丢失到银河系中心，在那里可能有助于形成和喂养一个大质量的物体。值得注意的是，观测到的球状星团系统核心半径与母星系光度之间的相关性可以解释为演化的结果。
1998-06-25 astro-ph
Massive stars, globular clusters and elliptical galaxies
像$ω$ Cen和NGC 2808这样的球状星团似乎拥有非常富氦的恒星。从理论的观点来看，人们期望在所有的球状星团中都有富氦星的存在，它们呈现出氧-钠（O-Na）的关系。在本文中，我们简要回顾了如何快速旋转的大质量恒星可能是富氦恒星形成的主要物质来源。我们推测，在所有椭圆星系中观察到的紫外线上转现象可能是由于富氦星。如果这个假设是正确的，那么快速旋转的大质量恒星在这些系统的早期演化阶段可能扮演了与它们在新生球状星团中扮演的角色相似的角色。
2008-01-10 astro-ph
Cluster Ellipticals at High Redshift: The View from the Ground and with HST
对遥远星系团的新的地面和HST观测使我们有可能追踪E/S 0星系的历史到~10 $h_{50}^{-1}$ Gyr的回望时间。这些数据强烈支持这样一种情况，即椭圆星系团很早就形成了，年龄分布很窄。到z = 1.2时，颜色和光度的变化与简单的被动演化相一致，但即使在那个红移下，星系也显得成熟，红色表明几个Gyr的年龄。显然，我们仍然远远没有看到真正的形成时代。
1995-07-16 astro-ph
The ESO Nearby Abell Cluster Survey IX. The morphology-radius and morphology-density relations in rich galaxy clusters
本文研究了来自ENACS（ESO Nearby Abell Cluster Survey）的23个星系团中约850个星系（M ≤-19.5）的形态-半径（MR-）和形态-密度（MD-）关系。根据它们的径向分布，我们必须区分：1。最亮的椭圆星系（M < -22），2.晚期螺旋，和3.不太明亮的椭圆星系，S 0星系和早期螺旋星系的集合。后者具有不可区分的投影径向距离R的分布。最明亮的椭圆星系集中在中心，晚期的螺旋星系几乎不存在于中心区域，其他的星系则处于中间位置。椭圆星系的径向分凝只发生在最亮的椭圆星系上，螺旋星系的径向分凝只发生在最晚的螺旋星系上。我们推导出的MD-关系与两个措施的投影密度：一个使用10个最近的邻居（Sigma 10），另一个只使用最近的邻居（Sigma 1）。Sigma 10 MD关系只显示了早期和晚期星系之间的显着差异，但这些类别中的不同星系类型是无法区分的。然而，Sigma 1 MD关系表明，正常的“椭圆星系”（M >= -22），S 0星系和早期的螺旋星系有不同的Sigma 1分布。其原因是Sigma 1与R的相关性比Sigma 10小得多，因此来自（MR-）关系的串扰小得多。平均而言，“正常”椭圆星系的环境比S 0星系的密度更高，而早期的螺旋星系的环境密度更低。最亮的椭圆星系和晚期螺旋星系的分离主要是由全球因素驱动的，而“正常”椭圆星系、S 0星系和早期螺旋…
2005-10-10 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
The stellar content of brightest cluster galaxies
我们提出了近红外K波段光谱的21椭圆或cD Brilliant星系团星系（BCGs），我们已经测量了2.293微米的CO恒星吸收功能的强度。我们发现，这一功能的强度是非常均匀的，这些星系之间，具有较小的分散在等效宽度比正常的椭圆人口的领域或集群。BCGs的散射为0.156 nm，而后发座星系团椭圆星系的散射为0.240 nm，来自各种其他星系团的椭圆星系的散射为0.337 nm，场椭圆星系的散射为0.422 nm。我们解释这种均匀性是由于一个更大的年龄，或更均匀的历史，在BCGs比其他椭圆形的恒星形成，只有一小部分的散射可以是由于金属丰度的变化，即使在BCGs。尽管小的散射，CO强度和各种星系的属性，包括R-波段绝对星等，这可以提高这些星系的精度作为宇宙学参数和速度流测量的距离指标之间的相关性。
2000-02-26 astro-ph
MOND and the fundamental plane of elliptical galaxies
结果表明，改进的牛顿动力学（MOND）解释了椭圆星系基本面的倾斜，而不需要非重子暗物质。对椭圆星系的计算结果也扩展到了球状星团和星系团，表明MOND在加速度7个数量级以上与观测结果一致。
2003-02-21 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
Ages of S0 and elliptical galaxies in the Coma cluster
用一种新的光谱样品研究了后发座星系团中52个椭圆星系和S 0星系的恒星星族年龄。超过40%的S 0在过去的5个Gyr中在其中心区域经历了最近的恒星形成，而在椭圆星系中没有这种活动。该样本中的星系的绝对星等范围为-20.5 < M_B <-17.5，在光度较暗时，具有新近恒星形成的S 0星系比例较高。观察到的光度范围的S 0星系与最近的恒星形成活动的迹象是一致的，他们是典型的恒星形成的螺旋在中等红移的恒星形成已停止作为一个结果的密集的环境的后代。
2001-08-13 astro-ph
The Redshift Evolution of the Stellar Populations in Elliptical Galaxies
测量了红移为0.37的3个星系团中16颗椭圆星系的速度色散$σ$和Mg吸收线强度Mg $_b$。像局部星团椭圆星系一样，这些天体显示出Mg $_b$和$σ$之间的相关性。然而，在任何给定的$σ$，在$z=0.37$的椭圆星系的平均Mg $_b$比后发座和室女星系团中它们的本地亲戚的平均Mg $_b$弱。Mg $_b$的衰减在最明亮的椭圆星系中最小，在较暗的天体中较大。这是具有红移的椭圆星系的恒星星族的{ \it小但重要的被动演化}的明确证据。它要求椭圆星系团中的大部分恒星都是在$z>2$形成的。最明亮的天体甚至可能是在$z>4$形成的。Mg $_b-σ$检验是一个非常可靠的老恒星星族演化的估计，因为它实际上独立于恒星初始质量函数（IMF）和星系的金属丰度。此外，选择效应的影响很小。
1996-04-22 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. IV: WFPC2 Photometry for Five Giant Ellipticals
我们分析了后发座星系团中五个巨型椭圆星系（NGC 4874、4881、4889、4926和IC 4051）中球状星团（GC）系统的V和I测光数据。我们发现GC光度函数彼此非常相似，在V = 27.71 +-0.07（M_V = -7.3）处由9，000多个GC的复合样本导出的转换。简单的高斯曲线和演化的谢克特函数都同样适合GCLF的亮半部分，尽管Coma GCLF比任何处女座巨星都更宽并且具有更高的“截止质量”（M_c ~ 3 x 10^6 M_Sun）。这5个后发座的GC比频率变化范围很大，从NGC 4881的SN = 0.7到IC 4051和NGC 4874的SN = 12。没有一个单一的形成场景似乎能够解释这些差异，否则类似的星系。超巨星NGC 4874拥有已知最丰富的球状星团系统，可能拥有超过30，000个星团;它的真实范围尚未确定，可能会延伸到后发座势阱。对于三个最大的GC系统（NGC 4874，4889，IC 4051），所有三个种群都由红色，富金属的星系团主导。它们的金属丰度分布也可能都具有正常的双峰形式，两个序列的预期平均颜色<V-I>（蓝色）= 0.98和<V-I>（红色）= 1.15。然而，富金属星系团的颜色分布和相对数量显示了Peng等人2008年（ApJ 681，197）为处女座星系建立的趋势的有趣反例。在以后发座超巨星为代表的密度最高、质量最大的区域，富含…
2008-11-10 astro-ph
On the structure of globular cluster systems in elliptical galaxies
椭圆星系中球状星团系统的径向密度分布随宿主星系的总光度而变化。为了阐明GCSs这种结构非同源性的起源，我们数值研究了由一系列主要的无耗散星系合并形成的椭圆星系中GCSs的结构特性。我们发现椭圆星系中GCSs的径向密度分布随着星系经历更多的合并事件而逐渐变平。椭圆星系中GCSs的密度分布符合幂律，斜率（$α_{\rm gc}$）在-2.0到-1.0之间。它们比其宿主星系的恒星密度剖面的斜率（$α_{\rm s}$）更平坦，并与之成线性比例。我们还发现，GCS核心半径（$r_{\rm c}$）的密度分布较大的椭圆，经历了更多的合并。通过对模拟结果应用一个合理的星系光度和大小的标度关系，我们得到了星系的$α_{\rm gc} \approx -0.36 M_{\rm V}-9.2$、$r_{\rm c} \approx -1.85 M_{\rm V}$和$α_{\rm gc} \approx 0.93 α_{\rm s}$，其中$M_{\rm V}$是星系的总$V$ -带绝对星等.
2005-09-18 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. I: The Luminosity Function in NGC 4874, and Implications for Hubble's Constant
我们用V（F606 W）和I（F814 W）的深HST/WFPC 2图像测量了后发座星系团中央cD星系NGC 4874中球状星团的光度分布。我们发现球状星团光度函数（GCLF）的“转折点”位于V = 27.88 +/- 0.12，而GCLF的整体形状与标准的高斯型形式相匹配，色散SIGMA_V = 1.49 +/- 0.12。我们将GCLF作为标准烛光，将NGC 4874和另一个后发座椭圆星系IC 4051的转换点与室女星系团（M87和其他五个）中的巨型椭圆星系的转换点进行匹配。结果是（m-M）_（Coma-Virgo）= 4.06 +/- 0.11量级，如果Virgo距离模数为（m-M）_0 = 30.99 +/- 0.04，则转换为Coma距离d = 102 Mpc。从我们的GCLF测量中得出的哈勃常数是H 0 =（69 +/- 9）km/s/Mpc。我们证实了这一H 0值与一个新的介绍“哈勃望远镜”的GCLFs在巨大的E星系。在后发座椭圆星系中测量额外的GCLF，以及在室女座和天炉座校准星系，有很好的潜力在不久的将来完善这一结果。
1999-11-11 astro-ph
Alignment and morphology of elliptical galaxies: the influence of the cluster tidal field
我们研究了两种可能的球形星系团的潮汐场对它的椭圆星系成员的影响：球形星系的椭圆率的修改和在集群径向方向上的等照度排列的一个失调的长星系。数值N体模拟已经进行了径向和圆形银河轨道。简要地探讨了受扰星系中恒星零速面的性质，并讨论了星系对外场的绝热性。对于丰富的集群的特征参数的选择，我们发现，在球形星系的诱导椭圆率低于或接近可探测性水平。但我们发现，潮汐力矩可以导致显着的等照度线的星系的长轴与星系团的径向方向，如果星系是在星系团的核心半径。与哈勃时间相比，对准所需的时间非常短。一个显着增加的椭圆外等照度线的长模型也被发现，但没有观察到的等照度线扭曲。我们的主要预测是一个椭圆星系人口的排列隔离，根据其轨道是否主要位于外或内的集群核心半径。这些结果还表明，星系在富星系团中的排列与自下而上的星系形成情景并不矛盾。
1994-04-24 astro-ph
A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
Stellar Populations of Elliptical Galaxies in Virgo Cluster I. : The Data and Stellar Population Analysis
我们用高信噪比（S/N/A > 100）的光谱测定了室女星系团中椭圆星系的光谱年龄。我们用斯巴鲁望远镜观察到了8个星系，并将该样本与之前用WHT观察到的6个星系结合起来。为了确定它们的年龄，我们使用了一种基于Hgamma_sigma年龄指标的新方法，该方法几乎不受金属丰度的影响。除了年龄，我们还估计了各种元素的丰度。本文介绍了Hgamma_sigma方法的观测结果、数据处理和可靠性。这项研究的结果在一篇配套论文中介绍（Yamada等人，2006年）。
2005-11-04 astro-ph
Keck Spectroscopy of Globular Clusters in the Virgo Cluster Dwarf Elliptical VCC 1386
本文介绍了与室女星系团矮椭圆VCC 1386有关的球状星团的Keck光谱研究结果。我们分析了13个球状星团候选者在3500-5500 A之间的蓝色光谱吸收线，并确认其中5个与VCC 1386有关。通过比较这些球状星团的金属和巴耳末线指数与α增强的单恒星星族模型，我们发现这些系统是贫金属的[Fe/H] < -1.35和老，年龄> 5 Gyr在3 sigma的信心，把它们的形成在z >1。这是第一个光谱研究的球状星团周围的矮星系在一个集群，揭示了一些低质量的星系在丰富的环境中形成至少部分的恒星质量在宇宙的历史早期。我们进一步发现VCC 1386本身的光度加权恒星星族比它的球状星团更年轻，更富金属，与哈勃太空望远镜成像的（V-I）_0颜色一致。这意味着VCC 1386和本星系群dEs一样，有多个恒星形成的插曲。然而，与低光度系统相关的球状星团似乎与巨星系相关的星团一样古老，这与它们的大部分恒星星族的“缩小”形成相反。
2005-11-01 astro-ph
Collisionless evaporation from cluster elliptical galaxies
我们描述了一个特殊的方面的母星系团潮汐场（CTF）对恒星轨道内的集群椭圆星系的影响。特别是，我们讨论了一个简单的数值模型的帮助下，从椭圆星系的无碰撞恒星蒸发的可能性是最近发现的集群内恒星星族的生产的有效机制。基于理想化的星系密度分布（费勒斯密度分布）的初步研究表明，在哈勃时间内，一个代表性星系损失的恒星数量可能达到初始星系质量的10%，这一比例与观测数据非常吻合。这种机制的有效性是由于这样一个事实，即在CTF的平衡配置附近的星系振荡周期是可比的恒星轨道时间在外部星系区域。在这里，我们扩展我们以前的研究更现实的星系密度分布，特别是通过采用三轴Hernquist模型。
2003-01-30 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Elliptical Galaxies
球状星团（GC）提供了一种确定矮椭圆星系（dE）中最重要的恒星形成时期的方法。因此，它们也有助于比较矮星系和巨星系的恒星形成历史。我们目前的GC系统的24个附近的dE星系与哈勃太空望远镜成像的结果。我们发现，比GC频率S_N随M_V的增加而增加，dEs中的S_N更接近于巨椭圆星系中的S_N值，而不是螺旋星系中的S_N值，有核dEs的平均S_N大约是无核dEs的2倍。颜色表明，大多数GC在星系中的大部分恒星之前形成。
1998-06-05 astro-ph
Radial Velocities of Globular Clusters in the Giant Elliptical Galaxy NGC 1399
本文报道了在天炉座星系团的主要星系--巨椭圆星系NGC 1399的视场中对18个球状星团和一个dE星系的径向速度测量结果。我们也给出了一些年轻的和超金属丰富的球状星团的候选者的径向速度测量结果，这些候选者是前景或背景物体，即28颗恒星和7个星系。根据它们的大小和颜色，选出的真正的球状星团富含金属。对于这个星团样本，我们测量到平均径向速度为v_{rad} = 1353 +/- 79 km/s，速度色散为338 +/- 56 km/s。使用几种不同的质量估计值，这意味着在28千秒差距半径内M/L值在50-130的范围内，与M/L随半径增加一致。我们的速度色散估计值之间的计算值从集成恒星光在较小的半径，并计算在大半径从最近的X射线观测。
1997-10-09 astro-ph
Stellar populations of massive elliptical galaxies in very rich clusters
本文对红移z~0.2的4个非常丰富的星系团A115、A655、A963和A2111中的27个大质量椭圆星系进行了详细的恒星星族分析。利用我们小组开发的新的高分辨率恒星星族模型，我们获得了CN，Mg和Fe的平均光度加权年龄和相对丰度的精确估计。我们发现[CN/H]和[Mg/H]与σ相关，而[Fe/H]和Log（年龄）与σ无关。此外，丰度比[CN/Fe]和[Mg/Fe]均随σ增加。此外，[CN/H]-sigma和[CN/Fe]-sigma斜率在非常丰富的星系团中比在密度较低的室女座和后发座星系团中更陡峭。另一方面，[Mg/H]-σ和[Mg/Fe]-σ斜率作为环境的函数保持恒定。我们的结果是兼容的情况下，大质量椭圆星系的恒星星族，独立于他们的环境和质量，形成时标短于~1 Gyr。这一结果意味着大质量椭圆星系至少从z~2开始被动地演化。对于一个给定的星系质量的恒星形成的持续时间是短的那些星系属于更密集的环境，而质量金属丰度关系似乎也是一个功能的集群属性：更密集的环境是，陡峭的相关性。最后，我们指出[CN/Fe]和[Mg/Fe]丰度比是推断椭圆星系恒星形成历史时标的关键“化学钟”。特别是，[Mg/Fe]提供了这些形成时间尺度的上限，而[CN/Fe]似乎是最合适的参数，以解决它们在椭圆星系sigma<300 km/s。
2006-12-05 astro-ph
