The globular cluster system of an ``old'' merger: NGC 5018
我们研究了“老”合并星系NGC 5018的球状星团系统的性质。我们探测到一个相对较差的球状星团系统，根据颜色至少可以分为两个种群：一个是蓝色星团的小种群，年龄在几百万年到6千兆年之间，它的形成可能是由星系群中最后一次相互作用引起的;一个（可能是两个）古老的星团种群可以与原始星系相关联。(...)
1996-05-09 astro-ph
XMM-Newton observations of the starburst merger galaxies NGC 3256 & NGC 3310
本文介绍了两个邻近的星暴合并星系NGC 3256和NGC 3310的XMM-牛顿EPIC观测结果。两个星系的宽带（0.3-10千电子伏）集成X射线发射显示多相热等离子体的证据，加上一个潜在的硬非热幂律连续。NGC 3256与包含两个MEKAL分量（kT=0.6/0.9 keV）和一个硬幂律（Gamma=2）的模型非常吻合，而NGC 3310具有较冷的MEKAL分量（kT=0.3/0.6 keV）和一个较硬的幂律尾部（Gamma=1.8）。钱德拉对这些星系的观测都揭示了弥散发射中存在着许多离散源，这些离散源在~2 keV以上的发射中占主导地位，很可能是幂律发射的来源。热分量显示出随着温度的升高而增加吸收的趋势，这表明最热的等离子体来自星系盘内超新星加热的气体，而较冷的分量来自流出的星系风与周围的星际介质（ISM）相互作用。我们没有发现任何强有力的证据表明，在任何一个星系的活动星系核（AGN）。
2004-05-14 astro-ph
NGC 3256: Kinematic anatomy of a merger
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列对合并系统NGC 3256中的中性氢进行了成像，以验证球状星团（GC）是在盘状星系相互作用和合并过程中形成的观点。我们比较我们的观察与流体动力学数值模拟，从文献中，检查的假设，质量大于10 $^{7\pm1} \mo$的H I片段的GC形成的网站。我们似乎在NGC3256附近检测到了分离的H I片段。这些碎片的质量约为10^7太阳质量，可能含有少量的暗物质，这也是球状星团的一个特征，因此我们的观测结果支持了这样一个假设，即球状星团是在导致NGC 3256的相互作用中形成的。
2003-02-11 astro-ph
IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
Gas Dynamics in the Luminous Merger NGC 6240
我们报告了0.5“x0.9”分辨率的干涉测量观测结果，观测到了红外发光星系合并NGC 6240中的1.3 mm CO J=2-1线。大约一半的CO通量集中在一个旋转但高度湍流的厚盘结构中，该结构位于两个射电和近红外核之间。许多气体特征将这个直径约为500 pc的中心圆盘连接到更大的尺度。在整个该区域中，分子气体具有超过300 km/s FWHM的局部速度宽度，并且在多个方向上甚至达到1000 km/s的FWZP线宽。中心气体浓度的质量构成了动力学质量的一个重要部分，M_gas（R<470 pc）~ 2-4x10^9 M_o ~ 0.3-0.7 M_dyn。我们的结论是，NGC 6240是在一个早期的合并阶段比原型超亮星系，Arp 220。NGC 6240中的星际气体正处于两个恒星核之间的沉降过程中，正在迅速消散，并可能形成一个中心薄盘。在下一个合并阶段，NGC 6240很可能会经历一次像Arp 220那样的大恒星爆发。
1999-05-05 astro-ph
Binary coalescence from case A evolution -- mergers and blue stragglers
利用Eggleton的恒星演化程序，我们构造了A类双星演化的主序星并合，并研究了它们的性质。总质量和轨道角动量在我们的双星演化中都是守恒的。一些合并可能是在左边的ZAMS定义的正常表面组成的CMD，因为增强的表面氦含量。研究还表明，中心氢含量的合并是独立的质量。最后拟合了回归到热平衡时的合并星等和B-V公式，最大误差分别为0.29和0.037。利用上述结果，我们在NGC 2682和NGC 2660中进行了蒙特卡罗模拟来检验我们的模型。在NGC 2682中，我们的模型中的双星合并覆盖了高亮度区域，但其重要性远低于AML。如果在合并过程中有大约0.5Mo的质量损失，我们的结果与NGC 2660的观测结果吻合得很好。
2007-10-25 astro-ph
NGC 3310, a galaxy merger?
本文讨论了特殊星暴星系NGC 3310（Arp 217，UGC 5786）的HI结构和运动学。提出了有关星暴起源的新证据。HI的体积与明亮的光盘一致，并显示出差异旋转。然而，它的速度色散对于一个螺旋星系来说是非常大的（高达40 km/s），这表明圆盘受到了高度的扰动，正如光学发射线光谱所表明的那样。此外，还有两个突出的HI尾，一个向西北延伸，另一个向南延伸，有点不规则。这些HI尾巴，扰动运动学和特殊的光学形态强烈建议最近合并两个富含气体的星系之间。这似乎是一次重大的合并，其中内部的大部分气体都以中性原子的形式保存下来，要么是一个祖先盘幸存下来，要么是一个新的盘形成了。
2001-06-25 astro-ph
Imaging of the Shell Galaxies NGC 474 and NGC 7600, and Implications for their Formation
本文介绍了两个壳星系NGC 474和NGC 7600的测光观测结果。我们研究的光度颜色和表面亮度的壳和他们的宿主星系，和每个星系的等照度参数。在NGC 474的情况下，我们发现壳层的形成与合并的起源是一致的，尽管近伴星NGC 470可能通过质量转移对壳层系统做出了贡献。NGC 7600的壳层几何形状和颜色也有利于合并起源。
1999-05-05 astro-ph
Direct Evidence for Dynamical Evolution of Luminosity Functions of Globular Cluster Systems: HST/ACS observations of the 3-Gyr-old merger remnant NGC 1316
最近观测到的球状星团（GCs）在中间年龄（2-4 Gyr老），早期型合并残留物提供了迄今为止的“失踪环节”之间的年轻合并残留物和“正常的”椭圆星系的GC子系统的形式与人口合成模型预测的年龄和~太阳金属丰度一致的颜色和光度。在这里，我们提出了新的，深入的观察GC系统的中期合并残留物NGC 1316，使用哈勃太空望远镜上的ACS相机，这使我们能够创建光度函数（LF）作为银河系中心半径的函数。我们发现，内部的50%的“红色”GC系统显示了一个明确的营业额在其LF，在约1马格比“老”的蓝色GC微弱。这构成了直接的动力学证据，即在富含气体的合并过程中形成的富含金属的GC种群可以演变成“红色”的富含金属的GC种群，这些种群在“正常”的巨型椭圆星系中无处不在。
2004-04-08 astro-ph
Dwarfs after Mergers? The case of NGC520, NGC772, Arp141, NGC3226/7, NGC3656 and Arp299
我们目前的调查结果矮星系候选人在强相互作用星系附近。调查的目的是检验这样一个假设，即在大型相互作用星系的潮汐尾中，恒星和HI的大规模凝聚可能是独立的、自引力的矮星系的重要来源。这些所谓的潮汐矮星系（TDG）可以被认为类似于潮汐尾中发现的蓝色发光结，但如果在它们被观察到之前形成的话，也可能看起来像是更红的进化系统。在本研究中，从Deeg等人（1998）的15个强相互作用星系周围的扩展天体目录中选择了6个场的均匀子样本。子样本的标准是：中心相互作用星系的类似红移，以及V和R中扩展物体的光度完整性。这些TDG候选者的数密度与预期的背景星系密度进行了比较。在统计误差范围内，背景星系占了大部分，如果不是全部的话。没有证据表明有大量的本地形成的矮星系。因此，我们得出结论，场星系-星系相互作用很可能导致只有少数长寿命的TDG的形成。
2003-02-24 astro-ph
The Structure of Active Merger Remnant NGC 6240 from IRAC Observations
NGC 6240是本地宇宙中一个罕见的天体：一个活跃的合并残骸，在合并点可以看到两个活跃的星系核。我们目前的IRAC数据的对象，提供高灵敏度的地图，在这个复杂的系统中的恒星和PAH的分布。我们使用光度法来分析这些分布随半径的变化，并提供四个IRAC波段的SED：3.6微米，4.5微米，5.8微米和8.0微米。我们将3.6微米波段的径向分布拟合到r = 0.25和指数分布，以评估残余物的结构。最后，我们将IRAC图像与多波长数据进行了比较，并研究了X射线，Halpha和CO中的流出与8微米发射的相关性。结果支持NGC 6240作为一个系统经历了一次重大的合并，并从盘状星系过渡到球状体的一般图片。IRAC对低表面亮度中红外特征的敏感性提供了关于这个罕见系统中恒星和尘埃扩展分布的详细信息。
2008-07-28 astro-ph
XMM-Newton observations of the late-stage merger-remnant galaxies NGC 3921 and NGC 7252
利用XMM的高灵敏度，我们研究了NGC 3921和NGC 7252这两个典型的晚期合并残留物的X射线辐射。在NGC 7252的情况下，这是由钱德拉档案数据补充。我们研究了这两个星系中离散X射线点源种群和热扩散气体成分的性质，并根据它们不同的合并年龄和历史对它们进行了比较。我们在NGC 3921中探测到3个候选的超亮X射线点源，在NGC 7252中至少探测到6个，我们有高空间分辨率的Chandra数据。它们的光度范围为1. 4x10^39 -10^40 erg s^-1（H_0= 75 km s-1 Mpc^-1）。我们预计这些ULX是高质量的X射线双星，与这两个星系中最近的恒星形成有关。在这两个星系中都观察到了扩展的热气。我们在XMM数据中获得了足够的计数，可以将双组分热等离子体模型拟合到它们的X射线光谱中，并估算出NGC 3921和NGC 7252中热扩散气体组分的X射线光度分别为2.75 x10^40 erg s ^-1和2.09 x10^40 erg s^-1。与典型的成熟椭圆星系LX ~10^（41-42）erg/s^-1相比，这些合并残留物的光度较低。我们没有看到证据表明这些星系的X射线晕目前正在再生到典型椭圆星系的质量和光度。原子气体的质量可回落到这些星系的主体和冲击热的X射线温度是不够的，这是唯一的晕再生机制。我们的结论是，晕再生最有可能是一个长期的（>10 Gyr）…
2004-05-27 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
Ages and Metallicities of Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 7252
本文介绍了用托洛洛山上的布兰科4米望远镜获得的合并遗迹和原椭圆星系NGC 7252中8个年轻星团的紫外-可见光谱。这些星团位于距中心3-15 kpc的投影距离处，在视线范围内以140+/-35 km/s的速度色散移动。其中七个星团在其光谱中显示出强的巴耳末吸收线[EW（H-β）= 6-13埃]，而第八个星团位于巨大的HII区域，没有显示出可检测的吸收特征。根据Bruzual & Charlot（1996）和Bressan，Chiosi，& Tantalo（1996）的模型星团光谱比较，其中6个吸收线星团的年龄在4 - 6亿年之间，表明它们是在最近的合并过程中早期形成的。这些星团是球状星团，根据它们小的有效半径和对应于~100个核心穿越时间的年龄来判断。其中一个发射线天体的年龄小于1000万年，可能是一个新生的球状星团或OB星协。三个星系团的平均金属丰度都在太阳的+/-0.15 dex范围内，这表明NGC 7252中两个可能的Sc星系合并形成了一个具有双峰金属丰度分布的球状星系团系统。由于NGC 7252本身显示出0.5-1 Gyr年龄的原椭圆星系的特征，它的第二代太阳金属丰度球状星团提供了直接的证据，表明具有双峰球状星团系统的巨型椭圆星系可以通过富含气体的盘状星系的主要合并形成。
1998-09-03 astro-ph
Radio Emission Associated with Ultraluminous X-ray Sources in the Galaxy Merger NGC 3256
我们提出了新的6，3.6，和2厘米VLA附近的合并系统NGC 3256的无线电观测，分辨率为~100 pc，揭示了紧凑的无线电源嵌入在所有三个波长的更扩散的发射。这两个放射性原子核被部分分辨，但两个主要的致密源仍然与里拉等人最近报道的两个最强大的致密超铝X射线源（ULX）相一致。这两个源的射电/X射线比太高，超过100-1000倍，不可能是正常的X射线双星。然而，它们的无线电和X射线功率和比率与低光度活动星系核（LLAGN）一致，并且光学发射线表明在北部核周围存在核盘。如果这两个核ULX都是LLAGN，那么它们关联的黑洞之间的距离只有1千秒差距，比最近在合并星系NGC 6240中发现的黑洞之间的距离近6倍。合并外围的第三个ULX也是一个射电源，可能是超新星遗迹的集合。其余的ULX与任何致密射电辐射源都不一致，并且与对波束X射线双星或中等质量黑洞的预期一致。
2003-10-17 astro-ph
Luminosity Profiles of Merger Remnants
使用已公布的光度和分子气体配置文件的后期合并NGC 3921，NGC 7252和Arp 220，我们研究了预期的光度配置文件的演变合并残余物，特别是在光的大规模CO复合物，在其核中观察到。对于NGC 3921和NGC 7252，我们预测，由此产生的光度分布将以r^{1/4}定律为特征。鉴于以前的光学工作，这些系统，它似乎很可能会演变成正常的椭圆就其光学性质。由于中心分子柱密度高得多，Arp 220可能不会进化出这样一种“无缝”的光分布。我们的结论是，超明亮的红外合并，如Arp 220要么演变成椭圆光度异常的配置文件，或不产生许多低质量的恒星的分子气体复合物。
1999-07-18 astro-ph
X-ray emission from a merger remnant, NGC 7252,the "Atoms-for-Peace" galaxy
我们用X射线卫星ASCA观测了附近的合并残留物NGC 7252，并探测到了X射线发射，其X射线通量为（1.8+/-0.3）E-13 ergs/s/cm/cm，在0.5 - 10 keV波段。这相当于X射线的光度为8.1E40尔格/秒。X射线发射用双组分模型很好地描述：软组分kT =0.72+/-0.13 keV，硬组分kT > 5.1 keV。虽然NGC 7252被认为是一个动力学上年轻的原椭圆星系，但其0.5 - 4 keV的软成分光度约为2 E40 ergs/s，这对于一个早期类型的星系来说是很低的。L_X/L_FIR的比值表明软组分来源于恒星形成过程中的高温气体。它的低光度可以用星系风的气体喷射来解释。我们的观测结果表明，在2 - 10 keV范围内存在硬X射线发射，其亮度为5.6E40尔格/秒。这可能表明NGC 7252中存在核活动或中等质量黑洞。
2001-11-17 astro-ph
Mergers of Globular Clusters
具有复合色星等图的球状星团，如NGC 1851、NGC 2808和天炉座3号，可能是通过合并形成的。建议这些对象中的每一个都有两个父集群，一个具有红色水平分支，另一个具有蓝色水平分支。如果这两个祖先天体最初都是一个内部速度色散很低的矮球状星系的成员，那么这种合并就可能发生。
1996-09-13 astro-ph
Making Spirals with Counter-Rotating Disks, the case of NGC 4550
利用无碰撞N体技术研究了一个使星系（如NGC 4550）具有等共面反旋星盘的单合并方案。该方案是成功地产生一个轴对称的磁盘由两个几乎相等的反向旋转人口。最后的盘在外部显示出清晰的双峰线轮廓，这表明盘-盘合并并不总是产生椭圆。
1997-12-02 astro-ph
Kinematics, ages, and metallicities of star clusters in NGC 1316: A 3 Gyr old merger remnant
我们报告了围绕巨型早型射电星系NGC 1316（天炉座A）的37个候选星团的多天体光谱学，天炉座星系团中最明亮的星系。对于这个样本中的星团，我们测量到的平均径向速度为1698 +/- 46 km/s，旋转速度为175 +/- 70 km/s，在24 kpc的银河系中心半径内的速度色散为227 +/- 33 km/s。使用投影质量估计器并假设各向同性轨道，估计的总质量为（6.6 +/- 1.7）E+11太阳质量，半径为24 kpc。质量的不确定性约为2倍，取决于轨道假设。M/L_B值在3-6之间。在我们的样本中有四个星团是异常明亮的（M_V < -12.3）。这意味着：（1）NGC 1316中至少有这么多的星团比我们银河系或M31中最明亮的星团亮一个数量级，（2）它们光谱的信噪比使我们能够以良好的精度测量谱线强度。通过比较样本中亮星团的H-α和Ca II三重吸收线的颜色和等效宽度与单次爆发星群模型的结果，我们发现它们是同时代的，年龄为3.0 +/- 0.5 Gyr。发现它们的金属丰度在0.15 dex以内。这些结果再次表明，具有近太阳金属丰度的球状星团确实在星系合并期间形成，而且，它们可以在合并期间发生的破坏过程中幸存下来（例如，动力摩擦，潮汐破坏），以及蒸发。在这方面，NGC 1316提供了一个迄今为止“缺失”的演化联系，一边是年龄约为0.5 Gyr的年轻合并残留物，如NGC 35…
2000-10-13 astro-ph
Keck Spectroscopy of Two Young Globular Clusters in the Merger Remnant NGC 3921
本文给出了合并残留物NGC 3921中两个候选球状星团的低分辨率紫外-可见光谱。这两个视星等为V = 22.2（Mv = -12.5）的星团位于距离中心约5 kpc的投影距离处，相对于当地星系背景以晕型径向速度移动。它们的光谱显示出强烈的巴耳末吸收线，表明主序星的关闭主要由A型恒星控制。与Bruzual和Charlot等人计算的模型星团光谱进行比较，得出星团年龄在200- 5.3亿年之间，太阳金属丰度在三倍之内。考虑到它们的小半光半径（Reff < 5 pc）和对应于大约100个核心穿越时间的年龄，这些星团是引力束缚的，因此确实是年轻的球状星团。假设它们具有夏布里埃型的初始质量函数，则它们目前的估计质量分别为2.3（+-0.1 x10 ^6 Msun和1.5（+-0.1 x10 ^6 Msun，或大约是ω Cen质量的一半。由于NGC 3921本身显示出许多迹象表明它是一个0.7（+-0.3）Gyr的原椭圆星系，这两个年轻的球状星团和哈勃太空望远镜观测到的许多类似的球状星团提供了支持性证据，即在形成椭圆状遗迹的过程中，富含气体的盘的主要合并也可以增加富含金属的球状星团的数量。（节录）
2004-04-21 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
Warm molecular gas in galaxy-galaxy merger NGC6090
利用亚毫米波阵列（Submillimeter Array，SMA）观测了NGC 6090中CO2 -1和3-2向合并星系的跃迁。高分辨率CO数据揭示了三种气体浓度。主要成分在两个星系的重叠区出现峰值，那里的近红外和射电连续辐射很弱。正面星系NGC 6090 E的CO2 -1辐射比边缘星系NGC 6090 W的强。CO 3-2发射峰位于重叠区，与CO2 -1发射峰相似.超过50%的CO 3-2排放来自重叠区的2 $''$（1.2 kpc）面积。在NGC 6090 E的核区和西北臂有CO 3-2排放，而在NGC 6090 W没有CO 3-2排放。与CO气体不同，大部分射电连续谱发射来自NGC 6090 E。强烈的CO辐射，加上微弱的射电连续辐射，表明重叠区的恒星形成还没有进行足够长的时间来产生大量的超新星，这些超新星由于它们的射电连续辐射而可以被探测到。
2004-05-21 astro-ph
Atomic and molecular gas in the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A) and its environment
我们提出并解释了对南椭圆星系NGC 1316（天炉座A）的原子和分子气体的观测，这是一个强大的双瓣射电源，具有受干扰的光学形态，包括许多壳和环。用SEST和VLA进行12 CO（1-0）、12 CO（2-1）和HI观测。在尘埃斑区域的中心位置以及核的西北和东南方向，探测到了对应于总分子氢质量为5 × 10^8 Msun的CO排放。这种气体的起源可能是外部的，并且是由于一个或几个小的富含气体的星系的吸积。在NGC 1316的中心区域没有探测到HI，但是在Schweizer（1980）发现的巨大的HII区域发现了约2 × 10^7 Msun的原子气体，该区域距离核6.7弧分（或36.2 kpc）。在NGC 1316外部的其他三个位置也发现了HI。研究了NGC 1316的两个邻近的旋涡伴星NGC 1317（北面的棒星系）和NGC 1310（西面的棒星系）的HI分布和运动学。这两个星系都有异常小的HI盘，可能受到了冲压压力剥离的影响。
2001-07-19 astro-ph
An Offset Seyfert 2 Nucleus in the Minor Merger System NGC 3341
我们提出了在扰动盘星系NGC 3341中发现的三重发射线核，基于斯隆数字巡天的档案数据和凯克天文台的新观测。这个星系包含两个偏移的核，在它的盘内或投影到它的盘上，投影距离它的主核为5.1和8.4 kpc，径向速度与主核的距离小于200 km/s。这些看起来要么是矮椭圆星系，要么是低质量螺旋星系的凸起，它们的圆盘在合并成主星系时已经被剥离。内偏距核的光谱为Seyfert 2型，恒星速度色散为70+/-7 km/s。外偏置核有非常弱的发射线，符合LINER分类，而主核的发射线光谱接近LINER/HII复合系统和HII核之间的边界;两者都可能包含吸积的大质量黑洞，但光学分类本身是模糊的。在NGC 3341中探测到一个偏置的活动核，这有力地表明，在较小的合并过程中，矮次级星系的核和主星系的核都可以触发黑洞吸积事件。
2008-07-21 astro-ph
Evolution of Globular Clusters Formed in Mergers
在星系合并中形成的球状星团（例如，现在可以在它们进化的不同阶段对它们进行研究。在年轻的合并残余中（例如，NGC 7252），这些“第二代”球状星团以数百个年轻的晕状星团出现，其金属丰度大致相当于太阳。虽然一开始比旧的贫金属球状星团更蓝，更亮，但在1 - 1.5 Gyr之后它们变得更红，然后可以在受扰动的E和S 0星系中观察到中等年龄的仍然过亮的红色星团（例如，NGC 1316、NGC 1700和NGC 3610）。从颜色分布、投影径向分布以及光度函数中有证据表明，这些星系团最终具有在许多巨型椭圆星系中观察到的红色富金属球状星团的性质。对正在进行的合并中的球状星团和年轻残留物的研究表明，第二代球状星团是由合并引起的星爆中压力迅速增加的巨大分子云形成的。这种压力诱导的形成为Cen（2001）的论点提供了证据，即在z ~= 7 - 15的宇宙再电离过程中，一般压力的增加引发了在所有类型星系中观察到的第一代贫金属球状星团的普遍人口的几乎同时形成。
2001-06-20 astro-ph
Revisiting the Globular Cluster System of the Merger Remnant Elliptical NGC 3610
我们获得了动态年轻的椭圆星系NGC 3610中6个候选球状星团（GC）的Keck谱，补充了我们先前对8个已确认GC的Keck谱（Strader et al. 2003）。我们的新候选人中有五位被确认为GC。在13个GC中，有11个位于7 kpc的K波段有效半径内。在这13个星团中，有2个是年轻的（~ 2Gyr）和非常富金属的（[Z/H] ~ +0.5），3个是年老的和贫金属的，其余8个是年老的和富金属的。年轻星系团的年龄与最近的光谱年龄估计值1.6+/-0.5 Gyr（Denicolo et al. 2003）相一致，并表明这些星系团是在盘-盘合并中形成的，这可能创造了NGC 3610。有趣的是，这两个年轻的GC都有[alpha/Fe] ~+0.3，而大多数老的星系团没有α增强，这与银河系和M31 GC相反，也与核合成计算的预测相反。这两个古老的GC亚群可以归因于合并的祖细胞。旧的和新的富含金属的GC的相对数量的限制很差，因为预期的差异，在径向分布的两个亚群。然而，根据我们的光谱结果和哈勃太空望远镜的色星等图（惠特莫尔等，2002年）与恒星星族模型的比较，我们认为，超过一半的富含金属的GC可能是老的。
2003-10-21 astro-ph
The complex X-ray morphology of NGC 7618: A major group-group merger in the local Universe?
我们提出的结果，从一个短的{ \em钱德拉}/ACIS-S观测的NGC 7618，占主导地位的中央星系附近（$z$ =0.017309，d=74.1 Mpc）集团。我们检测到一个尖锐的表面亮度不连续14.4千秒差距N的核对着一个角度为130 $^\circ$与X射线尾部延伸$\sim$ 70千秒差距在相反的方向。不连续性内部和外部的气体温度分别为0.79 $\pm$ 0.03和0.81 $\pm$ 0.07 keV。有少量证据表明元素丰度出现不连续变化（在90%置信度下，$Z_{inner}$ =0.65 $\pm$ 0.25，$Z_{outer}$ =0.17 $\pm$ 0.21），表明这可能是一个“丰度”前沿。拟合一个双温度模型的ASCA/GIS光谱的NGC 7618/UGC 12491对显示存在的第二个，更热（$T$ = $\sim$ 2.3千电子伏）组件。我们考虑了几种情况的起源的边缘和尾巴，包括无线电波瓣/IGM的相互作用，非流体静力学的“晃动”，等质量合并和碰撞，和冲压压力剥离。在最后一种情况下，我们考虑NGC 7618落入UGC 12491的可能性，或者两个集团都落入贫气体集团势。然而，前两个模型存在重大问题，我们得出结论，不连续性和尾部最有可能是NGC 7618组的冲压压力剥离的结果，因为它落入了更大的暗物质潜力。
2006-01-17 astro-ph
The Post-Merger Elliptical NGC 1700: Stellar Kinematic Fields to Four Effective Radii
我们利用多镜望远镜获得的光谱中的吸收特征，测量了椭圆星系NGC 1700中恒星沿四个位置角到很大半径的运动。我们的数据将恒星速度场的覆盖范围扩大了5倍（半径是以前的2.5倍，PA是以前的两倍）。在2个有效半径（r_e）范围内，平均速度的精度达到10 km/s，在3个有效半径范围内，最大转速的误差小于15%。缺乏可检测的短轴旋转和在+/-45度PA上几乎相同的运动学表明NGC 1700在r < 2.5 r_e时几乎是扁圆的。超过这个半径，扭曲的形态学和运动学轴表示增加三轴性，内在的扭曲，或两者兼而有之。在低振幅的反旋转核心的速度分布是弱倾斜的旋转方向，反对中央恒星盘。小的偏斜度和中心速度色散的抑郁症是一致的吸积的低质量恒星伴星在逆行轨道。大半径的光度精细结构（Schweizer \& Seitzer 1992）也表明合并;东北方向50角秒的速度反转表明发生了一次重大事件。然而，星系主体径向增加的反时针旋转意味着这不是导致反旋转核心的同一事件。大R时的强旋转和近扁球形的形状与群合并的N体模拟结果一致（Weil，1995）; 2.5 r_e内的所有扰动都发生了相位混合，这表明NGC 1700的现有形态是由3个或更多恒星系统在2 ~ 4 h^-1 Gyr前合并而成的。
1995-12-12 astro-ph
On the formation of star clusters in the merger NGC 6240
我们在合并和超亮红外星系NGC 6240的存档HST/WFPC 2图像中识别了星团，目的是调查星团的性质（光度，年龄和质量）在这样一个极端的环境中是否与亮度较低的星暴星系中的星团不同。在F450 W、F547 M和F814 W的所有曝光中，我们发现了54个星团，其中41个位于NGC 6240的主体，13个位于星系尾部。由于只有两种颜色可用于导出两个自变量（集群变红和年龄），我们采用了一个特设的程序，统计得出集群参数的假设下，集群金属丰度是LMC样的。每个聚类的颜色都与STARBURST 99固定质量和可变年龄和变红模型相匹配。所有簇红化和卡方< 1的年龄解被认为与数据一致。质量是通过用观测到的V光度对模型的光度进行缩放而得出的，其中最佳拟合的卡方< 1，并对红化和距离进行了校正。我们推断，观测到的星团的最可能年龄为（5 - 13）Myr，最可能质量约为（1 - 2）e05太阳质量。与星暴星系中的星团相比，似乎指向在更大质量的星系和富含气体的合并中形成更大质量的星团，而整体星团质量分布可能相对独立于相关星暴的细节，其中密集的大质量星团优先形成。
2003-06-23 astro-ph
Circumnuclear Star Clusters in the Galaxy Merger NGC 6240, Observed with Keck Adaptive Optics and HST
本文讨论了星系合并星系NGC 6240的中心~10 kpc（投影）在H和K'波段的图像，这些图像是用凯克II上的NIRC 2窄相机利用自然导星自适应光学拍摄的。我们在NIRC 2图像中检测到28个星团，其中只有7个可以在B或I波段的类似空间分辨率的档案WFPC 2行星相机数据中看到。结合NIRC 2窄相机指向与F110 W，F160 W和F222 M过滤器拍摄的更宽的NICMOS NIC 2图像，我们确定了在这5个红外（λ> 1微米）带通中的至少一个中检测到的总共32个簇。通过与瞬时爆发、恒星星族合成模型（Bruzual & Charlot 2003）的比较，我们估计大部分星团的年龄都在1500万年左右，光度质量在7 E5 M_sun到4 E7 M_sun之间。这些星团对恒星形成率（SFR）的总贡献约为10 M太阳/年，约占核区SFR的10%。我们用这些新发现的星系团估算了NGC 6240双核的消光，发现在某些视线方向上的A_V值高达14等，在双核的~3弧秒范围内，对视线方向的平均消光为A_V~7等。
2007-01-17 astro-ph
A search for extragalactic H2O maser emission towards IRAS galaxies - Detection of a maser from an infrared-luminous merger, NGC6240
本文报道了对红外发光星系22 GHz水脉泽辐射的观测结果。观测到的星系主要是从IRAS亮星系样本中选出的。这次巡天发现了一个新的脉泽。新的脉泽是在[U]LIRG/合并星系NGC 6240中发现的，该星系含有LINER核。这是第一次探测到这类星系的H2O脉泽，它们传统上与OH超脉泽源有关。探测到的脉泽辐射相对于星系采用的系统速度有很高的红移（~ 260-300 km/s），我们没有发现其他相对于系统速度< +- 500 km/s的显著辐射。高速脉泽辐射的存在意味着在合并过程中可能存在一个旋转的脉泽盘。大的脉泽光度（~ 40 Lo）表明，一个活动星系核可能是引起水辐射的能量来源。或者，脉泽发射可能与先前观察到的星系中心的双射电源有关。具有高角分辨率的干涉观测将能够澄清新脉泽的起源。
2001-12-04 astro-ph
The nuclear ring in the unbarred galaxy NGC 278: result of a minor merger?
我们提出了充分采样的高角分辨率二维运动学的H α谱线，光学和近红外成像，以及21厘米的螺旋星系NGC 278的氢原子数据。这是一个小型的非棒星系，内部区域有一颗直径约2千秒差距的明亮恒星，让人想起主要在棒星系中看到的核环。的H α运动学表明，扰动的速度场，这可能是部分螺旋密度波流运动的结果。21厘米的数据跟踪原子氢以外的光盘。HI并不丰富，但清楚地显示出干扰的形态学和运动学。我们假设NGC 278目前的结构是最近与一个小的富含气体的星系相互作用的结果，该星系现在分散到NGC 278的外盘中。这个小合并在盘中建立的非轴对称性很可能是内部区域强烈恒星形成的原因，这可以解释为非棒星系中核环的罕见例子。这个核环不是由棒引起的，而是星系近代历史上相互作用事件的直接结果。
2004-05-06 astro-ph
Merging Cold Fronts in the Galaxy Pair NGC 7619 and NGC 7626
我们目前的结果，从{ \it钱德拉}观测星系对NGC 7619和NGC 7626，飞马座集团的两个主要成员。X射线图像显示了与每个星系相关的亮度边缘，我们将其确定为合并冷锋。边缘是尖锐的，边缘的对称轴大致是反平行的，这表明这些星系在天空的平面上相互坠落。合并冷锋的检测意味着一个合并的子群方案，因为另一种方案是星系落入一个预先存在的$\sim1$ keV晕，没有自己的主导星系，这样的物体没有被观察到。我们估计的三维速度从冷锋，并表明，速度矢量确实是最有可能接近天空的平面，与$\sim1190\kms$的相对速度。相对速度是一致的，从两个大致相等的质量亚组，其总病毒质量等于飞马座组的下降预期。我们的结论是飞马座星系团目前是由两个子群合并而成的，主要是NGC 7619和NGC 7626。NGC 7626包含一个强射电源，核心有两个对称的喷流和射电波瓣。虽然我们在X射线表面亮度图中没有发现相关的结构，但温度图显示了南叶外的一团冷气体，推测是由叶夹带的，以及较冷气体延伸到叶本身。喷流轴与NGC 7626的投影运动方向平行（从合并冷锋的对称轴推断），南部领先的喷流与北部落后的喷流相比缩短，可能是由于前喷流遇到的额外冲压压力。
2009-01-22 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
From Globular Clusters to Tidal Dwarfs: Structure Formation in the Tidal Tails of Merging Galaxies
利用WFPC 2/HST获得的V和I图像，我们研究了潮汐尾内的致密恒星结构。研究了四个经典的“图姆雷序列”合并中的六个潮汐碎片区域：NGC 4038/39（“Toomre序列”），NGC 3256，NGC 3921和NGC 7252（“和平原子”），以探索恒星形成如何取决于局部和全球物理条件。这些合并样本的演化序列和尾巴的一系列阶段，并没有嵌入潮汐矮星系。这六条尾巴被发现包含各种各样的恒星结构，大小从球状星团到矮星系不等。从V和I WFPC 2图像中，我们测量了星团的亮度和颜色。NGC 3256被发现有大量的蓝色星团（0.2 < V-I < 0.9），特别是在它的西尾，类似于合并的内部区域。相比之下，NGC 4038/39在观测到的尾部区域没有星团，只有不太明亮的点源，可能是单个恒星。一个重要的星团人口显然与NGC 7252东部和西部尾部的突出潮汐矮候选者有关。NGC 3256的西尾并没有以其动力学年龄或HI总质量来区分。然而，在尾部几乎没有星团的合并星系都有潮汐矮星系，而NGC 3256没有突出的潮汐矮星系。我们推测，恒星形成的潮汐尾巴可能会表现出自己要么在小结构，如集群沿尾巴或在大结构，如矮星系，但不是在这两个。此外，NGC 3256在所研究的四次合并中具有最高的恒星形成率，这可能有助于其潮汐尾中大量的星团。
2003-07-22 astro-ph
CO Observations of Edge-on Galaxies, V. NGC 5907: Central Deficiency of Gas in an Sc Galaxy - Merger in the Bulge
用45米的野边山望远镜观测到了Sc星系NGC 5907的12 CO（1-0）线辐射。2和13 kpc之间的径向密度分布很好地表示由一个指数律盘的尺度半径为3.5 kpc和一个环的半径为7 kpc的叠加。然而，在中央2千秒差距内没有观察到气体浓度。将径向分布和位置-速度图与HI获得的结果进行了详细比较。我们发现，分子气体占主导地位的中心5 kpc的区域，而HI在外部区域，清楚地分开的“分子前线”在5 kpc半径。这个分子前沿将是从HI到分子氢的相变的地方，反之亦然，在银河系尺度上发生。晚型星系的分子气体中心缺乏是一个例外，这是在Sc星系中首次发现的，也是继Sb星系M31之后的第二次发现。我们认为核气体盘的另一个星系的合并破坏的可能性，并讨论其与外部翘曲盘的关系。
1993-12-17 astro-ph
SDSSJ103913.70+533029.7: A Super Star Cluster in the Outskirts of a Galaxy Merger
我们描述了在斯隆数字巡天的光谱数据中偶然发现的一个恒星状物体，SDSSJ 103913.70 +533029.7，日心径向速度为+1012 km/s。它在位置和速度上与螺旋星系NGC 3310接近，表明它与该星系有联系。在这个距离上，SDSSJ 103913.70 +533029.7具有超级星团的光度，距离NGC 3310的投影距离为17 kpc。它的光谱和光度特性意味着它的质量大于10^6太阳质量，年龄接近NGC 3310周围的潮汐壳，这表明它是在形成壳的事件中形成的。
2005-10-31 astro-ph
The Araucaria Project: The effect of blending on the Cepheid distance to NGC 300 from Advanced Camera for Surveys images
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机获得了螺旋星系NGC 300中六个场的F435 W，F555 W和F814 W单历元图像。利用这些图像的高超空间分辨率，我们已经测试了混合的造父变星的影响，从地面研究与近恒星邻居，地面图像上未解决的，对NGC 300的距离测定。在这项研究中包括的16个造父变星中，只有三个受到附近恒星物体的显著影响。在修正了这些投影伴星对观测流量的贡献后，我们发现相应的V，I周期光度关系和Wesenchant-magnitude W_I与未经修正的关系没有显著的差别。我们将混合对NGC 300的距离模量的系统影响的上限定为0.04量级。作为HST成像计划的一部分，我们对NGC 300中的40颗蓝超巨星进行了改进测光。
2005-08-18 astro-ph
H I, H II, and R-Band Observations of a Galactic Merger Sequence
我们提出了高质量的孔径合成观测的中性氢分布在一个样本的五个星系系统被认为是参与渐进阶段的合并：Arp 295，NGC4676，NGC520，NGC3921，和NGC7252。这些数据由通过窄带Halpha滤波器拍摄的宽视场图像和深R波段表面测光补充。在早期阶段，大量的HI存在于星系盘内，恒星形成是普遍的。电离气体的辐射经常呈现出从核区发出的羽状和弧状，这可能是相互作用引起的星爆的场所。在最后阶段，残余天体内几乎没有HI，潮汐物质向内移动。这表明，这些残骸将演变成椭圆星系的原子气体含量以及光度特性。然而，NGC520的观测揭示了一个广泛的旋转气体盘，这表明也许一些合并不会破坏祖先的原子气体盘。总的来说，大量的气体和星光都在大半径处被看到。由于这种物质在很长的时间尺度上演化，它可能会留下许多Gyr的可观察特征。
1995-12-07 astro-ph
Minor Merger Origin for the Circumnuclear Starburst in NGC 7742
我们提出了一个发射线诊断分析的积分场光谱观测，覆盖中央千秒差距的NGC 7742。这个Sa星系拥有一个壮观的核星暴环和以低电离辐射为特征的核区域。环中的气体旋转方向与星系中的恒星相反，这表明最近发生了合并或收购事件。对来自DensePak的H-α + [NII]发射线和来自Sauron的H-β和[OIII]发射线的积分场测量的组合允许构造诊断图，该诊断图突出了从核环中的恒星形成到由高速冲击或由中心AGN向中心激发的过渡。对[SII]谱线比率的DensePak测量显示，核环中的气体密度非常低，Ne < 100/cm^3，这是大质量HII区的特征。与MAPPINGS III的低气体密度星爆模型比较，环的金属丰度大致相当于太阳。这表明核环中的气体起源于一个恒星系统，该系统能够通过持续的恒星形成来大量富集气体金属。我们认为NGC 7742吞噬了一个富含贫金属气体的较小星系，并且环中的恒星形成事件已经将金属丰度增加到目前的值。
2006-07-24 astro-ph
The Curious Case of NGC6908
NGC 6908曾经被认为是附近螺旋星系NGC 6907的东部螺旋臂中的表面亮度增强。基于近红外成像的检查，该物体实际上是一个透镜状S 0（6/7）星系，隐藏在较大星系的盘和螺旋结构的光学眩光中。NGC 6908的新径向速度（3，060 +/-16（排放）; 3，113 +/-73 km/s在智利Las Campanas的Baade 6.5米望远镜和杜邦2.5米望远镜上获得了NGC 6908（吸收）），将NGC 6908置于与NGC 6907相同的膨胀速度距离（3，190 +/-5 km/s），消除了纯粹偶然的视线重合的可能性。NGC 6907的圆盘和外部螺旋结构中曾经神秘的不对称性现在被解释为是由于高级合并事件。在这个星系的外围新发现的尾巴和碎片进一步支持了这个系统的合并场景。这对星系是100多年前发现的两个物体的一个相当引人注目的例子，直到在红外波长下工作的现代探测器为我们提供了新的（高对比度）外观之前，它们的真实性质一直消失。嵌入合并残余物的其他例子也可能在附近星系的近红外成像的越来越多的样本中揭示出来;一项试点研究确实揭示了其他几个有希望的后续观测候选者。
2007-04-28 astro-ph
The Nature of the Peculiar Virgo Cluster Galaxies NGC 4064 and NGC 4424
本文利用$^{12}$ CO 1-0干涉测量、光学成像和积分场光谱观测，详细研究了特殊的缺HI室女星系团旋涡星系NGC 4064和NGC 4424，以了解是什么类型的环境相互作用影响了这些星系。光学成像显示，NGC 4424有一个强烈扰动的恒星盘，具有香蕉形的等照度线和壳层。NGC 4064位于星团外围，拥有一个相对未受干扰的外部恒星盘和一个中央棒。在这两个星系中，H-α辐射仅限于中央千秒差距。CO观测揭示了两叶分子气体的形态，与H-α发射峰值内的CO叶，这意味着在恒星形成过程中的时间序列。气体运动学揭示了强烈的棒状非圆形运动的分子气体在两个星系，这表明该材料是径向下降。在NGC 4064中，恒星运动学揭示了在中央1 kpc的强烈的棒状非圆运动。另一方面，NGC 4424的恒星自转速度非常适中（Vmax ~ 30 km s-1），在我们所能测量到的范围内，恒星的运动都是随机的。观测结果表明，NGC 4424的特殊性是中等质量合并加上冲压压力剥离的结果。在NGC 4064的例子中，证据表明一个已经被剥离的“截断/正常”星系最近遭受了与另一个星系的轻微合并或潮汐相互作用。我们建议，星系与“截断/紧凑”的H-α形态，如这些是独立的影响的结果冲压压力剥离，从外盘中去除气体，引力相互作用，如合并，加热恒星盘，驱动气体的中心kpc和增加中心质量浓度。
2006-02-03 astro-ph
Is a minor-merger driving the nuclear activity in the Seyfert 2 galaxy NGC 2110?
我们报告了一个详细的形态学和运动学的研究孤立的非酒吧附近的塞弗特2星系NGC 2110。我们结合积分场光学光谱，与长缝和WFPC 2成像可在HST档案，调查在这个星系的燃料机制。以前的工作（Wilson & Baldwin 1985）得出结论，星系的运动中心从星系的视质量中心位移了约220 pc，电离气体遵循一条非常正常的旋转曲线。通过对NGC 2110的运动学、电离气体速度场和弥散速度场以及V、I和H α的高空间分辨率形态的分析，我们发现：1）NGC 2110的运动学中心位于星系核。2)电离的气体不是纯旋转运动。3)发射线宽度的二维分布的形态表明存在短轴星系外流。4)核相对于恒星系统速度发生蓝移，表明NLR气体由于与射电喷流的相互作用而流出。5)电离气体在核南部相应的旋转运动上红移约100 km/s，相对于核恒星系统速度红移240 km/s。这一速度与Gallimore等人（1999）检测到的HI红移吸收速度一致。我们讨论的可能性，南电离气体的运动学可能会受到扰动的碰撞与NGC 2110上的小卫星，靠近中心的高度倾斜的轨道。对这种解释的其他支持是在V非锐化掩模图像中检测到的径向尘埃带和潮汐碎片。我们认为，一个小的合并可能驱动了NGC 2110的核活动。
2002-07-12 astro-ph
Stellar Dynamics and the implications on the merger evolution in NGC6240
我们报告了发光合并星系NGC 6240的近红外积分场光谱。恒星的速度显示，两个相隔1.6角秒的K波段峰值是倾斜旋转的盘状星系的中心部分，它们具有相等的质量凸起。核的动力学质量远大于K波段光导出的恒星质量，这意味着祖先星系是具有巨大凸起的星系。K波段的光主要是在两个核中形成的红超巨星，这些红超巨星是在大约2x10^7年前的星暴中形成的，可能是最近的近银河系碰撞。超级风和超新星的强烈反馈效应导致了一个短时间的爆发（~5x10^6年），它已经在衰减。这两个星系形成了一个逆时针-逆行旋转系统，从恒星速度场来看，两个相互作用的星系中的一个似乎经历了逆时针相遇。在恒星核之间是分子气体（H_2，CO）的显著峰。恒星速度色散在那里达到峰值，表明气体已经形成了一个局部的、自引力的浓度，与恒星引力势脱钩。NGC 6240先前曾被报道符合通过两个星系合并形成的椭圆星系的范例。这是基于近红外线分布，它遵循r^1/4定律。我们的数据对这一结论提出了强烈的质疑：该系统到目前为止还没有放松，旋转起着重要的作用，自引力气体也是如此，近红外线主要由年轻恒星组成。
2000-01-25 astro-ph
Stellar Populations in NGC 4038/39 (The Antennae): Exploring A Galaxy Merger Pixel-by-Pixel
我们展示了附近相互作用的星系对NGC 4038/39（“The Lignae”）的深度，光度校准的BVRJHK图像。彩色地图的图像的推导，和那些使用B，V和K-波段的分析技术开发的检查恒星的颜色。从这些数据中，我们得到了星系的恒星星族和尘埃消光分布的逐像素地图。对恒星星族图的分析揭示了两个不同的近期恒星形成事件：一个正在进行中，另一个发生在大约6亿年前。一个大约15 Gyr的人口被发现的痕迹古老的星系盘和NGC 4038的隆起。所使用的模型成功地再现了星团的位置，我们得出的年龄与以前哈勃太空望远镜对单个星团的观测结果一致。我们还在K波段图像中发现了5个发光的“超级星团”，这些星团在B或V波段图像中没有出现。这些星系团位于两星系的重叠区，被星尘所掩盖，视亮度大于3等。本文所介绍的方法可普遍应用于哈勃望远镜无法获得详细空间分辨率的星系中恒星星族的研究。
2003-06-16 astro-ph
HST observations of NGC 6240
给出了并合系统NGC 6240中双核的WFPC 2图像和STIS光谱观测结果。我们发现：（a）电离气体的运动学与分子气体的运动学相似，尽管形态不同;（b）气体和恒星的运动学完全不同，表明处于早期合并阶段;（c）气体和恒星的运动学都没有显示出被认为是NGC 6240 X射线发射原因的超大质量黑洞的明显迹象;（d）与先前的建议相反，陡峭的离核速度梯度不是由于10 E11太阳质量的黑洞。
2001-06-20 astro-ph
The Unusual Tidal Dwarf Candidate in the Merger System NGC 3227/6: Star Formation in a Tidal Shock?
我们报告了在HI云中发现的活跃恒星形成，与相互作用的Seyfert系统NGC 3227/NGC 3226有关，该系统最初被Mundell等人确定为候选潮汐矮星系（TDG），我们命名为J1023+1952。我们展示了宽带BRIJHK和紫外成像的结果，显示HI云与大质量正在进行的恒星形成有关，被视为一团蓝色节（M_B < -15.5等），周围环绕着漫射紫外晕，并与高柱密度的脊同空间。中性氢的南半部。我们还检测到Ha排放的流量密度对应的恒星形成率SFR~0.011 Msun每年的结。虽然J1023+1952在空间上与NGC 3227盘的边缘重叠，但它的HI平均速度比NGC 3227高150 km/s，因此在运动学上是不同的;在恒星形成区域的电离气体和中性气体运动学的比较显示出紧密匹配的速度，这提供了强有力的证据，证明结嵌入在J1023+1952中，而不仅仅是位于NGC 3227的盘中，从而证实J1023+1952是一个富含气体的矮星系。我们讨论了J1023+1952的起源的两种情况：作为第三种，预先存在的矮星系参与了与NGC 3227和NGC 3226的相互作用，或者是一个新形成的矮星系从NGC 3227的气体盘中取出的潮汐碎片中凝聚出来。由于缺乏可探测的古老恒星星族，潮汐起源的可能性更大。如果J1023+1952是一个由返回的气态潮汐尾物质形成的束缚天体，我们推断它的动力学年龄与其恒星…
2004-07-07 astro-ph
Imaging of star clusters in unperturbed spiral galaxies with the Advanced Camera for Surveys. I. The low luminosity galaxy NGC 45
本文介绍了低光度星系NGC 45的ACS和WFPC观测结果。我们确定了28个年轻星团候选者。虽然年龄，质量和灭绝的确切值在一定程度上取决于SSP模型的选择，我们发现没有年轻的集群质量高于几个1000 Msun的任何模型的选择。我们导出了年轻星团的光度函数，发现斜率α =-1.94+-0.28。我们还鉴定了19个老的球状星团，并估计出球状星团的比频率为SN =1.4-1.9，这明显高于其它晚型星系（如SMC，LMC，M33）的观测值。这些球状星团中的大多数似乎属于贫金属的群体，尽管它们在空间上与NGC 45的凸起位置相吻合。
2006-12-18 astro-ph
Remnant of a "Wet" Merger: NGC 34 and Its Young Massive Clusters, Young Stellar Disk, and Strong Gaseous Outflow
本文介绍了新的图像和光谱的NGC 34（Mrk 938）获得的杜邦2.5米和巴德6.5米望远镜在拉斯坎帕纳斯，加上测光的HST档案V图像。这个Mv = -21.6的星系通常被归类为塞弗特2，但最近公布的红外光谱显示有一个占主导地位的中央星暴。我们发现，该星系的特点是一个单一的核，一个主要的球体包含一个蓝色的中央磁盘，和潮汐尾巴指示两个前盘星系。这些星系似乎已经完成了合并。残留物显示出三个清晰的光学信号，表明合并是富含气体的（“湿”），并伴随着星爆：（1）它运动着一个丰富的年轻星团系统，其中87个绝对星等为-10.0 > Mv >-15.4。有5个星团的光谱可用，年龄在0.1-1.0 Gyr之间，光度质量在2x10^6 - 2x10^7 Msun之间，是受引力束缚的年轻球状星团。(2)蓝色的中央圆盘看起来很年轻。它是指数型的，可以追溯到>10 kpc的半径，并且具有平滑的结构和颜色，表明一个占主导地位的，约4亿年前的星爆后种群。（3）NGC 34的中心驱动着冷中性气体的强烈外流，如宽的蓝移Na I D线所示。这种气体的平均流出速度为-620 km/s，而最大速度达到-1050 km/s。我们认为NGC 34起源于两个最近合并的富含气体的盘状星系，估计质量比在1/3和2/3之间。这个残骸似乎首先经历了一次星系范围的恒星爆发，然后缩小到目前的中心和模糊状态。最后是强烈的气体外流。（节录）
2007-02-23 astro-ph
Probing Spectral Line Gradients Beyond One Effective Radius in NGC 3610
本文用极高信噪比的Keck谱和星系中心的补充谱研究了合并残余椭圆星系NGC 3610的外区（B波段0.75- 1.25 r_e）。恒星星族参数-年龄，[Z/H]，[ $α$ /Fe] -测量在几个孔沿狭缝。使用Proctor等人（2004）的多指标同时拟合方法，在星系的外部没有发现明显的恒星星族梯度。相对于星系中心的整体梯度与许多其他早期类型星系中发现的一致，尽管金属丰度梯度比如果NGC 3610在主要合并事件中形成的预期要陡峭得多。发现使用H $β$指数的标准分析方法产生虚假的径向可变梯度。
2004-09-15 astro-ph
The Evolutionary History of the Elliptical Galaxy NGC 1052
我们获得了与椭圆星系NGC 1052合并残留物有关的16个球状星团的Keck谱，以及该星系的长缝谱。我们从简单的恒星星族模型中利用Proctor & Sansom（2002）的方法推导出年龄、金属丰度和丰度比，该方法首次应用于河外GC。根据简单的恒星星族，我们发现所有的GC都是~13 Gyr年龄，具有大范围的金属丰度。从星系光谱中我们发现NGC 1052的中心年龄为~ 2Gyr，金属丰度为[Fe/H]~+0.6。没有强烈的梯度，无论是年龄或金属量被发现的最大半径测量（~1千秒差距）。然而，我们确实发现了α元素丰度的强烈径向梯度，其达到了非常高的中心值。年轻的中心星暴年龄与由HI潮汐尾和1 Gyr的下沉气体推断的年龄一致。因此，虽然NGC 1052显示了最近合并和相关星暴的大量证据，但合并似乎并没有导致新GC的形成，这可能表明最近很少有恒星形成。这种解释与早期星系形成的“结霜”模型是一致的。（节录）
2005-02-13 astro-ph
Dynamical Evolution of Globular Cluster Systems formed in Galaxy Mergers: Deep HST/ACS Imaging of Old and Intermediate-Age Globular Clusters in NGC 3610
哈勃太空望远镜上的ACS相机被用来获取巨大椭圆星系NGC 3610的深层图像，这是一个公认的耗散星系合并遗迹。这些观测结果取代了之前WFPC 2的图像，这些图像显示了一群富含金属的球状星团（GC）的存在，年龄在1.5-4 Gyr之间。我们总共检测到580个GC候选者，比之前的WFPC 2图像多46%。新的光度法加强了以前发现的双峰的颜色分布的GC的意义。蓝色和红色亚群的V-I峰值颜色分别为0.93 +/-0.01和1.09 +/-0.01。的光度函数（LF）的内部50%的富金属（“红色”）人口的GC显着不同的外部50%。特别是，内部50%的红色GC的LF显示出与周转一致的平坦化，其周转比蓝色GC LF的周转弱约1.0等。这与最近的GC破坏模型预测的上述年龄范围和金属丰度是一致的，与人口合成模型预测的红色GC的峰值颜色。我们确定了NGC 3610中GC的特定频率，并发现S_N = 1.4 +/- 0.6。我们估计，在10 Gyr年龄时，这个值将增加到S_N = 3.8 +/- 1.7，这与“正常”椭圆星系的典型S_N值是一致的。我们的研究结果构成了进一步的证据，支持的概念，富金属的GC人口在涉及富含气体的星系的主要合并过程中形成的动态演变（通过中断过程）成红色的，富含金属的GC人口是无处不在的“正常”巨型椭圆。
2007-02-19 astro-ph
Keck Imaging of the Globular Cluster Systems in the Early--type Galaxies NGC 1052 and NGC 7332
早型星系中两个球状星团子群的存在现在是常态而不是例外。在这里，我们提出了两个例子，其中宿主星系似乎经历了最近的合并。利用NGC 1052和NGC 7332的多色凯克成像，我们发现了两个星系中双峰球状星团颜色分布的证据，蓝色和红色球状星团的数量大致相等。蓝色的那些与银河系晕中的那些颜色相似，因此可能非常古老且金属贫乏。如果红色的GC子种群至少是太阳的金属丰度，那么恒星星族模型表明年龄很年轻。我们在形成模型的框架内讨论了球状星团的起源。我们的结论是，最近在这两个星系的合并事件对他们的整体GC系统的影响不大。我们还得到了球状星团的密度分布、整体比频率以及NGC 1052的径向色梯度和方位角分布。一般来说，这些球状星团的性质对于早型星系来说是正常的。
2001-03-28 astro-ph
