The Evolved Red Stellar Content of M32
利用CFHT AOB获得的近红外图像研究了本星系群椭圆星系M32的恒星含量。在距离星系中心2.3弧分的区域进行观测，发现了大量的AGB星，与模型的比较表明，这些天体的年龄log（t_Gyr）< 9.3。得出的结论是，中间年龄的恒星约占总K光的25%和10% +/- 5%的质量在这个领域。在考虑了表面亮度的差异和拥挤校正后，距离星系核20和30角秒之间的亮源的K LF与星系外部区域的LF很好地匹配。它的结论是，相对于其他人口的中间年龄组件的相对大小不随半径超过大部分的星系。然而，综合J-K颜色和2.3微米CO指数随着星系中心半径的十分之几弧秒内的变化而变化，这表明，与从可见光波长观测中推断的相反，M32中心区域的综合光度特性与周围星系不同。
2000-07-13 astro-ph
Evolved Stars in the Core of the Massive Globular Cluster NGC 2419
利用哈勃空间望远镜对大质量球状星团NGC 2419核心演化恒星进行了光学和紫外测光分析。我们详细描述了水平分支（HB）人口的特征，包括对蓝色长尾的不完整性的修正。我们提出了一种方法，从HB星的分布去除（一阶）寿命的影响，以便于更准确地测量氦丰度与蓝色HB的集群，并澄清达到零年龄HB的恒星的分布。星族比R = N_HB / N_RGB意味着星团中的EHB星可能有轻微的氦富集，但可能很小（dY < 0.05）。对上主层序的检查没有发现任何多种群的迹象。通过比较光学CMD，我们提出的证据表明，在NGC 2419的EHB团包含的标准水平分支的结束，和正常的HB星和蓝钩星之间的边界显示为CMD中的恒星密度的变化。这对应于NGC 2808中光谱验证的间隙和omega Cen中的“边缘”。V = 23.5处更清晰可见的HB间隙似乎太亮。（节录）
2008-09-09 astro-ph
The evolved stars of Leo II dSph galaxy from near-infrared UKIRT/WFCAM observations
我们提出了一个在矮球状星系Leo II演化的恒星星族的研究，基于JHK的观测与近红外阵列WFCAM在UKIRT望远镜。结合新的数据与光学数据，我们从它们的V-Ks颜色中得到了单个红巨星的全球金属丰度[M/H]分布的光度估计。我们使用新的数据来推导出一个几乎完整的样本的渐近巨星分支（AGB）在狮子座II星的属性。使用近红外双色图，我们能够从银河系前景恒星中获得清晰的分离，并区分富碳和富氧的AGB恒星。我们模拟的JHKs数据与TRILEGAL人口合成代码连同最新的热脉冲AGB模型，并使用恒星形成的历史来自独立的工作的基础上深HST测光。缩放后的质量的狮子座II模型的观察到的数量上RGB的恒星，我们发现，目前的模型预测太多的O-丰富的TP-AGB恒星的光度较高，由于可能低估的质量损失率在低金属丰度，和/或其程度的昏暗的星周尘埃。另一方面，TP-AGB模型能够很好地再现观测到的碳星的数量和光度，这表明在该星系中，质量最小的恒星变成碳星的质量应该低至~ 1M_sun。
2008-05-06 astro-ph
Evolved Galaxies at z > 1.5 from the Gemini Deep Deep Survey: The Formation Epoch of Massive Stellar Systems
我们提出了来自双子座深深巡天（GDDS）的光谱证据，证明在1.3 < z < 2.2处有大量的颜色选择的红色星系，其综合光由演化的恒星主导。与射电选择天体不同，z > 1.5的老星系的天空密度> 0.1/sq。弧分20个z > 1.3; = 1.49的星系的保守年龄估计<z>，给出的中位年龄为1.2 Gyr和<z_f>= 2.4。四分之一的星系推断z_f > 4。仅限于丰度小于或等于太阳能的模型给出的中位年龄和z_f分别为2.3 Gyr和3.3。这些星系是质量最大的星系之一，约占1 < z < 2恒星质量密度的50%。衍生的年龄和最可能的恒星形成历史表明，在祖先群体中有一个高恒星形成率（每年300-500太阳质量）阶段。我们认为，大多数的红色星系不是典型的z=3莱曼break星系的后代。与发光的亚毫米源相关的星系有必要的恒星形成率是祖先人口。我们的研究结果指向早期和快速形成的一个显着的一部分，今天的大质量星系。
2004-08-19 astro-ph
A Population of Massive and Evolved Galaxies at z$\ga$5
我们报告的结果，从大规模的搜索和进化星系z>5在GOODS南部领域。结合HST ACS，VLT ISAAC和斯皮策IRAC测光数据，我们开发了一种颜色选择技术，以确定候选人正在发展的星系在高红移。颜色的选择主要基于使用K和3.6微米波段定位巴耳末断点。恒星星族合成模型拟合这些星系的SED，以确定最终的样品。我们发现了11个测光红移在4.9 < z < 6.5范围内的候选者，主要是一个年龄为0.2-1.0 Gyr的古老恒星星族，恒星质量在（0.5 - 5）10^{11} Msun范围内。这些星系中的大多数恒星都是在z > 9时形成的。一个候选者有光谱确认的红移，与我们的光度红移很好地一致。星系非常紧凑，在观测到的K波段的半光半径小于~2 kpc。11个候选者中的7个也用斯皮策的MIPS仪器在24微米处检测到。24微米的辐射可以解释为来自z~2-3的尘埃星暴的PAH辐射，然而，它也与z>5的活动星系核的存在相一致。我们估计巴尔末破裂星系样本的完整性约为40%。恒星质量大于10^{11} Msun的星系，在平均红移z=5.2时，共动数密度为3.9 × 10^{-5} Mpc^{-3}（无MIPS样本：1.4 × 10^{-5} Mpc^{-3}）。相应的恒星质量密度为8 × 10^{6} Msun/Mpc ^3（无MIPS样本：6.2 × 10 ^6 Msun/Mpc ^3）。
2007-10-01 astro-ph
Mid-Infrared interferometry of dust around massive evolved stars
我们报告的长基线干涉测量的拱星尘埃周围的大规模演化的恒星与甚大望远镜干涉仪上的VIVO仪器，并提供光谱分散的VIVO在8-13微米波长波段。我们还提出了衍射极限观测在10.7微米的凯克望远镜与基线高达8.7米，探索更大规模的结构。我们已经解决了晚型WC星WR 106和WR 95周围的尘埃壳，以及神秘的NaSt 1（以前的WR 122），怀疑最近从发光蓝变星（LBV）阶段演变而来。对于AG Car，我们样本中的原型LBV，我们略微解析了靠近恒星的结构，与研究充分的分离星云不同。这两颗WC星周围的尘埃壳在8-13微米的高斯带中显示出相当恒定的尺寸，高斯半宽约为25到40质量。我们在NaSt 1和AG Car周围检测到的致密尘埃有利于最近或正在形成的尘埃。使用测得的vibrium，我们建立球对称的辐射转移模型的WC灰尘壳，使详细的比较与现有的基于SED的模型。我们的研究结果表明，壳层的内半径是在几十个天文单位的恒星。此外，我们的模型有利于大（~ 1微米）尘埃颗粒的粒度分布。这种内部尘埃与炽热的中心恒星的接近强调了当前理论在WR恒星周围的恶劣环境中形成尘埃所面临的困难。虽然我们没有检测到这些对象的二元性的直接证据，尘埃生产在碰撞风界面的二元系统是一个可行的机制在WR系统在这些条件下。
2007-08-21 astro-ph
Number Counts of Bright Extremely Red Objects: Evolved Massive Galaxies at z~1
我们给出了在K<17.5的欧洲大面积ISO巡天（ELAIS）中进行的2850弧分^2近红外巡天中极红天体（ERO）的数量计数结果。ERO的计数被扩展到比以前更亮的水平，在K<16.5时为0.002 +/- 0.001 arcmin^-2，在较暗的星等下与文献值一致。HYPERZ的测光红移以及星系的GRASIL模型SED表明，我们的ERO位于z=0.7-1.5的范围内，大部分人口在z~1。利用现场的ISO数据，我们使用中红外探测来限制尘埃ERO的数量，并讨论了Spitzer空间望远镜探测尘埃ERO的优越能力。中红外数据和彩色光谱的使用都表明，在这个明亮的区域中，至多有10-20%的ERO是尘埃星爆系统。我们的ERO的空间密度，被解释为在z~1附近的本地>2- 3L ^恒星质量星系的对应物，估计约为。2 × 10 ^-5 Mpc^-3，这与局部值一致。此外，在我们的明亮的星等的累积计数是非常好的纯光度演化模型拟合。
2004-04-06 astro-ph
Massive z ~ 1.3 evolved galaxies revealed
本文给出了从MUNICS巡天中选出的15个K '<18和R-K'> 5的ERO的完整样品中的两个源（S7 F5 -254和S7 F5 -45）的TNG近红外低分辨率光谱的结果。这两个光谱都显示出连续谱中的急剧下降，这只能归因于巴耳末破裂。这使它们处于1.2<z<1.5。它们的静止坐标系z=1.2 K波段绝对星等为M_K ~ -26.6（L ~ 7 L *）。光谱和光度数据与合成模板光谱网格的比较提供了S7 F5 -254的红移z=1.22和S7 F5 -45的红移z=1.46。由此得到的恒星质量下限为M_{stars} = 6 × 10 ^{11} M_{sun}和M_{stars} = 4 × 10 ^{11} M_{sun}。S7 F5 -254最后一次爆发的最小年龄为3.5 Gyr，而S7 F5 -45的最小年龄为0.5 Gyr，这意味着这两个ERO的最小形成红移分别为zf>3.5和zf>2。
2002-11-18 astro-ph
The Evolved Red Stellar Contents of the Sculptor Group Galaxies NGC55, NGC300, and NGC7793
利用深J、H和K像探测玉夫座星系群NGC 55、NGC 300和NGC 7793中心区域的演化恒星成分。最亮的恒星是K ~ 15 - 15.5的大质量红超巨星（RSG）。RSG的峰值亮度在K中保持在0.5等以内，这表明NGC 55、NGC 300和NGC 7793的距离相当。与麦哲伦星云中明亮的RSG相比，其距离模与大麦哲伦星云的距离模之差为= 7.5。一个丰富的人口的渐近巨星分支（AGB）的恒星，其中等时线表明有年龄在0.1和10 Gyr之间，占主导地位的（K，J-K）色星等图（CMD）的每个星系。大量年龄接近10 Gyr的AGB恒星的检测表明，这些星系的盘包含一个潜在的老人口。CMD和光度函数揭示了星系间恒星含量的显著变化。NGC 300中心弧分的恒星形成活动在过去的Gyr相对于较大半径的盘场被抑制。然而，每个星系内的场之间的比较表明，恒星形成活动在中间时代是连贯的空间尺度上的千秒差距或更多。在NGC 55的一个视场中，可以看到一个大的星团，等时线表明它的年龄接近1亿年。这个星团中最亮的恒星的光度函数是平坦的，正如预期的那样，如果存在线性光度-核心质量关系。
1998-03-23 astro-ph
An evolved disk surrounding the massive main sequence star MWC 297?
本文介绍了利用亚毫米波阵列在230 GHz（1.3 mm）连续谱和$^{12}$ CO、$^{13}$ CO和C $^{18}$ O（J=2-1）转动跃迁中对MWC 297周围星周盘的干涉观测结果。MWC 297距离我们250 pc，是离我们最近的年轻大质量恒星（M $_{\star}$ $\sim$ 10 M $_{\odot}$）之一。紧凑的连续发射检测到MWC 297，我们估计磁盘质量（气体+灰尘）为0.07 M $_{\odot}$和磁盘半径为$\le$ 80 AU。我们的研究结果表明，星周盘可以生存周围的大质量恒星以及进入其主序星阶段，即使他们已经成为光学可见。补充我们的观察与从文献中汇编的数据，我们发现submm尘埃不透明度指数$β$为0.1和0.3之间。如果发射是光学薄的，则$β$的低值指示盘中存在相对大的晶粒，这可能是由于晶粒生长。我们没有检测到任何CO排放与连续源。我们认为，从磁盘的$^{13}$ CO排放可能是光学薄，在这种情况下，我们推导出的气体质量的上限，这意味着显着耗尽分子气体中的磁盘。这个磁盘的质量和观察到的演化趋势是类似的中等质量赫比格Ae星和低质量金牛T星。
2007-08-15 astro-ph
Predictions for the correlation between giant and terrestrial extrasolar planets in dynamically evolved systems
许多巨大的太阳系外行星的大偏心率可能代表了最初更拥挤的系统中引力散射的终点。如果是这样的话，巨行星的早期演化可能比从当前动态静态配置推断的对类地行星形成的限制更大。在这里，我们研究了在散射模型中巨行星和类地行星之间的反相关性的程度。我们使用三颗巨行星组成的边缘稳定系统，以及一个现实的行星质量范围，作为散射前初始条件的简单模型，并表明在散射后幸存的行星很好地再现了已知的太阳系外行星的偏心率超过0.5 AU。通过跟踪演化过程中所有行星的最小近星点值，我们得到了轨道半径的分布，在这些半径上，强扰动（来自交叉轨道）可能会影响低质量行星形成。我们发现，散射影响内行星形成在轨道分离小于50%的最内侧的大质量行星的最终近星距离的实现，并偶尔影响行星形成在轨道分离小于20%的最内侧的大质量行星的最终近星距离。当大质量行星之间的质量差减小时，散射的大质量行星的影响范围会增加。对同一系统中的大质量和类地太阳系外行星之间的相关性进行观测研究，有可能限制行星偏心率的起源。
2006-04-04 astro-ph
BF Eridani: a cataclysmic variable with a massive white dwarf and an evolved secondary
我们提出了高分辨率和中等分辨率的光谱观测的激变变量BF Eri在其低和明亮的状态。该系统的轨道周期为0.270881（3）天。通过中性金属MgI、FeI和CaI的吸收线，可以清楚地看到第二颗恒星。其光谱类型为K ~ 3 +-0.5。对次级的径向速度研究得出的半振幅为K_2=182.5+-0.9 km/s。根据H α和H β发射线的翼运动，得到白矮星的径向速度半振幅为K_1=74 ± 3 km/s。根据这些参数，我们得到BF Eri的次级恒星是一颗质量为0.50-0.59 Msun的演化恒星，其大小比相同质量的零龄主序星大30%左右。我们还表明，BF Eri包含一个大质量的白矮星（M1>1.23 Msun），使我们能够考虑作为一个SN Ia祖系统。BF Eri还显示出高伽玛速度（伽玛=-94 km/s）和大量的自行。根据我们对系统距离的估计（d~700+-200 pc），这对应于相对于静止的动力学局部标准的~350 km/s的空间速度。重复爆发的新星与不对称的信封喷射的累积效应可能解释了系统的高空间速度。我们分析了BF Eri的爆发行为，并对目前将该系统归类为矮新星提出了质疑。我们认为BF Eri可能是一颗古老的新星，表现出“发育不良”的爆发。
2008-01-07 astro-ph
Are disappearing dwarfs just lying low ?
最近的红移巡天显示，在微弱星系数计数中看到的多余星系（高于当地星系光度函数的预期）不是在高红移的演化巨星，而是在更适度的红移中的低到中等光度物体。这导致了这样的建议，即曾经有一个额外的人口矮星系，但后来消失了，即。星系数不守恒。在这里，我们调查的可能性，这些消失的矮星实际上已经演变成为人口非常低的表面亮度星系，现在正在检测附近的集群。
1995-11-28 astro-ph
A Massive Dark Object in the S0 galaxy NGC 4350
我们提出了一个新的检测大规模的黑暗物体在S0星系NGC 4350，获得应用一个新的动力学模型，地面上的光度和运动学数据已经在文献中。
2000-10-02 astro-ph
The Massive Stellar Population in a Nearby Massive Low Surface Brightness Galaxy
我们使用WFPC2和F555W和F814W滤光片观测了最近的已知大型低表面亮度（LSB）星系UGC 2302。UGC 2302是一个典型的大LSB星系，因此是详细研究恒星星族的好选择。大的LSB代表了一个极端的恒星形成环境，无论是在其盘内的局部，还是在更大的尺度上，通常居住在宇宙的低密度区域。解析这样一个星系的基本恒星成分可以提供恒星如何在低金属量但富含气体的环境中形成和演化的关键信息。我们首次解决了大质量恒星和红巨星分支的尖端。
2000-09-20 astro-ph
Detecting high redshift evolved galaxies as the hosts of optically faint hard X-ray sources
我们结合深斯巴鲁近红外图像的大规模透镜集群A2390和A370与凯克光学数据映射钱德拉X射线源的光谱能量分布（SED）躺在后面的集群。A2390后面的三个源被发现具有极红色，其SED与红移z>1.4的演化星系一致。一个源有非常异常的颜色，我们解释为一个类型的Sa SED在红移约2.5的证据。另一个光源的光度红移已经在斯巴鲁上使用CISCO摄谱仪从近红外光谱中确认为z=1.467。光学微弱的硬X射线源的映射可能被证明是一个非常有效的方式来定位高红移的发光演化星系。
2001-02-18 astro-ph
Wind-Blown Bubbles around Evolved Stars
大多数恒星在其生命中的某个时刻都会经历大量的质量损失。对于质量非常大的恒星，质量损失主导着它们的演化，尽管质量损失率并不确切，特别是当恒星离开主序星时。对大质量恒星的恒星风的直接观测可以提供当前质量损失率的信息，而对环绕许多沃尔夫-拉叶星（WR）和亮蓝变星（LBV）的环形星云和HI壳层的研究可以提供以前质量损失历史的信息。大质量恒星（M > 25太阳质量）的演化基本上遵循O星到LBV或红超巨星（RSG）到WR星到超新星的顺序。对于质量小于25太阳质量的恒星，没有最终的WR阶段。在主序星和WR阶段，质量损失以高度超音速的恒星风的形式出现，在星际和星周介质中吹出气泡。通过这种方式，恒星风的机械光度被转换成被扫过的周围物质的动能，这对星际介质的动力学是很重要的。在这篇评论文章中，分析和数值模型被用来描述风吹气泡的流体动力学和能量学。对气泡的观测进行了简要的回顾，并讨论了观测对理论的支持程度。
2006-05-21 astro-ph
The Density Profile of Massive Galaxy Clusters from Weak Lensing
我们使用测量的弱引力剪切周围的大质量星系团在z = 0.3的样本，以约束其平均径向密度分布。我们的结果与数值模拟中CDM晕的密度分布一致，但与自相互作用暗物质的简单模型不一致。与最近的一些研究不同，我们没有探测重子质量分量在动力学上变得重要的尺度，因此我们的结果应该直接与CDM N体模拟相比较。
2003-10-20 astro-ph
The new infra-red view of evolved stars in IZw18
我们报告的结果，从近红外成像IZw 18，最贫金属星系在本地宇宙与NICMOS上的哈勃太空望远镜（HST）。观测是在宽的F205 W滤波器（$\sim$ K）和中宽带F171 M和F180 M中获得的，后者覆盖了冷星中强分子吸收的特征。新的数据，加上先前获得的HST/NICMOS图像在F110 W（$\sim$ J）和F160 W（$\sim$ H）过滤器，提供了一个普查的冷恒星星族在这个化学未演化的星系。我们发现，恒星一样古老的$\sim 1$陀螺需要解释所观察到的颜色星等图。结合宽波段测光和中波段测光，对观测到的恒星进行了分类。观测到的恒星星族，在我们数据的深度，主要是发光的红超巨星。然而，也存在中年人的成分。我们已经确定了碳星候选人，并表明他们主导的恒星内容的中间质量和年龄。我们发现，低金属丰度的中间年龄的恒星，对于一个给定的颜色，F110 W（$\sim$ J带）相比，本地碳星过剩。IZw 18中发现的碳星是迄今发现的最遥远（超过10 Mpc）的例子。
2004-11-09 astro-ph
The RMS Survey: A Galaxy-wide Sample of Massive Young Stellar Objects
在这里，我们描述了红MSX源（RMS）调查，这是最大的，系统的，星系范围内的大规模年轻恒星天体（MYSO）的搜索尚未进行。对MSX卫星调查的中红外亮点源进行了地面无线电、毫米和红外观测，以确定污染源，并对MYSO和UCHII区域进行监测。随着初步分类的完成，我们将讨论星系中源的分布，以及正在开发的一些利用我们样本的方案。
2007-11-29 astro-ph
Massive Star Birth in the Inner Galaxy: Obscured Massive Star Clusters
本文综述了目前银河系大质量星团的人口普查和其中的恒星星族.特别是，我们集中在最近的调查模糊的银河巨星H II（GHII）地区和相关的星团嵌入其中。这些区域被选为最明亮的射电连续源，因此这些星团似乎是银河系中最年轻的大质量星团之一。通过较亮成员的近红外光谱进一步研究了出射恒星星族。我们还讨论了银河系中心（GC）50 pc内的大质量星团，比较它们的已知属性中发现的GHII区域调查。这表明，与GHII地区的一些年轻的星团更适合于测量大质量星团的初始质量函数。窄带图像在中央PC的GC识别年轻的恒星序列与进化的He I发射线星。
2001-10-17 astro-ph
Velocity Dispersion of 335 Galaxy Clusters Selected from the Sloan Digital Sky Survey: Statistical Evidence for Dynamical Interaction, and Against Ram-Pressure Stripping
有大量的观测证据表明星系团的演化。然而，很难确定星团星系演化的起源。在这里，我们表明，星系之间的引力相互作用/摩擦是统计上占主导地位的物理机制，负责星系团的演化，以及良好的冲压压力剥离的星系团气体是不统计驱动星系团的演化。我们从SDSS中精心挑选的335个~>300 km/s的星系团中构造出了最大的复合星系团，其中包含14548个成员星系。通过对该复合星系团中不同子样本星系的速度色散测量，我们发现亮星系团（Mz<-23）的速度色散明显小于暗星系（Mz>-23）。我们将其解释为星系团之间的动力学相互作用/摩擦的直接证据，其中大质量星系在与质量较小的星系的动力学相互作用/摩擦过程中通过能量均分失去速度。我们还发现，恒星形成晚型星系有一个更大的速度色散比被动晚型星系。这与冲压压力汽提模型不一致;因为冲压压力与sigma v^2成比例（即，更强的星系与高速），冲压压力剥离不能解释被动（进化）星系具有低速，而不是高速观察到的趋势。另一方面，结果再次与星系-星系间的动力学相互作用/摩擦相一致，其中更演化的（被动）星系通过动力学相互作用/摩擦失去速度。
2005-03-03 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: rotation and nitrogen enrichment as the key to understanding massive star evolution
旋转已经成为大质量恒星演化模型中的一个重要元素，特别是通过预测旋转混合。在这里，我们研究了一个样本的恒星，包括快速旋转，以约束这样的模型，并使用氮富集作为探针的混合过程。利用非LTE TLUSTY模式大气网格，估算了大麦云云中135颗自转速度高达~ 300 km/s的早期B型星的化学成分（C、N、O、Mg和Si）。演化模型，包括旋转混合，已产生试图重现这些意见，通过调整过冲和旋转混合参数，并产生合理的协议与我们的核心氢燃烧样品的60%。我们发现（不包括已知的双星）一个显着的人口的高度富氮的本征慢旋转vsini小于50公里/秒与我们的模型不兼容（约20%的样本）。此外，虽然我们发现与模型一致的富集的快速旋转体，但相对未富集（进一步~20%的样品）的进化（log g小于3.7dex）快速旋转体的观察挑战了旋转混合的概念。我们还发现，70%的蓝超巨星样本不能直接从氢燃烧的主序星演化而来。留给我们的是一幅图景，在那里，为了理解一群大质量主序星的表面特性，需要调用双星性，也许还需要化石磁场。
2008-02-18 astro-ph
Observing Massive Galaxy Formation
当代天体物理学的一个主要目标是了解宇宙中最大质量星系的起源，特别是附近的椭圆星系和螺旋星系。星系形成的理论模型已经存在了几十年，尽管低和高红移观测才刚刚开始限制不同的想法。我们简要地描述了这些观测结果，以及它们是如何通过对比和比较基准快速坍缩和分层形成模型的预测来揭示星系形成的方法的。现有的资料显示，椭圆星系团必定是在z > 2时迅速形成的，而在z ~ 2.5的所有大质量星系中，有高达50%的星系都参与了大合并。虽然前者是一致的整体崩溃的图片，我们认为，层次结构是唯一的模型，可以重现所有可用的观察。
2002-12-20 astro-ph
The discovery of a galaxy-wide superwind from a young massive galaxy at redshift z~3
当前的星系形成理论认为，由恒星形成和黑洞吸积的强烈爆发驱动的高速星系外流可以终止大质量星系中的恒星形成，并在星系际介质中沉积重元素。从高红移星系的现有观测证据来看，尚不清楚这种外流是否局限于仅几千秒差距的激烈恒星形成区域，或者它们是否对整个星系及其周围环境产生重大影响。在这里，我们提出了一个恒星形成星系的二维光谱在红移z = 3.09（看到11.5 Gyr前，当宇宙是其当前年龄的20%）：其空间扩展的Ly-alpha发射似乎被吸收HI在前景屏幕覆盖整个星系，横向范围至少100 kpc和显着的速度相干性。它可能是在1E8年前的一次星暴中从银河系中弹射出来的，随后从周围的星系际介质中席卷了气体并冷却。这证明了高红移超级风对整个星系的影响。
2005-07-13 astro-ph
Discovery of a bright quasar without a massive host galaxy
类星体被认为是由物质落入大质量星系中心的超大质量黑洞而产生的。由于类星体的光学光度超过了其宿主星系，因此很难将这两个组成部分分开。这导致了在20世纪90年代有争议的“裸”类星体的发现。从那时起，类星体和星系之间的联系就已经很好地建立起来了。在这里，我们报告了对一个位于气体云边缘的类星体的观测，它的大小与一个小星系相当，但它的光谱没有显示恒星的证据。气体云是由类星体本身激发的。如果存在一个宿主星系，它至少比通常预期的明亮类星体暗六倍。这颗类星体正与邻近的星系动态地相互作用--这些物质可能是黑洞的食物。
2005-09-15 astro-ph
VV124 (UGC4879): A new transitional dwarf galaxy in the periphery of the Local Group
本文首次给出了VV 124（UGC 4879）的恒星测光结果，发现它是本星系群外围最孤立的矮星系。根据6米BTA望远镜的成像和光谱跟踪观测，我们将VV 124分解为1560颗恒星，其极限星等分别为V~25.6和I~23.9。年轻的蓝色恒星星族和发射气体在核心附近被发现，但明显地从星系中心被占主导地位的演化的红色恒星所追踪。由两颗蓝超巨星、一个HII区和未分辨连续源的光谱得到的平均视向速度为-80+/-10 km/s。演化的"红缠结“恒星星族，其中包含红巨星分支（RGB），被确定在大的银河系中心半径。我们使用I波段光度函数来确定基于RGB方法的距离，1.1+/-0.1 Mpc。这比文献中通常假设的值近10倍，并且我们提供了修订的距离相关参数。根据RGB的平均（V-I）色，我们估计出平均金属丰度为[Fe/H]~-1.37 dex。尽管VV 124处于孤立的位置，但它的性质显然不是形成中的星系，而是类似于过渡的dIrr/dSph类型。
2008-03-09 astro-ph
XMM-Newton First-Light Observations of the Hickson Galaxy Group 16
本文介绍了Hickson-16致密星系群的XMM-牛顿初光观测结果。星系群可能是宇宙中最古老的大尺度结构，早于星系团，并且高度进化。这组小星系的红移为0.0132（或80 Mpc），是附近宇宙中星暴或活动星系核活动浓度最高的星系。因此，它是研究星系相互作用与核活动之间关系的名副其实的实验室。以前的光学发射线研究表明，在星系中有一个强的电离连续体，但它的起源，无论是来自恒星爆发，还是AGN，都不清楚。结合EPIC X射线CCD的成像和光谱学，明确地揭示了NGC 835、NGC 833和NGC 839中严重模糊的活动星系核和单独识别的热（星爆）等离子体。NGC 838只有星暴热辐射。星暴和活动星系核可以共存于这个高度演化的星系合并和合并系统的成员中，这意味着在合并后的星系中形成活动星系核和星暴的可能性很高。
2000-10-30 astro-ph
Verifying the Identity of High-Redshift Massive Galaxies Through the Clustering of Lower Mass Galaxies Around Them
大质量高红移星系形成于过密区域，在那里形成其他星系的可能性也大大增加。给定一个观测到的星系流量，其宿主晕的推断质量往往随着其推断红移的增加而变大。当星系晕的质量和红移增加时，它周围的其他星系的预期聚集会变得更强。因此，在光谱识别之前，我们可以通过周围星系的聚类来验证星系的高红移身份。我们以Mobasher et al.（2005）提出的红移z~6.5的大质量星系为例说明了这种方法。如果这个星系存在于z~6.5，那么平均应该有~10个星系大于其质量的百分之一，并且在HUDF中检测到z波段星等小于~25。我们计算了邻近星系的近似概率分布，并确定有不到0.3%的机会检测到没有大质量的邻近星系。在HUDF影像中没有其他z~6.5的大质量星系，因此Mobasher et al.（2005）星系是一个低红移的闯入者。我们将我们的结果推广到其他星系的质量和红移。
2008-07-13 astro-ph
NGC 5084: A Massive Disk Galaxy Accreting its Satellites ?
在英澳3.9米望远镜上，利用FOCAP系统获得了透镜星系NGC 5084的20弧分（\sim 100 kpc）范围内34个星系的光谱。发现了9个天体，其投影间距为\lesssim 80 kpc，径向速度在母星系红移的\pm 630 km/s以内。使用各种技术，它们的速度差和投影分离被用来估计这个S 0星系的质量，范围从6 \times 10^{12} M_{\odot}到1 \times 10^{13} M_{\odot}。NGC 5084是已知质量最大的盘星系之一，M/L_B \gtrsim 200 M_{\odot} / L_{\odot}。与Quinn & Goodman（1986）的模型预测一致，但与Zaritsky等人（1993）从统计样本中获得的结果相反，卫星群的性质没有显示出“Holmberg效应”的证据，并且逆行轨道上的卫星明显过剩。一些迹象表明，这个S 0星系在几个卫星的吸积中幸存下来。
1997-04-03 astro-ph
Massive and Red Objects predicted by a semianalytical model of galaxy formation
我们研究了在一个和谐的$Λ$ CDM宇宙中，是否可以产生足够大的质量和红星系的观测相比，分级星系形成。我们实现了一个半解析模型，在该模型中，中央黑洞在星系的主要合并过程中获得质量，来自活动星系核（AGN）的能量反馈抑制了宿主晕中的气体冷却。活动星系核的能量反馈只有在大质量星系中，当中央隆起形成超大质量黑洞时才有效。与以往没有黑洞形成的模型相比，我们的模型预测了更多的质量和明亮的星系在高红移，同意的观测K20高达$z\sim 3$。预测的大质量星系的恒星质量密度与GDDS的观测结果一致。由于来自活动星系核的能量反馈，大质量星系中新恒星的形成随着气体冷却的终止而停止，这些星系很快变成红色，颜色为$R-K>$ 5（织女星星等），与红移$z\sim$ 1-2的极红天体（ERO）相当。尽管如此，预测的ERO数密度仍然低于$z\sim 2$观测到的，这可能与对这些发光星系中的尘埃消光、恒星形成历史和活动星系核反馈的描述不足有关。
2006-05-25 astro-ph
Massive galaxy clusters and the origin of Ultra High Energy Cosmic Rays
我们调查是否超--高能宇宙射线（UHECR）可能优先产生于大质量的星系团，通过寻找UHECR方向和X射线团之间的相关性。我们发现了与大质量星系团位置相关的高能宇宙射线的超随机现象。对于能量高于50 EeV的宇宙射线，观测到的相关性最强，或角度为1.2-1.6度，其机会概率约为0.1%。在样品中包括较低能量的宇宙射线会导致发现最显著相关性的角度增加，这是由于仪器和磁拖尾在较低能量下增加所预期的。这些结果表明，一些UHECR产生于星系团，或在对象，优先填充星系团。
2005-11-22 astro-ph hep-ph
