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
Structural evolution in elliptical galaxies: the age-shape relation
我们检验了椭圆星系的视轴比与其恒星星族年龄相关的假设。我们发现老椭圆星系（估计恒星年龄t > 7.5 Gyr）平均比年轻椭圆星系更圆。这种形状差异的统计显著性在小半径处最大;在R = Re/16处比较两个群体的轴比的柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫检验产生大于99.96%的统计显著性。年龄和视轴比之间的关系与核心/幂律表面亮度剖面二分法有关。平均而言，核心椭圆星系的恒星星族比幂律椭圆星系更古老，而且内部区域更圆。我们的研究结果是一致的情况下，幂律椭圆形的形成在富含气体的合并，而核心椭圆形的形式在无耗散合并，与核心的形成和维护的影响，一个二元黑洞。
2001-05-23 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe III: The Dissipative Formation of an Elliptical Galaxy
我们详细研究了在Lambda CDM方案中模拟的椭圆星系的动力学结构。星系的形态会随着时间的推移而急剧演变，以响应质量吸积的模式和时间;冷却气体的平稳沉积导致离心支撑盘的形成，而主要的合并将恒星盘分散成球状体。这两种吸积模式交替进行，直到z = 0.6，这时星系经历了最后一次主要的（1：2）合并，消耗了大部分剩余的气体成为恒星。几乎没有气体冷却并随后吸积，因此，大多数z = 0的恒星都是类似于今天椭圆星系的球状组成部分。在动力学上，该星系很好地近似于一个E4扁圆转子。当正面观察星系并且Vrot/sigma <<1时，可以得到盒状等照度线。另一方面，发现盘状等照度线的倾角最大化Vrot/sigma。视线速度分布在所有半径处接近高斯分布。高斯-厄米偏度参数h3的符号与旋转的明显意义是反相关的，与观察到的趋势一致。模拟星系的有效表面亮度比光度相似的正常椭圆星系高得多，在某种程度上让人想起不太常见的紧凑椭圆星系。我们的模拟表明，耗散崩溃的反复发作，其次是合并事件，导致恒星球状体，只有轻微的三轴和相对简单的运动学结构。这是在更好的协议与观察比早期的模型的基础上dissipationless合并的恒星盘，和一个积极的一步，以调和观察到的结构的椭圆与分层合并的情况。
2003-08-20 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
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
On the Formation of Elliptical Galaxies
结果表明，无耗散恒星系统的剧烈弛豫导致普遍的de Vaucouleurs轮廓只有在1.5有效半径$R_e$。在$1.5 R_e$内部，表面密度分布强烈地依赖于初始条件，并且通常不符合de Vaucouleurs定律。这一结果与观测结果相矛盾，观测结果表明，所有椭圆星系的de Vaucouleurs轮廓都在$1.5 R_e$内部，并在$1.5 R_e$外部显示出强烈的偏差。因此，E-星系的$r^{1/4}$ -剖面不是无碰撞的剧烈弛豫和角动量重新分布的直接结果。这是一个普遍的初始密度分布，这是为了解释E-星系的普遍结构所必需的。本文提出了一个新的E-星系形成模型，它假定椭圆星系和凸起星系是由等温的气体球体形成的，这些球体聚集在暗物质晕的核心区域，通过冷却不稳定性凝聚成恒星。这种情况预测早期类型星系直接追踪其暗物质晕的核心半径和核心质量，提供了有关星系中暗物质成分性质的重要信息。
1994-03-07 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
Dense Stellar Cores in Merger Remnants
我们使用的数值模型，其中包括恒星形成分析的质量配置文件所形成的合并盘星系的残余物。在合并过程中，气体的消散和随后的恒星形成在残余物中留下了致密的恒星核心。星爆星群并没有平滑地连接到德·沃库勒的轮廓上，而是在有效半径的百分之几处导致表面密度轮廓的急剧断裂。虽然我们的结果是初步的，但大多数椭圆星系中缺乏这样的特征表明，富含气体的盘状星系的合并可能对当今椭圆星系的人口没有很大的贡献。
1994-09-29 astro-ph
Bright and Dark Matter in Elliptical Galaxies: Mass and Velocity Distributions from Self-consistent Hydrodynamical Simulations
[摘要]我们已经分析了两个放松的椭圆状物体（ESPs）的样本的质量和速度分布，在z=0时，在一组自洽流体动力学模拟中，在和谐宇宙学模型的背景下运行。我们的分析表明，它们被嵌入在扩展的、巨大的暗物质晕中，它们也有一个扩展的热扩散气体日冕。暗物质晕在组装过程中经历了绝热收缩。相对ELO暗到亮的质量含量和空间分布显示出破碎的同源性，它们是一致的观测结果的暗物质分数在中心区域，以及对箱形椭圆形的质光比剖面的梯度，作为其恒星质量的函数。这些结果表明，与质量较小的椭圆星系相比，质量较大的椭圆星系在其中心区域与恒星失之交臂。我们的模拟表明，这些失踪的重子可以作为热的扩散等离子体在维里半径之外找到。我们观测到的双星的质量分布可以用Sérsic（1968）公式很好地拟合。这些拟合的参数再现了观测到的形状参数与大小，光度和速度色散的相关性。总的质量密度分布在一个大的r/ r_{vir}间隔上表现出幂律行为，这与在较短半径的大质量透镜椭圆星系上的数据一致。的速度分散配置文件显示运动偏析，没有系统的质量依赖性和正的各向异性，大致独立的径向距离以外的中心区域。与观测结果的一致性强烈表明，它们也可以描述真实椭圆星系的重要内在特征，以及最近从观测数据中推断出的一些性质。
2007-05-10 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
Structure and Formation of Elliptical and Spheroidal Galaxies
新的表面光度学的所有已知的椭圆星系的室女星系团被添加到已公布的数据，以获得在大的动态范围内的复合配置文件。Sersic函数非常适合它们。有效的亮度和半径通过Sersic拟合和非参数化积分的配置文件。（1）从cDs到M32的椭圆星系在基本面参数空间中形成一个紧密的序列，该序列几乎垂直于从NGC 205到天龙座的球状星系序列。这与我们对它们不同形成过程的理解是一致的：Es合并和晚型星系通过环境效应和超新星的能量反馈转化为椭球体。(2)椭圆机有两种类型：例如，我们的10个最亮的E具有尖形核心;我们的17个较暗的E没有核心。我们发现了一个新的独特的组成部分，在无核E。所有这些都在外部Sersic轮廓向内外推的中心处有额外的光。我们认为，额外的光是由星爆耗散（湿）合并，在数值模拟。其他三个新的方面也指出了如何形成的E-E二分法的解释：额外的轻Es湿合并，而核心Es干合并。我们证实，核心Es做和额外的轻Es一般不包含X射线气体。这就解释了为什么会出现E-E二分法。只有核心Es和它们的祖先质量足够大，可以保留热气体，使干合并干燥，并保护老恒星群体免受后期恒星形成的影响。
2008-10-09 astro-ph
Dark matter in elliptical galaxies: I. Is the total mass density profile of the NFW form or even steeper?
椭圆星系被建模为Sersic光度分布与密度剖面（DP）的总质量采用的无耗散LambdaCDM N体模拟的晕内的DP。椭圆星系与代表总质量的尖状低浓度NFW模型不一致，也不与更陡的-1.5内斜率一致，也不与Navarro等人提出的较浅模型一致。04，也不与比预测浓度高10倍的NFW模型一致，正如从几个X射线观测中推断的那样：向内外推的质量模型导致局部质光比小于有效半径（R_e）内的恒星值，中心孔径速度色散比观测值小得多。只要暗物质（DM）DP在0.01维里半径内没有急剧变陡（斜率< -2），这一结论仍然成立。在R_e中，由NFW型总质量分布产生的总质量和速度色散都很小，这表明在至少R_e范围内，恒星成分应该在DM成分中占主导地位。这样，就很难从运动学上限制椭圆星系的暗物质DP的内部斜率。从X射线观测推导出的高浓度参数似乎是一个后果拟合NFW模型的总质量DP组成的恒星组件，占主导地位的内部和DM组件，占主导地位向外。附录给出了Navarro等人模型的浓度参数、中心密度和总质量的维里质量依赖性。在第二个附录中，给出了在各向同性轨道下，在一般光度密度和质量分布情况下，在圆孔和细缝中沿视线平均的速度色散的单积分表达式。
2014-12-11 astro-ph
Small Deviations from the R^1/4 Law, the Fundamental Plane, and Phase Densities of Elliptical Galaxies
已知椭圆（E）星系的光剖面显示出小的系统偏差（0.1-0.2等）。根据R^1/4定律。在本文中，我们表明，这些偏离的意义和幅度可以自然地占一个简单的分布函数的基础上构造的统计力学的暴力松弛。因此，详细的光剖面可以用来推断E星系的中心势（我们模型中唯一的自由形状参数）。此外，最近研究表明，微小的偏差与亮度L相关。这一观测结果需要稍微打破一般假设的E星系之间的结构同源性。使用我们的模型，我们参数化这个破碎的同源性，通过建立一个适当的归一化中心电位和光度之间的相关性。非同调意味着解释基本平面（FP）的基本假设被打破，由此得出的结论也被打破。相反，通过假设M/L与光度无关，我们直接从我们的相关性中得出类似于FP的关系。这意味着FP可能有一个简单的恒星动力学起源。我们可以重现所观察到的具有相同结构的E星系的中心相空间密度（f_c）的Carlberg-Kormendy关系式，f_c = L^-2.35，但是非同调性使它变得弱得多（对于常数M/L，f_c = L^-1.5），这意味着椭圆星系的中心相空间密度与旋涡星系的中心相空间密度相当。因此，无耗散合并是一致的FP，虽然HST的意见，特别是核嵌入磁盘的存在下，表明我们的模型背后的假设打破了微弱的E星系的核中，耗散过程似乎是重要的。
1994-12-20 astro-ph
Dissipation and Extra Light in Galactic Nuclei: I. Gas-Rich Merger Remnants
我们研究了富含气体的合并残留物表面亮度剖面中“额外”或“多余”中心光的来源和性质。将大量流体动力学模拟与观测到的合并数据相结合（在各种质量和松弛度下跨越宽范围的轮廓），我们展示了如何稳健地分离出有物理意义的额外光--在富含气体的合并过程中，在紧凑的中心恒星爆发中形成的恒星星族--从外部轮廓建立的暴力松弛作用于恒星已经存在的祖先之前，最后的合并。这种分离是敏感的配置文件的处理，我们证明，某些拟合程序可以产生物理误导的结果。我们表明，我们的方法可靠地恢复年轻的星爆人口，并检查如何与质量，气体含量，和其他方面的祖先这个组件的规模的属性。我们考虑在不同波段的配置文件的时间演化，并估计在不同的时间和波长的观测研究所引入的偏差。我们发现，额外的光是无处不在的观测和模拟的富含气体的合并残留物，有足够的质量（~3-30%的恒星质量），以解释椭圆和他们的祖先螺旋的最大相空间密度的差异。这个中心组成部分的性质提供了强大的新的约束条件的形成历史的观测系统。
2008-04-08 astro-ph
Kinematical and Dynamical Modeling of Elliptical Galaxies
本文介绍椭圆星系（Es）运动学和动力学模拟的基本内容。在投影中，NFW模型类似于Sersic模型，但形状范围非常窄（m=3+/-1）。Es的总密度分布不可能是NFW样的，因为预测的局部M/L和有效半径（Re）内的孔径速度色散远低于观察到的。然后恒星必须支配Es到几个Re。拟合NFW模型的Sersic+NFW（恒星+暗物质[DM]）Es的总密度分布，结果在非常高的浓度参数，发现由X射线观测。假设各向同性的NFW DM模型的运动学建模的Es低估M/L维里半径的一个因素的1.6至2.4，因为无耗散LCDM晕有轻微不同的密度分布和轻微的径向速度各向异性。在N-体+气体模拟Es合并残留的螺旋嵌入DM晕，DM密度分布的斜率是陡峭的，当初始的螺旋星系是气体丰富。Hansen & Moore（2006）的各向异性和密度剖面斜率之间的关系在气体和DM中失效，但恒星遵循类似的关系，对于给定的密度斜率，径向各向异性略小。使用峰度（h_4）来推断Es中的各向异性是危险的，因为h_4对小水平的旋转也很敏感。静止的金斯方程提供了精确到8 Re的质量。Romanowsky等人（2003年）的建模表明Es中缺乏DM，而Dekel等人（2005年）分析的模拟与Es的光谱观测相匹配，这两者之间的差异部分是由于径向各向异性和对扁Es的观测。发现Romanowsky等人的轨道模型的15个解之一具有与LCDM预测一致的DM…
2006-01-16 astro-ph
The Masses of Nuclear Black Holes in Luminous Elliptical Galaxies and Implications for the Space Density of the Most Massive Black Holes
对于最明亮的星系，如最明亮的星系团（BCGs），从Mbh-sigma关系预测的黑洞质量与从Mbh-L关系预测的质量相冲突。这是因为恒星的速度色散，σ，只有微弱的增加与L的BCGs和其他巨大的椭圆。Mbh-L关系预测，最明亮的BCGs可能具有接近10^{10}M_sol的Mbh，而M-sigma关系总是预测Mbh<3X10^9M_sol。我们认为，Mbh-L的关系是一个合理的，甚至是首选的描述BCGs和其他星系的类似光度。如果中心恒星密度的核心是由双星BH形成的，那么内核尖点半径r_gamma可能是Mbh的独立见证。利用HST观测到的大样本早型星系的结构参数，我们认为L作为亮星系r_gamma的指示指标优于sigma。11个核心星系的r_gamma-Mbh关系与BCGs的Mbh-L关系一致。BCG具有适合于其大亮度的大核心，这可能难以用从Mbh-西格玛关系推断的适度BH质量来生成。如果BCGs是在无耗散合并中形成的，那么Mbh~L可能适用于BCGs，这应该保持BH与恒星质量的比值。这幅图似乎与BCG中观察到的σ随L的缓慢增加和有效半径随L的更快增加一致。如果BCGs具有与其光度相当的大BH，那么Mbh>3X10^9M_sol的局部BH质量函数可能比从Mbh-sigma关系推断出的要丰富近一个数量级。早期类星体的体积密度可能有利于Mbh-L关系的预测。
2007-01-05 astro-ph
Galactic cannibalism and CDM density profiles
使用N体模拟，我们表明，最亮的星系团星系的形成过程中，通过无耗散的星系相互吞噬，可以影响内部的集群暗物质密度分布。特别是，我们使用的动力学演化的星系团C 0337 -2522在红移z=0.59，托管在其中心的一组五个椭圆星系，这可能是一个中央巨型椭圆的祖先。在最亮的星系团形成后，内部星系团的暗物质密度轮廓明显比原来的尖点（β =1）平坦（对数斜率为0.49<beta<0.90），这是大质量星系对弥漫的星系团暗物质的动力学摩擦加热的结果。在我们的模拟中，我们假设星系团只由恒星组成。我们还表明，银河系暗物质晕的存在可以陡峭的集群中心密度分布。我们的结论是，银河系的同类相食可能是一个可行的物理机制，调和-至少在集群规模-在一些星系团的观测推断与陡峭的晕宇宙学模拟预测的暗物质晕平坦。
2004-09-09 astro-ph
The origin and formation of cuspy density profiles through violent relaxation of stellar systems
结果表明，在椭圆星系核中观测到的尖形密度分布可以通过无耗散的引力坍缩实现。初始模型由具有各向异性速度色散的幂律密度球（如$ρ\propto r^{-1}$）组成。塌缩模拟进行了整合的碰撞玻尔兹曼方程直接，假设球对称。从所获得的结果来看，通过剧烈松弛形成的等密度核的范围随着速度各向异性径向增加而减小，并且对于径向各向异性极强的模型几乎消失。结果表明，随着径向速度各向异性的增加，弛豫密度分布变得更加尖锐。因此，可以得出结论，速度各向异性可能是一个关键成分的密度尖点的形成在一个无耗散崩溃的图片。速度弥散度随半径的增大而增大，呈近似幂律的密度分布。密度分布的幂律指数$n$定义为$ρ\propto r^{-n}$，从中间半径处的$n\approx 2.1$变化到朝向中心的比$n\approx 2.1$更浅的幂。这种密度弯曲可以从我们假设的局部相空间约束来解释，即在每个半径处，松弛态的相空间密度由初始态的最大相空间密度决定。
1999-06-22 astro-ph
Evidence for the Hierarchical Formation of the Galactic Spheroid
银河系的球状体是从许多化学不同的，原银河系碎片组装的可能性进行了研究，使用蒙特卡罗技术，旨在模拟化学演化的银河系在分层形成的情况下，不涉及气体耗散。通过比较银河系球状星团和晕场星的金属丰度分布的观测值和模拟值，我们估计了坍缩的原银河系的碎片化程度。虽然形成过程是高度随机的，模拟往往表现出良好的协议与观测到的金属丰度分布，提供了原银河系碎片的光度函数具有幂律形式的指数~-2。虽然这个陡峭的斜率与目前观测到的本星系群的光度函数非常不一致，但它与分层星系形成的半解析和数值模型的预测非常一致。我们讨论了一些可能的解释这种差异。这些模拟表明，星系晕和它的球状星团系统是通过约1000个贫金属的原银河碎片的吸积和破坏而组装起来的，这些碎片是由占主导地位的银河积木组成的：一个原凸起，它自己的富金属球状星团系统优先被动力学过程侵蚀。我们认为，同样的过程（即，层次增长涉及很少的气体耗散）是负责形成两个巨大的椭圆星系和膨胀晕组成部分的螺旋星系。（简略）。
1999-11-30 astro-ph
