Secular dynamics of the three body problem: application to the upsilon Andromedae planetary system
本文采用半数值方法研究了由一颗中心恒星和两颗大质量行星组成的偏心共面轨道系统的长期行为。我们表明，该系统的长期动力学可以描述只有两个参数，半长轴和行星质量的比率。该系统的主要动力学特征的几何图片，使我们能够调查这个三体问题的长期相空间的一个大的域没有时间昂贵的数值积分的运动方程，没有任何限制的行星偏心率的大小。我们表明，三种不同的制度的长期运动相对于长期角$Δ\varpi$是可能的：它们是循环，振荡（约0和$180^\circ$），高偏心率天平动在非线性长期共振。前两个政权是经典的线性长期摄动理论的连续延伸，最后是一个新的功能，迄今为止未知的，在长期的动力学的三体问题。
2004-01-12 astro-ph
Molecular Gas in Elliptical Galaxies: Distribution and Kinematics
我提出的干涉图像（约。7”分辨率）的CO排放在五个椭圆星系和其他两个未检测到。这些数据使其CO发射已被完全映射的椭圆星系的数量增加了一倍。样本星系的分子气体质量为10^8到5x10^9，分布在直径为2到12 kpc的对称旋转盘中。五分之四的分子盘显示出与宿主星系的光学主轴的显着对齐。分子质量是总动力学质量的百分之几，如果气体在圆形轨道上，这是隐含的。如果分子气体形成恒星，它将形成旋转支撑的恒星盘，这与现在已知的许多椭圆星系中存在的恒星盘非常相似。恒星运动学与NGC 4476气体运动学的比较表明，分子气体不是来自恒星内部的质量损失，因为气体的比角动量大约是恒星的三倍。
2002-05-10 astro-ph
Ellipticals and Bars: Central Masses and Friction
我给一个非常简短的审查方面的内部动力学，影响全球形状的星系，重点是三轴性，酒吧和翘曲。人们普遍认为，大的中心质量可以破坏三轴形状，但最近的模拟这一过程似乎遭受数值困难。中心黑洞本身的质量可能不足以破坏全球的三轴性，但当被棒星系中的恒星和气体聚集所增强时，全球的形状可能会受到影响。尽管我们不了解星系中棒的起源，但它们作为探测内晕暗物质密度的探针非常有用。最后，我注意到，动力学摩擦的作用，以减少磁盘和晕的自旋轴之间的不对准，产生一个很好的翘曲在外盘有许多观察到的星系翘曲的属性。
2001-07-23 astro-ph
Properties of Dust in Giant Elliptical Galaxies: The role of the Environment
本文综述了巨椭圆星系中尘埃的性质，特别强调了环境的影响。经光学光度归一化后，发现X射线亮椭圆星系中的尘埃质量和热气质量之间存在很强的反相关关系，而且大尺度、规则形状的尘埃带（相对于星系核对称）只出现在热气体质量与蓝色光度之比M_hot/L_B < 0.04的太阳单位的椭圆星系中。这可以解释为，与早期星系中尘埃带的形成时间尺度相比，热气中尘埃颗粒的破坏时间尺度较短。在“松散”环境中（野外或松散组中）椭圆星系内的尘埃的典型特征是R_V = A_V/E（B-V）的值很小（即，小的特征粒度），并分布在尘埃带与光滑，放松的形态。另一方面，位于密集星系团或星系团中心或附近的椭圆星系中的尘埃通常分布更不规则，其特征是R_V值接近银河系。我预测，含有“松弛”尘埃带的椭圆星系，典型的尘埃质量为10 E6 - 10 E7太阳质量，不包含热的X射线发射气体。
1999-11-22 astro-ph
Stellar and Dynamical Masses of Ellipticals in the Sloan Digital Sky Survey
我们使用从斯隆数字巡天中挑选的29，469个椭圆星系样本研究椭圆星系的暗物质质量分数随光度、恒星质量和大小的变化。我们将椭圆星系模拟为嵌入在膨胀压缩的暗物质晕中的恒星赫恩奎斯特轮廓。这个模型允许我们从光谱的速度色散估计半光半径处的动力学质量（$M_{dynm}$），并将其与Kauffmann等人（2003）的恒星质量估计（$M_{*}$）进行比较。我们发现$M_{*}/L$与光度无关，而$M_{dynm}/L$随光度增加，这意味着暗物质分数随光度增加。我们还观察到，在一个固定的光度或恒星质量，暗物质的分数增加与星系的大小增加，或等效地，增加与降低表面亮度：高表面亮度星系显示几乎没有证据的暗物质，而在低表面亮度星系，暗物质超过恒星质量的半光半径。我们将其与椭圆星系的基本面联系起来，表明简单维里预测的这个平面的倾斜是由于星系中的暗物质。我们发现，一个简单的模型，星系嵌入在暗物质晕，并有一个恒星形成效率独立于其表面亮度解释了这些趋势。我们估计椭圆星系的维里质量大约是恒星质量的7-30倍，下限表明几乎所有维里半径内的气体都转化为恒星。
2003-07-03 astro-ph
The growth of supermassive black holes in pseudo-bulges, classical bulges and elliptical galaxies
利用Sloan数字巡天的近1000个本星系的结构分析结果，估算了椭圆星系、经典星系球和伪星系球中中心黑洞的质量分布，并研究了它们的恒星质量与中心恒星速度色散σ之间的关系.假设椭圆星系/核球质量M_Bulge与中心黑洞质量M_BH之间存在单一关系，我们发现局域宇宙中黑洞的质量有55^{+8}-4} %在椭圆星系中心，经典核球和伪核球的质量分别占41^{+4}-2} %和4^{+0.9}-0.4} %.我们发现椭圆星系、经典星系核球和伪星系核球的质量与σ之间存在着不同的关系，而最显著的偏移发生在棒星系中的伪星系核球。这种结构上的不相似性导致了采用单一M_BH-M_Bulge和M_BH-sigma关系时黑洞质量的不一致。从文献中采用的关系，我们发现，M_BH-西格玛关系产生的总质量密度估计在黑洞，大约是55%以上，如果M_BH-M_Bulge关系被使用。
2009-06-30 astro-ph
Central Blue Clumps in Elliptical Galaxies of the Hubble Ultra Deep Field
在哈勃超深空（UDF）中，对大于10像素的椭圆星系进行了内部结构调查;在884个形态分类的星系样本中，100个中有30个在其中心附近显示出大的蓝色团块。最好的情况下，不清晰掩蔽图像。色-色图和色-星等图上的团簇分布与UDF场中相同大小的孤立天体的分布基本相同，表明可能是吸积源。在少数几个公布了红移值的例子中，星系团的质量和恒星形成年龄是从恒星演化模型中确定的，星系的质量也是如此。可能是由于选择效应，团块质量与星系质量成比例，对于质量在10^{9} Msun到10^{11} Msun之间的星系，团块质量的范围在10^6 Msun到10^8 Msun之间。丛星的形成年龄在10^7年到2x10^8年之间。在其间的几年里，随着部分蒸发和核心收缩，其中一些团块可能类似于今天的球状星团。蒸发的恒星将对椭圆星系中的场人口做出贡献。
2005-04-01 astro-ph
Supermassive Black Hole Masses of AGNs with Elliptical Hosts
最近发现的超大质量黑洞质量和中心速度色散之间的紧密相关性表明，从测量的中心速度色散估计SMBH质量的可能性。然而，对于大多数活动星系核，直接测量其宿主星系的中心速度色散是困难的。本文采用椭圆星系的基平面，利用HST成像观测得到的椭圆星系的形态参数，估算了一些活动星系核的中心速度色散和SMBH质量。对63个BL Lac天体、10个射电星系、10个射电强类星体和9个射电静类星体的SMBH质量进行了估算，它们的质量大多在$10^{7.5} M_\odot$ ~ $10^{9} M_\odot$之间。高频峰值BL Lac和低频峰值BL Lac以及射电星系和射电类星体的黑洞质量没有显著差异。射电星系的爱丁顿比远小于类星体。这表明射电强活动星系核的不同观测特征可能主要由吸积速率而不是由黑洞质量决定，这与最近提出的射电强活动星系核的一些演化假设是一致的。与以前的一些说法不同，我们发现射电强类星体的SMBH质量仅略大于射电静类星体。虽然它们的SMBH质量分布在统计学上不同，但它们的爱丁顿比分布可能来自同一种群。此外，我们注意到，黑洞质量和宿主星系光度之间的关系使用的基本平面提供了进一步的论据SMBH和星系核球质量之间的非线性标度律。
2002-03-11 astro-ph
The Detection of a Cooling Flow Elliptical Galaxy from OVI Emission
椭圆星系中热气体的冷却流模型预测，气体的冷却速率约为1个太阳质量/年，但在X射线波段之外，几乎没有证据表明这种现象。如果热气体正在冷却，它将穿过3 × 10^5 K区域并辐射出OVI 1032、1038紫外线，这些紫外线可以用远紫外光谱探测器（FUSE）探测到，在这里我们报告了对X射线明亮早型星系NGC 1404和NGC 4636的FUSE观测。在NGC 1404中，没有检测到OVI双峰，这意味着冷却速率< 0.3太阳质量/年，低于冷却流模型预测的0.4-0.9太阳质量/年。在NGC 4636中，两条OVI线都被清楚地探测到，表明冷却速率为0.43 +/- 0.06太阳质量/年，这落在冷却流预测的值范围内，0.36-2.3太阳质量/年，并且最接近于冷却气体分布在星系中的模型。发射谱线宽度为44 +/- 15 km/s，接近多普勒增宽值（30 km/s），表明流动是静止的而不是湍流，流动速度< 30 km/s。
2001-04-19 astro-ph
The Secular Evolution of the Primordial Kuiper Belt
建立了一个计算引力盘-行星系统长期演化的模型。盘被视为一组引力环，环/行星的时间演化由经典的拉普拉斯-拉格朗日长期演化解控制，但修改为考虑盘的有限厚度h。这个系统的拉格朗日行星方程产生了一类特殊的螺旋波解，通常表示为拱点密度波和节弯曲波。拱点波有两种：长波和短波。行星通常在盘的较近边缘或盘中的长期共振处发射长密度波，这些波最终在更远的盘边缘或盘中的Q势垒处向下游反射，于是它们作为短密度波返回。行星也会发射节点弯曲波，这些波具有在盘中失速的特性，也就是说，当接近盘区域时，它们的群速度会骤降到零，因为盘区域太厚，无法支持弯曲波的继续传播。环模型被用来计算长期的演化柯伊伯带具有各种质量，它表明，早期的大质量带是非常容易传播的低振幅拱点和节点波发射的巨行星。
2003-05-30 astro-ph
Observations of Cold Dust in Nearby Elliptical Galaxies
利用Nobeyama望远镜和James Clerk Maxwell望远镜以及红外空间天文台（ISO）的连续谱观测资料，对7个近距离（<45 Mpc）远红外亮椭圆星系进行了光谱能量分布（SED）分析。这些都与档案FIR和短波无线电数据从美国宇航局/IPAC河外星系数据库（NED）获得的分析。射电到红外的SED最适合用幂律加灰体模型来描述，这些灰体是位于银河系中央区域的尘埃，直径在2.4kpc以内，温度在21到28 K之间，发射率指数约为2，质量在16到190万太阳质量之间。的发射率指数是一致的尘埃组成的无定形硅酸盐和碳质颗粒先前模拟恒星加热的尘埃在银河系和其他附近的河外来源。使用更新的灰尘吸收系数，这种类型的灰尘，灰尘质量的估计是类似的，从早期的FIR数据单独确定的，即使后者的结果意味着更热的灰尘温度。通量和质量是一致的，新的FIR和submm数据估计的尘埃温度低于20 K的中央银河系区域内。对于这种表面亮度低的寒冷、弥漫的尘埃（如果存在的话），更严格的物理约束将需要斯皮策太空望远镜、SCUBA 2或ALMA进行灵敏的FIR-submm观测。
2004-06-01 astro-ph
The Secular Evolution and Dynamical Architecture of the Neptunian Triplet Planetary System HD 69830
利用Lovis等人（2006）的最佳拟合轨道解，对HD 69830系统的长期轨道演化和动力学结构进行了数值模拟研究。在模拟中，我们发现三重态海王星系统至少在2 Gyr内是稳定的，即使我们改变行星的质量，稳定性也不会受到很大的影响。此外，我们还利用Laplace-Lagrange久期理论研究了系统的长期行为，结果表明，该理论能够很好地描述所有行星的长期轨道演化，其长期周期和偏心率的振幅与直接数值积分的结果一致.我们首次揭示了偏心率$e_{1}$和$e_{2}$的长期周期在8,300年左右是相同的。此外，我们还探索了三颗海王星质量的伴星与一颗质量巨大的类地行星在0.07天文单位$\leq a \leq 1.20$ AU内的行星构型，以研究该系统中的小行星结构。我们强调，有稳定区至少$10^{5}$年的低质量类地行星位于0.3和0.5 AU之间，和0.8和1.2 AU与最终的低偏心率。尽管如此，我们还发现两颗内行星的长期共振$ν_{1}$和$ν_{2}$可以激发地球天体的偏心率，小行星带的积累或耗尽也受到外行星轨道共振的影响，即，5：2和1：2 MMR与行星D.（节略）
2006-10-31 astro-ph
Black hole masses and the Fundamental Plane of BL Lac objects
我们报告的恒星速度色散（西格玛）的光学光谱的主星系的四个BL湖对象的测量。这些数据与我们早期对七个BL Lac天体的结果（Falomo等人，2002）以及之前推导的光度和结构特性一起，用于构建BL Lac宿主的基本平面（FP）。我们发现BL Lac与低红移射电星系和不活跃的发光椭圆星系遵循相同的FP，这与Barth等人（2003）提出的类似结果一致。这表明BL Lac的宿主星系的光度学、结构和运动学性质与不活跃的大质量椭圆星系是不可区分的。利用附近椭圆星系中黑洞质量（M_BH）与σ的相关性，我们导出了BL Lac中心黑洞的质量。这些质量在6 × 10^7 ~ 9 × 10^8 M_o之间，与核球光度值一致，并且与星系质量（M_BH} ~0.001 × M_bulge）呈线性相关。
2003-06-09 astro-ph
Stellar Populations in Bulges
我们目前的线强度的38个星系在本地宇宙中的凸起和内部磁盘，包括几个星系的凸起以前被确定为是盘状的颜色或运动学，看看他们的光谱特性揭示长期演化的证据。我们发现，所有哈勃类型的红色凸起都类似于其中心恒星星族的发光椭圆星系。它们具有大的光度加权年龄、金属丰度和α/Fe比值。蓝色凸起可以分为贫金属类和年轻的富金属类，贫金属类仅限于速度色散小的晚期类型，而年轻的富金属类包括所有哈勃类型和速度色散。亮度加权金属丰度和α/Fe比是敏感的中心速度分散和最大磁盘旋转速度。红色凸起和椭圆星系遵循相同的比例关系。我们看到了蓝色和红色凸起之间以及有棒星系和无棒星系凸起之间的标度关系的差异。大多数核球的金属丰度随半径的增加而降低;中心金属丰度较大的星系有较陡的梯度。在正年龄梯度（中心区域更年轻）存在的地方，它们总是在棒星系中。凸起的金属丰度与其盘的金属丰度相关。虽然这和酒吧和unbarred星系之间的差异表明，长期的演变不能被忽视，我们的研究结果是一致的假设，合并一直是主要的机制负责隆起形成。
2005-12-13 astro-ph
Central Star Formation in Pseudobulges and Classical Bulges
我用Spitzer 3.6-8.0 μm的色剖面比较了在假核球和经典核球中恒星形成的径向结构。伪凸起是通过长期进化而形成的“凸起”，而不是合并。在这项研究中，伪凸起是通过星系中心的盘状结构（核螺旋，核棒和/或凸起的高椭圆率）来识别的;经典凸起是那些具有光滑等照度线的星系凸起，与外盘相比是圆形的，并且在它们的凸起中没有盘状结构。我表明，星系结构确定为具有pseudobulges有更高的中央恒星形成率比经典的凸起。此外，我还表明，被确定为具有经典的凸起的星系有显着的定期恒星形成配置文件。具有经典凸起的星系的颜色剖面显示了一个恒星形成的外盘，它在朝向星系中心的方向上发生了急剧的变化，这与恒星形成率的下降相一致。经典的球核有一个近似恒定的内部轮廓（r < 1.5 kpc），类似于椭圆星系。在一般情况下，从外盘到中央的伪凸起，恒星形成的性质没有这样的转变。因此，我的结论是，伪隆起和经典隆起实际上是通过不同的机制形成它们的恒星。此外，这增加了证据表明，经典的隆起形成的快速情节爆发，在类似的方式椭圆星系的大部分恒星;而，pseudobulges形成恒星从更持久的长期过程。
2006-03-17 astro-ph
Accretion Rates onto Massive Black Holes in Four Quiescent Elliptical Galaxies
用8.5GHz的NRAO VLA对四个静止的椭圆星系进行了成像。在正则对流主导的吸积流（ADAF）的背景下，这些VLA图像加上公布的黑洞质量约束的吸积率$ <1.6\times10^{-4}$，$ <3.6\times10^{-4}$，$\le7.8\times10^{-4}$，和$\le7.4\times10^{-4}$的爱丁顿率。这些ADAF吸积率在8.5 GHz的软，硬X射线的水平，预计从这些静止的星系有重要的影响。
2000-03-02 astro-ph
The Black Hole Masses and Host Galaxies of BL Lac Objects
我们测量了11个红移z <= 0.125的BL Lac天体的主星系中心恒星速度色散。速度色散的范围为170-370 km/s，与附近的射电星系相似。利用恒星速度色散和为附近星系定义的黑洞质量之间的相关性，我们得到了黑洞质量的估计值，其范围为10^7.9 - 10^9.2太阳质量。我们没有发现任何显着差异的黑洞质量在高频峰值和低频峰值BL Lac对象。结合速度色散与先前测量的宿主星系的结构参数，我们发现，宿主星系位于椭圆星系的基本平面。这支持了成像研究的结论，大多数BL Lac主机是正常的巨型椭圆星系。
2002-09-26 astro-ph
Mergers and Mass Accretion Rates in Galaxy Assembly: The Millennium Simulation Compared to Observations of z~2 Galaxies
最近对z~2的紫外/光学选择的大质量恒星形成星系的观测表明，重子质量聚集和恒星形成历史主要是由气体的持续快速吸积和内部长期演化所控制，而不是由主要的合并所控制。我们使用千年模拟建立新的晕合并树，并提取晕合并分数和质量吸积率。我们发现，即使没有发生重大合并的晕，质量吸积率也足以解释在z~2盘中观察到的高恒星形成率。另一方面，千禧年模拟中主要合并的比例足以说明亚毫米星系（SMG）的数量，以支持这些是主要合并的观测证据。当追踪千禧年模拟中这两个群体到z = 0的命运时，我们发现随后的合并并不足够频繁，不足以将所有z~2湍流盘在z = 0时转化为椭圆星系。同样，合并不能将z~2的致密SMG/红序星系转化为z = 0的大质量椭圆星系团。因此，我们认为，长期和内部的演化必须发挥重要作用的z~2 UV-/光学和亚毫米选择星系人口的演变。
2008-08-01 astro-ph
The Mbh-sigma relation as a constraint on the formation of elliptical galaxies
大多数椭圆星系都包含中心黑洞，根据所谓的Mbh-sigma关系，黑洞的质量与观测到的宿主星系的中心速度色散成比例。在这里，我们讨论了一些后果，可以通过结合Mbh-西格玛关系与描述椭圆星系的基本平面的标度关系。特别讨论了在椭圆星系的形成和演化过程中大量无耗散合并的可能性。我们的分析强烈地表明，通过强制合并的最终产物满足上述两个标度关系，耗散在星系形成中起着重要作用。此外，我们表明，现有的观测数据可能揭示了黑洞合并的复杂过程。
2001-03-21 astro-ph
Host galaxies, BH masses and Eddington ratio of radio-loud AGNs
我们比较了BL Lac天体的宿主星系特性与HST上WFPC 2成像的射电大声类星体（RLQs）的宿主星系特性。所考虑的对象（z<0.5）总是很好地解决和他们的宿主星系令人满意的模拟椭圆。在对数据进行均匀处理后，我们发现RLQs主机系统地比BL Lac主机更明亮（约0.7等）。利用从邻近椭圆星系导出的M_BH - L_bulge关系，我们计算了活动星系样本的中心黑洞质量。这些数据与核光度和爱丁顿比一起讨论。
2001-07-06 astro-ph
A Fundamental Plane Relation for the X-Ray Gas in Normal Elliptical Galaxies
我们报告发现的一个新的全球参数之间的相关性的热星际气体在椭圆星系。我们重新分析档案钱德拉数据的30个正常的早期类型的系统，消除解决和未解决的点源的贡献，揭示热气体的X射线形态。我们从气体表面亮度分布确定了半光半径R_X和平均表面亮度I_X。光谱分析确定了3个光学有效半径内气体的温度T_X。我们发现这些星系位于一个X射线气体基本面（XGFP）上，其形式为T_X ~ R_X^{0.28} I_X^{0.22}。这与简单的光度-温度关系接近，但又不同。XGFP的固有宽度仅为0.07dex，几乎与恒星（光学）基本平面（SFP）的宽度相同。这是令人惊讶的，因为X射线气体的质量通常是恒星质量的~10^{-2}。我们表明，XGFP是不是一个简单的维里定理或流体静力平衡的后果，它基本上是独立的SFP。因此，XGFP代表了椭圆星系流体动力学演化的一个真正的新约束。
2005-09-20 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: The luminosity functions of bulges and discs and their implied stellar mass densities
本文从10,095个星系的结构星表中导出了椭圆星系、星系球、星系伪球和星系盘的光度函数。此外，我们还计算了它们的光度和恒星质量密度。我们表明，（椭圆星系和盘状星系的凸起）表现出强烈的颜色双峰性，表明两种不同类型的椭球体被（u-r）~的核色分开我们认为，红色椭圆和红色凸起光度函数的相似性支持我们以前的论点，他们有一个共同的起源，并令人惊讶地发现，同样的蓝色椭圆和蓝色凸起，后者我们称之为伪凸起。在恒星质量收支方面，我们发现$58\pm6$的百分之目前是盘的形式，39+/-6%的形式的红色球状体（13+/-4%的椭圆，26+/-4%的凸起）和其余的形式的蓝色球状系统（~ 1.5%的蓝色椭圆和~ 1.5%的伪凸起）。在星系形成方面，我们认为，我们的数据星系组件的概念，强烈支持一个两阶段的形成过程（球状体第一，光盘后），但与额外的复杂性发生在静止的光盘引起两种不同的凸起类型：真正的“经典”凸起和伪凸起。因此，我们主张有三个重要的结构支撑星系的演化：经典的球状体（老）;伪凸起（年轻）和光盘（中间）。明亮的邻近星系群是这三种结构类型的混合体。[abridged].
2007-01-25 astro-ph
Dust in elliptical galaxies: a new dust mass
为了研究椭圆星系中尘埃的性质和起源，本文提出并讨论了一种计及尘埃温度分布的尘埃质量估算方法。由此得到的尘埃质量比用单温度近似得到的尘埃质量大2-6倍。还发现了远红外和蓝色光度之间的相关性。根据尘埃的“质量差异”和可能的演化情景：蒸发流和/或冷却流，对结果进行了讨论。虽然目前的数据不能区分这两种情况，但可以想象，椭圆星系中的尘埃可以根据各个物体的历史，通过不同机制的贡献而吸积。
1998-09-11 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
Supermassive black holes, star formation and downsizing of elliptical galaxies
在明亮的椭圆星系的核中观察到Mg相对于Fe的过量，并且它随着星系质量的增加而增加，这对所有当前的星系形成模型提出了一个严重的问题。在这里，我们改进的单区化学演化模型的椭圆星系，考虑到在超大质量中心黑洞生长的早期阶段产生的正反馈。我们可以解释所观察到的相关性和分散性，如果所观察到的反层次行为的活动星系核人口耦合到星系大会，并导致在增强的恒星形成效率，这是成正比的星系质量。然而，在低质量和中等质量的星系中，恒星形成的较慢模式足以解释观测特性。
2008-10-11 astro-ph
The Nature of Dark Matter in Elliptical Galaxies: Chandra X-ray Observatory Observations of NGC 4636
根据Chandra X射线天文台测量的热星际介质温度分布以及其他X射线和光学数据，确定了椭圆星系NGC 4636在0.7 ~ 35 kpc范围内的总封闭质量分布。总质量随着半径的1.2次方而增加，在这个半径范围内达到了一个很好的近似值，在35 kpc时达到了1.5万亿太阳质量（相当于每太阳视光度40个太阳质量的质光比）。我们发现，至少有一半，多达80%，在光学半光半径的质量是不发光的，这意味着NGC 4636有一个非常低的重子分数。大的推断暗物质浓度和中心暗物质密度，与标准冷暗物质晕预期范围的上限一致，这意味着提出来解释质量较小星系中低暗物质密度的机制（例如，自相互作用的暗物质、温暖的暗物质、爆炸性反馈）在椭圆星系中是无效的（并且推测，通过扩展，在星系团中是无效的）。复合（黑洞，恒星和暗物质）质量分布有一个通常陡峭的斜坡，没有核心，与引力透镜研究一致。
2002-08-05 astro-ph
Gradients of Absorption Line Strengths in Elliptical Galaxies
我们重新研究了80个椭圆星系的线强度梯度。典型的金属丰度梯度为d[Fe/H]/dlogr =-0.3。金属丰度梯度与星系的任何物理性质无关，包括中心和平均金属丰度、中心速度色散σ 0、绝对B星等MB、绝对有效半径Re和星系的动力学质量。利用金属丰度梯度，我们计算了单个椭圆星系的平均恒星金属丰度。典型的恒星平均金属丰度<[Fe/H]> =-0.3。平均金属丰度与σ 0和动力学质量相关，但MB和Re的关系包括显着的散射。我们发现由表面亮度SBe，<[Fe/H]>和Re（或MB）定义的基本面，其散射比<[Fe/H]>-Re（或MB）关系的散射小得多。<[Fe/H]>-σ 0关系与[Fe/H]0-σ 0关系几乎平行，但系统地低0.3 dex。金属度-质量关系，或者等价地，色-星等关系不仅对星系的中心部分成立，而且对整个星系的部分也成立。用Mg ~ 2和Fe ~ 1计算，发现在大多数椭圆星系中<[Mg/Fe]> = +0.2。<[Mg/Fe]>与星系质量示踪剂没有相关性。如果在大部分Ia型超新星开始爆炸之前，恒星的形成已经停止在椭圆星系中，那么这就可以得到最自然的解释。椭圆星系可能有显著不同的金属丰度梯度和<[Fe/H]>，即使它们有相同的星系质量。这可能是由于星系合并，但没有证据表明，从目前可用的数据来支持相同的起源金属丰度梯度，周围的金属丰度-质量关系的散射，和动力学扰动。这可能表明，散…
1999-07-07 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
ASTE $^{12}$CO($J=$3--2) Survey of Elliptical Galaxies
本文报道了用ASTE望远镜对15个邻近椭圆星系进行的$^{12}$ CO（$J=$ 3- 2）观测。其中13颗是在没有考虑其他冷星际物质示踪剂的情况下选出的。从三个星系中检测到CO发射，其中两个在100微米处未被IRAS检测到，这表明冷ISM可能存在于比以前认为的更多的椭圆星系中。分子气体质量范围为$2.2 \times 10^6$至$4.3 \times 10^8$ $M_\odot$。CO（3- 2）线和（1- 0）线的比值$R_{31}$在椭圆星系中的值比旋涡星系中的值低，但NGC 855除外，它的值接近旋涡星系的平均值。NGC 855中的分子气体的平均密度在300 - 1000 cm $^{-3}$范围内，温度范围为15 - 100 K。
2006-11-20 astro-ph
A metallicity-flattening relation for dwarf elliptical galaxies
结果表明，明亮的星团矮椭圆星系遵循金属丰度和视扁平之间的关系。更圆的矮星往往更富含金属。证据是基于颜色以及光谱线强度数据从文献中。在平均金属度-光度关系附近的dEs的大的分散，通常归因于大的观测误差，原来是一个椭圆效应。在$-14 \ga M_B \ga -18$星等范围内，dEs的金属丰度更强烈地依赖于椭圆率而不是光度。一个可能的解释是，质量在$10^{9}$ $M_{\odot}$周围的星系沿着其短轴遭受了富含金属的气体的部分喷出，使椭圆率成为金属丰度的关键参数（De Young & Heckman 1994）。
2002-09-09 astro-ph
A Cosmological Framework for the Co-Evolution of Quasars, Supermassive Black Holes, and Elliptical Galaxies: I. Galaxy Mergers & Quasar Activity
（摘要）我们发展了一个模型的合并在星爆，类星体和球状星系的演化中的宇宙学作用。结合晕质量函数（MF）与经验晕占领模型，我们计算主要的星系星系合并发生在哪里，什么样的星系合并，在所有的红移。我们与观察到的合并MF，聚类，馏分，和小规模的环境进行比较，并表明，这会产生强大的估计与观测结果吻合良好。我们证明，这自然地再现了观测到的上升和下降的类星体光度密度从z=0-6，以及类星体的LF，分数，宿主星系的颜色和集群的红移和光度的函数。在小尺度上观察到的类星体聚集过多是模型的自然预测，因为合并优先发生在具有过多小尺度星系过密度的区域。我们发现，类星体的环境在所有观测到的红移密切对应的经验确定的小集团规模，在那里的合并的气体丰富的星系是最有效的。我们对比的长期模型中，类星体的活动是由酒吧/磁盘的不稳定性，并表明，虽然这些模式可能占主导地位的塞弗特光度，从集群（大规模和小规模）的约束，pseudoclull人口，磁盘MF，光度密度演化，和宿主星系的颜色认为，他们必须是一个小的贡献者z>1类星体的光度密度。
2007-06-18 astro-ph
Dust and Ionized gas in Elliptical Galaxies
本文综述了IRAS和最近的X射线和光学巡天的结果，讨论了椭圆星系中星际介质的性质和性质。至于尘埃成分，与螺旋星系的情况形成强烈对比，因为根据光学消光得出的椭圆星系中的尘埃质量比根据IRAS数据得出的要低一个数量级。这个难题可以解决，假设一个额外的，扩展的，弥漫分布的成分的灰尘，这是无法检测到的光学数据。ISM成分之间以及电离气体、尘埃和椭圆星系的全球（恒星）性质之间真正的全球相关性很难找到，这很可能反映了椭圆星系中尘埃和电离气体的外部起源。一个强的相关性被发现，但是，H-α +[NII]光度和光学光度的电离气体，这表明热（后AGB和/或蓝色HB）的老恒星星族内的恒星是一个主要的电离源的气体所占据的区域内。
1996-11-08 astro-ph
The Distribution of Dust and Gas in Elliptical Galaxies
本文利用IRAS和最近的光学CCD巡天结果讨论了椭圆星系中尘埃和电离气体的分布和起源。与旋涡星系的情况形成强烈对比的是，由消光得到的椭圆星系中的尘埃质量比由IRAS数据得到的要低一个数量级。我发现，这种困境可以通过假设存在一个弥漫分布的灰尘成分，这是无法检测到的光学数据来解决。尘埃带的形态和它们与椭圆星系中电离气体的联系，证明了ISM的两个组成部分都是外部起源的。
1996-01-30 astro-ph
Galactic Bulges from HST-NICMOS Observations: Ages and Dust
我们目前的光学和近红外彩色地图的中央地区的凸起的S 0和旋涡星系获得WFPC 2和NICMOS的HST。通过结合使用HST和地面数据，颜色信息的范围从几十pc到几kpc。在几乎所有的星系中，中央100-200 pc的颜色轮廓变得更快更红。我们把中心的高颜色指数归因于尘埃的中心浓度。我们推断在A_V = 0.6 - 1.0等的中心有一个平均的消光。一些天体在sub-kpc尺度上显示了类似于其他人在巨型椭圆星系中发现的中心尘埃环或尘埃盘。对于S 0到Sb型星系核球，B-I与I-H关系的紧密性表明，早期型星系核球的年龄分布很小，最多为2 Gyr。在1 R_eff的颜色，我们预计消光可以忽略不计，是类似于后发座星系团中的椭圆星系，这表明这些凸起形成的同时，在后发座明亮的星系。此外，星系的年龄被发现是独立于他们的环境。因为后发座很可能是在红移z > 3时形成的，所以我们的凸起，在群体和领域中，也必须在这个时期形成。早期型螺旋的凸起不可能是由最近世的棒的长期演化形成的，因为这样的凸起会年轻得多。有三个星系的类型Sbc和以后，他们的凸起是年轻的，可能会出现从长期演变的瞬态酒吧。我们的结果与半解析预言（Baugh et al. 1996，1998，Kauffmann 1996）吻合得很好，后者还预言，星系团中和外场中的凸起，与星系团中的巨型椭圆星系一样古老。
1999-10-08 astro-ph
Deep GMOS Spectroscopy of Extremely Red Galaxies in GOODS-South: Ellipticals, Mergers and Red Spirals at 1<z<2
我们使用双子座南的GMOS对GOODS-South场的极红星系进行了深度光谱调查。我们在这里提出的光谱和红移的16 ERG在0.87<z<2.02，限制K=20.2。ERH是球状体、合并体和螺旋体的混合体，只有一个活动星系核。对于至少10个这样的星系，我们观察到[OII]发射线。我们进行了年龄测定分析，通过拟合的光谱和9波段测光的ERG与被动发展的恒星星族结合一个年轻的恒星形成组件的模型。旧恒星组成部分的最佳拟合年龄范围为0.6至4.5 Gyr，平均为2.1 Gyr。质量范围从3到20乘以10^10太阳质量。形成恒星的成分通常只占总质量的百分之几，尘埃红化的平均值E（B-V）=0.35。其时间尺度往往是短的合并（<5000万年）和更长（200-800万年）的螺旋ERG。
2006-04-18 astro-ph
Secular Evolution of Barred Galaxies with Massive Central Black Holes
本文研究了中心黑洞对盘状星系棒动力学演化的影响。特别是，我们使用数值模拟来估计的最小质量黑洞（BH）需要摧毁一个酒吧。最初，通过动力学不稳定性在盘中形成杆。此后，一旦一个酒吧是完全发展，BH是间接添加在中心的磁盘。为了减轻引力软化的全球影响，盘的泊松方程通过在一组基函数中扩展星系的密度和势来求解。我们的结果表明，一个酒吧可以完全摧毁的时间比哈勃时间小得多，如果中心质量超过约0.5%的磁盘质量。由于棒破坏所隐含的最小BH质量是典型盘星系的10^{8.5}太阳质量，这个过程应该不是一个罕见的现象。加入BH后，杆的振幅随时间逐渐减小，杆的破坏速率随BH质量的增加而增加。这表明，棒的破坏来自于恒星的散射，当它们靠近中心时，支撑着棒。
1998-05-30 astro-ph
The formation history of elliptical galaxies
我们利用有史以来最大的高分辨率模拟宇宙结构的增长-千年模拟的和谐LambdaCDM宇宙演化-研究如何恒星形成的历史，年龄和椭圆星系的金属含量取决于环境和恒星质量。我们专注于一个星系形成模型，该模型被调整以适应联合光度/颜色/形态分布的低红移星系。在这个模型中，大质量椭圆星系有更高的金属丰度，更老的光度加权年龄，更短的恒星形成时间尺度，但比质量较小的系统有更低的组装红移。在集群内的椭圆星系的典型质量，年龄和金属丰度的预测，平均减少，随着距离集群中心。我们还量化了椭圆星系前身星的有效数量与当前恒星质量的函数关系，发现M* < 10^{11} Msun的典型数量低于2，对于大质量系统则上升到5左右。这些研究结果是一致的，最近的观测结果表明"缩小“或"反层次”的行为的恒星形成历史的椭圆星系人口，尽管事实上，我们的模型包括所有的标准元素的层次星系形成，并实施标准，LambdaCDM cosmogony。
2005-11-21 astro-ph
Evolution of Elliptical Galaxies: The Multiphase Model
我们提出了一个椭圆星系演化的多相模型。扩散气体，分子云，恒星和残骸都被考虑在内。云-云碰撞和激发过程是恒星形成的主要原因。被认为是由超新星驱动的风的发生，并计算系统的演变后，第一次风，允许进一步的恒星形成从恢复的气体。15种元素或同位素丰度的演变与详细的恒星核合成。考虑到恒星的寿命，并采用了新的IMF。由于超新星爆炸的气体去除取决于银河系的质量和暗物质的存在，随后的风事件是至关重要的星系际气体富集。与现有数据相比，目前的SN率，恒星形成率和气体质量得到了很好的一致性。
1992-11-07 astro-ph
Advectively dominated flows in the cores of giant elliptical galaxies: application to M60 (NGC 4649)
有人认为，在现今的巨型椭圆星系中，吸积的最后阶段是以平流为主的方式发生的。这种吸积解决方案的辐射效率很低，这说明了这样一个事实，即大质量黑洞，这被认为是居住在这些星系的中心，没有预期的光度，如果吸积从热星际介质发生在邦迪率。讨论了M60（NGC 4649）核的对流占优解，并表明在Bondi速率下的吸积与从射电到X射线的核通量是一致的。这个解允许黑洞的质量为~ 10^9太阳质量，这是独立论证所要求的。这个模型成功地应用于M60和之前众所周知的M87核，表明椭圆星系中热气体的吸积为平流主导的吸积流创造了理想的环境。
1997-03-12 astro-ph
The masses of AGN host galaxies & the origin of radio loudness
我们强调了我们最近的哈勃太空望远镜研究类星体和射电星系的一些主要结果。这些强大的活动星系核的宿主是正常的大质量椭圆星系，它们位于基本面的区域，主要由具有盒状等照度线和不同核心的大质量椭圆星系组成。射电强源的宿主平均亮度是射电安静源的1.5倍，并且似乎位于4 x 10^11太阳质量的质量阈值之上。这表明，需要质量大于5 × 10^8太阳质量的黑洞才能产生强大的射电源。然而，我们发现这个明显的阈值似乎是射电输出上限的结果，它是黑洞质量的强函数，L_5GHz正比于M_bh ^[2.5]。这种陡峭的质量依赖性可以解释为什么最强大的射电源的宿主是良好的标准烛光。这样的天体肯定在z = 1时就已经完全组装好了，而且似乎在z = 3之前就已经形成了它们的大部分恒星。
2002-03-12 astro-ph
Transient X-ray Binaries in Elliptical Galaxies
钱德拉对椭圆星系的观测揭示了大量低质量X射线双星（LMXB）以每年10^-9太阳质量以上的速度吸积。一种从老的恒星星族产生这种转移速率的情况是核驱动的质量从充满罗氏瓣的红巨星转移到中子星或黑洞上。然而，在我们的银河系中，由于吸积盘中的热不稳定性，这些系统中的大多数作为瞬态偶尔地吸积。使用磁盘不稳定性（包括辐射）的共同标准，我们发现，这种模式的质量转移导致瞬态吸积至少75%的二进制的生活。钱德拉对椭圆星系的反复观测应该会揭示这一人口。重现时间可能超过1000年（取决于质量转移开始时的轨道周期），爆发可能持续1-100年。质量转移双星也可以通过在稠密恒星环境中的相互作用在老的星群中形成，例如球状星团。它们的轨道周期较短，更可能是稳定的吸积体，这使得它们显然是椭圆星系LMXB人口的很大一部分。
2002-04-29 astro-ph
Fundamental galaxy parameters for radio-loud AGN and the black hole - radio power connection
我们测定了一个红移范围为0.06<z<0.31的强射电星系样本的中心速度色散和表面亮度剖面。光学主机遵循椭圆星系的基本平面，表明年轻的射电源驻留在正常的椭圆星系，就像其他类型的射电星系一样。由于年轻的射电源是相对简单的选择和活动星系核的光的光谱的贡献是最小的，这些对象可以很容易地被用来研究椭圆星系的基本平面的演变到z=1，独立的光学选择效应。利用M_bh与中心速度色散的紧密经验关系，以及经典射电星系和光学选择椭圆星系的文献样本，确定了我们样本中天体的黑洞质量。只有光学选择的不活动星系才表现出M_bh与射电光度的相关性。相反，样本中活动星系核的射电功率与M_bh完全不相关，给定黑洞质量的天体的射电功率范围超过7个数量级。我们已经能够将强射电源的总体与其不活跃的椭圆星系的母体总体联系起来：确定了局部黑洞质量函数，并将其与从光学选择的星系样本中确定的作为M_bh函数的射电强黑洞的分数相结合，导出了射电星系的局部体积密度和它们的黑洞质量分布。这些结果与射电局部光度函数和射电选择样品中黑洞质量的分布一致。
2002-09-18 astro-ph
The link between the masses and central stellar populations of S0 galaxies
利用高信噪比VLT/FORS 2长缝光谱仪，我们研究了天炉座星系团中一个S 0星系的中心恒星星族的性质和动力学。这些星系的中心吸收线指数与中心速度色散（Sigma 0）的相关性很好，与以前的研究发现的椭圆星系一致。然而，与通常假设的椭圆星系团相反，观测到的相关性似乎是由系统年龄和α元素丰度变化驱动的，而不是整体金属丰度的变化。我们还发现，所观察到的分散指数Sigma 0的关系，可以部分地解释这些系统的旋转支持的性质。事实上，线指数和星系的最大圆周速度之间存在更紧密的相关性。这项研究表明，动力学质量是驱动这些相关性的物理属性，并为S 0星系这样的质量必须估计假设一个大的旋转程度的支持。观察到的趋势意味着最大质量的S 0具有最短的恒星形成时间尺度和最古老的恒星星族。
2008-03-03 astro-ph
Ultracompact Binaries as Bright X-Ray Sources in Elliptical Galaxies
钱德拉对遥远椭圆星系的观测揭示了大量的低质量X射线双星（LMXB）以每年超过10^{-8}个太阳质量的速度吸积。这些LMXB的大多数居住在球状星团（GC），它已被建议，许多领域的LMXB也起源于GC。在这里，我们表明，超紧凑的双星与轨道周期为8-10分钟和He或C/O捐助者的0.06-0.08太阳质量自然提供所观察到的吸积率从引力辐射损失单独。这样的系统被预测在稠密的GC环境中形成，这一假设得到了11.4分钟的双星4U 1820-30的支持，4U 1820-30是银河系GC中最明亮的持久LMXB。这些双星有足够短的寿命（小于300万年），而明亮，我们计算其光度函数下的稳态近似。这就产生了一个与观测到的6 E37 ergs/sec到5E 38 ergs/sec范围内的光度一致的光度函数斜率，鼓励我们使用观测到的每个GC质量的LMXB数量来计算超紧双星的累积数量。对于一个恒定的出生率超过8 Gyrs，已经通过这个明亮的阶段演变的超紧凑的二进制文件的数量是近4000在一个10万太阳质量的GC，符合动力学相互作用计算。也许最重要的是，如果所有的超压缩体都成为毫秒射电望远镜，那么观测到的标准化与47个图克星系和银河系GC中毫秒射电望远镜的推断数量基本一致。
2004-04-12 astro-ph
The Nature of Dark Matter in Elliptical Galaxies: Chandra Observations of NGC 4636
根据钱德拉X射线天文台测量的热星际介质温度分布以及其它X射线和光学数据，确定了椭圆星系NGC 4636在0.7 ~ 35 kpc范围内的总封闭质量分布。总质量随着半径的1.2次方而增加，在这个半径范围内达到一个很好的近似值，在35 kpc时达到40个太阳质量/太阳视光度的总质光比。我们发现，至少有一半，多达80%，在光学半光半径的质量是不发光的，这意味着在NGC 4636的重子分数非常低。大推断的暗物质浓度和中央暗物质密度，与标准冷暗物质晕预期范围的上限一致，意味着提出的解释质量较小星系中低暗物质密度的机制在椭圆星系中无效。
2002-05-21 astro-ph
Evolution of globular cluster systems in elliptical galaxies. I. Log-normal initial mass function
研究了椭圆星系中球状星团系统（GCS）的演化，探讨了它们的主要性质与宿主星系质量和大小的依赖关系，研究了GCS质量函数（GCMF）演化的依赖关系，星系团中幸存的星系团比例和星系团终末质量与初始质量之比对宿主星系结构的影响及其随银河系中心距的变化在考察了大量不同的宿主星系之后，我们把注意力集中在一个有效质量和半径与矮、正常和巨椭圆星系相等的星系样本上。我们发现，尽管存在很大的差异，在幸存的集群的分数，最终的平均质量的GCMF在大质量星系是非常相似的彼此与一个小的星系到星系的分散;低质量的紧凑星系往往有较小的最终平均质量和较大的星系到星系的分散值。这些发现与最近的观察分析结果一致。幸存的星系团的比例随着宿主星系的质量而增加。我们发现，GCMF的初始和最终的平均质量和色散之间的一个小的差异和缺乏一个显着的径向依赖的平均质量内个别星系并不一定意味着演化过程中的初始种群的演化是不重要的集群。对于巨大的星系，大多数分裂发生在有效半径内，而对于低质量星系，星系团的显着分裂也发生在较大的银河系中心距离。的GCMF的初始平均质量上得到的结果的依赖性进行了研究。（节略）
2000-07-18 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 Link between Submillimetre Galaxies and Luminous Ellipticals: Near-Infrared IFU Spectroscopy of Submillimetre Galaxies
我们目前的二维光谱覆盖的休息帧波长的强光学发射线在六个发光的亚毫米星系在z=1.3- 2.5。结合HST ACS和NICMOS成像，我们绘制了这些系统在4- 11 kpc尺度上的动力学和形态学。其中四个系统在其空间分辨光谱中显示出多个分量，在投影中跨越8 kpc的平均速度偏移约为180 km/s。从我们的调查和文献中的系综性质，我们估计明亮的亚毫米星系的典型动力学质量为（5+/-3）x10^{11}Mo。这与最近对其恒星质量的估计相似-这表明这些星系中心区域的动力学是重子主导的，在观测的时代，这些重子中有相当大的一部分在恒星中。结合我们的动力学质量估计与恒星光度为这个人口，我们调查是否亚毫米星系可以演变到本地椭圆形的Faber-Jackson关系。对亚毫米光相采用典型的寿命tau_{burst} ~ 300 Myr，我们发现亚毫米星系的恒星星族在M_K ~-25.1处应该衰减到Faber-Jackson关系。此外，使用相同的星爆寿命，我们校正了观测到的亚毫米星系的空间密度，得到了~ 1x 10 ^{-4} Mpc^{-3}的体积密度。这与M_K ~-25.1的局域亮早型星系的空间密度一致，表明亚毫米星系可以演化到局域早型星系观测到的尺度关系上，那么z~2处观测到的星系群就足以解释z~0处观测到的>~3 L^{*}椭圆星系群的形成。
2006-06-15 astro-ph
