VLT and HST observations of a candidate high redshift elliptical galaxy in the Hubble Deep Field South
ESO甚大望远镜（VLT）UT 1科学验证（SV）图像和哈勃空间望远镜（HST）哈勃深场南观测的结合使用使我们能够加强识别作为极红物体HDFS 223251-603910的候选椭圆星系，我们以前根据NICMOS和Cerro Tololo Interamerican天文台成像确定。这里介绍的测光包括U、B、V、R、I中的VLT数据，STIS未滤波图像，NICMOS J、H和K波段数据，从而将16.5小时的VLT SV曝光与101小时的HST观测相结合。除了VLT U波段外，该天体在所有图像中都被探测到，是已知最红的天体之一，B-K=9.7+-0.5。我们考虑了各种各样的模型与不同的年龄，金属丰度，恒星形成的历史和尘埃含量，并得出结论，所观察到的光谱能量分布最好同意与一个老的椭圆星系在红移略低于2。替代的可能性进行了讨论，根据他们的可能性和光谱确认的角度。
1998-12-04 astro-ph
A NICMOS search for high redshift elliptical galaxy candidates
我们已经收集了来自地面和哈勃太空望远镜（HST）的光学后续观测，用于近红外相机和多目标光谱仪（NICMOS）拍摄的13.74平方英尺的档案图像。我们使用两个标准来选择E/S 0星系候选人在z>~1和z>~1.5（HizEC）的基础上的颜色和红外形态。观测到的HizECs的表面密度明显小于假设的E/S 0的局部光度函数（LF）、恒定的同向运动密度和具有高红移的恒星星族（z>~ 5）形成的纯被动演化的预测。另一方面，假设形成的红移低（z<~2），则预测没有足够的HizEC。假设现今的E/S 0 s中有相当一部分（10- 66%，取决于宇宙学和E/S 0 s的局部LF）形成于z = 3或更高，然后被动地演化，这些数据非常匹配。其余的E/S 0星族可能是在较低的红移下形成的，或者可能是因为相互作用或最近的恒星形成事件（形态学和/或蓝色）而被选择标准所拒绝。
1999-08-16 astro-ph
Radio continuum observations of the candidate supermassive black hole in the dwarf elliptical VCC128
在矮椭圆星系（dEs）中心存在黑洞（BHs），这在理论上和观测上都有争议。利用HST/WFPC 2的存档数据，我们发现室女星系团矮椭圆星系VCC 128拥有一个双星核，这一特征通常被解释为围绕中心大质量黑洞运行的恒星盘的可观测特征。Debattista等人在2006年估计其质量为M sim 6 10^6 - 5 10^7 Msun。验证BH存在的最可靠的方法之一是无线电连续谱和/或X射线发射，但是由于dEs中气体的缺乏，无线电连续谱发射形成了这里的最佳选择。我们试图探测到VCC 128中假定的黑洞吸积周围ISM气体时发出的X波段射电辐射。虽然我们对双星核西南4.63“处的点源进行了正4西格玛检测，但没有检测到与原子核本身相关的发射的统计学显著证据。这意味着，要么VCC 128没有大质量的中心黑洞，这使得二元核的性质难以解释，或者，如果它有一个中心黑洞，ISM的物理条件（主要是它的密度和温度）和/或周围吸积盘的密度和温度不允许有效的气体吸积到黑洞上，使得静止的黑洞很难在无线电波段被探测到。
2008-06-25 astro-ph
An Observational Limit on the Dwarf Galaxy Population of the Local Group
我们提出了一个全天空，深光学调查微弱的本星系群矮星系的结果。候选天体是从第二次帕洛玛巡天（POSS-II）和ESO/SRC巡天板块中选出的，并进行了后续观测，以确定它们是否确实是被忽视的本星系群成员。在206个候选星系中，只有两个星系（Antlia和Cetus）被发现。根据内部和外部的比较，我们估计，我们的视觉调查是超过77%完成的对象大于一个弧分的大小和表面亮度大于一个非常微弱的限制超过72%的天空没有被银河系遮挡。我们的灵敏度极限无法精确计算，但肯定比R的每平方角秒25星等更微弱，可能是25.5，也可能接近26。我们的结论是，在天空的清晰部分，最多有一两个符合我们观测标准的本星系群矮星系尚未被发现，大约有十几个隐藏在银河系后面。我们的工作将“失踪卫星问题”置于坚实的定量观测基础之上。我们提供了所有候选人的详细数据，包括表面亮度测量。
2006-10-18 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
Very Isolated Early-Type Galaxies
我们使用Karachentseva（1973）的“非常孤立的星系目录”来研究一个超过100个非常孤立的早型星系的候选名单。宽带成像和低分辨率光谱可用于这些候选人的一大部分，并导致102个非常孤立的早期型星系的样本，包括65椭圆星系和37个S 0星系。这些系统中的许多是相当明亮的，并由此产生的光学光度函数的Es和早期类型（E+ S 0 s）相比，占主导地位的集团和星系团星系的光度函数没有统计差异。然而，在CfA的调查中，S 0的数量比Es的数量多4：1，而孤立的Es的数量比S 0的数量多近2：1。我们的结论是，非常孤立的椭圆星系没有证据表明与在群体或集群中形成的Es不同的形成和/或演化过程，但大多数S 0是由一种机制形成的（例如，气提），其仅在组和富簇中发生。我们的光度函数的结果是一致的椭圆星系非常孤立的合并事件形成的，其中没有同伴。CHANNEL观测被提出来专门检验孤立椭圆星系的合并假说。然而，这个计划只观测到一个孤立的早期星系，S 0 KIG 284，它的探测极限远低于对一个残余星系群的预期。因此，这个假说仍然没有得到验证，即非常孤立的椭圆星系是一个完全合并的紧凑星系群的残骸。
2003-11-25 astro-ph
New "Einstein Cross" Gravitational Lens Candidates in HST WFPC2 Survey Images
我们报告了使用哈勃太空望远镜偶然发现的“爱因斯坦十字”引力透镜候选者。到目前为止，我们已经发现了两个这样的透镜的好例子，每一个都是以四个微弱的蓝色图像的形式，它们位于一个红色椭圆星系周围的对称结构中。HST的高分辨率有助于发现这种光学选择的微弱透镜样本，在（I ~ 25-27）透镜组件和更明亮的（I ~ 19-22）透镜星系之间具有小（~1 arcsec）的分离。该样本是通过中深巡天管道在HST场的常规处理中发现的，该管道将简单的星系模型拟合到使用WFPC 2在随机巡天中检测到的所有物体的宽带滤波器图像。我们表明，透镜的配置可以使用一个奇异的等温椭球质量分布的引力场潜力建模。这个模型的透镜势是非常相似的，无论是在椭圆率和方向，所观察到的光分布的椭圆星系，将发生时，恒星是一个示踪人口。通过对观测图像的二维分析，导出了模型参数和相关误差。的极大似然程序迭代收敛的透镜椭圆星系和透镜组件的源的模型同时进行。正在进行系统的搜索，以寻找HST中深巡天中的其他引力透镜候选者。这将最终导致一个很好的透镜概率的统计估计，并使我们能够探测所观察到的暗蓝色星系人口的宇宙学组成部分。
1995-08-28 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
SBF Distances to Dwarf Elliptical Galaxies in the Sculptor Group
作为正在进行的搜索矮椭圆星系（dE）在本星系群附近的一部分，我们获得了深B和R波段图像的五个dE候选人在雕塑家（Scl）集团区域。我们进行了表面亮度波动（SBF）的R波段图像上的分析，以测量每个dE的表观波动幅度\bar{m}_R。利用恒星星族合成模型的预测，确定了星系的距离。所有这些dE候选人都是Scl集团主要成员的卫星。对dE候选星系ESO 294 -010的红移测量独立地证实了它的星系群成员身份：来自一个小的HII区域的[OIII]和H $_α$发射线给出了117（\pm 5）km s-1的日心速度，与其母星系NGC 55的速度（v_ \odot =125 km s-1）非常一致。SBF距离的精确度（5%至10%）有助于描绘Scl群成员的雪茄状分布，这些成员的距离从1.7 Mpc延伸到4.4 Mpc，并集中在三个，可能是四个子块中。哈勃图9 Scl星系，包括我们的两个DE，表现出紧密的线速度-距离的关系与陡峭的斜率为119公里秒-1 Mpc-1。结果表明，Scl群成员之间的引力相互作用在群的动力学中只起很小的作用。然而，整个系统的哈勃流似乎受到我们银河系和M31的大质量的强烈干扰，导致观察到的剪切运动。从位于本星系群和Scl星系群的49个星系的距离和速度，我们说明了星系分布的连续性，这有力地支持了这两个群体形成一个单一的超星系结构的观点。
1998-09-04 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
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
Globular Clusters in NGC 5128
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2在附近的巨大椭圆星系NGC 5128的内部区域寻找球状星团。这个星系被认为是一个大椭圆星系和一个小的晚型螺旋星系在1亿6千万年到5亿年前合并的产物。我们确定了21个球状星团候选者，并测量了它们的核心半径、潮汐半径、半质量半径、椭圆度、位置角和V-I色。我们发现的证据表明，NGC 5128球状星团的候选者是系统更椭圆比银河系。大约有一半的候选者具有（V-I）_0的颜色，这与它们是古老的、未变红的球状星团（类似于银河系中发现的）或年轻的、变红的球状星团（可能在最近的合并事件中形成）相一致。其余大部分的颜色与它们是古老的球状星团相一致，与银河系中发现的相似。我们发现了一个蓝色物体，其（V-I）_0 < 0.26 +/- 0.09。这个天体的颜色、变红和积分星等都与它是一个年龄约为1亿年、质量（基于其积分亮度）<= 4000太阳质量的小型球状星团相一致。我们没有发现任何证据表明，在我们的样本中的球状星团候选者的颜色双峰超出了可以解释的不确定性的差异红化。
1999-06-15 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
Star Clusters in Virgo and Fornax Dwarf Irregular Galaxies
本文介绍了利用HST WFPC 2快拍数据在室女座和天炉座矮不规则星系中寻找星系团的结果。星系样本包括28个星系，其中11个是室女座和天炉座星系团的成员。在11个已确认的成员中，我们检测到237个集群候选者，并确定了它们的V星等，V-I颜色和核心半径。在统计减去背景星系和前景恒星后，大多数候选星团的V-I色为-0.2和1.4，V星等介于20和25等之间，核心半径介于0和6 pc之间。使用H-alpha观测，我们发现26%的蓝色聚类候选者最有可能是HII区域。其余的候选星团很可能是大质量（>10^4 Msol）的年轻和年老星团。我们样本中的红色星团候选者和银河系球状星团之间的比较表明，它们具有相似的光度分布，但红色星团候选者通常具有更大的核心半径。假设红星系团候选者实际上是球状星团，我们得到了星系的特定频率（S_N）范围为~0-9。虽然数值不确定，但其中七个星系的特定频率似乎大于2。这些值在椭圆星系和有核矮椭圆星系中比在螺旋星系或本星系群矮不规则星系中更为典型。
2003-11-04 astro-ph
Discovery of two M32 twins in Abell 1689
M31的卫星星系M32长期以来一直被认为是一个具有独特性质的天体，是非常罕见的紧凑椭圆星系类中最极端的例子。在这里，我们提出了光谱发现的两个M32双胞胎在大质量星系团阿贝尔1689。由于这些物体非常罕见，这是朝着更好地理解紧凑星系的性质迈出的重要一步。这两个M32双胞胎是我们在A1689（Mieske et al. 2004）用高级巡天照相机（ACS）测光搜索超紧凑矮星系（UCD）候选者时首次发现的。它们的光度（M_V ~ -17等）与M32非常相似，表面亮度分布与M32在A1689距离上的投影一致。从我们的ACS图像中，我们发现了几个亮度介于M32和天炉座UCD之间的较暗的紧凑星系候选者。如果光谱证实它是星系团成员，这将几乎缩小UCD区域和致密椭圆星系之间星等表面亮度平面的差距，这意味着一系列微弱的致密星系与矮椭圆星系很好地分离。
2004-12-10 astro-ph
Evidence for the Evolution of Young Early-Type Galaxies in the GOODS/CDF-S Field
我们已经开发出一种有效的测光技术，用于识别年轻的早期类型的星系候选人使用测光红移，光谱类型分类，光学/近红外颜色的组合。应用我们的技术的GOODS HST/ACS和VLT/ISAAC数据，我们已经选择了一个完整的和均匀的样本年轻的椭圆候选人之间的早期型场星系。这些候选者的结构参数的分布表明，他们的选择，这是基于早期光谱类型，是完全符合早期形态类型。我们调查其亮度和颜色的红移和星系质量的函数的演变，并找到证据，在这些年轻的早期类型的星系候选人在更高的红移，我们解释在大规模的场星系经历更大规模/激烈的星爆在更高的红移增加星暴质量分数。此外，我们发现一个系统的更大的年轻的椭圆形分数之间的子L */2早型星系的迹象相比，他们更明亮的同行。场早型星系的总比例随红移的增加而增加，与星系光度无关。我们的研究结果是最一致的星系形成的情况下，在大规模的早期型场星系的恒星组装早于他们的低质量同行。
2007-05-28 astro-ph
Ultra-Compact Dwarf Candidates Near the Lensing Galaxy in Abell S0740
我们分析了巨大的椭圆星系ESO 325-G 004的三波段HST/ACS成像数据。这是已知距离最近的强透镜星系，它位于贫星系团Abell S 0740的中心，红移z=0.034。基于大小，颜色和大小的选择标准，我们确定了一个样本的15个超紧凑矮（UCD）星系候选人在ACS领域。这与在更邻近的星团（室女座、天炉座、九头蛇座）中类似区域内发现的UCD数量相当。我们从2-D Sersic和King模型拟合估计圆形半光半径R_e，c，并将100 pc的上限应用于我们的UCD选择。选定的星系具有典型的Sersic指数$n\approx1.5$，而R_e，c > 100 pc的较大源更接近指数，可能表明后者由背景盘星系支配。许多UCD候选者被微弱的晕光“模糊”所包围，这可能是剥离物质的残余，并且有一些证据表明UCD本身的内在扁平化。最致密的U_c（R_e，c <17 pc）和较大的U_c（R_e，c > 40 pc）在尺寸上有明显的差别，这可能暗示了不同的形成机制。我们在该领域没有发现任何M32类似物。UCD候选者的颜色范围从蓝色到红色球状星团，尽管最亮的主要是红色。UCD候选者遵循球状星团的扁平椭圆分布，而球状星团又遵循星系晕光，这表明这三个组成部分有共同的演化。后续的光谱学可以确定哪些候选者是Abell S 0740的真正成员，以及它们与球状星团的分布有多相似。
2008-09-29 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
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
Constraints on the Formation History of the Elliptical Galaxy NGC 3923 from the Colors of Its Globular Clusters
本文研究了与椭圆星系NGC 3923有关的球状星团的颜色。我们的最终样品包括华盛顿系统C和T_1测光的143个球状星团候选者，预期的污染不超过10%。我们发现NGC 3923球状星团系统（GCS）的颜色分布很宽，并且至少有两个峰。颜色分布的混合建模分析表明，在高置信度（>99%）下，双组分模型优于单组分模型。NGC 3923星系群中存在不止一个星族的证据，与之前发表的其他四个椭圆星系的类似数据相似。此外，我们发现，NGC 3923 GCS比以前研究的类似光度的椭圆星系的GCS更红。由（C-T_1）_0颜色推断的金属丰度中值为[Fe/H]_{med} =-0.56，由平均颜色的所有不确定性来源产生的不确定度为0.14 dex。这比使用相同方法在M87的GCS中发现的中值金属丰度[Fe/H]_{med} =-0.94更富金属。由于M87比NGC 3923更明亮，这一结果表明，随着星系光度的增加，GCS金属丰度的任何趋势都存在显着的分散。我们还表明，在NGC 3923 GCS中存在对应于Delta[Fe/H]Δ（log r）中约-0.5 dex的颜色梯度。我们的结论是，如果椭圆星系形成于单一的原星系中，则很难理解椭圆星系的单个GCSs的颜色分布的形状和GCSs之间平均颜色的变化
1994-11-07 astro-ph
Discovery of thirteen novae candidates in M87
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对巨椭圆星系M87中的近紫外（NUV）瞬变源进行了13次正性鉴别。我们给出了一个有代表性的样品，我们得到这些瞬态的光变曲线，并根据他们的特点，我们确定他们作为经典新星候选人。我们得到了M87新星速率的一个硬下限，即每年64颗新星。我们的研究结果表明，对星系核的新星事件的频率增强。与喷流活动或现今球状星团的位置都没有发现相关性。
2006-11-27 astro-ph
Chandra Observation of LMXBs in the elliptical galaxy M84
本文介绍了钱德拉ACIS-S观测到的M84星系X射线点源的特征。我们发现，在M84为中心的源的数量过剩，与空间分布密切对应的M84恒星光。由于缺乏最近的恒星形成，吸积双星是M84 X射线源的唯一候选者。大多数的M84源（光度超过10^38尔格/秒）表现出多温度黑体盘发射的硬度比。最明亮的光源，我们认为是吸积的黑洞，呈现出典型的黑体光谱的X射线颜色。我们还确定了X射线颜色与宇宙X射线背景成分的预期相匹配的源。这些来源的数量与预期的背景来源一致。在对源探测的不完整性进行修正后，我们发现M84的log（N）-log（S）与椭圆星系NGC 4697的log（N）-log（S）相似，即在亮度L_b=2.4（+0.6 -0.3）x10^38尔格/秒处有一个突变，这大约是吸积到中子星上的各向同性亮度的爱丁顿极限。亮度函数的斜率在突变点以上，为M84吸积黑洞的质量分布提供了证据。
2002-04-03 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
Chandra Observations of Diffuse Gas and Luminous X-ray Sources Around the X-ray Bright Elliptical NGC 1600
我们用钱德拉X射线天文台ACIS S3观测了X射线明亮的E3星系NGC 1600及其附近的群成员。未分辨的发射占主导地位的观察，然而，我们解决了一些排放到71个来源，其中大部分是低质量X射线双星（LMXB）与NGC 1600。21个源的LX> 2 E39 ergs/s（0.3-10.0 keV;假设它们在NGC 1600的距离上），标志着它们是超亮X射线点源（ULX）的候选者;我们预计只有11+/-2个是不相关的源。NGC 1600可能是迄今为止在早期类型星系中拥有最多ULX候选者的星系;然而，背景AGN数量的宇宙差异不能被排除。有迹象表明，还有大量未解决的点源。我们认为它们与球状星团（GC）有关，并且NGC 1600具有较大的GC比频率。未分辨的排放物似乎有两种气体成分。我们认为较软的内层组分（a<~25”，kT~0.85 keV）是NGC 1600的星际介质，较热的外层组分（a>~25”，kT~1.5 keV）是NGC 1600的群内介质。X射线图像显示了几个有趣的结构，过量发射大致与H $α$和尘埃细丝共空间，X射线发射中可能的空穴大致与射电瓣一致，东北方向的过量发射可能表明群势的中心，以及来自NGC 1603群星系的X射线发射的尾部可能是由于冲压压力剥离造成的
2004-08-23 astro-ph
Microlensing Candidates in M87 and the Virgo Cluster with the Hubble Space Telescope
巨型椭圆星系M87位于室女星系团中心，这意味着推测的与星系团晕和星系晕相关的暗物质柱密度相当大。因此，该系统是通过引力微透镜研究椭圆星系和星系团中大质量暗天体的重要实验室，是对本星系团螺旋星系晕研究的有力补充。我们用哈勃空间望远镜上的WFPC 2仪器对M87进行了微透镜巡天。在30天的时间里，每天拍摄一次图像，我们发现了七个不同的来源。其中四颗是某种类型的变星，两颗与经典新星一致，还有一颗表现出极好的微透镜光变曲线，尽管它的颜色非常蓝，这意味着水平分支源被透镜化的可能性有些不受欢迎。基于人造恒星和人造光变曲线的灵敏度计算，我们估计了预期的微透镜率。我们发现，一个事件的检测是一致的暗晕与20%的微透镜对象的贡献为M87和室女星系团，类似的值从本星系团的观测发现。需要进一步的工作来测试假设的微透镜组件的集群。
2003-12-13 astro-ph
Formation of Galactic Bulges
我们使用宇宙学流体动力学模拟的层次聚类的框架内，在一个有代表性的CDM宇宙学模型的星系隆起的形成进行调查。我们发现，在宇宙学红移z~4处形成的最大天体类似于观测到的螺旋星系或中等大小椭圆星系的膨胀，其一般性质如大小，形状和密度分布。这与观测数据相一致，这些数据表明在更温和的红移下存在“老”的凸起和椭圆。这些凸起是在红移z=3处占主导地位的气体，具有很高的恒星形成率，似乎是哈勃深空中看到的小型蓝色星系的良好候选者。
2000-04-03 astro-ph
HST photometry of dwarf elliptical galaxies in Coma, and an explanation for the alleged structural dichotomy between dwarf and bright elliptical galaxies
我们分析了后发座星系团中18个矮椭圆星系候选者的档案HST F606 W图像。我们通过同时拟合PSF卷积的Sersic R^（1/n）模型以及在必要时拟合中心点源或中心PSF卷积的高斯模型来模拟它们的光剖面的全径向范围。中心分量的光度L_nuc与宿主星系的光度L_gal成比例，L_nuc = 10^（4.76 +/- 0.10）*（L_gal/10^7）^（0.87 +/- 0.26）。基本的宿主星系显示系统偏离指数模型，与模型无关的宿主星系光度，而不是由于从核组件的偏见。log（n）与中心星系表面亮度μ_0（不包括中心无关分量的通量）的Pearson相关系数为-0.83，显著性水平为99.99%。Sersic指数“n”的对数与宿主星系星等之间的Pearson相关系数为-0.77，显著性为99.9%。我们解释了观测到的dE星系光度和内部对数剖面斜率（伽玛素数）之间的关系作为光度和Sersic指数n之间的相关性的副产品。包括文献中232个绝对星等（M）为10等的dE和E星系，dE星系与较亮的E星系呈现连续序列，μ 0随M线性增亮，直到核心形成导致最亮（M_B < -20.5等）的E星系偏离这种关系。dE和E星系在M-mu_e（和M-<mu>_e）图和<mu>_e-log（R_e）图中的不同行为与核的形成无关，实际上是由M与mu_0和M与log（n）之间的连续线性关系所预期的。
2003-03-17 astro-ph
M32-like galaxies: still very rare -- M32 analogues do not exist in the Leo group
在狮子座星系群方向的星系，被Ferguson和Sandage（1990）归类为类M32矮星系的候选者，新的观测表明这些星系是正常的椭圆星系，红移在z=0.02和z=0.06之间。这一结果进一步证明了椭圆星系光度函数的暗端下降非常陡峭，像M32这样的天体非常罕见。
1997-10-27 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
X-ray Source Population in the Elliptical Galaxy NGC 720 with Chandra
利用Chandra ACIS-S3观测系统，我们在椭圆星系NGC 720中探测到42个X射线点源，其中包括一个可能的中心源。这些源中的大多数将是低质量X射线双星（LMXB），其中12个位于候选球状星团的2”以内。我们调查的硬度比和组合光谱的来源。它们的X射线颜色分布与其他早期星系相似。我们发现，有一个人口的高度吸收源位于距离星系中心很大的距离。源的总体空间分布与星系的椭圆率和位置角一致，但源似乎形成几个弧形。NGC 720包含9个超铝源（L_x >= 10^39尔格/秒）。这个数字比以前在早期星系中探测到的要多，但与银河系合并系统中的数字相似。NGC 720的L_ULX/L_B比S 0星系NGC 1553的L_ULX/L_B高出一倍多，比椭圆星系NGC 4697高出7倍，尽管距离和源光谱特性的不确定性可能使这些比值一致。X射线源的光度函数也几乎和在盘和合并系统中看到的一样平坦。NGC 720中大量的ULX和相对平坦的XLF可能提供了证据，反对所有ULX都与年轻恒星有关。我们还看到，在2 × 10^39 h_50^-2 ergs/s的光度函数中，可能存在一个高光度突变。
2002-11-10 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 astro-ph
Statistical Properties of Collisionless Equal- and Unequal-Mass Merger Remnants of Disk Galaxies
我们进行了112个无碰撞N体模拟的质量比为1：1，2：1，3：1和4：1的盘星系合并使用专用硬件GRAPE的大参数调查。残余物的基本性质与祖盘的质量比相关。我们发现，约80%的等质量合并模拟导致缓慢旋转的残余物与显着的短轴旋转。所有投影的1：1残余物的一半显示为方形，另一半显示为盘状等照度线。质量比为3：1和4：1的剩余物都旋转得很快，并显示出少量的短轴旋转。投影的3：1和4：1残留物中约90%显示盘状等照度线。2：1残余物显示中间性质。投影效应导致数据的大范围传播，与观测结果吻合良好。它们不会改变等质量和不等质量合并残余物之间的基本运动学差异。本研究的结果削弱了盘并合说作为大质量方形巨椭圆星系形成机制的可能性。在一般情况下，等质量（和2：1）合并残留物的属性是一致的，在低质量的快速旋转盘状和明亮的大质量的方形巨型椭圆星系之间的中间质量制度的巨型椭圆星系的观察到的人口。然而，3：1和4：1合并残留物与低光度、快速旋转的巨型椭圆星系非常一致。因此，盘星系的双星合并仍然是中低质量巨型椭圆星系形成机制的很好候选者。大质量方形椭圆星系的同质类很可能是由不同的过程形成的。
2003-10-23 astro-ph
Resolving the Stellar Population of the Standard Elliptical Galaxy NGC3379
利用哈勃空间望远镜上的近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS），我们获得了附近正常巨椭圆星系NGC 3379的F110 W（J波段）和F160 W（H波段）三个场的图像。这些图像分辨出了单个红巨星，产生了第一个准确的正常发光椭圆形的颜色-星等图。在F110 W-F160 W范围内，测光精度可达红巨星分支顶以下1等，误差小于0.2等。在F160 W = 23.68 +/- 0.06处的光度函数的一个强烈的突破被确定为红巨星分支（RGB）的尖端;与理论等时线的比较意味着距离为10.8 +/- 0.6 Mpc，与许多先前使用各种技术的估计非常一致。平均金属丰度接近太阳，但丰度有明显的差异，从至少为[Fe/H] = -1.5的贫金属到高达+0.8。有相当数量的恒星比RGB尖端亮约1等。每个视场的观测被分为两个时期，间隔2-3个月，允许识别候选的长周期变星;至少40%比RGB尖端亮的恒星是变星。由于缺乏周期测定，这些变星的确切性质仍然不确定，但明亮的AGB恒星和变星与富含金属的球状星团中发现的相似，并且亮度不足以暗示中间年龄的人口。所有的证据都指向NGC 3379中的一个恒星星族，它与银河系的凸起非常相似，或者是一个覆盖着大的金属丰度分布的银河系球状星团的分类。
2003-12-05 astro-ph
Resolving the Mystery of X-ray Faint Elliptical Galaxies: Chandra X-ray Observations of NGC 4697
钱德拉天文台对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线辐射（61%在一个有效半径内）分解为约80个点源，其中大多数是低质量X射线双星（LMXB）。这些LMXB提供大部分硬发射和大部分软发射。在剩下的未解决的发射中，大约一半可能来自较暗的LMXB，而另一半（约占总发射的23%）来自星际气体。三个解析的源是超软源。在NGC 4697的外围区域，8个LMXB（约25%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。分辨出的LMXB的X射线亮度（0.3-10 keV）范围为~ 5e 37至~2.5e39尔格/秒。LMXB的光度函数在3.2e38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4 M太阳中子星（NS）的爱丁顿光度;这个拐点可能是有用的距离指示器。最高光度源为~20 M太阳黑洞（BH）的爱丁顿光度.在这个椭圆星系中存在大量的NS和大质量BH恒星残骸，表明它（或它的祖先）曾经包含大量的大质量主序星。
2000-09-27 astro-ph
A Catalog of Candidate Intermediate-luminosity X-ray Objects
ROSAT和现在的钱德拉，X射线图像允许研究我们星系以外的星系中的双核X射线点源。ROSAT和Chandra对正常星系的X射线观测表明，在星系中存在离核、致密、中等光度（Lx[2-10 keV] >= 1 e39 erg/s）的X射线天体（IXO，a.k.a. ULX [超铝X射线源]）非常常见。本文给出了54个星系中87个IXO的星表和观测图，这些星表和观测图来自于第三亮星系参考星表（RC 3）中cz <= 5000 km/s星系的ROSAT HRI成像数据。我们已经定义了IXO的截止Lx，使其远高于1.4 Msun黑洞的爱丁顿光度（10^38.3 erg/s），以免将IXO与"正常“黑洞X射线双星混淆。该目录旨在为Chandra和XMM的后续工作以及X射线以外波长的空间和地面调查工作提供基线。我们证明，椭圆星系IXO有更多的IXO每个星系比非椭圆星系IXO，并指出，他们不太可能仅仅是高质量的X射线双星与光束X射线发射，可能是在星爆星系的情况下IXO。大约一半的IXO与多个观测显示X射线的变化，和许多（19）的IXO有暗淡的光学对应物在DSS光学B波段图像。对这些物体的后续观察应有助于确定其性质。
2002-06-21 astro-ph
Chandra X-ray Observations of the X-ray Faint Elliptical Galaxy NGC 4697
钱德拉ACIS S3对暗椭圆星系NGC 4697的X射线观测将大部分X射线发射（61%的计数来自一个有效半径内）分解为90个点源，其中约80个是与该星系相关的低质量X射线双星（LMXB）。LMXB的主导地位表明，X射线暗淡的早型星系已经失去了大部分的星际气体。另一方面，NGC 4697的X射线发射中有一小部分是由热气体引起的。NGC 4697中的X射线发射气体具有相当低的温度（kT = 0.29 keV）。来自气体的发射是非常延伸的，具有比可见光平坦得多的表面亮度轮廓，并且具有不规则的L形形态。分辨源和扩散发射的X射线光谱表明，在这个和其他带有{ \it ROSAT}的X射线微弱椭圆星系中发现的软X射线光谱成分是由于星际气体。累积的LMXB谱与kT = 8.1 keV的热韧致辐射很好地拟合，没有显著的软分量。NGC 4697中的三个源是超软源。在NGC 4697的外围区域，7个LMXB（约20%）与候选球状星团重合，这表明球状星团与正常的恒星星族相比，含有X射线双星的可能性很高。LMXB的光度函数在3.2 x 10^38尔格/秒处有一个“拐点”，这大约是1.4兆太阳中子星（NS）的爱丁顿光度。这个膝盖似乎是早期型星系的LMXB人口的一个特征，我们认为，它分离黑洞和NS双星。这种特征光度可以用作距离估计器。
2001-04-03 astro-ph
Keck spectroscopy of the faint dwarf elliptical galaxy population in the Perseus Cluster core: mixed stellar populations and a flat luminosity function
本文介绍了英仙座星系团核内低至M_B =-12.5等的矮星系的测光和LRIS光谱研究结果。获得了23个矮星系候选者的光谱，从中我们测量径向速度和恒星星族的吸收线指数的特点。从径向速度获得使用这些光谱，我们确认12个系统的集群成员，与其余11个非成员。利用这些新确认的星团成员，我们可以将英仙座星团的色-星等关系推广到M_B =-12.5。我们证实了在M_B =-15.5以下，色星等关系的散射增加，但拒绝了红矮星是星团成员的假设。我们测量了亮度函数在M_B = -18和M_B =-12.5之间的暗端斜率，发现α = -1.26 \pm 0.06，这与场的暗端斜率相似。这意味着英仙座星系团的核心并不存在过多的矮星系。通过比较金属和巴耳末吸收线指数与α增强的单恒星星族模型，我们得出这些新确认的集群成员的年龄和金属丰度。我们发现了两个不同的矮椭圆种群：一个年龄约为8 Gyr，金属丰度[Fe/H] <-0.33的古老的贫金属种群，和一个年龄< 5 Gyr，金属丰度[Fe/H] >-0.33的年轻的富金属种群。因此英仙座星系团中的矮星系并不是一个简单的同质群体，而是在年龄和金属丰度上表现出一定的范围。
2007-10-03 astro-ph
New Candidate EHB Stars in the Open Cluster NGC 6791: Looking Locally into the UV-upturn Phenomenon
依靠在意大利国家伽利略望远镜（TNG）的U，B图像，我们在这里报告发现的一个样本的13个新的紫外线明亮的后HB候选星在银河系疏散星团NGC 6791领域。由于它的超太阳金属含量（[Fe/H]>0.2 dex）和估计年龄（t> 8 Gyr），该星团代表了最接近和理想的恒星聚集体，以匹配演化的恒星星族的独特性质，这些性质可能决定了椭圆星系和螺旋星系凸起中的紫外线上转现象。我们正在进行的光谱跟踪这个独特的紫外明亮的样本将使我们能够评估-一旦候选人的集群成员资格得到适当的检查-这些热源的真实性质（例如SdB，SdO，AGB manque '或EHB星），以及它们与来自低质量，富含金属的外部星系演化环境的紫外线过量的联系。
2005-09-26 astro-ph
Imaging of the protoelliptical NGC 1700 and its globular cluster system
NGC 1700是年轻椭圆星系或“原椭圆”星系的最佳候选者。在这里，我们提出了新的B，V和I波段成像使用凯克望远镜和重新分析现有的V和I波段图像从哈勃太空望远镜。在从凯克图像中减去星系模型后，NGC 1700揭示了两个对称的潮汐尾状结构。如果这种解释是正确的，它表明过去的合并事件涉及两个螺旋星系。这些尾巴是主要负责的“boxiness”的星系等照度线观察半径约为13千秒差距。我们还证明了球状星团系统的B-I色分布是双峰的。蓝色星群的平均颜色与古老的银河系球状星团一致。相对于这个老的，金属贫乏的人口，我们发现红色人口更年轻，金属更丰富。这个年轻的群体与中心恒星的年龄和金属丰度相似，这表明它们都与可能形成星系的合并引发的恒星形成事件有关。虽然拥有很大的误差，我们发现，大多数的年龄估计的NGC 1700是合理的一致，我们采用了“最佳估计”的年龄为3.0 +/-1.0 Gyr。这个相对年轻的年龄使NGC 1700处于明显缺乏原椭圆星系候选者的年龄范围内。总的球状星团的特定频率是相当低的一个典型的椭圆，即使考虑到衰落的星系在未来10 Gyr。我们推测NGC 1700最终将形成一个相对“球状星团贫穷”的椭圆星系。
2000-04-03 astro-ph
Luminous X-ray Flares from Low Mass X-ray Binary Candidates in the Early-Type Galaxy NGC 4697
我们报告的结果，第一次专门针对短时间尺度的X射线耀斑的低质量X射线双星在早期类型的星系。提出了一种新的耀斑探测方法。NGC 4697是距离我们最近的光学发光的X射线暗椭圆星系，在157个源中，有3个显示耀斑的概率大于99.95%，并且都显示不止一个耀斑。两个源与球状星团一致，并显示耀斑持续时间和亮度类似（但大于）在银河系中子星（NS）X射线双星（XRB）中发现的I型X射线超爆发。第三个来源显示了更极端的耀斑。它的耀斑光度（~6E39 erg/s）对于NS来说是非常超级爱丁顿的，并且与最亮的银河系黑洞（BH）XRB的峰值光度相似。然而，耀斑的持续时间（~70秒）比通常在银河BH源中达到这些光度的爆发所看到的要短得多。考虑耀斑的替代模型。
2005-03-08 astro-ph
The Globular Cluster System in the Inner Region of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472
利用HST WFPC 2的观测数据，对巨椭圆星系NGC 4472内部区域的球状星团进行了研究。我们已经发现了大约1560个在银河系中心半径r < 4弧分的球状星团候选者。这些天体的V-（V-I）图显示了一个主要的垂直结构，它显然由两个组成部分组成：蓝色球状星团（BGC）和红色球状星团（RGC）。通过高斯拟合得到球状星团的光度函数在V（max）=23.50+/-0.16处有一个峰值。距NGC 4472的距离估计为d=14.7+/-1.3Mpc，RGC的峰值光度与BGC相似，这表明RGC可能比BGC年轻几个Gyr。在9弧分的范围内，亮BGC的平均光度随半径的增大而减小0.2等，而RGC的平均光度则不随半径的增大而减小。观察到的这些球状星团的颜色分布是明显的双峰峰在（V-I）= 0.98和1.23。所有V < 23.9等的球状星团的平均观测色为（V-I）=1.11。这些颜色与M87中球状星团的颜色完全相同。结果表明，BGC与RGC的相对数目随银河系半径的增加而增加。在中心区域，BGC和RGC的表面数密度分布都变得平坦，球状星团系统的核心半径分别为：BGC的rc = 1.9 arcmin，RGC的rc = 1.2 arcmin，总样本的rc = 1.3 arcmin，远大于星系的恒星核心半径。一般来说，NGC 4472内部区域的球状星团的性质与NGC 4472外部区域的球状星团的性质是一致…
2000-04-08 astro-ph
HIROCS - a galaxy cluster survey at high redshifts
作为我们理解星系演化和检验宇宙学模型预测的一步，我们开始了对星系团的巡天，旨在确定红移约为1.5的候选星系：HIROCS（=海德堡红/光学星系团巡天）是一个多色巡天（B，R，i，z和H），覆盖天空中四个区域的11平方度。我们的调查旨在对z = 1.5的L*+1椭圆星系进行5 σ检测。所有天体的分类和光度红移的测定都是通过为CADIS和COMBO-17巡天开发的多色分类方案完成的。将通过识别3D空间中的过密度（RA、DEC、zphot）来进行聚类识别。我们的聚类发现算法在CADIS和COMBO-17中观察到的字段上的第一次测试显示了几个聚类候选者。
2004-07-29 astro-ph
Globular cluster systems of six shell galaxies
椭圆星系中的壳是暗淡的、边缘尖锐的特征，被认为是最近（$\sim 0.5 - 2 \times 10^9$年前）合并事件的证据。分析了六个壳层椭圆星系的球状星团（GC）系统，考察了合并对GC形成历史的影响。我们检查的颜色分布，并调查红色和蓝色的球状星团人口之间的差异。我们目前的光度函数，空间分布和特定的频率（$S_N$）在50千秒差距半径为我们的样品。我们目前的V和I级集群候选人测量HST高级相机的调查（ACS）。银河系背景光被建模和删除，并在8个像素（0.4弧秒）直径的光圈测量的幅度。使用来自HDFS的计数去除背景污染。我们发现NGC 3923和NGC 5982的颜色分布具有明亮椭圆星系典型的双峰形式，峰值在$V-I=0.92 \pm 0.04$和$V-I=1.18 \pm 0.06$附近。在NGC 7626中，我们还发现了一个位于$M_I=-12.5$的异常发光的星系团。在NGC 2865中，我们发现了一个不寻常的蓝色种群，它也可能是年轻的。在NGC1344和NGC474中，红色簇群被边缘检测到。径向表面密度分布比核心中的星系光更平坦。如已知的，在具有5.6的高$S_N$的NGC 3923中，径向密度分布比漫射星系光更浅。NGC 2865和NGC 7626中的星团提供了与最近合并有关的人口形成的证据。在其他星系中，星系团的性质与在其他非壳层椭圆星系中观察到的相似。
2006-06-16 astro-ph
A Possible High Nova Rate for Two Local Group Dwarf Galaxies: M32 and NGC 205
我们报告了本群矮椭圆星系初步新星调查的结果。我们使用Tenagra天文台在4.5个月的时间间隔内，在每个晴朗的夜晚对M32，NGC 205，NGC 147和NGC 185进行了完整的观测，发现了M32中的一颗新星和NGC 205中的一颗候选新星。M32中的新星被光谱学证实。NGC 205中的新星候选者具有异常低的峰值光度（M_V = -5.1），我们无法获得光谱验证。我们发现M32的整体新星速率很高，为2（+2.4，-1.0）yr^-1，假设候选新星被正确识别，NGC 205的整体新星速率为2（+2.2，-1.0）yr^-1。如果NGC 205变星不是新星，我们计算出NGC 205整体新星速率的上限为1.5年^-1。我们报告了NGC 147和NGC 185的整体新星速率上限分别为2 yr^-1和1.8 yr^-1，而这四个星系的整体新星速率上限为4（+4.2，-1.4）yr^-1（2{+3.9，-1.4} yr^-1，不包括NGC 205新星候选星系）。根据整体速率、积分和消光校正的V波段光度学和（V-K）_0色，我们得到M32的光度比新星速率为12.0（+14.4，-6.0）yr^-1 [10^10 L_Sun，K]^-1，NGC 205的数值为29.3（+32.3，-14.7）yr^-1 [10^10 L_Sun，K]^-1，4个星系的组合为14.1（+14.8，-4.9）yr…
2005-01-03 astro-ph
The DEEP Groth Strip Galaxy Redshift Survey. VIII. The Evolution of Luminous Field Bulges at Redshift z ~ 1
我们给出了在Groth Strip Survey（GSS）中发现的50多个光场凸起（包括椭圆星系）的样本，0.73< z < 1.04，凸起星等I <= 23。通过使用GIM 2D分解HST图像来去除指数盘光。我们发现，85%的这些凸起几乎是红色的当地E/S 0的，并有一个浅的斜率和一个小的颜色色散的颜色-光度关系，这表明大致同时代的形成。这些凸起的表面亮度比局部凸起高约1等。这些结果解释采用“毛毛雨”的情况下，富含金属的早期形成，后来被少量的额外的恒星形成污染。正如半解析分层星系形成模型所预期的那样，几乎所有盘都具有与其伴随的凸起相同或更蓝的颜色，无论凸起盘比和凸起亮度如何。我们提出的证据表明，少数蓝色隆起候选者不太可能是真正的蓝色椭圆或隆起。我们更深入，更广泛，更少的磁盘污染的观察挑战先前的说法，即30%至50%的场凸起或椭圆星系处于蓝色，恒星形成阶段，z < 1。我们的结论是，在z ~ 1的场球和椭圆星系，像在相同的红移明亮的早型星系团星系，已经占主导地位的金属丰富，老恒星星族，已经从一个形成时代早于z ~ 1.5衰落。（节略）
2004-11-30 astro-ph
Supersoft and Quasisoft X-Ray Sources in the Globular Clusters of NGC 4472: Are they candidates for intermediate-mass black holes?
报道了室女座椭圆星系NGC 4472（M49）中6个球状星团与亮（$L_x > 10^{38}$ erg s $^{-1}$）甚软X射线源（VSS）之间的可能联系。其中两个VSS具有与发光超软X射线源（SSS）一致的宽带光谱特性。其他VSS稍微硬一些，kT值可能在大约150 eV和250 eV之间。这些源可能太热，无法用白矮星模型来解释，它们是新建立的类准软源（QSS）的成员。我们检查白矮星，中子星，黑洞模型的VSS。其中一个SSS的温度和亮度足以成为Ia型超新星的可能祖先，而其他VSS最自然的模型是吸积物是中等质量的黑洞。无论它们的物理性质如何，这些源都不同于银河系球状星团中的任何X射线源。没有一个银河系球状星团拥有准软源，只有一个，M3，包含一个昏暗的（$L_x \sim 10^{36}$ erg s $^{-1}$）瞬态SSS。
2003-12-15 astro-ph
On the Nature of the EIS Candidate Clusters: Confirmation of z<0.6 candidates
我们使用公开的V波段成像数据从广角调查进行的ESO成像调查项目（EIS），以进一步调查的性质EIS星系团候选人。这些最初是通过应用匹配滤波器算法来识别的，该算法使用从I波段巡天图像中提取的星系样本的位置和光度数据。在本文中，我们将同样的技术应用于从V波段数据中提取的星系样本，并将新的星系团检测与原始星系团检测进行比较。我们发现，约75%的低红移集群候选者（z<0.6）在两个通带中被检测到，它们的估计红移显示出良好的一致性，与红移差异的分散性一致的方法的估计误差。对于“鲁棒”I波段检测，匹配频率接近~ 85%。我们还使用可用的（V-I）颜色搜索的红色序列的早期型星系在丰富的星系团中观察到的广泛的红移。这是通过在三维颜色投影距离空间中搜索同时的过密度来完成的。我们发现约75%的z_I<0.6的“鲁棒”候选者具有显着的超密度。我们发现与检测到的“红色序列”和被动演化星系模型预测的椭圆星系的红移匹配滤波器估计的特征颜色之间有很好的协议。本文提出的结果表明，有用的颜色数据，甚至双波段数据，都初步确认集群候选人，并选择可能的集群成员的光谱观测。根据目前的结果，我们估计，~150 EIS集群与z_I<0.6是真实的，使其成为最大的样本之一的星系团在这个红移范围内，目前在南半球。
2001-10-21 astro-ph
The Nature of Accreting Black Holes in Nearby Galaxy Nuclei
我们已经发现紧凑的X射线源的中心的39个附近的面对螺旋和椭圆星系可用ROSAT HRI数据的21（54%）。这些紧凑型X射线源的ROSAT X射线光度（0.2 - 2.4 keV）约为1 e37 - 1 e40 erg/s（平均值为3e 39 erg/s）。紧凑X射线源的位置与星系的光学光度中心之间的平均位移为~ 390 pc。事实上，在几乎所有（六个中的五个）有黑洞或活动星系核证据的星系中都发现了致密的核源，这表明至少有一些X射线源正在吸积超大质量黑洞。ASCA光谱的21个星系中的6个显示存在一个相对陡峭的（伽马约2.5）光谱斜率的硬组件。一个圆盘黑体模型很好地拟合了螺旋星系的数据，这表明这些星系中的X射线物体可能类似于软（高）状态的黑洞候选者。ASCA的椭圆星系的数据表明，热（千吨约0.7千电子伏）气体占主导地位的排放。螺旋星系和椭圆星系的光谱斜率比正常的第1型活动星系核要陡，并且对幂律分量的吸收柱相对较低（N_H约为1 e ~（21）/cm ~ 2），这表明这些天体在几何和/或物理上与正常活动星系的活动星系核不同。旋涡星系和椭圆星系中的X射线源可能是黑洞X射线双星、低光度活动星系核，也可能是年轻的X射线发光超新星。假设旋涡星系中的源是吸积软态的黑洞，我们估计黑洞质量约为1 e2 - 1 e4太阳质量。
1999-01-11 astro-ph
Properties of Candidate Cluster Galaxies at z=1--2
我讨论了最近在z=1- 2的射电大声类星体领域中发现的候选星系团星系的特性。在这些领域的数量级，空间和颜色分布的多余的星系是一致的类星体居住在中等丰富的星系overdensities为主的早期型星系。在几个领域的甚红星系的宽带SED表明，有相当大的分散在这些星系团中的早型星系的属性在z~1.5。大多数过剩星系最适合作为2- 3 Gyr年龄的椭圆星系，但有些是4- 5 Gyr年龄或相当多的金属丰富，其他人必须是非常多的尘埃。后者是“J波段脱落”人口的一部分，其中包括一个领域的一些星系，这些星系可能在z~2.5，类星体的背景。最后，我讨论窄带红移H-α成像在两个领域，至少产生了一个检测。当z>1.3时，星系团的恒星形成率可以从近红外的H-α，光学的1500埃静止帧光，以及最终的远红外静止帧辐射使用SCUBA来测量，以帮助确定星系团的恒星形成历史作为红移的函数。
1998-12-10 astro-ph
Surface Photometry of Early-type Galaxies in the Hubble Deep Field
详细的表面测光的样本早期型星系在哈勃深场的一个长期项目的一部分，旨在解决强大的观测约束的理论建模的椭圆星系从早期阶段的演变。样品是从Couch（1996）的星表中提取的V_606波段。对162个符合我们的临时选择标准的候选星系进行了光度和几何轮廓的分析，得出了99个“真正的”早型星系的列表，并计算了这些星系的精确总星等和有效半径。与威廉姆斯等人给出的幅度的比较。（1996）指出，自动测光往往会低估椭圆星系的总光度。在我们的样本中，大多数星系的光度轮廓都很好地遵循deVaucouleurs定律（“正常”轮廓）。然而，一个相关的部分星系，即使在主体光分布的deVaucouleurs定律，表现出在内部区域的亮度轮廓的平坦化，而不是归因于PSF（“平坦”的配置文件），或在某些情况下，一个复杂的（多核）结构（“合并”配置文件）。属于“扁平”和“合并”类的星系的平均椭圆率被发现是显着高于“正常”星系。此外，即使考虑到外部位置角分布的相关不确定性，HDF椭圆的等照度线扭曲的量相对于局部样本的等照度线扭曲的量也明显更大。
1997-10-31 astro-ph
The Palomar Distant Cluster Survey : III. The Colors of the Cluster Galaxies
我们提出了一个颜色分析的候选星系团的星系群从帕洛玛遥远的星系团调查（波兹曼等人。1996年）。调查是在两个宽带过滤器，密切配合$V$和$I$，并包含总共79个候选星系团，涵盖了估计的红移范围$0.2 \simless z \simless 1.2$。我们研究了这次调查中57个最丰富的集群的颜色演变。中等红移（$0.2 \simless z \simless 0.4$）星系团在色-星等图上显示出明显的星系颜色轨迹.这条脊线对应以及与预期的无演化颜色的今天椭圆星系在这些红移。在红移为$z \simgreat 0.5$的星系团中，与"不进化“的预测相比，这个红色信封已经向蓝移。到了$z \sim 0.8$，只有少数星系在静止坐标系中像现在的椭圆星系一样红。探测到的演化与在$z \simgreat 2$红移处形成的恒星种群的被动老化是一致的。虽然不确定性很大，但在Palomar星系团中观察到了Butcher-Oemler效应。在96.2%的置信水平下，蓝星系的比例随着星系团红移的增加而增加。测量到的中间红移团簇的蓝色部分（$f_{b} \sim 0.2 - 0.3$）与Butcher \& Oemler（1984）以前发现的结果一致。帕洛玛星系团的趋势表明，在红移为$z \simgreat 0.6$的星系团中，$f_{b}$可以大于0.4。
1996-04-19 astro-ph
We present HST observations of seven unusual objects from the HST ``snapshot survey'' of BL Lac objects, of which four are gravitational lens candidates. In three cases a double point sources is observed: 0033+595, with 1.58 arcsec separation, and 0502+675 and 1440+122, each with $\sim 0.3$ arcsec separation. The last two also show one or more galaxies, which could be either host or lensing galaxies. If any are confirmed as lenses, these BL Lac objects are excellent candidates for measuring H$_0$ via gravitational time delay because of their characteristic rapid, high amplitude variability. An…
1999-02-23 astro-ph
Measurements of Variability of Low Mass X-ray Binary Candidates in the Early-Type Galaxy NGC 4697 from Multi-Epoch Chandra X-ray Observations
对邻近大质量早型星系的多历元Chandra X射线观测开启了对低质量X射线双星（LMXB）行为的一个重要机制--长期变率的研究。在另一篇论文中，我们报告了对NGC 4697的5个钱德拉观测，探测到158个X射线源，探测/完整性极限为0.6/1.4 x 10^{37}尔格/秒，NGC 4697是最近的（11.3 Mpc），光学发光（M_B < -20），椭圆（E6）星系之一。在本文中，我们报告的可变性LMXB候选人测量的时间尺度从秒到年。在几秒到几小时的时间尺度上，我们检测到五个具有显著变化的源。大约7%的光源在任何两次观测之间表现出变化，16+/-4%的光源在所有五次观测中都没有恒定的光度。在变量源中，我们确定了11个瞬态候选者，我们估计，如果NGC 4697中的所有LMXB都是长期瞬态，那么它们将持续约100年，占空比为7%。这些数字与在M87和NGC 1399中发现的较亮LMXB一致，这表明长期瞬态中子星LMXB和黑洞LMXB的爆发持续时间之间似乎没有可测量的差异。我们详细讨论了瞬态超软源，其属性是不容易解释的超软源的标准解释。
2008-06-03 astro-ph
Search for TeV Radiation from Selected Local Group Galaxies
某些候选的暗物质粒子，例如超对称中的中性伴子，会湮灭产生GeV/TeV的伽马射线。本文报道了用惠普尔10米γ射线望远镜对天龙座、小熊座、致密椭圆星系M32和螺旋星系M33这两个矮球状体星系的观测结果。没有发现明显的信号，我们推导出每个对象的伽马射线通量的上限。我们讨论我们的天体物理选择标准，这些星系的背景下，间接搜索暗物质和这些流量上限的中性伴子的密度的影响。
2005-07-19 astro-ph
