The Nuclear Disk in the Dwarf Elliptical Galaxy NGC 4486A
许多椭圆星系包含着由尘埃和气体组成的核盘。有些椭圆星系包含恒星的核盘，与星系的其他部分不同。我们发现矮E2星系NGC 4486 A包含这两个-它是一个“罗塞塔石碑”对象，告诉我们核盘如何演变。它的性质表明，当吸积气体消散并向中心沉降时，它形成了恒星并建立了恒星盘。长期增长不仅可以解释像NGC 4486 A这样最明显的核盘，还可以解释椭圆星系中常见的一些盘状扭曲。也就是说，密度分布可能会长期增长。这将导致相空间中恒星轨道的混沌混合，并倾向于使椭圆星系向更接近轴对称的形状演化。
2001-07-12 astro-ph
Properties of the Neutral Interstellar Medium in NGC 185 and NGC 205
本文描述了M31的两个伴星系NGC185和NGC205中中性气体的性质和运动学。HI的运动学表明，气体的内部起源（即恒星质量损失）应该被考虑，至少在NGC 185的情况下。这些矮椭圆星系中的分子云在许多方面与银河系的巨型分子云相似。然而，矮椭圆星系中的HI柱密度出奇地低。较低的星际紫外线场可能使矮椭圆星系比太阳附近更容易形成和保留分子气体。
1998-10-14 astro-ph
The Richness of the Globular Cluster System of NGC 3923: Clues to Elliptical Galaxy Formation
我们提供了椭圆星系NGC 3923的球状星团系统的新数据，这些数据表明，它是迄今为止观测到的任何非椭圆星系团中每单位光度最多的球状星团，具有$S_N=6.4 \pm1.4$。NGC 3923也是星系团之外最明亮的椭圆星系之一，其中球状星团的数量已经确定。我们观察到大量的集群每单位亮度（高$S_N$值）的一个明亮的椭圆在稀疏的环境是一致的建议Djorgovski \&圣地亚哥的球状星团的数量是一个指数大于1的光度的幂律函数。我们将这种更高的特定频率的球状星团在更明亮的星系的其他观测表明，在椭圆星系的形成时，其内部的物理条件依赖于星系质量。
1994-08-30 astro-ph
Molecular Disks in the Elliptical Galaxies NGC 83 and NGC 2320
早型星系中的分子气体是研究这些星系的历史和未来的重要线索。为了寻找这些线索，我们使用BIMA毫米阵列绘制了巨椭圆星系NGC 83和NGC 2320的CO发射图，并寻找S 0星系NGC 5838的CO发射。我们还介绍了NGC 83和NGC 2320的V和R图像，这些图像追踪了它们的尘埃分布，并使我们能够搜索盘状恒星结构。NGC 83中的分子气体是松弛的，但NGC 2320中的CO和尘埃都显示出不对称的结构，这可能与最近获得的气体有关。然而，NGC 2320中分子气体的角动量分布与恒星的角动量分布一致。气体的内部起源（恒星质量损失）因此不能仅仅根据角动量而被排除。我们还考虑在这两个椭圆星系的恒星形成活动和磁盘增长的证据。NGCv 83的射电连续谱和远红外辐射通量表明了恒星的形成活动。NGC 2320有明亮的[O III]发射，但其大的射电/远红外通量比和CO和[O III]运动学之间的不匹配表明电离气体不应该归因于恒星的形成。因此，这两个富含CO的早期星系的起源和未来是复杂的，多方面的故事。
2005-08-15 astro-ph
Nuclear stellar discs in low-luminosity elliptical galaxies: NGC 4458 and NGC 4478
我们提出了在低光度椭圆星系NGC 4458和NGC 4478，这是已知的主机一个运动学解耦的核心核恒星盘的检测。使用档案HST成像，和现有的吸收线强度指数数据的基础上，地基光谱，我们调查的光度参数和这些中心结构的恒星星族的属性。它们的标度长度h和中心面亮度mu_0 ^c符合星系盘的mu_0 ^c-h关系。对于NGC 4458，这些参数是典型的核盘，而对于NGC 4478，这些参数介于核盘和盘状椭圆星系的盘之间。我们目前的舔/IDS吸收线强度测量的Hbeta，Mgb，<Fe>沿长轴和短轴的星系。我们用简单的恒星星族来模拟这些数据，这些恒星族解释了α/Fe的过剩。发现NGC 4458的反向旋转中心盘具有与亮椭圆星系的解耦核相似的性质。这个星系被发现是一致的老，尽管是反向旋转。相比之下，NGC 4478的冷中心盘更年轻，金属含量更丰富，并且比星系的主体少。这表明恒星形成的历史很长，典型的未受干扰的盘状，富含气体（可能是预富集的）结构。
2004-08-04 astro-ph
Star formation, metallicity gradient and ionized gas: clues to the formation of the elliptical galaxies NGC6868 and NGC5903
本文利用长缝光谱和恒星星族合成方法研究了椭圆星系NGC 6868和NGC 5903中的恒星星族、金属丰度分布和电离气体。两个星系的舔指数都呈现负梯度，表明相对于外部区域，中心部分的Fe、Mg、Na和TiO丰度过高。对于在NGC 6868中观测到的发射气体，我们检验了三种电离源假说：H II区、后AGB星和活动星系核。包含$[NII]_{\lambda6584}/Hα$、$[OI]_{\lambda6300}/Hα$和$[SII]_{\lambda6717,31}/Hα$比值的诊断图表明，在NGC 6868中心区域测得的值是典型的LINER。结合恒星星族合成，这一结果表明NGC 6868的主要气体电离源是非热的，由低光度活动星系核产生，可能有一些冲击的贡献，以解释距离核$\sim3.5$ kpc的电离。
2007-11-22 astro-ph
Chandra Limits on X-ray Emission Associated with the Supermassive Black Holes in Three Giant Elliptical Galaxies
椭圆星系核是已知最大的黑洞的所在地，但通常很少或根本没有核活动。我们利用钱德拉X射线天文台对巨型椭圆星系NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636的观测研究了这种极端的静止。独特的钱德拉成像能力使我们能够分别将NGC 1399、NGC 4472和NGC 4636中1 - 10亿太阳质量的黑洞的爱丁顿光度上限定为7.3、15和28 × 10^-9。利用从钱德拉热星际气体表面亮度剖面得到的邦迪吸积率，该波段对应的辐射效率分别为4.1、24和620 × 10^-6。这些限制与NGC 1399和NGC 4472的基本对流主导吸积流（ADAF）模型不一致，表明黑洞的吸积率为10%。
2001-06-19 astro-ph
Surface Photometry of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205
本文介绍了本星系群矮椭圆星系NGC 185和NGC 205中心（6 '.35 × 6'.35）区域的BVRI CCD面测光。NGC 185（R < 225英寸）和NGC 205（R < 186英寸）的表面亮度轮廓显示中心区域存在过量成分。NGC 185的颜色在R < 25”时向内变蓝，而在R >= 25”时保持不变。NGC 205的颜色在1”< R < 50”处向内变蓝，外部保持平坦。我们的测光，补充测光的基础上的远紫外和可见光图像的HST档案数据，表明有一个反转的颜色在非常核心的区域（约1”）。与邻近地区相比，核心部分的核的红色的影响进行了讨论。在这些星系的中心区域，多余的成分的数量估计为~10^5太阳光度。还研究了这两个星系中心区域尘埃云的分布。
1998-06-02 astro-ph
Dynamical modelling of the elliptical galaxy NGC 2974
本文分析了椭圆星系的扁圆Jaffe模型与NGC 2974观测量之间的关系，得到了相应椭圆星系模型的长度和速度标度。然后，我们从这些尺度推导出有限的总质量的模型，并最终找到一个各向同性的扁Jaffe模型，通过使用高斯-厄米拟合参数和观察到的星系NGC 2974的椭圆率。假设在半径为$0.5R_{\rm e}.$的中心区域内，星系中的暗物质对星系的像、椭圆率和高斯-厄米拟合参数的影响可以忽略不计，该模型也被用来预测NGC 2974的总发光质量
2008-10-19 astro-ph
Dynamics of the Intermediate-Age Elliptical LMC Cluster NGC 1978
在本文中，我们调查的内部动力学的LMC集群NGC 1978通过使用测光（CCD图像）和运动学（恒星径向速度）数据。我们应用各种动力学模型，这些数据，包括多质量国王米奇模型和旋转和非旋转扁球体模型。我们讨论了集群的质光比和集群的质量函数上的限制。
1992-06-23 astro-ph
The Quest for the Dominant Stellar Population in the Giant Elliptical NGC 5018
新获得的扰动椭圆星系NGC 5018的HST/WFPC 2图像显示，由于其复杂的“尘埃网”，在IUE孔径内，内部红化的平均量低至E（B-V）~0.02，这意味着其观测到的能量分布和内在能量分布在紫外波长下没有显着差异。这反过来又与目前关于其主要恒星星族年龄的争论非常相关。
2000-10-24 astro-ph
Probing the Central Regions of Nearby Compact Elliptical Galaxies
利用NIFS+ALTAIR在北双子座卫星上的K波段光谱观测，对致密椭圆星系NGC 4486 B、NGC 5846 A和M32的中心角秒进行了探测。这些数据的角分辨率为~0.1弧秒FWHM。NGC 4486 B和NGC 5846 A的中心恒星含量相似，在（Ca I，12 CO）、（Na I，12 CO）和（13 CO，12 CO）图上它们占据相同的区域。NGC 4486 B和NGC 5846 A的观测结果偏离了（Na I，12 CO）图中太阳邻域巨星的序列，在某种意义上，这与两个星系都有非太阳化学混合物的情况是一致的。相比之下，M32的数据与银河系盘中的化学富集历史相一致; M32不可能是从更大的椭圆星系剥离形成的。近红外线指数作为半径的函数的行为也进行了研究。在NGC 4486 B和NGC 5846 A中，大半径的径向梯度在中心的十分之几个角秒内发生了分解或反转。证据表明，NGC 4486 B和NGC 5846 A的核区域的港口中间年龄人口。
2008-02-24 astro-ph
Ultra-Luminous Infrared Mergers: Elliptical Galaxies in Formation?
我们报告了12个超亮红外星系合并（ULIRGs）的高质量近红外光谱。我们新的VLT和Keck数据提供了这些星系的~0.5”分辨率，恒星和气体运动学，其中大多数是在最后合并阶段的紧凑系统。我们确认ULIRG合并是“椭圆形信息”。随机运动主导着它们的恒星动力学，但显著的旋转是常见的。气体和恒星动力学在大多数系统中是解耦的。ULIRG落在热恒星系统的基本平面上或附近，特别是在其演化敏感性较低的r（eff）-sigma投影上。ULIRG的速度色散分布、它们在基本平面上的位置以及它们的v（rot）*sin（i）/sigma分布与中等质量（~L*）、中等旋转的椭圆星系非常相似。作为一个群体，ULIRGs不像巨大的椭圆星系，有着大的核心和小的旋转。我们的研究结果是在很好的协议与其他最近的研究表明，盘状椭圆与紧凑的核心或尖点可以形成通过耗散合并的气体丰富，盘星系，而巨大的椭圆与大的核心有不同的形成历史。
2001-06-02 astro-ph
Two tails in NGC 3656, and the major merger origin of shell and minor axis dust lane ellipticals
我报告了在椭圆形外壳NGC 3656（Arp 155）周围发现的两个微弱（~ 26.8 Rmag/arcsec ^2）的潮汐尾。这个星系以前被解释为一个吸积或小合并的例子。这两个潮汐尾与小合并不一致，而是指向盘-盘大合并的起源。NGC 3656将图姆雷的合并序列延伸到正常的椭圆星系，并暗示了壳层和短轴尘埃带的主要合并起源。一个矮星系位于其中一条潮汐尾的顶端。一个突出的外壳，显示出尖锐的azymuthal颜色不连续性，属于年轻恒星的旋转动力学组成部分，其中包括内部的尘埃带。
1997-07-01 astro-ph
The Isolated Elliptical NGC 1132: Evidence For a Merged Group of Galaxies?
数值模拟预测，一些贫穷的星系群已经合并成巨大的椭圆星系。Barnes 1989）。为了确定这种合并的可能残留物，我们收集了附近孤立椭圆星系的样本（Colbert，Mulchaey，& Zablujiang 1998）。ASCA对研究的第一个星系NGC 1132的观测揭示了一个延伸到至少250 kpc的X射线晕。NGC 1132的X射线晕的温度、金属丰度和光度与贫群晕相当。从X射线发射推断出的总质量也与X射线检测到的组的总质量相似。光学成像揭示了聚集在NGC 1132周围的矮星系群，其数量密度和投影径向分布与X射线群一致。NGC 1132在X射线波段和星系光度函数的暗端与贫星系群的相似性，加上NGC 1132视野中亮星系的不足，与合并后的星系群图像是一致的。另一种可能性是NGC 1132系统是一个“失败”的组（即，一个局部的密度过高，其他明亮的星系从未形成）。
1998-10-28 astro-ph
VLT photometry in the Antlia Cluster: the giant ellipticals NGC 3258 and NGC 3268 and their globular cluster systems
我们提出了一个深VLT测光的Antlia星系团的两个主要星系，巨大的椭圆星系NGC 3258和NGC 3268周围的区域。我们构造了它们的球状星团系统（GCS）的光度函数，并通过翻转星等确定了它们的距离。这些距离与SBF方法得到的结果吻合得很好。有一些但不是决定性的证据表明，到NGC 3268的距离要大几个Mpc。GCSs的颜色分布是双峰的，但最明亮的球状星团（GCs）显示一个中间色峰的单峰分布。这两个GCS的径向分布很好地拟合de Vaucouleurs法律高达5弧分。红色GC呈现出比蓝色GC更陡峭的径向密度轮廓，并且紧密地跟随星系的亮度轮廓。在NGC 3258中，总GC种群估计为约6000+/-150 GC，在NGC 3268中为4750+/-150 GC。我们讨论了可能存在的GC位于两个巨大的星系之间的领域（内集群GC）。它们的光度函数和数密度与两个GCS在投影上的重叠一致。
2008-02-17 astro-ph
Direct Evidence from Spitzer for a low-luminosity AGN at the center of the Elliptical Galaxy NGC 315
本文介绍了利用{ \it Spitzer}空间望远镜、红阵列相机（IRAC）和多波段成像光度计（MIPS）对椭圆星系NGC 315的观测结果。在去除了宿主星系的恒星辐射后，我们首次在NGC 315中探测到了一个红外核。我们测量了这个活动核的光谱能量分布（SED），波长范围从射电到X射线，得到了$\rm L_{bol} \approx 1.9 \times 10^{43} ergs s^{-1}$的辐射热光度，对应于一个非常低的爱丁顿比（L/L $_{\rm Edd}$），为4.97 $\times$ × 10 $^{-4}$。我们的结果证实NGC 315核的物理本质是低光度活动星系核，这与最近的光学和{ \it Chandra} X射线观测结果一致。
2007-11-01 astro-ph
The elliptical galaxy NGC 5044: Stellar population and ionized gas
本文利用长缝光谱和恒星星族综合方法研究了椭圆星系NGC 5044中的恒星星族、金属丰度分布和电离气体。我们发现沿星系的金属线剖面的斜率存在差异，这表明α元素的增强，特别是朝向中心区域。非热电离源的存在，如低光度活动星系核和/或冲击电离，是由在所有采样区域观察到的比值（N II]）Ha的大值暗示。然而，在外部区域观察到的发射线表明存在额外的电离源，可能是热的后AGB恒星。
2007-11-27 astro-ph
A Comparison of Metal Enrichment Histories in Rich Clusters and Individual Luminous Elliptical Galaxies
大质量椭圆星系周围的炽热的X射线气体晕是恒星质量损失和向高密度流入的结果，巨大的椭圆星系和它们相关的星系群形成了。这种气体中的金属丰度包含了有关早期恒星形成和过去超新星活动的重要信息。我们发现，基于Salpeter IMF的II型超新星，加上少量的额外的Ia型超新星，可以解释目前在大质量椭圆星系周围的气体晕中观察到的密度，温度和丰度分布。在明亮椭圆星系的中央明亮区域，大约一半的星际铁是由Ia型超新星产生的，另一半是由II型超新星富集的演化恒星损失的。然而，丰富的星团内的团内气体中的铁和硅丰度表明，每单位可见光的超新星数量比我们对大质量椭圆星系的要求要多，要么是Ia型，要么是II型。由于大质量椭圆星系和富星系团的富集历史是根本不同的，E和SO星系可能不是富星系团气体中金属富集的唯一来源。
1998-11-16 astro-ph
Evidence for Stellar Streaming in the Cores of Elliptical Galaxies: A Kinematic Signature of Mergers?
我们提出的证据，非高斯速度场的核心发光椭圆星系。这一证据是基于高信噪比，中等分辨率光谱的核心的早期类型的成员室女座和后发座星系团获得的WIYN 3.5米望远镜。Virgo数据是使用积分场单元（DensePak）获得的，该单元允许在各种空间尺度上对速度场进行采样。Coma数据是通过单根直径为2弧秒的光纤获得的。明亮椭圆星系的互相关轮廓显示出相当大的结构，通常具有几个特征，其幅度高达互相关峰本身的10%。这种结构在半径为1.5弧秒（室女座）或< 100 pc的范围内最为明显，当数据在R < 15弧秒或< 1 kpc的范围内时几乎无法检测到。后发座星系团中发光椭圆星系的单纤维光谱中也发现了类似的特征，这表明它们在巨型椭圆星系中无处不在。有趣的是，只有最明亮的椭圆星系才显示出这种现象;低光度椭圆星系的中心区域具有规则的高斯状轮廓。我们解释这种运动学结构为“恒星流”，并认为这种现象可能是一个遗迹签名的合并历史的发光椭圆星系。
2000-01-14 astro-ph
The Fate of Ultra-luminous Mergers
基本上所有的超亮红外星系（ULIRGs）都处于扰动、相互作用或合并的系统中。众所周知，相互作用往往会导致星系的恒星爆发。因此，在合并过程中形成的椭圆星系将倾向于具有高金属丰度，低尘埃和分子气体含量，以及微弱的结构扭曲，就像在真正的椭圆星系群中观察到的那样。合并星系中的旧恒星星族将探测新的引力势，如果残留物是椭圆状的，则会迅速松弛，给出德沃库勒的表面亮度轮廓。利用深近红外成像测光技术，我们研究了10个邻近（z < 0.15）ULIRGs中的老恒星星族。这些数据揭示了近红外一维表面亮度剖面中椭圆状结构的迹象，支持超亮合并演化成椭圆星系的假设。
1997-06-25 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
Largely Extended X-ray Emission around the Elliptical Galaxy NGC 4636 Observed with ASCA
ASCA对NGC 4636和一个南部区域的观测显示，该星系的X射线发射范围扩大到半径约300千秒差距。NGC 4636周围观测到的表面亮度的对称性表明它与这个星系而不是室女星系团有关。模型独立估计的引力质量分布显示出一个扁平的半径$20 \sim 35$ kpc，其中总质量达到$\sim 6\times 10^{11} M_\odot$和质量-光比为23。质量仍然增加到更大的半径，达到$9\times10^{12} M_\odot$，在距离NGC 4636的$\sim$ 300 kpc处质光比为300。这些特徴显示NGC 4636周围存在一个星系群。如果这样的光学暗星系群在X射线明亮的椭圆星系中很常见，这就可以解释它们的X射线光度与相似的光学光度之间存在很大的散射。
1998-03-25 astro-ph
The isolated elliptical NGC 4555 observed with Chandra
我们目前的钱德拉观测椭圆星系NGC 4555的分析。该星系位于一个非常低密度的环境中，要么与所有类似质量的星系隔离，要么位于一个星系群的外围。尽管如此，NGC 4555有一个巨大的气体晕，延伸到约60 kpc。我们发现平均气体温度为~0.95 keV，铁丰度为~0.5太阳能。我们模拟的表面亮度，温度和丰度分布的晕，并使用这些结果来估计参数，如熵和冷却时间的气体，和总的引力质量的星系。与最近的结果显示中等光度椭圆星系包含相对少量的暗物质相反，我们的结果显示NGC 4555有一个巨大的暗晕和大的质光比（50 kpc时56.8 [+34.2，-35.8]太阳，5个有效半径时42.7 [+14.6，-21.2]太阳，1 sigma误差）。我们讨论这种差异，并考虑可能的机制，星系可能会减少其暗物质的内容。
2004-07-27 astro-ph
Where Does Dark Matter Become Important in Elliptical Galaxies?
最近的结果从引力透镜相结合的新模型的恒星速度分布在附近的星系探测之间的联系，在椭圆星系的发光物质和暗物质。通过对少数明亮椭圆星系的分析，似乎可以得到以下图象：（1）最佳拟合的总质量分布（明亮和黑暗）导致平坦的旋转曲线（v2=RdPhi/dR）从0.3至>= 3的有效半径;（2）有效半径内总质量的一半（~ 3 kpc）可能已经是暗的，（3）椭圆星系比同样质量的螺旋星系的晕密度大得多。
1996-11-05 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
The globular cluster system of the young elliptical NGC 6702
利用凯克望远镜在B、V和I波段进行的测光观测，研究了尘埃带椭圆星系NGC 6702的球状星团（GC）系统。这个星系的光谱年龄约为2Gyrs，表明它是最近形成的恒星。我们发现了强有力的证据，双峰GC颜色分布，蓝色峰值具有类似的颜色的星系晕GC。假设蓝色GC确实是古老而贫金属的，我们估计红色GC亚群的年龄为2- 5 Gyrs和超太阳金属丰度。尽管有很大的不确定性，这是在合理的协议与光谱星系的年龄。此外，我们估计NGC 6702的特定频率为S_{N} =2.3 \pm 1.1。我们预测NGC 6702的被动演化将使它的比频率在10 Gyrs内进一步增加到S_{N} ~2.7，与典型的现代椭圆星系的比频率更接近。我们还讨论了合并/吸积事件，发生了几个回转前涉及高气体分数的证据。
2000-11-14 astro-ph
Is the Giant Elliptical Galaxy NGC5018 a Post-Merger Remnant?
NGC 5018是用IUE观测到的巨椭圆星系（gE）中最弱的紫外辐射源之一，它似乎由一个光学恒星星族组成，这个光学恒星族与致密的矮椭圆星系M32非常相似，M32的光度比NGC 5018暗几个星等，而M32的恒星星族已知年龄为3 Gyr。在这里，我们表明，这两个星系的中紫外光谱也非常相似的角度尺度比IUE大光圈（通过0.86弧秒光圈获得的HST/FOS紫外光谱探测）小几百倍。这意味着一个合理的接近匹配的人口占主导地位的中紫外线（即他们的主序列关闭星）。这些数据表明，NGC 5018在其内部区域具有相当均匀的~3 Gyr年龄的恒星星族优势，其金属丰度可能与M32略有不同。结合各种结构表明NGC 5018是最近一次重大合并的结果，似乎我们在其中心区域看到的几乎所有恒星都是在大约3 Gyr前的合并事件中形成的。NGC 5018可能是NGC 7252的哥哥，标准的GE信息合并。因此，NGC 5018可能是最好的星系，它可以告诉我们如何合并工作后，烟花消退，形成一个今天的gE星系。仅仅因为这个原因，NGC 5018中所有半径的恒星星族都值得详细研究。
2004-06-23 astro-ph
Infrared Surface Brightness Fluctuations of the Coma Elliptical NGC 4874 and the Value of the Hubble Constant
我们用凯克一号望远镜测量了后发座星系团中占主导地位的椭圆星系NGC 4874的K波段表面亮度起伏。我们使用深HST WFPC 2光学成像，以占由于暗淡的球状星团和改进的分析技术，以获得测量的SBF视星等的污染。利用一个新的SBF校准，它占的K波段SBF的依赖性的综合颜色的恒星星族，我们测量的距离模为34.99+/-0.21等（100+/-10兆秒差距）的后发座星系团。由此得到的哈勃常数值为71+/-8 km/s/Mpc，不包括HST造父变星距离刻度中的任何系统误差。
2001-07-24 astro-ph
SCUBA Observations of the Elliptical Galaxy NGC 4374
本文介绍椭圆星系NGC 4374的水肺成像和测光。利用成像观测研究了尘埃热辐射的空间分布和射电-红外连续谱。在SCUBA 850微米的图像中，发现星系是一个点源，将发射限制在小于15“（1.5 kpc，距离为20.74 Mpc）。最简单的解释是，2000微米至850微米的SCUBA发射是同步的，从一个紧凑的核心或内部喷流，和最不可能的热发射冷弥漫尘埃。我们不能排除自由-自由发射，但这将是非常出乎意料的。来自尘埃的热辐射显示在IRAS数据中，这些数据与450微米的SCUBA数据一起给出了35 K的尘埃温度，相当于12万太阳质量的尘埃质量。这是一个在椭圆星系中寻找冷的、弥散分布的尘埃的计划中的试验性观测，然而在NGC 4374中需要更深的450微米成像来研究这一点。
1999-11-06 astro-ph
HST Photometry for the Halo Stars in the Leo Elliptical NGC 3377
我们使用HST上的ACS相机获得了狮子座椭圆NGC 3377晕中57，000颗红巨星的（V，I）测光。我们使用这个样本的恒星，推导出的金属丰度分布函数的晕场星，并评论其化学演化历史相比，更大和更小的E星系。我们的ACS/WFC场跨越了从NGC 3377中心投影距离4到18 kpc的径向范围，因此覆盖了该星系晕的很大一部分。我们发现该峰宽，在[m/H] ~-0. 6 $, but containing virtually no stars more metal-poor than log [m/H] = -1.5$处达到峰值。此外，它可能有相对较少的恒星比[m/H] =-0.3$更富金属，虽然解释的高金属量的结束是有限的光度的完整性，影响到最红，最富金属的恒星的检测。NGC 3377的浓缩历史似乎介于正常的矮椭圆星系和更大的巨星之间。到目前为止，我们还没有发现明确的证据表明NGC 3377的晕中含有大量的“X”（< 3 Gy）恒星。
2007-06-13 astro-ph
Ram Pressure Stripping in the Low Luminosity Virgo Cluster Elliptical Galaxy NGC 4476
我们对低光度室女星系团椭圆星系NGC 4476的HI辐射进行了深VLA搜索，该星系团在一个规则旋转的未受干扰的盘中含有1.1 × 10^8 M太阳的分子气体。未检出HI。最终图像中的均方根噪声对应于NGC 4476位置处的3 σ柱密度灵敏度为1.2 x 10^20 cm^{-2}，在4 kpc光束上取平均值。HI的总质量小于1.5 x 10^7 M_sun。如果将我们的HI上限与H_2含量相比较，我们发现NGC 4476与这两个星系中检测到的其他星系相比，HI是极其缺乏的。NGC 4476的H_2/HI质量比大于7，而椭圆星系的H_2/HI质量比小于~2。基于这种极端的HI不足和在M87投影距离处的团内介质（ICM）密度，我们认为NGC 4476在穿过室女星系团核心时经历了冲压压力剥离，或者它的平均分子气体密度更大，星际紫外场比典型的螺旋星系小。NGC 4476位于距离M87投影12'的位置，这导致了极端的连续谱混乱问题。我们还详细讨论了用于连续减法的技术。我们最终图像的光谱动态范围是50，000比1。
2004-10-18 astro-ph
The nature of the luminous X-ray emission of NGC 6240
我们简要回顾并扩展了ROSAT探测超亮红外星系NGC 6240异常明亮（> 10^{42} erg/s）部分扩展（> 30 kpc直径）X射线发射的讨论。的“标准”模型的星爆流出的替代品进行了对比，并与椭圆的X射线属性进行了比较。
1999-02-22 astro-ph
The Shapes and Sizes of Elliptical Galaxy Halos from X-Ray Observations
我们回顾的理论如何的形状的X射线等照度线探测的形状和径向分布的引力物质在椭圆星系的方式是更强大的比传统的球形方法。我们总结和更新了以前对NGC 720和NGC 1332的X射线观测结果的分析，并描述了NGC 3923的初步结果。
1997-10-01 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
The X-ray Emission from the Nucleus of the Dwarf Elliptical Galaxy NGC 3226
我们提出了矮椭圆星系NGC 3226的第一个高分辨率X射线图像。这些数据是在钱德拉X射线天文台观测附近的塞弗特星系NGC 3227时获得的。我们探测到一个点X射线源空间一致的光学核的NGC 3226和最近检测到的，紧凑，平谱，无线电源。X射线光谱可以测量到高达~10 keV，并且符合光子指数为1.7 <~ Gamma <~ 2.2的幂律，或者符合4 <~ kT <~ 10 keV的热韧致辐射。在这两种情况下，2- 10 keV波段的亮度~10^{40} h_{75} ^{-1} erg/s。我们发现了少量的证据，表明原子核在观测范围内发生了变化。这些特征支持了其他波段的证据，即NGC 3226拥有一个低光度的活跃核。我们还评论了两个以前未知的，较暗的X射线源<~ 15 arcsec从NGC 3226的核心。它们与核的距离（投影距离<~ 1.3/ h_{75} kpc）表明它们都在NGC 3226内，因此它们的光度（~几个x 10^{38} -几个x 10^{39} erg/s）与黑洞双星系统一致。
2001-05-04 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
Chandra Observations of NGC 4636 - An Elliptical Galaxy in Turmoil
钱德拉的影像显示NGC 4636周围的X射线晕中有对称的、8 kpc长的臂状特征。这些特征的前缘是尖锐的，并且伴随着约30%的温度升高。这些性质，以及它们的尺度和对称性，表明臂状结构是由核爆发驱动的冲击产生的。我们将这些观测结果解释为一个循环的一部分，在这个循环中，冷却气体最初为大约3 × 10^{6}年前的核爆发提供了燃料，导致了使冷却气体重新加热的冲击，从而阻止了大量冷却气体在星系中心的积累，并暂时使中心活动星系核挨饿。
2001-08-07 astro-ph
Globular Cluster Halos around the brightest Fornax Ellipticals
本文比较了天炉座星系团中心最亮的三个早型星系NGC 1399、NGC 1404和NGC 1380周围的球状星团的性质。这些球状星团系统在性质上非常相似，表明它们的形成机制相似。然而，NGC 1399的球状星团比其他两个星系多10倍，但亮度只有0.3-0.4等。此外，NGC 1399周围的球状星团的运动学倾向于它们中的大部分与星系团而不是与巨大的椭圆星系团联系在一起。因此，球状星团在星团中心的剥离和积累似乎在建立这个cD星系的高比频率中发挥了重要作用。
1997-12-04 astro-ph
Planetary nebulae and stellar kinematics in the flattened elliptical galaxy NGC 1344
我们目前的光度和运动学信息测量197行星状星云（PNs）中发现的扁平的天炉座椭圆星系NGC 1344（也称为NGC 1340）与带内，带外，棱镜+带内滤波器技术。我们建立了PN光度函数（PNLF），并使用它来推导距离模数m-M=31.4，略小于，但在良好的协议，表面亮度波动的距离。PNLF还提供了特定PN形成率的估计值：每个太阳光度每年6 x 10 ^-12 PN。将带上图像的位置信息与棱镜+带上图像上测量的PN位置相结合，我们可以测量195个PN的径向速度，其中一些距离NGC 1344中心超过3个有效半径。我们补充这一数据集与恒星运动学的综合光谱沿长轴和短轴，并平行于NGC 1344的主轴。视线速度色散曲线表明该星系周围存在暗物质晕。
2005-09-28 astro-ph
XMM-Newton Observation of an X-ray Trail Between the Spiral Galaxy NGC6872 and the Central Elliptical NGC6876 in the Pavo Group
我们提出的XMM-牛顿观测增强的X射线发射的轨迹沿8 '.7 × 4'之间的螺旋星系NGC 6872和主要的椭圆形NGC 6876在孔雀群，第一个已知的X射线轨迹与螺旋星系在一个贫穷的星系群，投影长度为90千秒差距，在任何系统中观察到的最长的X射线轨迹之一。在NGC 6872的方向上，拖尾区域中的X射线表面亮度在NGC 6876的~20 kpc以上大致恒定。这条轨迹比未受干扰的孔雀IGM（~0.5 keV）更热（~ 1 keV），金属丰度较低（0.2 Zsolar）。用67 × 90 kpc矩形区域测量的0.5-2 keV的尾迹亮度为6.6 × 10^{40} erg/s。我们比较的气体的性质，在螺旋形NGC 6872和椭圆形NGC 6876中的气体的光谱特性，以限制其起源。我们认为，X射线尾迹要么是IGM气体引力聚焦到邦迪-霍伊尔尾流中，这是一种约64%的Pavo IGM气体与约36%的星系气体的热混合物，已通过湍流粘性剥离从螺旋NGC 6872中去除，要么是两者兼而有之，这是由于螺旋相对于天空平面以约40度角xi的超音速运动，通过孔雀座IGM的密集区域，经过孔雀座群中心（NGC 6876）。假设xi = 40度，半径为33 kpc，投影长度为90 kpc的圆柱体中的填充因子eta，则尾迹中的平均电子密度和总热气质量分别为9.5 X 10^{-4}*eta^{-1/2} cm^{…
2004-12-09 astro-ph
A Comparison of the ISM in Ellipticals to the Hot Gas in a Dense Group from Combined ROSAT and ASCA Observations
我们分析了NGC4649，NGC5044和NGC5846的漫射X射线发射，结合来自两个X射线天文台，ROSAT和ASCA的数据。与ASCA，我们进行了详细的分析的X射线发射，适当占ASCA PSF，还包括一个三维源模型。所有三个源都在其中心显示出冷却流。从Si，S和Fe的丰度，我们得出结论，NGC5044（一个致密的星系群）能够保留大量的气体在早期的星系风阶段。NGC 5846（正常E星系）中的Fe丰度对应于当前的SNIa比率，约为Tammann比率的0.2，而NGC 4649（室女星系团中的正常E星系）中的低Fe质量可能是环境效应。
1996-07-04 astro-ph
NICMOS Observations of Interaction Triggered Star Formation in the Luminous Infrared Galaxy NGC 6090
本文介绍了用哈勃空间望远镜的NICMOS获得的亮红外星系NGC 6090的高分辨率、1.1、1.6和2.2微米图象。这些新的观测集中在合并的两个核心上，揭示了东部星系的螺旋结构和西部星系的无定形性质。NGC 6090的核分离度为3.2kpc（H 0 = 75 km/s/Mpc），表明该星系处于合并的中间阶段。在与合并星系重叠的区域也可以看到明亮的结/星团;其中四个结看起来比下面的星系更蓝，并且颜色与年轻（<10^7年）的星团一致。NGC 6090中的结与分子气体的空间重合表明，目前的恒星形成大部分发生在合并星系的核区域之外，这与最近对其他双核亮红外星系的研究一致。
1999-07-28 astro-ph
Metal enrichment in near-IR luminous galaxies at z~2: signatures of proto-ellipticals?
本文分析了K20巡天中5个K光星系在z~2处的共加静止坐标系UV谱（1200<z<2000 A）。复合光谱的特征在于在不同电离阶段的C，N，O，Al，Si和Fe的紫外连续谱上的强吸收线。虽然其中一些线是星际的，但其中几个最强的反射被确定为恒星光球线。在z~3处，K光合成光谱中的光球和星际特征大多比LBG中的强。这意味着更高的金属丰度，也可能是宏观运动造成的更大的星际速度色散。吸收线和紫外线连续谱的斜率与附近正在合并的亮红外星系NGC 6090的光谱很好地匹配。通过比较纯光球谱线（Si Ⅲ，C Ⅲ，Fe V）与星暴模型，提出了一个高于太阳的金属丰度。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，可能强大的集群，以及资格这些星系作为本地大质量椭圆星系的祖先。
2004-04-01 astro-ph
A Luminous Recurrent Supersoft X-ray Source in NGC 300
本文报道了螺旋星系NGC 300中一个辐射光度为10^39 erg/s的超软X射线源的XMM-牛顿观测结果。该源在1992年被发现为SSS，并在随后的X射线观测中消失。在最近的XMM-牛顿观测中，该源再次活跃。它看起来非常柔软（kT~60 eV），非常明亮（~10^38 - 10^39 erg/s）。两个XMM-牛顿观测还揭示了源在6天内从“高”状态到“低”状态。我们还发现了一个5.4小时的周期在“低”状态。我们考虑白矮星，黑洞，和中子星模型来解释源的性质。
2003-04-28 astro-ph
Wide Field CCD Surface Photometry of the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472 in the Virgo Cluster
本文介绍了室女星系团中最亮的成员--巨型椭圆星系NGC 4472的深宽视场（16 '.4 × 16'.4）华盛顿CT 1 CCD表面测光。我们的数据覆盖了比以往任何CCD测光更广泛的领域，以及更深入。NGC 4472的表面亮度轮廓不能很好地用单一的King模型拟合，但它们可以近似地用两个King模型拟合：内部和外部区域有单独的模型。外部区域的表面亮度轮廓也可以近似地通过deVaucouleurs定律拟合。在NGC 4472的3'范围内有一个明显的负颜色梯度，在这个意义上，颜色随着半径的增加而变得更蓝。对于$Δ\log r =1$，该区域的颜色梯度的斜率被导出为$Δμ(C-T_1)$ = -0.08 mag arcsec $^{-2}$，其对应于$Δ$ [Fe/H] $= -0.2$ dex的金属丰度梯度。然而，随着半径超过3 '，表面颜色逐渐变红。比较了NGC 4472的C像和T1像的结构参数，发现等时线和等照度线的椭圆形状差别不大。此外，还测定了NGC 4472的光度参数和结构参数。
2000-01-03 astro-ph
A Color-Magnitude Diagram for a Globular Cluster In the Giant Elliptical Galaxy NGC 5128
利用哈勃空间望远镜对巨大椭圆星系NGC 5128（d = 4 Mpc）外晕中的大量恒星进行了WFPC 2（V，I）测光。球状星团N5128-C44位于行星照相机视场的中心，分辨率足够高，可以为它绘制一张色星等图（CMD），它覆盖了巨星分支中最亮的两个星等。CMD与一个正常的老的、中等低金属量的星团一致（[Fe/H] = -1.30球状星团，明显比同一投影位置的大多数场晕星（平均[Fe/H] ~ -0.5）更贫金属。这是迄今为止最遥远的球状星团，其中直接色星等测光已经实现，第一个属于一个巨大的E星系。
1998-06-30 astro-ph
Dust in Hot Gas: Far Infrared Emission from Three Local Elliptical Galaxies
本文介绍了室女星系团中三个早型星系的远红外ISO观测结果。使用ISOPHOT仪器在P32过采样图和P39/37稀疏图中记录数据。这些图在60、90和180 $μ$ m处达到ISOPHOT仪器的极限灵敏度。室女座中最突出的两个椭圆星系-- NGC 4472和NGC 4649 --在几十mJy的远红外波长下没有明显的辐射，但NGC 4636在所有三个波长上都被探测到。我们计算了NGC 4472和NGC 4636尘埃的远红外辐射，假设来自演化中红巨星的尘埃流出物不断向星际介质提供尘埃，并且颗粒一旦扩散到星际介质中，就通过与离子的碰撞溅射掉。虽然计算出的流量与观测到的上限为NGC 4472一致，在NGC 4636中检测到的尘埃排放支持的假设，即额外的尘埃已经吸积在一个非常近期（$\lta$几$10^8$ yrs）合并的尘埃，富含气体的星系。
2003-01-22 astro-ph
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. I: The Luminosity Function in NGC 4874, and Implications for Hubble's Constant
我们用V（F606 W）和I（F814 W）的深HST/WFPC 2图像测量了后发座星系团中央cD星系NGC 4874中球状星团的光度分布。我们发现球状星团光度函数（GCLF）的“转折点”位于V = 27.88 +/- 0.12，而GCLF的整体形状与标准的高斯型形式相匹配，色散SIGMA_V = 1.49 +/- 0.12。我们将GCLF作为标准烛光，将NGC 4874和另一个后发座椭圆星系IC 4051的转换点与室女星系团（M87和其他五个）中的巨型椭圆星系的转换点进行匹配。结果是（m-M）_（Coma-Virgo）= 4.06 +/- 0.11量级，如果Virgo距离模数为（m-M）_0 = 30.99 +/- 0.04，则转换为Coma距离d = 102 Mpc。从我们的GCLF测量中得出的哈勃常数是H 0 =（69 +/- 9）km/s/Mpc。我们证实了这一H 0值与一个新的介绍“哈勃望远镜”的GCLFs在巨大的E星系。在后发座椭圆星系中测量额外的GCLF，以及在室女座和天炉座校准星系，有很好的潜力在不久的将来完善这一结果。
1999-11-11 astro-ph
Long-Lived Triaxiality in the Dynamically Old Elliptical Galaxy NGC 4365: A Limit on Chaos and Black Hole Mass
位于巨型椭圆星系中心的超大质量黑洞被认为会引发混乱，消除宿主的三轴性。我们解决这个过程是否在真实系统中运行，通过模拟旧椭圆NGC 4365的恒星运动学。这个星系的平均恒星星族年龄> 12 Gyr，以其运动学解耦的核心和较大半径的斜旋转而闻名。我们用速度场拟合方法拟合了由SAURON积分场摄谱仪获得的二维平均速度场，以及等照度椭圆率和位置角分布。我们发现NGC 4365是强三轴的（三轴性参数T约为0.45），有点平坦，比它出现。轴对称或近轴对称（T < 0.1）在> 95%置信度时被排除。在最可能的方向上，长轴大致指向观察者，在投影中延伸到西南方向。强三轴性已经持续了数百个动力学时代，排除了大于3 x 10^9太阳质量的黑洞。M-西格玛关系式预测的太阳质量为4 × 10^8，这并不排除长寿命的三轴性，并且与观测结果一致。NGC 4365支持了这样一种观点，即超大质量黑洞虽然在发光的巨型椭圆星系中无处不在，但其质量不足以通过混沌改变其全球结构。
2004-06-03 astro-ph
The Leo Elliptical NGC 3379: A Metal-Poor Halo Emerges
我们使用HST上的ACS相机获得了5300颗红巨星的（V，I）测光，这些红巨星位于通常被认为是经典的正常巨椭圆星系的主导成员NGC 3379的晕中。我们使用这个样本的恒星，以获得金属丰度分布函数（ψ）的外晕场恒星33千秒差距的星系中心。NGC 3377明显不同于我们有类似数据的所有其他E星系（包括本星系群矮椭圆星系、中等光度的NGC 3377和巨大的NGC 5128）。首先，NGC 3379的外晕是宽而平的，在每一个间隔（m/H）都有许多恒星。第二，我们在ACS场中看到了一个金属丰度梯度，在它的最外层区域，蓝色的低金属丰度恒星（[m/H] < -0.7）开始占主导地位，而高金属丰度恒星正在迅速减少。我们的目标场的中心投影距离约等于12 R_e，以有效半径为单位，是我们所观测过的任何其他星系的两倍。如果NGC 3379确实是大E/S 0星系的代表，我们预测这类星系一般会显示出弥散的低金属量亚族，但要清楚地看到微弱的低金属量组分，必须在半径r ~ 10 - 15 Re处进行测光。
2007-06-13 astro-ph
VLA detection of OH absorption from the elliptical galaxy NGC 1052
本文介绍椭圆星系NGC 1052的OH吸收的VLA观测结果。两个OH线，在1665和1667兆赫，被检测到在吸收对中心的NGC 1052。超精细比的两个OH线（$τ$ $_{1667}$ / $τ$ $_{1665}$）是2.6 $\pm$ 0.8相比，1.8预期在LTE条件下的激发光学薄云。假设$T_{ex} \sim$为10 K，则OH的柱密度估计为$2.73(\pm0.26)\times10^{14} cm^{-2}$。两条OH线的中心都相对于星系的系统速度有173 km/s的红移，这是由$\sim$的$^{-1}$决定的. OH线的速度与最强HI吸收对应的速度一致。我们认为OH吸收是由分子云向原子核下落引起的。OH线，虽然较窄，被发现是在更广泛和更平滑的H $_2$ O超脉泽发射。讨论了OH/HI与$H_2O$发射之间的可能联系。
2001-11-14 astro-ph
Dynamics of the Boxy Elliptical Galaxy NGC 1600
我们使用三个积分模型来推断盒状的E3-E4星系NGC 1600的分布函数（DF）的表面亮度和线轮廓数据的短轴和长轴。我们假设轴对称，在中心~1 R_e处质光比为常数。在引力势中的恒星主要在规则轨道上运动。我们用微扰理论中的近似第三积分K，并将DF记为三个积分E，L_z和K中的基函数之和。然后，我们适合这些基函数的投影矩的运动学观测值和deprojected密度，使用非参数算法。推导出的动力学结构是径向各向异性的，在长轴上的sigma_theta/sigma_r ~ sigma_phi/sigma_r ~ 0.7。无论是在短轴上和中心附近的速度分布是更各向同性的，因此该模型是平坦的赤道径向轨道。运动学数据的拟合不需要一个中心黑洞;因此，先前从地面数据确定的中心质量高估了实际的黑洞质量。质量光比为M/L_V = 6 h_（50）。NGC 1600的各向异性结构具有径向各向异性的主体和更接近各向同性的中心，与最近在NGC 1399，NGC 2434，NGC 3379和NGC 6703中发现的结构相似，这表明这种模式可能在大质量椭圆星系中很常见。根据这些结果，我们讨论了NGC 1600可能的合并起源。
1999-06-28 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
