On classical and pseudobulges: The nature of bulges of early-type spirals
从历史上看，星系凸起被认为是椭圆形的星系状物体，位于一个通常较大的圆盘中间。然而，越来越多的人声称，有些凸起更类似于圆盘。John Kormendy将这些凸起命名为伪凸起。在本文中，我讨论了一些最近的积分场光谱的SAURON合作的样本24 Sa和Sab星系。利用他们的恒星速度、速度色散和吸收线强度的二维地图，现在更容易理解附近星系凸起的性质。本文从表面光度学、恒星运动学、恒星星族、星际物质的存在以及它们在早型星系基平面上的行为等几个方面综述了星系球的研究进展。
2007-08-11 astro-ph
Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies
我们回顾长期演化的内部过程中的星系盘，集中在密集的中心功能，看起来像经典的，合并建立的凸起，但慢慢地盘气体的积累。我们称之为伪隆起。作为一个存在性证明，我们回顾酒吧如何重新安排磁盘气体到外环，内环，和气体倾倒到中心。在模拟中，这种气体达到了高密度，从而可能促进恒星的形成。在观测中，许多SB和椭圆星系显示出气体和恒星形成的中心浓度。恒星的形成率意味着可能的伪核膨胀时间为几十亿年。如果长期过程构建了密集的中心组件，伪装成凸起，我们能区分它们与合并构建的凸起吗？观测表明，假隆起保留着它们的盘状起源的记忆。它们具有一个或多个盘的特征：（1）比经典的凸起更平坦的形状，（2）指示盘动力学的有序与随机速度的大比率，（3）小速度分散，（4）螺旋结构或核棒在光剖面的凸起部分，（5）接近指数的亮度剖面，和（6）星爆。这些结构优先发生在棒星系和椭圆星系中，长期演化应该是快速的。因此，伪隆起的最清晰的例子是可识别的。因此，各种各样的观测和理论结果有助于星系演化的新图像，补充层次聚类和合并。
2004-07-16 astro-ph
Secular Evolution in Disk Galaxies: The Growth of Pseudobulges and Problems for Cold Dark Matter Galaxy Formation
我们回顾了星系盘内部的长期演化-孤立盘演化的基本过程。我们专注于密集的中心特征的积累，看起来像经典的，合并建立的凸起，但慢慢地从磁盘气体。我们称之为伪隆起。作为一个存在性证明，我们回顾酒吧如何重新安排磁盘气体到外环，内环，和气体倾倒到中心。在模拟中，这种气体达到了高密度，在观测中，许多SB和椭圆星系显示出气体的中心浓度。相关的恒星形成率意味着合理的pseudobulge增长时间为几十亿年。如果长期过程建立了伪装成隆起的致密中心，我们能把它们和合并建立的隆起区分开来吗？观测表明，假隆起保留着它们的盘状起源的记忆。它们具有一个或多个盘的特征：（1）比经典的凸起更平坦的形状，（2）更大的有序速度与随机速度的比率，（3）更小的速度分散，（4）核棒或螺旋结构，（5）侧边观察时的盒状结构，（6）接近指数的亮度轮廓，（7）星爆。这些特征优先发生在棒星系和椭圆星系中，在这些星系中，长期演化应该是迅速的。因此，伪隆起的最清晰的例子是可识别的。因此，观测和理论有助于星系演化的新图景，补充了等级聚类和合并。然而，冷暗物质星系形成的一个重要问题变得更加尖锐。等级星系团怎么能产生这么多纯粹的盘状星系，而没有证据表明它们是合并后形成的？
2005-07-21 astro-ph
Internal Secular Evolution in Disk Galaxies: The Growth of Pseudobulges
内部缓慢（“长期”）演化重塑星系盘的观测和理论证据在Kormendy & Kennicutt（2004，ARAA，42，603）中进行了回顾。这次更新有三个目标。首先，我要强调的是，这种演化是非常普遍的--它对星系盘的演化是至关重要的。核心坍缩对于球状星团的意义，就像热中子星的产生对于原行星盘的演化，以及包含原白矮星的红巨星的演化对于恒星演化一样。盘状星系的一个后果是密集的中心成分的积累，这些成分被误认为是经典的（即，合并形成的）凸起，但它们是由盘状恒星和气体生长出来的。我们称之为伪隆起。其次，我回顾了新的研究成果pseudoblug恒星的形成和结构，以及boxy和disky pseudobluges之间的区别。最后，我强调这些结果如何使一个星系形成的问题更加尖锐。等级星系团怎么能产生这么多纯粹的盘状星系，而没有证据表明它们是合并后形成的？
2007-08-15 astro-ph
A Connection Between Bulge Properties and the Bimodality of Galaxies
星系的整体颜色最近被证明遵循双峰分布。星系云分为“红色序列”和“蓝色云”，前者的原型是早期星系，后者的典型物体是晚期盘状星系。中间型（Sa-Sbc）星系分布在这两个区域。有人认为，这种双峰性反映了盘核星系的双组分性质。然而，现在已经确定有两种类型的凸起：“经典凸起”是类似于（小）椭圆的动态热系统，“伪凸起”是动态冷的，扁平的，盘状结构，不可能通过剧烈松弛形成。因此，问题是，在两种凸起类型都存在的Sa-Sbc类型中，红蓝二分法是否以某个盘-凸起比$B/T$值分离星系，或者，它是否分离不同凸起类型的星系，而不管它们的$B/T$。我们确定经典的隆起和pseudocluges形态与HST图像在附近的星系样本。详细的表面光度测量结果表明：（1）红蓝二分性是球核类型的函数：在相同的$B/T$下，蓝星系有假球核，红星系有经典球核。(2)膨胀型还预测了星系在其他（双峰）全球结构参数中的位置。(3)因此，红-蓝二分法并不仅仅是因为星系的隆起日珥减少，星系的隆起类型对星系的演化历史具有重要意义。（节录）
2007-05-07 astro-ph
Pseudobulges in the Disk Galaxies NGC 7690 and NGC 4593
本文介绍了NGC 7690（哈勃型Sab）和NGC 4593（SBb）的KS波段表面测光。我们发现，在这两个星系中，一个主要部分的“凸起”是平的磁盘，并有近似相同的颜色的内部磁盘。换句话说，这些星系的“凸起”具有盘状特性。我们的结论是，这些都是“pseudobulges”的例子-也就是说，产品的长期动态演化。非轴对称的物体，如棒和椭圆盘，把盘内气体向中心输送。在那里，恒星形成形成了致密的恒星成分，看起来像--而且经常被误认为是--合并形成的凸起，但它们是由盘状物质缓慢构建的。当这些伪隆起像现在的星系一样保持盘状的特性时，它们最容易被识别出来。因此，NGC 7690和NGC 4593提供了越来越多的证据，证明长期过程有助于塑造星系。NGC 4593包含一个尘埃核环，在形态上类似于许多棒星系和椭圆星系中的恒星形成核环。核尘埃环与星系棒中几乎呈放射状的尘埃带相连。这种尘埃带是气体流入的标志。我们认为，气体目前正在积累的尘埃环，并假设气体环将在未来的恒星爆发。因此，NGC 4593的观测结果表明，导致假球膨胀的主要恒星暴事件可能是偶发性的。
2006-01-18 astro-ph
Secular Evolution and the Growth of Pseudobulges in Disk Galaxies
星系演化正处于从早期宇宙的等级集群为主的长期过程为主的未来过渡。这些结果从相互作用涉及集体现象，如酒吧，椭圆盘，螺旋结构，和三轴暗晕。本文总结了Kormendy & Kennicutt（2004）的一篇评论，部分使用了不同星系的插图。在模拟中，棒将盘状气体重新排列成外环、内环和星系中心，在那里高密度的气体会产生恒星爆发。与这幅图相一致的是，许多棒星系和椭圆星系都有密集的中心气体浓度和恒星形成速率，可以在几十亿年的时间尺度上建立类似于膨胀的恒星密度。我们的结论是，长期的演变建立密集的中心组件在磁盘星系，看起来像经典的，合并建立的凸起，但缓慢的磁盘气体。我们称之为伪隆起。许多伪隆起可以被识别，因为它们具有盘的特征：（1）比经典隆起更平坦的形状，（2）相应地较大的有序速度与随机速度的比率，（3）小的速度分散，（4）螺旋结构或核棒，（5）接近指数的亮度轮廓，（6）星爆。这些结构优先发生在棒星系和椭圆星系，其中长期的演变应该是最迅速的。因此，各种各样的观测和理论结果有助于补充等级聚类的长期进化的新范式。
2004-07-20 astro-ph
Photometric characterization of a well defined sample of isolated galaxies in the context of the AMIGA project
我们进行了详细的光度分析（膨胀盘酒吧分解和浓度不对称丛生CAS参数化）的孤立星系，从孤立星系的目录（Karachentseva 1973年）提取和重新评估形态的AMIGA项目的背景下定义良好的样本。我们专注于Sb-Sc形态类型，因为它们是孤立的旋涡星系中最具代表性的人口。假设隆起Sersic指数和/或隆起/总光度比是合理的诊断伪与经典的凸起，我们得出结论，大多数晚型孤立盘星系可能主机pseudoclugges，而不是经典的凸起。我们的银河系隆起和磁盘的参数化表明，伪隆起的属性是强烈连接到磁盘。这可能表明，伪凸起是通过内部过程中形成的磁盘（即长期演变），酒吧可能在其形成中发挥重要作用。虽然所研究的样品涵盖了一个狭窄的形态范围内，Sb和Sbc-Sc类型之间的一个明确的分离，观察到在各种措施，例如前者是红色，明亮，有更大的磁盘和更大的酒吧，更明亮的凸起，更集中，更对称，比后者更丛生。与样本的螺旋星系（在相同的形态范围内）选择没有隔离标准的比较表明，孤立的星系往往主机更大的酒吧，更对称，不太集中，少clueries。
2008-07-14 astro-ph
Properties of Bars and Bulges in the Hubble Sequence
本文根据对216个盘星系（分别来自NIRS和OSUBGS巡天的S_0和螺旋星系）的分析，讨论了哈勃序列中棒星系和球星系的性质。为此，我们收集了之前针对早期和晚期类型分别进行的各种分析，并在必要时完成。我们发现强有力的光度和运动学证据的pseudobulges在S 0-S 0/a星系：他们的凸起平均相当指数，内盘是常见的（在56%），并在许多星系的凸起旋转支持。这将是很难理解的，在这样的气体贫星系在S 0，如果这些pseudobulge候选人形成的恒星在磁盘中形成类似的方式在螺旋。一个更可能的解释是，在早期型星系的pseudobulges是酒吧相关的结构，连接到酒吧的演变，这一解释是支持我们的傅立叶分析和结构分解。发现早型星系中的棒具有许多演化系统的特征：（1）具有平顶/双峰傅立叶振幅轮廓，（2）棒具有典型的尖锐外截止，（3）振幅轮廓中出现高傅立叶模，（4）许多棒还具有柄型形态。利用棒强度指标$Q_g$、$A_2$、$f_{bar}$和棒长度，给出了不同Hubble型面元中棒强度的分布，为理解棒的演化机制提供了重要线索.
2007-02-16 astro-ph
Constraints on the Origin of Manganese from the Composition of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and the Galactic Bulge
银河系球核中[Mn/Fe]的变化趋势符合太阳-邻域关系，但人马座矮球状星系中大多数恒星的[Mn/Fe]值约为0.2 dex。这使我们得出结论，从Ia型和II型SNe的Mn产量是金属性依赖的。我们的观察结果不利于Gratton提出的观点，即相对于II型SNe，Ia型SNe会过量产生Mn。我们预测Mn/Fe比，低于太阳附近的关系，几乎所有的矮星系的年轻人口，Mn/Fe比可能是有用的跟踪吸积的低质量卫星进入银河系。
2003-06-27 astro-ph
Exponential bulges and antitruncated disks in lenticular galaxies
在许多透镜星系中发现了指数膨胀和反截断盘的存在。事实上，这是可以预期的，因为S0星系的形成包括各种长期演化过程。我们讨论了如何区分pseudobligation和反截断磁盘，也有什么特别的机制可能是负责反截断磁盘的形成。本文介绍了一些具有多层指数结构的透镜星系的明亮例子，其中包括两个中心群巨星S 0，它们面对面，完全轴对称。
2008-07-11 astro-ph
The Fundamental Plane of Bulges at Intermediate Redshift
我们报告的一项新的研究，旨在了解的多样性和演化特性的遥远的星系凸起的背景下，完善的纯球状星系的趋势。在红移0.1 < z < 1.2的范围内，对137个旋涡星系在GOODS场中的核球进行了分离。使用成熟的测光技术，我们确定每个星系的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）在4个GOODS-ACS成像带的磁盘和凸起组件。利用凯克星上的DEIMOS摄谱仪，可以精确地观测到相当大一部分凸起的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的基本面遥远的凸起与场球状星系在一个类似的红移范围。在膨胀与总光度比（B/T）> 0.2的螺旋星系中，膨胀的演化模式与低光度椭球体非常相似。到一阶，它们最近的大规模组装历史是等价的。
2007-09-12 astro-ph
The Evolutionary History of Galactic Bulges: Photometric and Spectroscopic Studies of Distant Spheroids in the GOODS Fields
我们报告的第一个结果的一项新的研究，旨在了解的多样性和遥远的星系凸起的演化历史的背景下，现在完善的纯球状星系的趋势。为此，我们在GOODS场中分离出了红移范围为0.1<z<1.2的137个旋涡星系的核球。使用成熟的光度技术，我们确定的特征参数（大小，表面亮度，轮廓形状）的磁盘和凸起组件在我们的样品。与早期利用孔径颜色的工作一致，远距离凸起显示出比被动进化种群更广泛的光学颜色范围。为了量化解释这一结果所需的最近恒星形成的数量，我们使用DEIMOS摄谱仪来确保我们样本中相当大一部分的恒星速度色散。这使我们能够比较我们的遥远的隆起的基本面与球状星系在类似的红移范围。膨胀与总光度之比（B/T）>0.2的旋涡星系的膨胀显示出与纯球状体非常相似的演化模式，因此所有M>10^{11}Msun的球状体的恒星星族都是均匀的年龄，这与高红移（z_f<~2）时恒星形成的单一大爆发相一致，而M<10^{11}Msun的凸起则一定有更近的恒星质量增长（自z~1以来质量增长了约10%）。虽然进一步的数据跨越更广泛的红移和质量是可取的，惊人的相似性之间的组装历史的凸起和低质量的球状体是很难调和的图片，即大多数大型凸起的形式主要是通过长期的过程中的螺旋星系。
2007-11-02 astro-ph
Constraining Galaxy Evolution With Bulge-Disk-Bar Decomposition
星系的结构分解成球，盘，棒组件是重要的，以解决一些科学问题。测量球，磁盘和酒吧的结构参数将设置约束的暴力和长期的过程中的星系组装和经常性酒吧的形成和溶解模型。它还可以帮助量化无球星系（没有球或只有相对不重要的盘状伪球的系统）的比例和性质，这违背了星系形成的范式，几乎每个盘状星系都有一个经典的球在其核心。我们展示了一个概念的证明，并显示了我们正在进行的三个组件的膨胀磁盘酒吧分解的近红外图像的样本，三个互补的样本跨越不同的时代和不同的环境（字段和集群）的早期结果。与大多数早期的研究，只尝试两个组件的凸起磁盘分解，我们适合三个组件使用GALFIT：凸起，磁盘和酒吧。我们表明，它是重要的，包括酒吧的组成部分，因为这可以显着降低膨胀总光度比（B/T），在许多情况下，由两个或更多的因素，从而有效地改变了哈勃类型的星系从早到晚。
2008-02-26 astro-ph
Photometric properties and origin of bulges in SB0 galaxies
通过对观测到的14个SB 0星系的$I$带表面亮度分布进行参数化光度分解，导出了它们的结构成分的光度参数。我们发现SB 0凸起类似于早期无棒螺旋的凸起，即它们具有接近指数的表面亮度轮廓（$<n>=1.48\pm0.16$），并且它们的有效半径与它们周围圆盘的尺度长度（$<r_e/h>=0.20\pm0.01$）强烈耦合。光靠光度分析不能区分SB 0凸起和无阻挡的S 0凸起。然而，三个样品凸起具有典型的伪凸起的圆盘特性。NGC 1308和NGC 4340的膨胀比无棒星系的膨胀和具有相同椭圆率的各向同性扁球体的模型旋转得更快。IC 874的膨胀区的速度色散比Faber-Jackson相关性和椭圆星系和S 0膨胀区的基本面所预期的要低。其余的样品凸起是经典的凸起，运动学上类似于低光度的椭圆星系。特别是，他们遵循费伯-杰克逊相关性，躺在基本平面和那些恒星运动学可旋转的速度一样快的无棒星系的凸起。
2005-01-10 astro-ph
On the Formation of Bulges and Elliptical Galaxies in the Cosmological Context
我们研究了热球状系统的形成框架内的情况下，星系形成和演化是有关的温和的质量聚集的历史和原始的角动量的原星系，都定义的宇宙学初始条件。我们探讨两种情况：（1）热球状系统是由恒星盘的动力学不稳定性形成的;（2）球状系统是在气体在离心平衡下落入盘之前的耗散坍缩过程中形成的。在前一种情况下，我们发现它与晚型星系的观测符合得很好，而在后一种情况下，与最近的说法相反，我们发现潮汐稳定性判据并不容易达到。在暗物质晕中耗散坍缩的气体应该是非常致密的，而且团块应该非常致密，以避免恒星形成单位的潮汐破坏。
1998-08-17 astro-ph
Formation of Bulges
通常被认为是星系的球状组成部分的凸起有着复杂的谱系。大规模的隆起通常是红色和旧的，但较低的质量隆起有更广泛的颜色分散，可能与磁盘的颜色。这表明不同的形成情景。我将回顾可能的形成序列的隆起，描述不同的签名，区分这些情况下，并讨论高红移宇宙的影响。
1998-12-02 astro-ph
Bulge evolution in face-on spirals and low surface brightness galaxies
这是一个观测事实，螺旋星系的凸起包含了很大比例的老和富含金属的恒星。根据这一观测事实，我们已经调查了21个隆起主办的高表面亮度螺旋和低表面亮度星系的B和R光学波段和J和Ks近红外波段观测选定的样本。使用来自这些观测的结构参数，我们得到的证据表明，凸起可以形成纯盘演化（长期演化），与一些作者的建议。颜色剖面，特别是近红外的显示零或几乎零的颜色梯度，支持的假设，磁盘恒星星族是类似的那些存在于隆起，和/或一些隆起可以被理解为磁盘与增强恒星密度（或pseudobulges）。在光学上，一半的星系呈现出相反的颜色梯度，为所研究的样本提供了有利于长期演化的额外证据。所观察到的颜色与从星系演化的分光光度模型得到的比较表明，所选样品的凸起太阳和太阳下的金属丰度，是独立的当前恒星形成率。此外，我们获得的证据表明，与具有较大凸起的星系相比，具有小凸起的星系往往系统性地缺乏金属。这些结果正在用高信噪比光谱学进行更仔细的检查。
2006-01-18 astro-ph
Bending Instability of Stellar Disks: The Stabilizing Effect of a Compact Bulge
弯曲模式的饱和条件，在非均匀薄恒星磁盘，从色散关系的分析与来自$N$体模拟。在非均匀盘的中心区域，盘的强度储备对弯曲不稳定性的增长小于均匀层。的球形组件（一个黑暗的晕，凸起）示出具有稳定的效果。后者不仅取决于球形分量的总质量，而且还取决于向中心的质量集中程度。我们的结论是，在旋涡星系中存在一个紧凑的（不一定是大规模的）隆起可能被证明足以抑制弯曲扰动，增加磁盘厚度。我们的$N$ -体模拟证实了这一结论，在该模拟中，我们模拟了几乎平衡的演化，但不稳定的有限厚度磁盘中存在的球形组件。在相同的总质量的球形组件（暗晕+隆起）的最终磁盘厚度已被发现是远远小于在模拟中的集中隆起存在。
2004-12-02 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
Rejuvenation of spiral bulges
我们试图了解星系凸起的恒星星族是否显示出由圆盘的存在引发的长期演化的指纹。为此，我们重新分析了Proctor和Sansom的样品，从吸收线指数导出了恒星星族年龄和元素丰度。我们得到了非常一致的限制年龄从三个巴尔末指数Hbeta，Hgamma和Hdelta，在良好的协议与那些Proctor和Sansom基于一个完全不同的方法。与文献中的其他研究一样，我们发现凸起具有相对较低的光度加权年龄，最小凸起的最低年龄为1.3 Gyr。因此，凸起通常不是旧的，而是实际上恢复了活力的系统。我们讨论的证据表明，这可能是真的，也为银河系的凸起。我们发现，最小的凸起，是最年轻的最低的α/Fe比，必须经历恒星形成事件，涉及10- 30%的总质量在过去的1-2 Gyr。相反，没有发现恒星星族参数与哈勃类型的显著相关性。我们发现，与西格玛的关系完全符合那些早型星系。因此，与早期类型的星系相比，凸起通常更年轻，金属更少，α/Fe增强更少，只是因为它们的质量更小。在一个给定的速度色散下，就它们的恒星星族而言，球星系和椭圆星系是无法区分的。这些结果有利于一个由内而外的形成的情况下，并表明在哈勃类型SBC和更早的螺旋星系盘不能有显着的影响，在隆起组件的恒星星族的演变。假隆起形成的现象必须限于Sbc以后的螺旋。
2005-12-15 astro-ph
The chemical evolution of dynamically hot galaxies
我们使用先前发表的行星状星云的氧丰度来研究M32、M31和银河系的凸起以及矮球状星系NGC 205、NGC 185、人马座和天炉座的化学性质。我们的主要结果是，所有这些星系的平均恒星氧丰度与它们的平均速度色散非常好地相关。这意味着II型超新星的能量输入和引力势能之间的平衡控制着在膨胀、椭圆和矮椭球体中化学演化的程度。似乎一旦超新星注入足够的能量形成银河风，化学演化就停止了。所有的星系都遵循一个单一的氧丰度和光度之间的关系，但矮球状体有系统地比其他星系更高的[O/Fe]比。因此，动态热星系不共享一个共同的恒星形成历史，也不需要他们共享一个共同的化学演化，尽管达到类似的平均恒星氧丰度时，形成类似的恒星质量。氧丰度支持先前的迹象表明，在更高的光度椭圆和凸起的恒星形成的时间尺度比他们的同行在较短的发光系统。我们校准Mg $_2$指数动态热星系作为观测年龄和氧丰度的函数，使用平均氧丰度的行星状星云和最好的年龄估计可用于恒星在M32和隆起的M31和银河系。
1998-09-24 astro-ph
The stellar mass distribution in early-type disk galaxies: surface photometry and bulge-disk decompositions
我们提出了深B-和R-波段表面测光的21个星系的样本之间的S 0和Sab的形态类型。我们目前的径向配置文件的表面亮度，颜色，椭圆率，位置角和轴对称的所有星系的偏差，以及等照度和有效半径和总星等。我们已经将图像分解成来自球形凸起和扁平圆盘的贡献，使用交互式2D分解技术。我们详细研究了各种凸起和磁盘参数之间的关系。特别是，我们发现，我们的星系的凸起表面亮度分布范围从指数到德Vaucouleurs，Sersic形状参数n的平均值为2.5。与以前的研究一致，我们发现凸起强度分布的形状取决于亮度，更明亮的凸起具有更多的中心峰值光剖面。通过比较凸起中等照度线的椭圆率与外部盘主导区域的椭圆率，我们能够推导出凸起的内禀轴比q_b。平均轴比为0.55，均方根扩展为0.12。在我们的样品中，没有一个凸起是球形的，而在某些情况下，凸起可以像q_b = 0.3 - 0.4那样平坦。隆起的平坦化似乎与光度的耦合很弱，平均来说，更明亮的隆起比它们的低光度对应物稍微平坦一些。我们的发现是，大多数凸起都显着变平，并且强度轮廓比R^{1/4}浅，这表明由盘物质通过长期过程形成的“伪凸起”不仅发生在晚期螺旋星系中，而且是早期螺旋星系的常见特征。（节略）
2007-01-25 astro-ph
Do Globular Clusters Harbor Black Holes?
已经确定的是，中心黑洞质量与椭圆星系的速度色散（或光度）、星系的"伪膨胀“和膨胀之间存在紧密的相关性，尽管这种相关性的性质仍然不清楚。在这封信中，我们探讨了将这种相关性外推到质量较小的球形系统（如球状星团）的可能性。特别是，在球状星团M15的明显成功的动机下，我们提出了一个估计的中心黑洞质量的一些球状星团与可用的速度色散在文献中。
2001-06-22 astro-ph
Supermassive Black Holes in Disk Galaxies
动力学搜索在至少34个星系中发现了中心暗天体-候选超大质量黑洞（BH）。这些天体的人口统计数据导致了以下结论：（1）BH质量与宿主星系的隆起部分的光度相关，尽管有相当大的散射。BH质量分数中值为凸起质量的0.15%。四分位数为0.09%和0.7%。(2)BH质量与其有效半径内的凸起分量的平均速度分散相关，即，膨胀恒星之间的引力束缚有多强对于最佳BH质量测定，散射与测量误差一致。(3)BH质量与盘星系中高密度中心部分的光度相关，而与这是一个真正的凸起（一个小椭圆形）还是一个“伪凸起”（相信是通过盘物质的向内传输形成的）无关。(4)黑洞的质量与星系盘的光度无关。如果纯盘包含BH（对活动核的观察表明有些确实如此），那么它们的BH质量分数远小于凸起的0.15%。这些结果导致了以下结论：（A）目前的观测表明，BH质量不依赖于BH喂养是否发生在崩溃期间或缓慢通过长期的磁盘演化的细节。(B)上述结果越来越支持这样一种假设，即形成一个隆起或椭圆星系的主要事件和其BH的主要增长阶段-当它作为一个活动的核发光时-是相同的事件。
2000-07-26 astro-ph
How to form bulges/ellipticals in dark halos as fast as central black holes?
引力在北大西洋流星系晕的尖端几乎是一个普适常数。在这个外部场内部，如果超过临界中心压力，等温气体球将坍缩并引发星爆。这样形成的球状恒星系统具有Sersic轮廓，满足Faber-Jackson关系。这一过程与观测到的星爆相一致。当气体坍缩受到中心BH辐射反馈的调节或抑制时，我们还恢复了M_BH与速度色散的关系。
2007-09-27 astro-ph
A Radiation-Hydrodynamical Model for Supermassive Black Hole-to-Bulge Mass Relation and Quasar Formation
作为球状系统中形成超大质量黑洞（BH）的一种潜在机制，我们考虑了核球星的辐射拖曳效应，它从星际气体中提取角动量，从而允许气体吸积到星系中心。结合简单恒星演化的辐射流体动力学方程，指出黑洞与核球质量比$f_{BH}$基本上由一个基本常数决定，即氢到氦核聚变的能量转换效率$ε=0.007$ .更具体地说，预测$f_{BH}$为$0.3ε-0.5ε$。基于目前的BH增长模型，类星体形成的方案是解决有关超亮红外星系。
2001-08-30 astro-ph
On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular. Input from $N$-body simulations
在盘星系中被指定为凸起的物体并不形成一个均匀的类。我区分了三种类型。经典的凸起，其性质类似于椭圆星系，通过坍缩或合并形成。长方形和花生状的凸起，这是在靠近边缘的星系中看到的，实际上只是边缘上看到的棒的一部分。最后是圆盘状的凸起，这是（主要）气体流入最中心部分以及随后的恒星形成的结果。我做了一个详细的比较，四四方方和花生凸起的属性与$N$ -身体酒吧看到边缘和回答以前提出的反对意见之间的联系。我还提出和分析模拟，其中一个四四方方/花生功能是目前在同一时间作为一个经典的球状凸起，并将它们与观察比较。最后，我提出了一个术语，可以帮助区分这三种类型的凸起，避免相当大的混乱。
2005-02-16 astro-ph
Spheroidal Galaxies/QSOs Connection
有大量证据表明球状星系（和星系球）与其中心的大质量黑洞之间存在紧密的相互关系，因此必须有一个一致的模型来共同处理这两个组成部分的演化。我们描述了一个可行的模型，它成功地解释了球状星系的局部光度函数，它们的光度和化学性质，在不同波段的深星系计数，包括那些在（分）毫米区域，这被证明是关键的，目前的半解析模型源于标准的层次聚类图片，聚类特性的SCUBA星系，ERO，和LBG，以及大质量黑洞的局部质量函数和类星体的演化。预测，可以测试由SIRTF进行的调查。
2001-12-31 astro-ph
The Self-Regulated Growth of Supermassive Black Holes
本文模拟了星系中超大质量黑洞通过主合并、次合并和盘不稳定三种不同的加燃料机制的自我调节生长。在所有三种情况下的SMBH遵循相同的黑洞基本平面（BHFP）和相关的主要合并模拟中看到的凸起结合能，并在本地观察。此外，如果总的气体供应量明显大于SMBH的质量，则其极限质量不受可用气体量或黑洞生长效率的影响。这支持了SMBH吸积直到它们达到临界质量的断言，在临界质量处反馈足以局部地解除气体束缚，终止流入并阻止进一步增长。与此同时，虽然次要和主要合并遵循相同的预测相关性（例如，$M_{BH}-σ$和Magorrian关系），而由于宿主凸起之间的结构差异，通过盘不稳定性生长的SMBH则不会。这一发现是支持最近的观察SMBHs在pseudobulges和bulges在禁止系统，相比，那些托管的经典bulges。两者合计，这为BHFP和结合能相关性提供了支持，因为它们比其他提出的相关性更“根本”，因为它们反映了驱动SMBH和球状体共同进化的物理机制。
2008-07-02 astro-ph
QSOs and Spheroidal Galaxies
鉴于大量证据表明球状星系（和星系球）与其中心的大质量黑洞之间存在紧密的相互关系，一个一致的模型必须共同处理这两个组成部分的演化。我们描述了一个这样的模型，它成功地解释了球状星系的局部光度函数，它们的光度和化学性质，在不同波段的深星系计数，包括那些在（分）-mm区域，这被证明是关键的，目前的半解析模型源于标准的层次聚类图片，为SCUBA星系的聚类特性，ERO，和LBG，以及大质量黑洞的局部质量函数和类星体的演化。预测，可以测试由SIRTF进行的调查。
2001-12-17 astro-ph
The Elliptical-Spheroidal and Elliptical-Elliptical Galaxy Dichotomies
本文总结了Kormendy等人（2009，ApJS，出版中，arXiv：0810.1681）。我们确认，球状星系的基本平面相关性，几乎是垂直的隆起和椭圆。球状体不是矮椭圆体。它们在结构上类似于晚型星系。我们认为，它们是由各种气体去除过程转化的已故（“红色和死亡”）晚型星系。减去球状体，椭圆星系有两种类型：巨大的，不旋转的，有尖形核心的方形星系和较小的，旋转的，没有核心的盘状星系。我们发现一个新的功能，这个“E-E二分法”：无芯椭圆有额外的光在中心相对于一个向内外推的外部Sersic配置文件。我们认为，额外的光是在恒星爆发，沼泽核心冲刷湿合并。一般来说，只有巨大的核心椭圆星系包含X射线气体晕。我们认为它们是在活动星系核加热的X射线气体保持干燥的合并中形成的。
2008-12-03 astro-ph
Bulge Globular Clusters in Spiral Galaxies
现在有强有力的证据表明，我们银河系中心附近的富含金属的球状星团（GC）与银河系凸起有关，而不是以前认为的圆盘。在这里，我们扩展了核球GC的概念，附近的旋涡星系的GC系统。特别是，GC系统的运动学和金属丰度属性有利于凸起，而不是磁盘的起源。在邻近的旋涡星系中，用球隆光度归一化的富金属GC的数目大致为常数（即球隆S_N ~ 1），这一数值与只考虑红（富金属）GC时的椭圆星系相似。我们认为，在螺旋星系和椭圆星系中的GC金属丰度分布是非常相似的，它们服从相同的平均GC金属丰度与宿主星系质量的相关性。我们进一步认为，富含金属的GC的螺旋是直接类似的红色GC中看到的椭圆。球核/球状体恒星系统的形成伴随着富金属GC的形成。螺旋星系和椭圆星系中GC系统之间的相似性似乎大于差异。
2001-06-26 astro-ph
Box- and peanut-shaped bulges: II. NIR observations
我们用近红外光谱观测了60个边缘星系，以研究具有盒状/花生状凸起的星系中的恒星分布。在这些波长下的尘埃消光量要小得多，这使我们能够在几乎所有具有盒状/花生状凸起的目标星系中识别出平行于主轴切割的额外薄的中心组件。这个结构可以用一根杠来识别。该结构的长度由凸出的长度缩放，与凸出的形态学分类的形状相关。因此，这种新建立的相关性主要被解释为杆在不同方位角的投影。具有花生状凸起的Galerkin具有几乎在边缘上看到的杆，并且杆的长度与厚度之比为14 +/- 4，这是第一次可以直接测量。此外，凸起的箱形度与棒材强度的相关性表明，棒材特性可以部分解释凸起形状的差异。此外，我们还发现了一种新的盒/花生结构与中心球之间的尺寸关系，并与Pfenniger & Friedli（1991）的棒星系N体模拟结果进行了比较。我们的结论是，酒吧盘星系的内部区域是建立由三个不同的组件：球状凸起，薄酒吧，和一个b/p结构最有可能代表的酒吧厚的一部分。
2000-08-30 astro-ph
Bending instability in galaxies: the stellar disk thickness and the mass of spheroidal component
我们提出的数值N体模拟的银河系恒星盘嵌入到一个球形的黑暗晕的结果。研究了圆盘弯曲不稳定性发展的非线性动力学。轴对称和非轴对称的弯曲模态被认为是增加圆盘厚度的主要因素。并推导了星盘垂直尺度高度与晕+凸起与星盘质量比之间的关系。研究了基于这一关系的边旋星系球盘质量比的估算方法，并将其应用于约束7个边旋星系的球子系统质量和暗晕质量（M_h/M_d）。对于我们的星系，M_h/M_d的值为1阶。
2004-05-07 astro-ph
Supermassive Black Holes in Nuclei of Galaxies
本文综述了星系中超大质量黑洞（BH）的研究动机和寻找方法。高能核活动为BH发动机提供了间接但令人信服的证据。Kormendy & Richstone（1995，ARA&A，33，581）综述了对中心暗天体的地面动力学搜索。在这里，我们提供了HST结果的更新。截至2001年3月，至少有37个星系的动态BH检测。这些天体的人口统计数据得出以下结论：（1）BH质量与宿主星系的隆起部分的光度相关。BH质量分数的中位数为凸起质量的0.13%。(2)BH质量与其有效半径内的凸起的平均速度分散相关。对于最佳质量测定，散射与测量误差一致。(3)BH质量与盘星系中高密度中心部分的光度相关，而与这是否是一个真正的凸起（一个迷你椭圆形，被认为是通过合并引起的耗散坍缩和星暴形成的）或“伪凸起”（被认为是通过盘物质的向内运输形成的）无关。(4)黑洞的质量与星系盘的光度无关。如果纯圆盘包含BH，那么它们的质量远小于圆盘质量的0.13%。我们的结论是，目前的观察表明，BH质量的细节，无论是BH喂养迅速发生在崩溃或缓慢通过长期的磁盘演变没有依赖。上述结果越来越支持这样一个假设，即形成一个凸起或椭圆星系的主要事件和其BH的主要增长阶段-当它像类星体一样发光时-是相同的事件。
2001-05-14 astro-ph
Near-infrared bulge-disc correlations of lenticular galaxies
研究了透镜星系近红外K波段结构参数的光度和环境依赖性。利用二维星系图像分解技术，我们在K波段观测到的36个透镜状星系的样本，提取了星系核球和星系盘的结构参数。通过结合我们的数据，从文献中的字段和集群望远镜的数据，我们研究的参数之间的相关性，作为光度和环境的函数的膨胀和磁盘。我们发现，标度关系，如柯门迪关系，光度平面和其他相关性，涉及鼓和磁盘参数显示光度依赖性。这种依赖性可以用星系形成模型来解释，在该模型中，暗淡的星云（M_T > -24.5）是通过长期形成过程形成的，很可能形成了晚型盘星系的伪隆起，而较亮的星云（M_T < -24.5）则是通过不同的形成机制形成的，很可能涉及到大的合并。在探测透镜状特性随环境变化的过程中，我们发现微弱的星团望远镜与微弱的视场望远镜有系统的差异。这些差异支持了这样一种观点，即星系落入星系团后，凸起和盘的成分逐渐消失，同时经历了从螺旋形到透镜状形态的转变。
2010-06-02 astro-ph astro-ph.CO
Satellite Infall and the Growth of Bulges of Spiral Galaxies
对于旋涡星系的凸起，浓度，或Sersic指数，随着凸起光度和凸起与盘比B/D的增加而增加（Andredakis，Peletier，& Balcells 1995，MNRAS，275，874）。这种趋势是否是通过卫星吸积来追踪凸起的生长？那么，卫星坠落是否符合这一趋势呢？Aguerri，Balcells，& Peletier（2001，A&A，367，428）研究了这个问题，用N体模拟稠密的球状卫星吸积。在这里，我们通过运行具有现实密度的卫星吸积的N体模拟来扩展这项工作。土星被模拟为具有自己的暗物质晕的盘状隆起结构。一个现实的密度标度与主星系是通过使用塔利-费舍尔关系。我们的合并模型显示，大多数卫星在到达中心之前就分裂了。然而，吸积后的表面密度分布的膨胀盘分解显示出增加的B/D和Sersic指数n的凸起。内部Sersic分量的质量和浓度的增加是由于在卫星轨道衰变期间由于瞬时棒而导致的盘材料的向内堆积。这项研究在Eliche-Moral，Balcells，Aguerri和Gonzalez-Garcia，2005（准备中）中进行了描述。
2005-01-18 astro-ph
Are the Bulge C-stars in the Sagittarius dwarf Galaxy ?
Azzopardi等人（1991）关于膨胀碳星的部分谜团已经解开，如果它们与人马座矮星系有关的话。在这种情况下，碳星并不像以前认为的那样富含金属，但它们的金属丰度与LMC相当，年龄在0.1到1 Gyr之间。相当一部分碳星的光度仍然比LMC的下限Mbol~-3.5要暗。类似的趋势也存在于其他矮椭球体中的碳星中，但它们没有达到像SMC中发现的Mbol~-1.4那样微弱的极限。目前，TP-AGB演化模型不能通过单星演化情景解释Mbol>-3.5的碳星的起源，即使它们在进入TP-AGB阶段后立即形成。通过二元演化进行的质量传递被认为是解释这些低光度碳星起源的一种可能方案。
1997-09-14 astro-ph
A close look to quasar-triggered winds: is the black hole-bulge relation self-regulated?
我们讨论的作用反馈活动星系的球状星系的形成。由吸积黑洞（BH）释放的能量可以通过直接由中央引擎产生的冲击波、辐射压力或辐射加热注入ISM。描述了一个场景，其中辐射加热扰动的恒星形成的球体的methods，导致一个关键阶段，SNe形成一个冷的膨胀壳，从AGN的辐射压力推出星系。这一机制可以调节BH-凸起与观测值的关系。然而，这种关系可能仅仅是由负责吸积到BH上的气体的角动量几乎完全损失的机制所决定的。使用一种新的模型，包括活动星系的星系形成，我们表明，没有自我调节的模型有问题，在复制正确的斜率的活动星系的光度函数，而模型与风给一个更好的拟合，但是，所有这些模型几乎indingishable至于他们预测的BH-凸起的关系而言。最后，我们表明，规模缩小的微弱活动星系核是最有可能由于动力学反馈的恒星形成的隆起。
2006-04-14 astro-ph
Galaxy Formation by Galactic Magnetic Fields
Galerkin表现出一系列不同的形态类型，即，哈勃序列，它们基本上由球状组成部分（椭圆星系和螺旋星系中的凸起）和盘组成。已知球状组分只在M=10^{10-12} M_sun的相对大质量星系中发现，而且其中所有的恒星星族都很古老，但对这些事实还没有明确的解释。在这里，我们提出了一个猜测的情况下，哈勃序列的起源，其中磁场无处不在的星系中发挥了至关重要的作用。我们首先从一个奇怪的观测事实开始，在旋涡星系中观测到的磁场强度急剧集中在几个微高斯，对于广泛的星系光度和类型。然后，我们认为，这一事实和所观察到的螺旋星系中的恒星形成活动和磁场强度之间的相关性表明，球状星系已形成由强磁场引起的星爆。然后，我们表明，这一想法自然导致的球状系统的形成，只有在大质量和高红移天体的层次集群宇宙，给出了一个简单的解释，各种观测。
1999-04-03 astro-ph
Radiation drag driven mass accretion in clumpy interstellar medium: implications for the supermassive black hole-to-bulge relation
我们定量地研究了辐射拖曳的影响所产生的辐射场在银河系的隆起，以检查的可能性，辐射拖曳可能是一个有效的机制，提取角动量在一个球状系统，如一个隆起，并允许大量的气体吸积到银河系的中心。为此，我们数值求解耦合精确辐射转移的相对论辐射流体动力学方程，并定量评估辐射阻力效率。结果表明，在光学厚区，辐射拖曳效率敏感地依赖于星际介质（ISM）的密度分布。在光学厚的{ \it均匀} ISM中，效率根据$τ_{\rm T}^{-2}$下降，其中$τ_{\rm T}$是灰尘ISM的总光学深度，而如果ISM是{ \it均匀}，则效率几乎保持在高水平恒定。因此，如果球核的形成是从一个恒星形成事件开始的，那么辐射拖曳将有效地消除角动量，吸积的气体可能形成一个超大质量黑洞。作为一个自然的结果，这种机制再现了一个假定的线性关系之间的质量的超大质量黑洞和质量的星系隆起，虽然进一步详细的恒星演化模型需要更精确的预测。
2001-11-22 astro-ph
Competition of Supermassive Black Holes and Galactic Spheroids in the Destruction of Globular Clusters
我们在星系中观测到的球状星团可能只是初始种群的一小部分。在演化过程中，当球状星团穿过一个圆盘、一个凸起和/或一个假定的核组件（黑洞）的影响场时，潮汐力会对星团的演化产生影响。我们通过包含黑洞和球状分量的势对球状星团在束缚和边缘束缚轨道上进行了一系列N体模拟。球状组分的集中程度对球状星团被破坏的程度有相当大的影响。如果$10^{10} \msun$球体的一半质量集中在800 pc以内，那么只有质量为$>10^9 \msun$的黑洞才能对凸起已经施加的潮汐产生显着的影响。然而，如果球状星团中的物质不是如此强烈地集中在星系中心，一个更温和的中心黑洞（低至$10^8 \msun$）可能会对球状星团的分布产生主导性影响，特别是如果许多星团最初处于高度径向轨道上。我们的模拟显示，从球状星团剥离出来的恒星遵循与初始星团轨道大致相同的偏心率轨道，沿着轨道像“一串珍珠”一样展开。由于只有靠近径向轨道的星团会受到严重的破坏，被剥离的恒星将位于高偏心率的轨道上。
1994-11-03 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: Galaxy Bimodality
星系双峰性是由星系的膨胀盘性质造成的，而不是两个不同的星系类别。这一点在色结构平面上很明显，它清楚地表明椭圆星系（只有膨胀）位于红色致密峰，晚型螺旋星系（盘状为主）位于蓝色弥散峰。早期类型的螺旋（凸起加盘系统）蔓延在两个高峰。然而，在凸起圆盘分解之后，早期型螺旋的凸起仅位于红色致密峰中，并且它们的圆盘位于蓝色漫射峰中（存在例外，但很少，例如，灰尘变红的边缘盘和蓝色的假凸起）。这两个峰值之间的运动并不简单，因为虽然关闭恒星形成可以将颜色从蓝色转变为红色，但将约10亿颗恒星的轨道从平面漫射结构修改为三轴紧凑结构是有问题的（基本上需要等质量合并）。我们认为，对于星系的双重结构，最合理的解释是星系形成分两个阶段进行。首先是一个初始的坍缩阶段（形成一个中心集中的核心和黑洞），然后是回溅，下落和吸积（形成一个平面旋转盘）。矮星系或许也会有相同的情形，但缺乏低光度的膨胀盘系统意味着这两个组成部分必须迅速融合，形成一个单一的扁平球状系统。
2006-10-25 astro-ph
The environment of dwarf spheroidal satellites; ram pressure, tides and external radiation fields
我们讨论的矮星系卫星的演化环境机制的作用，使用高分辨率的N体+SPH模拟，同时包括潮汐力，冲压压力和加热电离辐射场。潮汐引起的杆屈曲不稳定性可以将旋转的盘状矮星转变为压力支撑的椭球体。有效的气体去除需要在一次系统周围的扩散气体电晕中结合潮汐质量损失和冲压压力剥离。冲压压力的效率很大程度上取决于气体在演化过程中保持的延伸程度。倾向于将气体驱动到势阱底部的棒驱动流入可以被来自紫外线辐射的加热所对抗。我们表明，即使是相当大质量的矮星（$V_{peak} >$ 30公里/秒）将剥离其气体超过几个Gyr，如果他们进入银河系晕在$z > 2$感谢宇宙紫外线背景的影响。如果矮卫星在隆起形成的时期第一次接近主星，气体质量的损失可能会快得多，发生在不到1 Gyr的时间内。事实上，在那个时候，主星系应该有一个FUV光度与现在的主要恒星爆发相当，导致局部辐射场甚至比宇宙背景更强烈。
2005-05-04 astro-ph
The Nature of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Spiral Galaxies
我们提出了一个系统的观察研究酒吧和四四方方/花生形（B/PS）凸起之间的关系。我们首先审查和讨论拟议的机制，其形成，侧重于吸积和酒吧屈曲的情况。使用新的方法依赖于运动学的边缘盘，然后，我们寻找酒吧在一个大样本的边缘上的螺旋星系的B/PS凸起和一个较小的控制样本的边缘上的螺旋与更多的球状凸起。我们提出的位置-速度图的电离气体从光学长缝光谱。我们发现，几乎所有的B/PS凸起是由于一个厚酒吧看到的边缘上，而只有少数极端情况下可能是由于外部材料的吸积。这有力地支持了B/PS凸起形成的杆屈曲机制。在对照样本中，没有一个星系显示出条形的证据，这反过来表明条形通常是B/PS。我们考虑了星系盘中尘埃的影响，但得出的结论是，它不会显着影响我们的结果。在许多物体中观察到与运动学结构相关的不寻常的发射线比，我们认为这与星系盘中存在强棒是一致的。正如N体模拟所预期的那样，方形-花生过渡似乎与视角有关，但需要更多的工作来推导出凸起中的棒的精确方向。在边缘螺旋星系中对棒的可靠识别首次为观测研究其垂直结构提供了可能性。
1999-04-01 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Implications for Understanding Galaxy Evolution
我们利用VLT-UT 2上的紫外光吸收光谱仪，拍摄了附近四个矮球状星系（玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I）中心的15颗红巨星的光谱。我们测量了这些低质量恒星中许多元素的丰度变化，年龄范围为1- 15 Gyr。这意味着我们可以有效地测量这些星系随时间的化学演化。我们的研究结果表明，随着年龄的增长，金属丰度有显著的分布，但总体趋势与过去10- 15 Gyr封闭（或泄漏）盒化学演化情景的预期一致。我们注意到，这些星系中的每一个都显示出所有测量元素的大致相似的丰度模式。这表明，尽管恒星形成的历史范围很大，但化学演化随时间的进展相当一致。这些星系似乎有相似的初始条件，并以相似的方式演化，即使在不同的时间，恒星形成的速率也是一致的。通过我们精确的测量，我们发现了与恒星形成历史变化相关的丰度变化的证据。α元素表明dSph的化学演化没有受到非常高质量恒星（>15-20 Msun）的影响。我们在矮球状星系中测量的恒星丰度模式与我们银河系的圆盘、凸起和内晕中通常观察到的恒星丰度模式有很大不同。这表明，不可能从这些矮球状星系中形成的恒星中构建我们银河系的重要部分，这些矮球状星系随后合并到我们自己的星系中。任何涉及dSph的合并场景都必须发生在非常早期的宇宙中，而它们仍然富含气体，因此大部分质量转移是气体，很少有恒星。
2002-11-08 astro-ph
Structural properties of discs and bulges of early-type galaxies
我们用星系的EFAR样本研究了早型星系的光分布。我们将星系的二维光分布分解为具有Sersic径向光分布的扁平球状分量和具有指数光分布的倾斜盘分量。我们发现，最明亮的，隆起占主导地位的椭圆星系有一个相当广泛的分布在Sersic轮廓形状参数n_B，中值约为3.7和σ ~0.9。其他星系有较小的n_B值，这意味着球状体通常比n_B=4的德沃库勒定律轮廓更不集中。我们的光分解结果是可靠的，即使没有运动学信息，我们不能证明球状体和盘确实是压力和旋转支持的恒星系统。如果我们假设所探测到的球状体和盘确实是分离的成分，我们可以得出以下结论：1）球状体和盘的尺度大小是相关的：2）球球与总光度比、球球有效半径和球球nB值都是正相关的; 3）椭圆星系的二维空间密度分布（光度，尺度尺寸）平面可用Schechter光度函数和对数正态尺度尺寸分布来描述; 4）在最亮光度处，椭圆星系的尺度分布与亮旋涡星系相似;在较暗的光度下，椭圆尺度尺寸分布的峰值明显小于螺旋星系分布的尺寸;和5）早期星系的核球部分通常比旋涡星系的盘小1.5到2.5倍，而早期星系的盘部分通常是旋涡星系盘的两倍大。[删节]
2004-10-05 astro-ph
