Captures of Red Giant Stars by Black Holes in Elliptical Galaxies: Feedback to the Hot Gas
在许多{ \em Chandra} X射线图像中揭示的椭圆星系中的高度扰动的热气体，暗示了星系核中的能量来源。在某些椭圆星系中，微弱的X射线“幽灵”空洞出现，而没有相应的射电瓣。有人认为鬼腔是由$\sim 10^3-10^4$年的短暂活动造成的，但这在活动星系核的流行范式中很难理解。我们提出了一个鬼腔的情节模型，调用位于椭圆星系中心的黑洞捕获红巨星的典型速率为$10^{-5}$年$^{-1}$每个星系。潮汐扰动的红巨星在黑洞上的吸积在几年的时间尺度内为活动提供了动力。在热气体的冷却时间期间，引导到射流/流出物中的总能量为$\sim 10^{56}$ erg，这是形成观察到的空腔所需的典型功。在这种情况下，微弱的空洞是由捕获的红巨星的碎片吸积到黑洞上的反馈产生的。我们把这个模型应用到几个椭圆星系中，发现它可以解释鬼腔的形成。这个模型可以在未来通过无线电和X射线观测之间的比较进行测试。
2005-08-01 astro-ph
Are disk galaxies the progenitors of giant ellipticals?
一种流行的巨型椭圆星系形成理论认为，它们可能是由盘状星系的双星合并形成的。早期研究中出现的困难包括提供必要的恒星质量和金属丰度，保持紧密的颜色-星等关系和避免相空间限制。在本文中，我们重新审视这个问题，并提出限制的基础上的盘星系的恒星星族的二进制盘合并的情况。我们得出以下结论：低红移碰撞或气体合并的今天银河系盘状星系不形成今天的椭圆星系。如果今天银河系的祖先星系在$\approx$ 3-4 Gyrs前合并，那么像盘状星系的双星合并可能已经演化成中等质量椭圆星系（$M < M_*$）。假设大多数现今盘状星系的形成方式与这里提出的银河系模型相似，那么一般来说，更大质量的巨型椭圆星系不可能是由现今盘状星系的祖先的双星合并形成的。得出这些结论的一个主要原因是，典型盘星系的金属质量比典型早型星系的金属质量大约小4-8倍，并且这个比值随着红移的增加而增大。
2008-10-01 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
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
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
A barred spiral at the centre of the giant elliptical radio galaxy Centaurus A
我们报告了半人马座A（CenA，NGC 5128）的中红外和亚毫米波长的观测结果，半人马座A是一个巨大的椭圆星系，拥有距离地球最近的射电大声活动星系核（AGN）。从CenA内部深处释放的尘埃揭示了一个直径为5'（5kpc）的双对称结构，中心位于活动星系核。这种结构与棒旋星系非常相似，棒旋星系位于一个与视线倾斜约18度的平面上。CenA内部区域尘埃分布的真实性质明显偏离了更混乱和广泛的光学遮蔽。棒旋是一种准稳定结构，形成于巨大椭圆的中心，由富含气体的天体在过去10^9年中吸积的潮汐碎片形成。CenA中心棒旋星系中星际气体的总尺寸和质量与本星系群的小螺旋星系Messier 33相当。对这一非凡结构的观察开启了一个更普遍的问题，即像CenA这样的巨型射电星系的尘埃宿主是否是由椭圆形内的棒旋组成的“共生”星系，其中棒旋用于将气体引向AGN。
1998-10-26 astro-ph
NIR observations of dEs in the Virgo cluster: a structural continuity with giant Ellipticals
本文用近红外（NIR，H波段1.65 μ m）表面光度法测定了室女星系团中50个dEs样品的结构性质，并进行了分析。一维表面亮度（SB）轮廓提取使用椭圆等照度线拟合。它们的特征在于通过结构参数，即半光半径R_e，平均表面亮度在R_e（μ_e），和浓度指数（c_31）。我们发现，典型的dEs具有接近指数的近红外SB分布。通过比较邻近星系团中273个巨椭圆星系的近红外结构参数，研究了dEs与巨椭圆星系的关系。进一步的分析进行使用光学近红外颜色B-H和通过研究的结构和动力学参数（基本平面）的两类星系之间的关系。这两种制度之间的过渡是顺利的，没有看到任何二分法。
2005-04-21 astro-ph
Gemini/GMOS Spectra of Globular Clusters in the Virgo Giant Elliptical NGC 4649
NGC 4649（M60）是少数巨型室女座椭圆星系之一。我们获得了与该星系有关的38个GC的Gemini/GMOS谱。应用Proctor & Sansom（2002）的多指数chi^2最小化技术和Thomas、Maraston & Korn（2004）的单恒星星族模型，我们可以得到年龄、金属丰度和α元素丰度比。我们发现了几个年轻的（2- 3 Gyrs）超太阳金属丰度GC，而大多数是老的（>10 Gyrs），跨越从太阳到[Z/H]=-2的金属丰度范围。这些年轻的GC中至少有两个是在17-20 kpc的大投影半径。银河系本身没有显示出最近恒星暴增、相互作用或合并的明显迹象。α元素比值随金属丰度的增加而减小。
2006-01-24 astro-ph
Probing the Cosmic Ray Population of the Giant Elliptical Galaxy M 87 with Observed TeV Gamma-Rays
我们研究宇宙射线质子（CRp）人口内的巨大椭圆星系M 87使用TeV的伽玛射线探测的HEGRA合作。在我们的方案中，伽马射线是由衰变的π介子产生的，π介子是由强子CRp与M 87的星际介质的热气体相互作用产生的。通过将伽马射线发射与EGRET的上限进行比较，我们将CRp种群的光谱指数限制为α（GeV，TeV）< 2.275。预期的径向伽马射线剖面和所需的CRp量都支持这种强子情况。伴随的强子起源的宇宙线电子的射电小晕被M 87的相对论性喷流的同步辐射超过一个数量级。根据我们的预测，未来的GLAST任务应该允许我们测试这种强子场景。
2003-07-17 astro-ph
Kinematics and stellar populations of 17 dwarf early-type galaxies
本文给出了17个光度范围为-14> M_B>-19的矮早型星系的运动学和恒星星族性质。我们的样本填补了深入研究的巨型椭圆和本地集团矮球状星系之间的差距。本样品的矮椭圆星系在其有效半径内具有恒定的速度色散分布，并且没有显示出明显的旋转，因此具有明显的各向异性。相反，矮望远镜旋转得更快，至少部分地由旋转支撑。从光学舔吸收指数，我们得到金属丰度和元素丰度。结合本星系群矮椭球星系和巨椭圆星系的文献资料，我们发现它们的金属丰度与光度在很宽的范围内有着惊人的线性关系：-8> M_B>-22。我们的矮椭圆星系的α/Fe比明显低于巨椭圆星系，这与本星系群矮椭球体中单个恒星的光谱学相一致。我们的研究结果表明，存在一个明确的运动学和恒星星族的矮和巨椭圆星系之间的二分法。这一结果对于星系形成的理论很重要，因为它意味着现在的矮椭圆星系并不是巨大椭圆星系的基石。
2002-10-21 astro-ph
The Detection of Bright Asymptotic Giant Branch Stars in the Nearby Elliptical Galaxy Maffei 1
我们用加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统研究了距离被严重遮蔽的椭圆星系Maffei 1中心6弧分的区域。我们的近衍射极限的H和K'图像显示相对于背景场的对象的过剩人口，我们得出结论，在马菲1的渐近巨分支尖端（AGB尖端）发生在K = 20 +/- 0.25。假设马菲1中AGB尖端的恒星与M31的凸起部分的恒星具有相同的内禀光度，那么如果A_V = 5.1，马菲1的实际距离模为28.2 +/- 0.3，相当于4.4（+0.6，-0.5）Mpc的距离。这与从红外线表面亮度波动估计的距离非常一致，并证实马菲1太远而不会显著影响本星系群的动力学。
2001-04-26 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
Uniting Old Stellar Systems: From Globular Clusters to Giant Ellipticals
在这里，我们研究维里和恒星质量之间的关系，为一系列的老恒星系统，从GC的巨型椭圆，并包括这样的中间质量物体（IMO）。在这一领域对以前工作的改进包括：（一）使用2 MASS巡天的近红外星等，（二）对速度色散的孔径修正，（三）均匀半光半径和（四）考虑星系中非同调的影响。我们发现了一个维里-恒星质量关系，范围从~10个$^4$ M_o系统（GC）到~10个$^11$ M_o系统（椭圆星系）。由于缺乏对-16 > M_K > -18（~10 $^8$ M_o）的矮椭圆星系的速度色散的测量，目前抑制了我们确定这些星系如何或是否根据它们的维里-恒星质量比与GC连续连接的能力。我们发现椭圆星系在维里半径范围内，暗物质和恒星物质的比例大致相等;只有在质量最大（大于10 $^11$ M_o）的椭圆星系中，暗物质才占维里质量的主导地位。虽然IMO揭示了比低质量GC略高的维里-恒星质量比，但这可能只是反映了我们对它们的IMF（以及它们的恒星质光比）或结构特性的有限理解。我们认为，大多数这些中等质量的对象是一个自然的GC序列的延伸到更高的质量，即IMO本质上是大质量的星团。[摘要]。
2008-07-29 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
The Globular Cluster Systems in the Coma Ellipticals. IV: WFPC2 Photometry for Five Giant Ellipticals
我们分析了后发座星系团中五个巨型椭圆星系（NGC 4874、4881、4889、4926和IC 4051）中球状星团（GC）系统的V和I测光数据。我们发现GC光度函数彼此非常相似，在V = 27.71 +-0.07（M_V = -7.3）处由9，000多个GC的复合样本导出的转换。简单的高斯曲线和演化的谢克特函数都同样适合GCLF的亮半部分，尽管Coma GCLF比任何处女座巨星都更宽并且具有更高的“截止质量”（M_c ~ 3 x 10^6 M_Sun）。这5个后发座的GC比频率变化范围很大，从NGC 4881的SN = 0.7到IC 4051和NGC 4874的SN = 12。没有一个单一的形成场景似乎能够解释这些差异，否则类似的星系。超巨星NGC 4874拥有已知最丰富的球状星团系统，可能拥有超过30，000个星团;它的真实范围尚未确定，可能会延伸到后发座势阱。对于三个最大的GC系统（NGC 4874，4889，IC 4051），所有三个种群都由红色，富金属的星系团主导。它们的金属丰度分布也可能都具有正常的双峰形式，两个序列的预期平均颜色<V-I>（蓝色）= 0.98和<V-I>（红色）= 1.15。然而，富金属星系团的颜色分布和相对数量显示了Peng等人2008年（ApJ 681，197）为处女座星系建立的趋势的有趣反例。在以后发座超巨星为代表的密度最高、质量最大的区域，富含…
2008-11-10 astro-ph
Are There ADAFs in Nearby Giant Elliptical Galaxies?
最近有人提出，在几个邻近的巨型椭圆星系的ASCA光谱中显示的硬X射线幂律尾是由低辐射效率吸积流（ADAF）到星系中心的大质量黑洞上造成的。来自ASCA X射线光谱分析的这些中央ADAF的估计通量表明，它们可能是可见的X射线点源。我们分析档案ROSAT HRI图像的三个这样的星系，NGC 1399，4636和4696，以确定是否点x射线源符合ASCA派生通量存在于星系的中心。我们发现，由ROSAT HRI数据确定的这些星系中的每一个的中心点x射线源的通量的上限是唯一的边缘与ASCA光谱推断的预测通量一致。我们认为，虽然一个中心点源，如一个ADAF与一个巨大的黑洞，不能完全排除，他们只能占一小部分的通量所观察到的硬x射线幂律分量。
2000-12-14 astro-ph
On the Trend of [Mg/Fe] among Giant Elliptical Galaxies
我们重新讨论了椭圆星系核中Mg 2的平坦斜率与关系的问题<Fe>（Faber et al. 1992; Worthey et al. 1992; Escherlo et al. 1993; Davies et al. 1993），表明Mg/Fe比应该随着星系的光度和质量而增加。我们把丰富的铁，经典的风模型和替代模型的椭圆星系的化学演化的预测，到金属丰度指数Mg 2，并<Fe>通过最近的指数校准和显示，目前没有一个模型的椭圆星系的化学演化是能够准确地再现所观察到的斜率<Fe>与Mg 2的关系，虽然现有的传播的数据，使这种比较相当困难。换句话说，我们无法清楚地区分预测银河系质量的减少（经典风模型）或增加这样的比例的模型。其原因在于，现有的观测结果显示出很大的差异，主要是由于指数推导中的误差<Fe>。在我们看来，这一事实使我们无法对这些星系中Mg和Fe的行为得出任何确定的结论。
1998-03-11 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
The Formation of Giant Elliptical Galaxies and Their Globular Cluster Systems
许多巨型椭圆星系的双模态球状星团（GC）金属丰度分布常被引用作为这类星系是通过富含气体的螺旋星系合并而形成的证据。在这些模型中，富含金属的GC被认为是在合并过程中形成的.我们探索一种替代的可能性：这些富含金属的集群代表星系的固有GC人口和所观察到的GC金属丰度分布的金属贫组成部分来自其他星系的GC捕获，无论是通过合并或通过潮汐剥离。从合理的假设的初始星系光度函数和GC金属丰度的依赖于母星系光度，我们表明，一个预先存在的种子星系通过合并和潮汐剥离的增长是伴随着捕获的金属贫GC的属性是类似于那些被观察到围绕巨大的椭圆。我们描述了一种方法，使用所观察到的金属贫和金属丰富的GC的数量来推断合并历史的个别椭圆星系，并使用这种技术来获得限制的星系数量和总光度吸积到目前为止的M49。我们认为，虽然GC特定的频率是保守的星系合并，同样可能不是真的潮汐剥离的主机星系团的平均场。模型GC金属丰度分布和特定频率的比较，观察到的充分研究的星系M49和M87表明，这是可能的，以解释其双峰GC金属丰度分布和不协调的特定频率，而不诉诸于合并中形成新的GC或通过调用多个爆发的GC形成。
1998-04-29 astro-ph
Star-forming accretion flows and the low luminosity nuclei of giant elliptical galaxies
与薄盘以邦迪速率吸积到黑洞的模型相比，附近椭圆星系中心的光度非常低，通常是每年太阳质量的百分之几到十分之几。这激发了低效率辐射吸积模型，调用弱电子-离子热耦合，和/或由于对流或外流抑制吸积率。在这里，我们指出，即使这样的过程正在运作，一个显着的吸积气体的一部分被阻止到达中央黑洞，因为它凝聚成恒星在一个引力不稳定的磁盘。恒星的形成发生在邦迪半径内（在巨型椭圆星系中通常约为100 pc），但就史瓦西半径而言，仍然相对远离黑洞。恒星的形成耗尽并加热了气体盘，最终导致一个稍微稳定但大大减少的吸积流流向黑洞。我们预测存在冷（~ 100 K），尘埃气体盘，包含集群的H-α发射和偶尔的II型超新星，这两个都是由于存在大质量恒星。恒星的形成解释了M87系统的几个特征：在100 pc的尺度上观察到一个薄的圆盘，由H-α辐射追踪，其特征让人想起螺旋臂和尘埃带;从H-α辐射强度推断的恒星形成率与系统的邦迪吸积率一致。因此，恒星的形成可能有助于抑制大质量椭圆星系中央引擎的吸积。我们还讨论了银河系中心和类星体的燃料的一些影响。
2005-07-25 astro-ph
Spectroscopic Constraints on the Stellar Population of Elliptical Galaxies in the Coma Cluster
获得了后发座星系团中31个椭圆星系的近红外光谱。星系被选择为椭圆星系（没有望远镜），具有大的空间分布，覆盖了星系团的核心和外围（即。对应于具有大密度对比度的区域）。光谱CO（2.3微米）的吸收指数，测量贡献的中间年龄红巨星和超巨星的近红外光的椭圆，然后估计。发现椭圆星系CO光谱特征的强度从后发座星系团的核心（r < 0.2度）到外围（r > 0.2度）逐渐增强。使用Mg 2的强度，它表明，所观察到的效果是不是由于金属丰度，主要是由一个年轻的人口（巨星和超巨星）的存在下，在椭圆星系的郊区（低密度区域）的集群。利用CO的光谱特征，研究了椭圆星系近红外基面散射的起源。修正了红巨星和超巨星的贡献后，均方根散射从0.077dex减少到0.073dex。虽然可以测量，但这些中等年龄的恒星对椭圆星系近红外基本面散射的贡献是微不足道的。发现椭圆星系的CO色和V-K色之间存在一个斜率为0.036 +/- 0.016的关系。这是研究使用恒星合成模型。
2000-02-26 astro-ph
Structural properties of dwarf elliptical galaxies and the connection with (ordinary) elliptical galaxies
本文回顾了矮椭圆星系和（普通）椭圆星系是不同的和独立的物种这一信念的流行原因。它们包括：光轮廓形状（或类似的图像浓度）;幅度-中心表面亮度图;幅度-有效表面亮度图（或类似的幅度-有效半径图）;以及基本平面。结果表明，光度与a）光剖面形状和b）中心表面亮度（直到核心形成的最早时刻M_B ~ -20.5等）之间的连续趋势是如何导致矮椭圆星系和（普通）椭圆星系的统一的。无论是上述四个原因，还是光度函数（至少在室女星系团），都不能提供证据证明矮椭圆星系和（普通）椭圆星系在M_B = -18等处是分开的。相反，它们似乎是彼此的连续延伸。
2005-05-20 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
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
Dynamical family properties and dark halo scaling relations of giant elliptical galaxies
通过对21个明亮的圆椭圆星系的线轮廓形状进行统一的动力学分析，研究了椭圆星系的动力学族关系：（1）当R>~ 0.2Re时，椭圆星系的圆速度曲线（CVC）在~10%范围内是平坦的; (ii)大多数椭圆星系都是中等径向各向异性的，它们的动力学结构惊人地一致。(iii)椭圆星系遵循塔利-费雪（TF）关系，L_B^* 星系的v_c^max=300 km/s。在给定v_c^max的情况下，它们在B中要暗1等，即使在M/L_B最大的情况下，重子质量也比螺旋粒子略低。(iv)证实了M/L_B的光度依赖性。基本平面的倾斜不是由动力学非同调引起的，也不仅仅是由随L增加的暗物质分数引起的。然而，它与基于已发表的金属丰度和年龄的恒星星族模型是一致的。因此，主要的驱动因素可能是金属丰度，而次要的人口效应则需要解释K波段的倾斜。(v)这些结果表明椭圆星系可能具有接近最大的M/L_B（最小晕）。(vi)尽管CVC是均匀平坦的，但累积M/L_B（r）是分散的。一些星系在2R_e内没有暗物质的迹象，而另一些星系在2R_e处的局部M/L_B为20-30。(vii)在具有最大恒星质量的模型中，暗物质在R_e内贡献了约10-40%的质量。（viii）相应的晕核密度和相空间密度至少比具有相同v_c^max的旋涡星系大25倍，晕核半径小4倍。M/L的增加以比螺旋形大10倍的加速度开始。这可能意味着椭圆星系晕在高红移时坍缩，…
2000-12-18 astro-ph
On the Relation Between Radio and Non-Radio Elliptical Galaxies
经验证据表明，拥有射电源的椭圆星系可能与正常的非无线电椭圆星系没有什么不同。为了检验这种可能性，我们用蒙特卡罗模拟再现了射电星系在射电光度平面上的分布。模拟的输入参数是椭圆星系的光学光度函数（LF）和射电星系的射电LF，由一个函数联系起来，给出椭圆星系成为射电星系的概率。模拟很好地再现了观测结果，支持无线电和非无线电椭圆星系的统一，前提是椭圆星系拥有射电源的概率与其光学光度的平方成正比。FRI和FRII射电星系平均光学光度相差0.5等的现象也可以在这个框架下得到解释。
2000-07-19 astro-ph
Dynamical Constraints on the Formation of Elliptical Galaxies
简要回顾了近年来椭圆星系球、轴对称和三轴动力学模型的建立及其在暗晕和中心黑洞证据方面的作用。低质量和巨大椭圆星系的不同轨道结构和形状为星系形成的情景提供了重要的限制。
1995-10-12 astro-ph
Rapid Cooling of Dusty Gas in Elliptical Galaxies
我们提出了一个恒星起源的中央尘埃云在大多数巨大的椭圆星系。在E或cD星系中，从演化中的红巨星喷出的尘埃气体即使在进入炽热的X射线发射气体后也会迅速冷却。与尘埃粒子的热碰撞冷却可以比银河系势中的动力学时间或粒子溅射时间更快。有些颗粒在冷却的气体中存活下来。在恒星金属丰度较高的中心区域，尘埃恒星外流冷却得更有效。与富含气体和尘埃的矮星系的合并偶尔会发生，但不需要解释观测到的尘埃云。
2003-05-22 astro-ph
Giant Ly-alpha nebulae in the high redshift (z>2) Universe
高红移射电星系（z>2）被认为是今天巨型椭圆星系的祖先。它们经常与巨大的Ly-alpha星云（有时大于100 kpc）联系在一起，这些星云在20多年来一直是关于宿主星系演化状态及其化学富集和恒星形成历史的宝贵信息来源。本文总结了近10年来有关巨型星云的最重要的研究结果，以及这些结果对我们理解大质量椭圆星系早期演化的意义。
2006-11-24 astro-ph
Young Star Clusters in the Dwarf Irregular Galaxy, UGC 7636, Interacting with the Giant Elliptical Galaxy NGC 4472
本文介绍了在矮星系UGC 7636中发现的18个亮蓝色天体的综合华盛顿CT 1测光。UGC 7636位于巨大椭圆星系NGC 4472的东南5 '.5，NGC 4472是室女星系团中最亮的星系。有证据表明UGC 7636与NGC 4472之间存在着强烈的相互作用。这些天体非常蓝，颜色为-0.4 <（C-T1）< 0.6，它们的星等范围为20.6 < T1 < 22.9等，对应的绝对星等为-10.6 < M（T1）< -8.3等，距离模数为（m-M）o = 31.2。这些物体在空间上被分为三个区域：UGC 7636的中心区域，潮汐尾区域和HI云区域。在反尾翼区域没有发现这类物体。这些天体可能是在UGC 7636和NGC 4472相互作用过程中形成的< 0.1Gyr的年轻星团。UGC 7636（r < 83”）的表面测光表明，与其它区域相比，沿潮汐尾区有明显过量的蓝光。这些星团比潮汐尾区的恒星光更蓝，表明这些星团可能比潮汐尾区的大多数恒星形成得晚，而潮汐尾区的大多数恒星形成得晚于星系主体的大多数恒星。
1997-08-24 astro-ph
Globular Cluster Luminosity Functions and the Hubble Constant from WFPC2 Imaging: The Giant Elliptical NGC 4365
一个星系的球状星团光度函数（GCLF）中的周转率或峰值星等可以为一个独立的距离估算器提供一个标准烛光。在这里，我们研究的GCLF的巨型椭圆NGC 4365使用测光的~ 350球状星团从HST的WFPC 2。WFPC 2数据与同等地基成像相比有几个优点。NGC 4365在室女星系团中的成员身份一直是最近争论的主题。我们已经将高斯分布和t_5分布拟合到GCLF，发现它可以很好地由周转量m_V^0 = 24.2 +/- 0.3和色散σ = 1.28 +/- 0.15来表示。在对“普遍的”球状星团周转星等作了小的金属丰度修正后，我们得到了一个距离模数（m-M）= 31.6 +/- 0.3，这与表面亮度涨落测量值相当吻合。这个结果使NGC 4365位于室女星系团核心之外约6 Mpc。当V_{CMB} = 1592 +/- 24 km/s时，哈勃常数为H_o = 72（-12，+10）km/s/Mpc。我们还描述了我们的方法来估计的GC系统的中央5 h^{-1} kpc内的局部特定频率，它具有更少的不确定性的修正比总的估计。结果是6.4 $\pm$ 1.5，表明NGC 4365的GC丰度与其他早期类型星系相似。
1996-11-18 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
Line-of-sight velocity distributions of elliptical galaxies from collisionless mergers
我们分析了通过无碰撞星系合并建立的模型椭圆星系的视线速度分布的偏斜度。我们建立的模型，使用大型N体模拟的合并之间的两个螺旋或两个椭圆星系。我们的目的是调查是否观察到的范围内的偏度系数（h3）和旋转支持（V/sigma），以及h3和V之间的关系，可以通过无碰撞合并复制。以前的尝试使用N体模拟未能达到V/sigma ~ 1-2和相应的高h3值，这表明可能需要气体动力学和随后的恒星形成，以解释椭圆星系通过合并的偏斜特性。在这里，我们表明，高V/sigma和高H3复制在无碰撞的螺旋-螺旋合并时，一个中心的凸起允许光盘在合并过程中保留一些原来的角动量。我们还表明，椭圆椭圆合并，除非合并从一个高角动量轨道，再现强偏度观察到的非旋转，巨大的，boxy椭圆。因此，h3系数的行为将快速旋转的圆盘状椭圆星系与圆盘-圆盘合并联系在一起，将方形、缓慢旋转的巨型椭圆星系与椭圆-椭圆合并联系在一起，这一框架通常与分层星系形成的预期一致。
2006-09-13 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
Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?
Mayall II = G1是仙女座星系M31中最明亮的球状星团之一。我们对HST/WFPC 2的观测提供了（I vs. V-I）和（V vs. V-I）色星等图的数据。从模型拟合，我们确定了一个相当高的平均金属丰度[Fe/H] = --0.95 +- 0.09，有点类似于47 Tuccino。我们发现一个更大的传播V-I比可以解释的测量误差，我们把这归因于一个内在的金属丰度之间的恒星G1分散。到目前为止，只有半人马座欧米茄，巨大的银河系球状星团，已经知道表现出这样的内在金属丰度分散。这个球状星团的总质量有三个估计值：King质量= 15 x 10^6，M/Lv ~ 7.5;维里质量= 7.3 x 10^6，M/Lv ~ 3.6; King-Michie质量在14到17 x 10^6之间。虽然不确定，但所有这些质量估计都使G1的质量是半人马座ω的两倍多。如此大的质量与金属丰度分布有关，其来源仍然未知（要么是自富集，要么是不均匀的原星团云，要么是矮星系的剩余核心）。当考虑G1在Kormendy（1985）定义的不同图中的位置时，G1总是出现在由球状星团定义的序列上，并且肯定远离由椭圆星系、凸起星系和矮球状星系定义的序列。半人马座ω星和矮椭圆星系NGC 205的核心也是如此。这并不能证明所有（大质量）球状星团都是有核矮星系的残余核心。
2001-05-01 astro-ph
Luminous red stars in Local Group dwarf elliptical galaxies: an intermediate-age population?
在本文中，我们表明，在附近的矮椭圆（dE）星系的色星等（CM）图中，第一红巨星分支（TRGB）顶端上方的光学亮星，通常被解释为中间年龄人口存在的指示，在某些情况下，可能是一个纯粹的老人口系统上的观测效应的人工制品。为此，CM模型图已被计算模拟的观测效果，可以发现在不同地区的本星系群dE星系。最初的合成CM图代表了一个纯粹的旧系统，恒星形成仅从15 Gyr延伸到12 Gyr。基于这些模型图，我们分析了一个假设的地面观测者可能得出的结论，即红巨星分支（TRGB）顶端上方存在一个恒星群，可以解释为一个中等年龄的人口，通过使用文献中广泛使用的两个年龄指标：i）渐近巨星分支（AGB）相位尖端的辐射热星等，以及ii）CM图中AGB与红巨星分支（RGB）恒星的比率。我们的分析表明，如果忽略观测效应，这两种方法的应用将导致在星系内部区域发现一个虚构的中年人口，那里的拥挤程度更严重。
1997-04-02 astro-ph
The Look-back Time Evolution of Far-Ultraviolet Flux from the Brightest Cluster Elliptical Galaxies at z < 0.2
本文给出了Abell星系团中椭圆星系在中等红移（z < 0.2）下的GALEX紫外测光，用于研究紫外上转现象的回望时间演化。本文将12个遥远星系团中最亮的椭圆星系（M_r < -22）与邻近的天炉座和室女星系团中光学光度相当的巨椭圆星系作了比较。这里呈现的样本星系似乎是静止的，没有大质量恒星形成或强烈的核活动的迹象，并在其紫外图像中显示出平滑，扩展的轮廓，表明远紫外（FUV）光主要是由底层的老恒星星族中的热恒星产生的。与邻近星系团中的对应星系相比，中等红移的星系团巨椭圆星系的FUV通量在~ 2 Gyrs的回望时间内迅速衰减，观测到的FUV - V颜色演化速度与星族合成模型的预测相当吻合，其中主要的FUV源是热水平分支星及其后代。在z ~ 0.1的最明亮的椭圆星系团中，FUV-V的颜色扩散量（~ 1等）与在附近光学光度相当的巨型椭圆星系中观察到的相似。
2007-03-19 astro-ph
Feeding the central engine in giant radio galaxies
巨型射电星系被认为是由星际物质吸积到超大质量黑洞上而产生的巨大椭圆星系。与富含气体的星系的相互作用可以提供星际物质来喂养活动星系核（AGN）。为了给延伸到数百千秒差距的射电瓣提供能量，气体必须在大于10^8年的时间里以约1 Mo/年的速率从千秒差距尺度向下输送到活动星系核。因此，在双叶射电星系的巨型椭圆宿主的内部深处，应该存在着巨大的气体和尘埃的准稳定结构。最近ISO的中红外观测首次揭示了半人马座A中心的一个小星系大小的双对称螺旋结构（Mirabel et al. 1999，A&A 341，667）。这个螺旋是由富含气体的天体的潮汐碎片形成的，它的尘埃形态与棒旋星系中发现的非常相似。对离地球最近的活动星系核的观测表明，像CenA这样的巨型射电星系的尘埃宿主是由椭圆形内的棒旋组成的“共生”星系，其中棒旋用于将气体引向活动星系核。
1999-03-12 astro-ph
The distance to the giant elliptical galaxy NGC 5128
NGC 5128是半人马座星系群的中心星系，也是离我们最近的巨型椭圆星系，它的距离是用两个独立的距离指标确定的：Mira周期光度（PL）关系和红巨星分支顶端的光度（RGB）。这些数据是用ESO VLT上的ISAAC近红外阵列在NGC 5128晕中的两个不同位置拍摄的。从超过20个小时的观测与ISAAC一个非常深的KS波段光度函数的构建。RGB的尖端在Ks=21.24 \pm 0.05 mag.使用K波段RGB尖端幅度的经验校准，并假设平均金属丰度为[M/H]=-0.4 dex和红化E（B-V）=0.11，导出NGC 5128的距离模数为（m-M）_0=27.87 \pm 0.16。NGC 5128的H波段RGB尖端星等与银河系隆起的比较表明，NGC 5128的距离模为（m-M）_0=27.9 \pm 0.2，与K波段RGB尖端的测量结果一致。RGB顶端以上的恒星总数为2176颗，位于外晕区，6072颗位于内晕区。这些源的绝大多数属于NGC 5128中的渐近巨星分支（AGB）人口与许多长周期变量。米拉变量被用来确定NGC 5128的距离，从周期-光度关系校准使用依巴谷天体和LMC米拉周期-光度关系在K波段。这是第一个在本星系群之外的米拉周期光度关系。采用18.50 \pm 0.04的LMC距离模量，推导出27.96 \pm 0.11的距离模量。这两种方法的平均值得出与NGC 5128…
2003-10-22 astro-ph
The Distribution of Stellar Orbits in the Giant Elliptical Galaxy NGC 2320
我们提出了直接观测的限制在巨大的椭圆NGC 2320的恒星的轨道分布。利用沿多个位置角的长缝谱，得到了一个有效半径范围内的恒星视线速度分布。此外，从[OIII]发射线测量电离气体盘的旋转曲线和色散轮廓。在对非对称漂移进行校正后，我们导出了气体的圆周速度，它提供了对引力势的独立约束。为了解释恒星的运动，我们建立了基于史瓦西轨道叠加技术的轴对称三积分动力学模型。我们考虑两个族的引力势，一个族的质量随光变化（即没有暗物质），另一个族的引力势为对数。利用卡方统计量，我们将我们的模型与恒星和气体的数据进行比较，以限制V波段质光比的值。我们发现，对于质量跟随光模型，我们的模型的值为Upsilon-V = 15.0 \pm 0.6 h75，对于对数模型，我们的模型的值为Upsilon-V = 17.0 \pm 0.7 h75。对于后者，U V定义在半径为15“的球体内。具有径向常数U V的模型和具有暗物质的对数模型提供了与数据的良好拟合，并且具有相似的动力学结构。在观测约束所允许的整个厄普塞隆-V范围内，模型在我们的运动学数据的径向范围内（1“< r <40”）在赤道平面上是径向各向异性的。沿着真短轴，它们更接近各向同性。（节略）
2000-01-28 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf Elliptical Galaxies
球状星团（GC）提供了一种确定矮椭圆星系（dE）中最重要的恒星形成时期的方法。因此，它们也有助于比较矮星系和巨星系的恒星形成历史。我们目前的GC系统的24个附近的dE星系与哈勃太空望远镜成像的结果。我们发现，比GC频率S_N随M_V的增加而增加，dEs中的S_N更接近于巨椭圆星系中的S_N值，而不是螺旋星系中的S_N值，有核dEs的平均S_N大约是无核dEs的2倍。颜色表明，大多数GC在星系中的大部分恒星之前形成。
1998-06-05 astro-ph
The Upper Asymptotic Giant Branch of the Elliptical Galaxy Maffei 1, and Comparisons with M32 and NGC 5128
用北双子座望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜上的自适应光学系统获得的深近红外图像被用来研究附近椭圆星系Maffei 1的明亮恒星内容和中心区域。在上渐近巨星分支（AGB）上演化的恒星在距离星系中心3弧分的区域内分辨。在（K，H-K）色星等图上亮巨星的轨迹与像巴德窗那样的恒星群一致，红化了E（H-K）= 0.28 +/- 0.05等，这对应于A_V = 4.5 +/- 0.8等，并且与之前根据马菲1的综合性质计算的视线消光的估计一致。AGB尖端出现在K = 20.0处，对应于M_K = -8.7，因此，马菲1的AGB尖端亮度与M32、NGC 5128、M31的凸起和Milky-Way相当。马菲1、M32和NGC 5128中明亮AGB星的近红外光度函数（LF）也非常一致，无论是在整体形状还是红外亮星相对于在可见光和红光波长占主导地位的较暗恒星的相对密度方面。我们的结论是，马菲1，NGC 5128，M32和M31的隆起中最亮的AGB星是一个古老的，富含金属的星群，而不是一个中间年龄的星群。它还表明马菲1包含一个独特的红色核，这可能是低水平核活动和/或独特的中央恒星星族的光学特征。最后，在马菲1中央700 x 700秒差距的区域，没有比球状星团LF的峰值更亮的球状星团。
2002-07-04 astro-ph
The Specific Globular Cluster Frequencies of Dwarf Elliptical Galaxies from the Hubble Space Telescope
本文给出了用哈勃空间望远镜拍摄的室女座、天炉座和狮子座星系群中24个矮椭圆星系的比球状星团频率（S_N）。综合现有资料，我们发现，对于星系团中空间分布类似于巨型椭圆星系的有核dE，S_N（dE，N）=6.5 ± 1.2，且S_N随M_V而增大;而对于晚型星系分布类似于无核dE，S_N（dE，N）= 6.5 ± 1.2，且S_N随M_V而增大。noN）=3.1 ± 0.5，与M_V几乎没有变化趋势。因此，dE星系的SN值平均明显高于SN < 1的晚型星系。这表明dE星系更类似于巨型Es而不是晚型星系。如果有休眠或剥离不规则隐藏在dE人口，他们很可能是在无核dE。此外，球状星团的性质以及dE、Ns和巨Es的空间分布的相似性表明，星系质量和星系金属丰度都不是导致S_N值高的原因。相反，大多数贫金属的GC可能是在合并成更大星系的矮尺寸碎片中形成的。
1998-09-30 astro-ph
On the Physical Connections between Galaxies of Different Types
钙钛矿可以分为两个大的序列，这可能反映了它们的形成机制。由螺旋星系、不规则星系和所有矮星系组成的“主序星”，可能是由暗物质晕中的气体沉降产生的。我们发现，沿这个序列的大小和表面密度主要是由角动量的分布和暗晕的形成时间。如果星系形成较晚，在$z \la 2$，那么它们就能被当前的宇宙演化论很好地再现。在这种情况下，矮椭圆星系是$z\sim 1$上的小“圆盘”，在落入星团环境后变成“椭圆星系”。矮椭圆星系的强烈聚集是合并和转化过程的自然副产品。在室女座这样的星系团中，预测的矮星系数量与观测到的数量非常一致。另一方面，由巨大的椭圆星系和凸起组成的“巨分支”可能是由盘状星系合并产生的。基于观测到的星系相空间密度，我们证明了所有巨椭圆星系的主体都可以由高红移盘的无耗散合并产生。然而，高红移的圆盘，虽然比现在的密度大，但仍然不够紧凑，无法产生一些低光度椭圆星系的高中心相空间密度。在形成这些星系的合并过程中，这些星系的中心部分一定发生了耗散。
1997-08-04 astro-ph
Morphological Evolution in High Redshift Radio Galaxies and the Formation of Giant Elliptical Galaxies
我们提出了深近红外图像的高红移射电星系获得的NIRC的凯克我望远镜。在大多数情况下，近红外数据样本静止波长在~4000埃，没有强发射线。在z > 3时，静止帧光学形态通常具有围绕~10 kpc大小的多个分量的微弱的大尺度发射。最亮的小节点通常与射电结构对齐。在z < 3时，形态发生显著变化，显示出没有放射性对齐特征的单一、紧凑的结构。z > 3射电星系中各组成星系的大小和光度与Lyman dropout技术在z ~ 3发现的射电宁静成星星系相似。z > 3射电星系的静止坐标系光学颜色与最近恒星形成主导观测到的红外光的模型一致，在一个例子中（4C 41.17），我们有大质量恒星形成的直接光谱证据（Dey et al. 1997 a）。我们的结果表明z > 3的射电星系在2 < z < 3时演化为超大质量椭圆星系，与星系形成的分级模型定性一致。我们还讨论了射电星系的哈勃图，在K-Z关系的无线电功率依赖的可能性，和无线电星系形成的影响。
1998-03-03 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
Spectrophotometric Dating of Elliptical Galaxies in the Ultraviolet
在椭圆星系中观测到的紫外线上转现象是有吸引力的，因为它作为古老恒星系统的年龄指示器的潜在价值。我们提出了我们最新的人口椭圆星系的紫外线演化模型。我们确认，占主导地位的紫外线源要么是贫金属或富金属的热水平支（HB）星在当地的巨型椭圆，但我们也注意到，从后渐近巨支（PAGB）星的贡献使紫外线光谱在较高的红移（回看时间）。因此，模型紫外光谱能量分布（SED）的强烈影响目前的不确定性的平均质量的PAGB恒星在较高的红移。幸运的是，我们的模型表明，在z > 0.35的远紫外观测可以对PAGB质量产生强约束，而在z的观测可以对PAGB质量产生强约束，而在较低的红移（0.15 < z < 0.30）的观测仍然会对UV上升的起源提供对模型的约束。未来的观测椭圆从STIS/HST和计划GALEX空间紫外线设施将提供重要的数据库需要更具体的校准我们的紫外线测年技术的老恒星系统。
1999-06-08 astro-ph
The Hubble Constant from Observations of the Brightest Red Giant Stars in a Virgo-Cluster Galaxy
室女座星系团和天炉座星系团在确定哈勃常数H_0方面起着核心作用。确定椭圆星系距离的一个有力而直接的方法是使用最亮的红巨星的光度（TRGB光度，M_I = -4.2）。本文报道了对室女星系团矮椭圆星系中TRGB星的直接观测。我们发现它的距离为15.7 +-1.5兆秒差距，由此我们估计哈勃常数为H_0 = 77 +-8 km/s/Mpc。在最简单宇宙学的低密度宇宙假设下，宇宙的年龄不超过120 - 130亿年。
1998-06-10 astro-ph
Towards an Understanding of the Globular Cluster Over--abundance around the Central Giant Elliptical NGC 1399
我们研究了NGC 1399周围74个球状星团的运动学。它们的高速色散随半径增加，支持它们与星系团的引力势而不是NGC 1399本身的引力势的联系。我们发现没有证据表明在整个样本旋转，但一些迹象表明在外部地区的旋转。这些数据不允许我们检测球状星团的蓝色和红色子种群之间的运动学差异。NGC 1399的球状星团系统与NGC 1404和NGC 1380的比较表明，这三个星系中的球状星团很可能是通过相似的机制和相似的时代形成的。NGC 1399球状星团系统与其他星系的唯一区别就是它的丰度要高出10倍。我们总结了这些过剩的球状星团与星系团，而不是与NGC 1399本身相关联的证据，并建议过剩可以解释潮汐剥离，在早期的时代，邻近星系和随后的球状星团的积累在星系团的引力势。
1998-11-24 astro-ph
Point X-ray Sources in Elliptical Galaxies
分析了椭圆星系中观测到的点源上端X射线光度函数（XLF）。我们认为，观测到的XLF是由瞬态BH系统在爆发和XLF的形状反映了旧的X射线瞬态黑洞（BH）的质谱。BH质谱- XLF连接取决于一个加权因子，该因子与瞬态占空比有关，并取决于宿主星系年龄、BH质量和供体类型（主序星、红巨星或白矮星）。我们认为，一个恒定的占空比的所有系统的假设导致与目前的观察结果不一致。XLF上端的主要施主的类型取决于磁制动操作的类型：在“标准”磁制动的情况下，具有红巨星施主的BH X射线双星占主导地位，而在较弱磁制动处方的情况下，主序列施主占主导地位。
2005-09-18 astro-ph
Intermediate-Age Globular Clusters in Merger Remnants
最近对中等年龄（2-4 Gyr）合并残留物中的球状星团的观测提供了年轻合并残留物与正常椭圆星系之间迄今为止“缺失的一环”。“蓝色”球状星团的光度函数（LF）呈现出以M_V ~ -7.2为中心的高斯形状，这与巨型椭圆星系的情况相同，而“红色”星团的LF则向亮端和暗端扩展，这与中等年龄星团的情况相同。这些系统的特定频率已经计算出不断发展的LF的“红色”集群和母星系光度的年龄为10 Gyr。他们被发现是一致的，发现在贫穷的集群巨椭圆形的值。这些发现支持了在巨大的早期星系中形成“红色”GC的“合并情景”的可行性。
2002-11-08 astro-ph
Microlensing of Elliptical Sources by Fold Caustics
我们考虑椭圆源穿过焦散线的微透镜效应。我们推导出一个简单的表达式，用于具有均匀表面亮度的光源的光变曲线，该表达式在椭圆率e中精确到三阶（对于e<0.3，误差<1%）。我们考虑一颗旋转恒星、一颗扁巨太阳系外行星和一个倾斜的标准薄吸积盘的焦散渡，得到以下结果。(1)如果大多数恒星的自转周期与色球层活跃（即斑点）的巨星相似，那么大约15%的恒星应该足够扁（e>0.25），与目前的观测结果产生可检测的（>1%）偏差。由于椭圆率的偏差的形式在性质上类似于由于边缘变暗的偏差。因此，恒星扁率可能必须考虑到精确的边缘暗化测量与微透镜的解释。(2)巨行星通常不会产生可检测到的扁率信号，要么是因为它们旋转得太慢（如果它们靠近并被潮汐锁定），要么是因为它们太微弱（如果它们远离母星）。(3)对于具有无标度光强分布和椭圆等照度线的等面积源，其椭圆度与位置角之间存在近简并关系。这种简并性导致在一个标准的薄吸积盘的尺度长度的测量中，使用一个单一的，线性的折叠交叉类星体微透镜事件的通带探测盘的外部部分的观测的不确定性的一个因素~2。更高频率的观测可以减少这种不确定性。
2004-01-05 astro-ph
A 2dF spectroscopic study of globular clusters in NGC 5128: Probing the formation history of the nearest giant Elliptical
我们利用英澳望远镜的2dF装置对巨大椭圆星系NGC 5128中的球状星团进行了光谱研究。我们获得了总共254个GC的积分光谱，其中79个是新确认的径向速度和光谱的基础上。此外，我们还获得了沿南长轴的星系星光积分谱。我们推导出一个经验的金属丰度分布函数的207 GC（~14的估计总GC系统）的基础上银河系GC。该峰在[Z/H]~-1.3和-0.5处具有高统计显著性的多峰。在20 kpc（~4 Reff）处，GC的丰度和恒星晕的丰度之间的比较揭示了在分布的富金属端处的紧密重合。然而，与GC相比，内部8 kpc的恒星星云显示出明显过量的富含金属的恒星。我们比较了一个更高的S/N子样本（147 GC）与两个恒星星族模型，其中包括非太阳丰度比校正。我们的绝大多数样本（约90%）看起来很老，年龄与银河系GC系统相似。有证据表明，存在一群中等年龄（~4-8 Gy）的GC（<15%的样本），平均而言，它们比旧GC更富含金属。我们还确定了至少一个年轻的集群（~1-2 Gy）在星系的中心区域。我们的观测结果与NGC 5128自z=1以来至少经历了两次合并和/或涉及恒星形成和有限GC形成的相互作用的图片是一致的，但是非正则热恒星星族对GC综合光谱的影响在我们的GC年龄估计中仍然是一个突出的不确定性。
2008-03-07 astro-ph
Issues in the Formation of Globular Cluster Systems
本文讨论了与星系中球状星团系统形成有关的最新进展，包括：（1）最古老星系团的年龄分布，（2）星系晕中的子群和可能的吸积与合并残留，（3）巨椭圆星系中球状星团系统的主要特征（金属丰度分布函数、光度分布函数、比频）。总结了巨椭圆星系的形成过程。
1998-01-21 astro-ph
