HST/ACS observations of shell galaxies: inner shells, shell colours and dust
目的：进一步了解早期星系中壳层和尘埃的起源。方法：V-I颜色的壳层和底层星系的推导，使用HST高级巡天相机（ACS）的数据。一个星系模型是在当地的楔形和减去确定壳的轮廓和颜色。我们应用Voronoi binning我们的数据，以获得平滑的彩色地图的星系。与文献中的N体模拟比较，可以更深入地了解壳特征的起源。壳的位置和尘埃的特征推断模型星系减去图像。结果：ACS图像显示，在一些星系中，壳层的有效半径很好（在NGC 5982的情况下为1.7 kpc）。在某些情况下，强大的核尘埃补丁阻止检测内壳。大多数贝壳的颜色与下面的星系相似。有些内层比银河系还要红。所有六个壳层星系在其中心区域都显示出动力学平衡的尘埃特征，如车道或斑块。在95%的置信水平下，我们对壳层椭圆星系中尘埃的探测率大于从HST档案数据中发现的正常早期星系样本。结论：合并模型比相互作用模型更好地描述了壳的分布和形态。红色壳层的颜色很可能是由于尘埃和/或更古老的恒星星族的存在。中心尘埃特征的高流行率和动力学平衡形态指向外部影响负责早期型壳星系中可见的尘埃特征。内壳层能够在相对较老的壳层系统中表现出来。
2007-03-22 astro-ph
Imaging of the Shell Galaxies NGC 474 and NGC 7600, and Implications for their Formation
本文介绍了两个壳星系NGC 474和NGC 7600的测光观测结果。我们研究的光度颜色和表面亮度的壳和他们的宿主星系，和每个星系的等照度参数。在NGC 474的情况下，我们发现壳层的形成与合并的起源是一致的，尽管近伴星NGC 470可能通过质量转移对壳层系统做出了贡献。NGC 7600的壳层几何形状和颜色也有利于合并起源。
1999-05-05 astro-ph
Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
为了根据经验校准红外表面亮度波动（SBF）距离尺度并探测未分辨的恒星星族的性质，我们在哈勃太空望远镜上使用NICMOS测量了65个星系的波动。样本中的早型星系包括椭圆星系和S 0星系以及各种环境中的螺旋凸起。使用先前测量的I波段SBF和造父变星距离，推导出每个星系在F160 W（1.6微米）滤波器中的绝对波动幅度。F160 W SBF可以用来测量早期星系的距离，相对精度约为10%，前提是星系的颜色已知为0.035等或更好。近红外波动也可以揭示星系中最明亮的恒星星族的性质。F160 W波动幅度和光学颜色的恒星星族模型预测的比较表明，蓝色的椭圆和S 0星系有显着年轻的人口比红色的，也可能是更丰富的金属。在这个样本中，没有任何星系的波动幅度与旧的、贫金属的（t>5 Gyr，[Fe/H]<-0.7）恒星星族模型一致。复合恒星星族模型暗示，较蓝星系中明亮的波动可能是最近恒星形成的一段插曲的结果，而恒星形成的一小部分是星系总质量的一部分。从F160 W波动幅度估计的年龄与使用H-β巴尔末线指数测量的年龄一致。这两种类型的测量使用完全不同的技术，对处于不同演化阶段的恒星敏感。这两种技术都揭示了在这个样本的早期星系中存在中等年龄的恒星。
2002-10-05 astro-ph
The GALEX UV emission in shell galaxies
壳星系被广泛认为是最近吸积/合并事件的碎片。它们在低密度环境中的高频率表明，这些事件可能是早期星系长期演化的驱动力之一。我们目前的远紫外和近紫外（FUV和NUV分别下文）GALEX光度特性的一个样本的壳星系。
2008-01-15 astro-ph
The Gas Dynamics of Shell Galaxies
人们普遍认为壳星系是由椭圆星系和小圆盘星系合并而成的。对恒星成分的模拟表明，壳层是由碎片在近径向轨道上的“相位包裹”产生的（Quinn，1984年），或者是由物质在薄圆盘中的“空间包裹”产生的（Dupraz和Combes，1987年; Hernquist和Quinn，1989年; Quillen等人，1993年）。然而，最近对几个壳星系的HI观测（Schiminovich et al 1994，1995）揭示了从恒星壳中置换出来的气体壳的存在，这对“相位包裹”机制的有效性提出了质疑。我们的数值模拟表明，这些新的观察实际上可以容纳在壳星系形成的标准图片。
1998-12-06 astro-ph
Far UV and X-ray observation: a hot view of shell galaxies
壳星系被认为是最近吸积/合并事件的碎片。它们在低密度环境中的高频率表明，这样的事件可能会驱动至少一部分早期类型星系人口的长期演化。本文给出了NGC 474、NGC 7070 A和ESO 2400100三个壳星系样品的紫外和X射线数据的初步结果。远紫外的形态和光度学推导出使用的观测与星系演化探测器和XMM-牛顿光学监测器。我们的目标是调查的复兴过程中的恒星星族使用的紫外信息，以及在获得有关可能的演变与时间的X射线发射由于相互作用/合并过程的信息。
2008-01-15 astro-ph
Fragmentation of Expanding Shells in Spiral and Irregular Galaxies
本文讨论了膨胀壳由于重力不稳定而破碎的条件。将自相似解析解与膨胀到均匀介质中的三维计算机模拟结果进行比较。对于现实的星系盘，我们表明，碎片的形成是由OB协会的年轻恒星的最终数量的能量供应量的影响，声速的值，分层和周围介质的密度，银河系的差异旋转和重力垂直于银道面。当周围气体密度n=1 cm^-3时，引力不稳定壳层的典型尺寸为1 kpc。在厚盘星系中，碎裂发生在几乎整个壳层，而在薄盘星系中，碎裂仅限于银河赤道。不稳定的碎片可能会变成分子，引发分子云的形成，最终形成新的恒星。我们的结论是，在矮星系中，恒星的形成可能向各个方向传播，使系统变成恒星爆发。与此相反，螺旋星系中的恒星形成过程只在对称面附近的一条细带中向某些方向传播，基本上是在膨胀壳层的尖端。
1997-12-15 astro-ph
Surface brightness fluctuation distances for nearby dwarf elliptical galaxies
我们获得了矮椭圆星系DDO 44、UGC 4998、KK 98_77、DDO 71、DDO 113和UGC 7356在NOT的B波段和R波段CCD图像。利用傅里叶分析技术，我们测量了29个不同视场的恒星R波段表面亮度起伏（SBF）和星等。DDO 44、KK 98_77、DDO 71的红巨星分支的独立尖端距离被用来将它们的视星等转换成绝对SBF星等。结果与当地的（B-R）颜色相结合，并与（B-R）- \bar{M}_R的关系，主要是老的，金属贫恒星星族预测的Worthey的人口合成模型使用帕多瓦等时线。虽然颜色依赖性的理论关系是由经验数据证实，我们发现一个系统的零点偏移观测和理论之间的意义上说，模型是太微弱的0.13+-0.02马格。基于这些发现，我们建立了一个新的半经验校准的SBF方法作为距离指标的dE星系的估计不确定性约为10%。首先利用改进的定标方法，我们确定了另外三颗早型矮星的SBF距离。虽然在M81群区域发现，但先前的速度测量表明UGC 4998是在背景中。这张照片被我们的SBF距离10.5+-0.9 Mpc证实。我们可以进一步确认DDO 113是一个位于犬座金星I（CVn I）云近侧的昏暗恒星系统，距离为3.1+-0.3Mpc。在我们的样本中，第二个CVn I成员UGC 7356位于6.7+-0.6 Mpc处，空间上接近M106。我们推导出BR表面亮度分布和颜色梯度的所有…
2001-10-31 astro-ph
The Optical and Near-Infrared Morphologies of Isolated Early Type Galaxies
为了在最简单的环境中研究早型星系，我们构造了一个定义明确的30个孤立星系样本。样本包含所有RC 3早型星系，没有其他已知红移的编目星系位于投影半径1（h_100）^{-1} Mpc和=/- 1000 km/s（其中我们使用RC 3中的退行速度）。我们已经获得了23个星系的光学和近红外图像，并在X射线检测到的星系群中的13个早期星系的比较样本。我们已经应用了反锐化掩模，星系模型划分和彩色地图的技术，以寻找可能提供线索的这些星系的演化的形态特征。在大约75%的孤立星系和星系群中发现了尘埃特征的证据（分别为22个中的17个和12个中的9个）。然而，贝壳或潮汐特征在我们的孤立样本中比在我们的群体样本中更为普遍（分别为22个中的9个或41%对12个中的1个或8%）。这些壳层星系的孤立和颜色使得潮汐相互作用或不对称的恒星形成不太可能是这些特征的原因。一种不被排除的模式是，合并产生了壳。如果壳层和尘埃都是合并的标志，那么椭圆星系群中没有壳层意味着壳层：1）更容易形成，2）更年轻，和/或3）在孤立的环境中寿命更长。
2000-11-29 astro-ph
The Evolution of Dwarf Galaxies with Star Formation in Outward Propagating Super Shell
利用三维N-body/SPH模拟程序结合恒星星族合成，模拟了一个嵌入暗物质晕中的矮星系的动力学和化学演化.初始条件采用符合$10^{10}M_\odot$维里化球的1-sigma CDM微扰，包含10%的重子质量。一个超音速的球形外流是由星系中心附近的第一个恒星爆发驱动的，并产生了一个膨胀的超级壳层，恒星随后在其中形成。恒星在膨胀壳层中的凝聚形成使恒星系统具有指数亮度剖面、正金属丰度梯度和反色梯度，这与矮星系的观测特征一致。因此，我们提出，通过恒星风和超新星的能量反馈是一个决定性的机制，形成不太紧凑，小系统，如矮星系。
1997-01-13 astro-ph
The GALEX UV emission in shell galaxies: tracing galaxy "rejuvenation" episodes
我们介绍了三个邻近的壳星系，即NGC 2865，NGC 5018和NGC 7135的GALEX远FUV和近NUV紫外成像。在NGC 2865的NUV图像和NGC 7135的NUV和FUV图像中检测到光学可见的壳和精细结构系统。NGC 5018的NUV图像没有呈现壳层结构。我们检测到的吸收功能，在所有三个星系的核区域。NGC 2865在整个星系中有一个几乎平坦的颜色轮廓，（FUV-NUV）~2。NGC 7135的中心是蓝色的（FUV-NUV）~0，外围是红色的（FUV-NUV）~1.5，包括微弱的贝壳状特征。我们调查的能力，核GALEX（FUV-NUV）的颜色提供信息的再生现象的恒星星族的壳星系。为此，我们从理论上推导出Mg 2，Hbeta，HgammaA，HdeltaA舔线强度指数和（FUV-NUV）颜色之间的关系。我们将研究扩展到在其光谱中具有发射线的早型星系样本（Annibali et al. 2007）。在索引与（FUV-NUV）色图，大多数星系都很好地解释了被动演化的SSP。平均而言，年龄和金属丰度的星系在我们的样品中估计的光学线强度指数是一致的推断（FUV-NUV）的颜色。一般来说，所有的颜色，但（FUV-NUV）和（FUV-V），成为几乎年龄不敏感时，1-2 Gyr已经过去了，从最后一个恒星形成的事件。考虑到复合恒星星族模型与最近爆发的恒星形成，我们认为，在（FUV-N…
2007-07-19 astro-ph
Galactic Wind Shells and High Redshift Radio Galaxies On the Nature of Associated Absorbers
本文模拟了以辐射弓形激波为首的星系风为背景的喷流。由于瑞利-泰勒不稳定性，由辐射弓形激波产生的风壳被喷流茧的冲击有效地破坏。相关的强HI吸收，也可能是分子发射，在高红移射电星系，这是观察优先在较小的，可以解释该模型，这是一个早期的辐射弓激波模型的改进。该模型需要的温度$\approx 10^6$ K的原集群托管这些对象，并可以测试高分辨率光谱的Ly $α$线。模拟表明，在破坏之前，喷射茧在相当长的一段时间内完全充满风壳，并具有完整的吸收系统。因此，如果模型是正确的，小于临界尺寸的源的无线电成像应该揭示圆形中心气泡。
2005-03-15 astro-ph
Effects of Starbursts on the Structure of Young Galaxies
我们研究了原始恒星爆发对星系结构的影响，表明年轻星系的动力学结构是由恒星爆发驱动的外流气体（超风）形成的恒星系统的弛豫而改变的。当超级风与晕气体相互作用时，形成了一个膨胀的致密的冲击气体超壳层。利用膨胀壳层的相似解和气体壳层引力不稳定的条件，我们证明了质量为几个$10^{10} M_\odot$，半径为几kpc的膨胀气体壳层引力不稳定而形成恒星.一个恒星壳就这样形成，松弛，并将演变成一个肥胖的恒星系统。\par为了研究恒星壳层的命运及其对宿主星系的动力学影响，我们对一个恒星壳-盘系统进行了三维$N$ -体模拟。计算了两种环境下的恒星壳的演化：外部平坦势和一个活的恒星盘。我们发现，弛豫过程和最终结构不仅受到外盘势的影响，而且还依赖于初始壳层星的速度色散和壳层质量.最后的星系结构范围从厚盘和致密的高密度核心凸起到薄盘与弥漫的凸起。等密度图的计算磁盘加上隆起系统类似的等照度线的S 0星系。我们认为，原始星暴的影响将解释一些观测性质的S 0星系。
1995-01-10 astro-ph
The ACS Virgo Cluster Survey. XIII. SBF Distance Catalog and the Three-Dimensional Structure of the Virgo Cluster
ACS室女星系团巡天由HST ACS对室女星系团中的100个早型星系的成像组成，在F475 W和F850 LP滤波器中观测。我们用表面亮度起伏（SBF）方法计算了其中84个星系的距离，给出了SBF距离表，并利用该数据库研究了室女星系团中早型星系的三维分布。SBF距离模数的平均（随机）测量误差为0.07 mag（0.5 Mpc），或者说比以前对室女星系团的SBF测量结果好大约3倍。五个星系位于距离约23 Mpc的W'云的成员。剩下的79个星系在我们采用的平均距离16.5+/-0.1（随机平均误差）+/-1.1 Mpc（系统）附近有一个狭窄的分布。该样本的均方根距离散射为0.6+/-0.1 Mpc，与形态类型或光度类别（即，0.7+/-0.1和0.5+/-0.1 Mpc的巨星和矮星）。从我们的星系样本测量到的星系团的前后深度为2.4+/-0.4 Mpc（即，本征距离分布的+/-2 σ）。M87（星团A）和M49（星团B）的距离分别为16.7+/-0.2和16.4+/-0.2 Mpc。可能存在与M86相关联的第三子集群。速度和视距之间的弱相关性可能是尚未完全维里化的星团速度分布的微弱回声。在三维空间中，室女座的早期星系似乎定义了一个轻微的三轴分布，轴比为（1：0.7：0.5）。最佳拟合椭球体的主轴倾斜约20-40度。而属于W'云的星系位于倾斜约10-15度的轴上。
2007-02-20 astro-ph
The Impact of Star Formation on the Interstellar Medium in Dwarf Galaxies: II. The Formation of Galactic Winds
利用14个矮星系和M82的\Ha辐射的图像和长缝中阶梯光栅光谱，确定了电离气体的膨胀壳层。超壳层（半径为$>~300$ pc）在其中12颗矮星中被发现。测量的外壳尺寸和膨胀速度限制了气泡的年龄和功率要求。大气泡的动力学年龄通常约为1000万年，电离壳层年龄超过2000万年的情况很少见。在此期间，需要相当于100到10，000次超新星爆炸的能量来驱动冲击波阵面扫出空腔。目前的恒星形成率足以满足这些能量需求。许多炮弹会突破HI周围层的逃逸速度下限。一些壳层物质可能会永久地从少数星系中逃逸出来，比如NGC1569。无论是否与星系结合，这些外流可能在调节恒星形成速率方面发挥重要作用，并有望显着影响星系的化学演化。壳层将气体从盘中提升出来的速度与当前银河系恒星形成的速度相当，甚至更高。如果它们的工作周期比圆盘的旋转周期长得多，它们只会取代星际气体的相当一部分。
1998-04-16 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
Star Formation History of Early-Type Galaxies in Low Density Environments V. Blue line-strength indices for the nuclear region
我们分析了位于低密度环境中的21个壳星系和30个相互作用对的早型星系成员的恒星形成特性（Longhetti et al 1998 a，1998 b）。这项研究是基于新的模型开发的解释来自“蓝色”H $δ$ /Fe I，H+K（Ca II）和\D 4000线强度指数的信息，提出了罗斯（1984年; 1985年）和汉密尔顿（1985年）。我们发现，最近的恒星形成事件发生在核区的壳星系是统计老（从0.1到几个Gyr）相对于相应的一个子样本的对星系（<0.1 Gyr，甚至正在进行的恒星形成）。如果恒星活动与壳层的形成有某种联系，正如几个星系相互作用的动力学模型所预测的那样，那么壳层必须被认为是持久的结构。由于对成员显示最近的恒星形成的证据，我们建议，要么大水库的气体必须存在，以保持活跃的恒星形成，如果这些星系是在周期性轨道上，或大多数对成员在本样本中经历未绑定的遭遇。
1999-03-22 astro-ph
Polarization of the Lyman alpha line from an anisotropically expanding H~I shell in primeval galaxies
我们计算了从各向异性膨胀的光学厚介质中出现的莱曼α线光子的偏振，预计这将在许多莱曼α发射物体中运行，包括原始星系DLA~2233+131和莱曼破裂星系。在高光学厚度介质的情况下，共振线光子的逃逸是通过大量的共振局部散射，然后是阻尼翼中的少量散射来实现的。我们表明，一些极化可以发展，因为机翼散射耦合强烈的空间扩散，这取决于散射的几何形状和运动学。研究了具有有限散射光学深度和~ 100 km ^{-1}膨胀速度的平板的情况，发现当典型散射光学深度τ>=10^5时，莱曼α光子以线性偏振度高达10%出射。随后，我们研究了从被不透明组件部分遮挡的球壳中出现的莱曼α光子的偏振，我们获得了~ 5%的偏振。提出了从宇宙学天体中探测到具有P-Cygni型轮廓的偏振Lyman α可以作为对被盘状组分遮蔽的膨胀壳层结构的强有力检验。
1998-03-10 astro-ph
Star formation history of early-type galaxies in low density environments
本文分析了Longhetti等人（1998 a，b）对51个位于低密度环境（LDE）中的早型星系样本测量的Lick系统的线强度指数，这些线强度指数显示了精细结构和/或相互作用的特征。该样本包含21个壳层星系和30个相互作用对的成员。首先，我们对Buzzoni等（1992，1994）、Worthey（1992）、Worthey等（1994）和Idiart等（1995）这三种不同来源的线强度指数进行了初步的比较，它们分别来自于不同有效温度、重力和金属丰度的恒星。其次，我们讨论了我们的样本中的星系的性质，通过比较它们与理论的单恒星星族（SSP）和{ \sl正常}星系的González（1993：G93）样本。通过几个诊断平面进行分析。在H $β$与[MgFe]平面中，这可能是最适合推断恒星星族年龄的平面，我们样本中的奇特星系显示出与G93样本中的{ \sl正常}星系几乎相同的分布。然而，有一些特殊的星系具有更强的H $β$。这是否意味着正常星系、壳星系和成对星系在H $β$和[MgFe]平面上的散射有一个共同的起源，也许是恒星形成的第二阶段？我们认为，由于其明显的{ \sl青年}，壳星系和对星系应该经历了至少一个相互作用事件后，他们的形成。对于壳星系和成对星系来说，这种解释是很自然的，因为它们之间的相互作用是显而易见的。它对{ \sl正常}星系更感兴趣（也许其他原因也可能存在）。
1999-10-02 astro-ph
Probing IGM large-scale flows: warps in galaxies at shells of voids
上下文流体动力学宇宙学模拟预测了星系际介质沿着空洞径向矢量的流动，大致沿着星系形成早期物质下落的方向。目标。这些流动可能会被检测到通过分析的依赖性的弯曲幅度的倾斜度的星系在壳的空隙相对于径向矢量的空隙。这一分析将是本文的主题。方法.我们发展了一种统计方法来分析弯曲幅度和星系在空洞表面的倾角之间的相关性。这是适用于从斯隆数字巡天的97个边缘星系的样本。我们的结果进行了比较与理论预期，这也是本文所得出的。结果我们的结果允许我们拒绝零假设（即，在94.4%C时，星系相对于空表面的翘曲幅度和倾角的不相关性）。L.，这还不是决定性的目前不能排除径向流的不存在，尽管我们可以对<~ 4 Ω_b ρ_crit的径向流的重子物质的最大平均密度加以限制<rho_b>。
2008-07-07 astro-ph
Interaction between the Intergalactic Medium and Galactic Outflows from Dwarf Galaxies
我们进行了二维流体动力学模拟，以研究低质量星系的超新星动力气体外流和本地星系际介质（IGM）之间的相互作用。我们特别感兴趣的是研究高压IGM，例如星系团中的IGM，是否可以阻止气体从星系中逃逸。流出物和周围IGM之间的界面由流出物扫过的气体形成的致密膨胀壳划界。足够高的IGM压力可以使壳层在逃离星系之前停止。然而，在这样的高压环境中，Galerkin将以相对高的速度犁过IGM。因此，它们也会受到冲压压力的影响，这种压力会将气体从星系中剥离出来。我们进行了模拟，考虑到冲压压力和热压力的综合影响。我们发现，冲压压力使外壳变形成一个尾巴状的结构，将其破碎成致密的云，并最终将云拖离星系。这些云是恒星形成的潜在场所，如果在这个短暂的阶段观察，星系将出现一个低表面亮度的尾巴，就像z=1.15的星系团3C324中看到的弥漫彗星状尾巴一样。相比之下，在低密度、低温环境中相对不受阻碍的外流可以将被掠起的气体壳层从星系中驱赶到很远的地方。这样的壳层如果与类星体的视线相交，就会产生类星体光谱中所见的Ly $α$吸收线。
1999-06-04 astro-ph
Holes and Shells in the Interstellar Medium of the Nearby Dwarf Galaxy IC 2574
我们提出了HI合成观测附近的矮星系IC 2574（M81星系群的成员）与NRAO甚大阵在高空间和速度分辨率（95 pc x 2.6公里/秒）。VLA HI的观测显示了大量的细节，在中性星际介质中有48个主要是膨胀的HI壳层和洞。这些特征的尺寸范围从约100（由光束的尺寸设定的限制）到约1000 pc，主导HI表面亮度图的外观。它们的动力学明显地影响了IC 2574的速度场。目前的恒星形成，追踪的H-α发射，主要是发现沿边缘较大的HI孔，这表明传播恒星形成。在大约95 pc的线性尺度上，如果HI表面密度达到高于10^21 cm^-2的值，就会发生恒星形成。HI层的标度高度约为350 pc，比大质量盘星系的HI层厚得多。这是由于较低的引力势（对于相同的观测到的约7 km/s的一维速度色散）。与其他星系的比较表明，对于所有类型的星系，至少在一级星系中，产生膨胀HI结构所需的能量是相同的。星系中HI洞和壳层的总体统计性质显示出与哈勃类型（或者更确切地说是质量）的明显趋势，例如它们的直径分布，膨胀速度和年龄。
1999-04-01 astro-ph
A New interpretation of chain galaxies at high redshift
我们提出了一个可能的高红移链星系形成的新模型。我们的模型总结如下。第一步：亚星系气体团的连续合并导致形成一个星系，其质量为$10^{11-12} M_\odot$，红移为$z \sim 5$。第二步：随后，超新星爆炸发生在星系内部，然后吹出星系风（或超级风）。这股风膨胀到星系际空间，然后形成一个半径为数百kpc的大规模壳层。由于这个半径可能小于星系之间的典型距离，因此壳层的相互作用也可能发生，导致形成大尺度的气体板。第三步：由于壳层或板层可以被看作是一个气体片层，因此预期会发生类似于引力不稳定性的现象。第四步：每一个暗条都发生了进一步的引力不稳定性，导致沿着暗条的恒星形成。这是链式星系阶段。第五步：暗条在一个暗条动力学时间尺度（$\sim 10^8$ yr）内，引力坍缩成一个类似椭圆星系的球状系统。因此，似乎很难找到链星系的遗迹。我们还讨论了由超级风驱动的冲击壳可能是某些Lyman极限系统和阻尼Ly $α$系统的原因，因为它们的H { \sc i}柱密度预计为$N_{\rm HI} \gtrsim 10^{19}$ cm $^{-2}$。
2000-08-24 astro-ph
Soft X-ray Spectra of Seyfert 2 Galaxies
利用Chandra和XMM-Newton对Seyfert星系进行的高分辨率光谱观测，使我们能够研究环核环境中X射线吸收/发射物质的详细电离和热结构。光谱分辨率的巨大提高超过一个数量级，使我们能够第一次明确区分主导线发射机制，并测量其动力学性质。X射线带包含来自广泛电离状态的光谱跃迁，包括来自大多数宇宙丰富元素的K壳层和L壳层离子的价壳层跃迁，以及铁和其他中Z元素的内壳层跃迁，其可以通过吸收测量来探测。因此，X射线光谱提供了在许多这些系统中所包含的高度电离到仅轻微电离的气体的同时速度和柱密度约束。我们总结了最近的结果，已经出现的塞弗特2星系的观测与光栅光谱仪机载钱德拉和XMM-牛顿。我们特别强调的经验物理模型，我们已经开发的基础上观察到的光谱，以及它如何可以用于与塞弗特1星系的比较研究，以测试活动星系核统一的情况。
2002-07-18 astro-ph
Measuring Galaxy Potentials using Shell Kinematics
我们发现，一些椭圆星系周围的壳的运动学提供了一个新的，独立的手段来测量椭圆星系的引力势大半径。对椭圆星系和较小星系合并形成的一组壳层的数值模拟表明，壳层具有可观察到的特征运动学结构，当从壳层边缘向内移动时，最大视线速度线性增加。一个简单的分析计算表明，这种结构提供了一个直接的措施，在壳半径的引力势的梯度。为了从可获得的数据中提取这一信息，我们还推导出了壳层内物质的视线速度的完整分布;将观测到的壳层光谱与恒星模板的光谱进行比较，并与此分布进行卷积，将使我们能够测量在此半径处的势梯度。对星系中一系列嵌套的壳层重复进行分析，就可以绘制出引力势作为半径函数的完整形式。所需的观测是即将到来的新一代大型望远镜所能达到的。
1998-03-05 astro-ph
XMM-Newton X-ray and Optical Monitor far UV observations of NGC 7070A and ESO 2400100 shell galaxies
我们目前的XMM-牛顿X射线观测的两个壳星系，NGC 7070 A和ESO 2400100，和远紫外线观测获得的光学监测这些和一个额外的壳星系，NGC 474，我们也有近和远紫外线数据从GALEX。我们的目标是深入了解其恒星形成历史和热气含量所追踪的整体演化。X射线和远紫外数据被用来推导它们的X射线空间和光谱特性以及它们的紫外光度分布。我们使用专门开发的模型来研究恒星形成的最后一幕的年龄（紫外光）颜色和线强度指数。X射线空间和光谱分析表明，这两个对象的显着差异。NGC 7070 A在2-10 keV波段的主要成分是低光度核源，log LX =41.7 erg s^{-1}。在ESO 2400100中，X射线发射是由于低温等离子体以及来自单个源的集体发射的贡献。ESO 2400100的光学监视器图像显示了一个双核，一个比另一个更蓝。这可能是由于最近在北核区域的恒星形成事件。紫外辐射的延伸与所有星系的光学范围一致，在不同的过滤器中具有不同的意义。通过（紫外光学）颜色和谱线强度指数分析证实了双核的存在，这表明ESO 2400100正在吸积一个暗淡的伴星。我们探讨了吸积过程中X射线光度随时间的演化。我们讨论了气体的存在和年龄之间的联系，因为气体要么在聚结之前被检测到，要么在聚结之后几个Gyr（>3）被检测到。
2008-07-04 astro-ph
Wind-Driven Gas Networks and Star Formation in Galaxies: Reaction-Advection Hydrodynamic Simulations
利用二维中间代表准流体动力学模拟研究了风驱动恒星形成反馈对星系中恒星和气体时空组织的影响。该模型只保留了物理学的一个简化子集，包括质量和动量守恒，完全非线性流体平流，非弹性宏观相互作用，阈值恒星形成，以及来自年轻星团的风对周围气体的动量强迫。被扫起的气体的膨胀壳通过流体平流的作用而形成相互作用的壳碎片的“顺从”网络，其总体外观是细丝网（二维）。当通过暗条的柱密度超过基于膨胀壳层引力不稳定性判据的临界阈值时，一个新的星团形成，然后在一段时间延迟后产生一个新的膨胀壳层。发展了一种寻找暗条的算法来定位新恒星形成的可能地点.主要结果是对流扭曲壳层之间的多重相互作用在控制气体和恒星形态、气体速度分布和高质量密度峰的质量谱以及全球恒星形成历史中的主导地位。LMC和局部分子云中气体的形态观测。的频率分布的现在到过去的平均全球恒星形成率，分布的气体速度的细丝（发现是指数），和云的质量谱（估计使用结构树方法），进行了详细讨论。
2001-04-06 astro-ph
First Detection of Molecular Gas in the Shells of CenA
壳层是一种微弱的弧形恒星结构，在早期类型星系周围被观察到，被认为是相互作用的结果。最近在壳层中发现了HI气体，这是一个令人惊讶的结果，因为理论预测大多数气体应该与恒星脱钩，并在这种相互作用中落入核中。在这里，我们报告的第一次检测到分子气体（CO）的外壳，发现15千秒差距的中心的NGC5128（CenA），一个巨大的椭圆星系，拥有一个活跃的核（AGN）。壳层中的CO和HI发射之间的比率与中心区域中的比率相同，这是出乎意料的，因为通常在星系中观察到的金属丰度梯度。我们认为，如果考虑到星际介质是凝块的，因此不是高度耗散的，那么气体的动力学可以在壳层形成的标准图像中理解。观测到的金属富集可能是由于壳层中活动星系核喷流引起的恒星形成。此外，我们的观察提供的证据表明，分子气体合并可能会蔓延到远离核区域。
2000-03-13 astro-ph
Morphology and dynamics of high z radio galaxies and quasars
高红移射电星系和类星体的连续体形态可以被模拟为巨大的双极反射星云，它们来自于被双极外流扫过的尘埃壳层。如果观察到的特定物体的形状与解析函数相拟合，则壳的速度由运动方程指定。预测的运动学可以与观测到的发射线速度场进行比较，得到的拟合是极好的。在高红移的大质量星系的影响包括恒星形成的初始时代的要求，创造尘埃分布在一个非常大的，弥漫的，几乎维里化的光环。
1998-11-11 astro-ph
Non-thermal X-rays, a high abundance ridge and fossil bubbles in the core of the Perseus cluster of galaxies
利用钱德拉对英仙座星系团的深层观测，我们发现了一个距离中央核250弧秒（93千秒差距）的高丰度壳层。这个山脊位于英仙座无线电迷你光环的边缘。此外，我们确定两个H α丝指向这个壳。我们假设这个脊是一个化石射电泡的边缘，由从星团核心升起的夹带富集物质形成。壳外有温度跃变，但压力是连续的，表明有冷锋。一个非热的组件映射在集群的核心与形态类似的迷你晕。它的总光度为4.8x10^43 erg/s，半径约为75 kpc。假设非热辐射是CMB的逆康普顿散射和NGC 1275的红外辐射的结果，我们绘制了星系团核心的磁场图。
2005-03-15 astro-ph
Giant Shells and Stellar Arcs as Relics of Gamma Ray Burst Explosions
伽马射线暴（GRB）爆炸的威力和频率足以在螺旋星系的星际介质中制造千分之一秒大小的壳和洞。这些残余物的意见进行了总结。几个观测到的壳层不包含明显的中央星团，可能是伽玛射线暴的残余，但可能由超新星和风形成的足够古老的星团可能很难被发现。
1998-05-18 astro-ph
Oxygen and Iron Abundances in Nearby Galaxies Using Ultraluminous X-ray Sources
利用超亮X射线源（ULXs）的K壳层（O）和L壳层（Fe）X射线光电离边缘，测定了星际介质（ISM）中氧和铁的丰度。我们从14个ULX源的XMM-牛顿存档光谱确定了朝向ULX的氢柱密度（n_H）。我们比较我们的X射线值与从无线电HI观测获得的8个源。X射线模型n_H值与HI n_H值非常一致，这意味着除了M81 X-1之外，朝向ULX的氢吸收并不局限于源。氧丰度和铁丰度大致相当于宿主星系的太阳丰度。
2005-11-16 astro-ph
Deep Optical Observations of Compact Groups of Galaxies
紧凑的星系群看起来非常密集，使它们成为激烈的星系相互作用的场所，而它们的小种群使它们相对容易分析。为了寻找希克森致密群（Hickson compact group，HCGs）中的漫射光和星系潮汐等光学相互作用的示踪物，我们对一个HCGs样本进行了三种滤光片的深度测光，并进行了$ROSAT$观测。使用建模程序减去明亮的早期星系的光，我们发现壳系统和扩展的信封周围的许多，但不是所有的星系。在我们的样本中，只有一组HCG 94在组电位中具有漫射光（光度为7 L $^*$）;其他组在漫射光中含有的$^*$不超过1/3 L $^*$。除了HCG 94（这是最X射线发光的HCG），我们没有发现壳或其他潮汐特征的存在与X射线亮度之间的相关性。更好的预测可检测的组X射线发射是一个低的螺旋分数，属于一个更大的星系凝聚-这两个都不相关的光学扰动组星系。两个椭圆星系，是非常光学发光，但X射线-微弱被发现有壳和非常复杂的颜色结构。这可能是由于最近富含气体的物质进入星系，这将产生恒星轨道的破坏和大量的恒星形成。
1995-07-11 astro-ph
Absorbers and Globular Cluster Formation in Powerful High Redshift Radio Galaxies
对一个典型的强红移射电星系进行了辐射流体动力学模拟。喷流以光速的三分之一注入密度为光速1万倍的均匀介质中。在模拟开始时，弓形激波由类似于球形爆炸波的球形壳组成。这个壳层通过辐射冷却到大约10，000 K，在600万年后，在整个系统周围形成了一个3.8 x 10^21 cm^-2的中性柱。外壳开始碎裂并形成冷凝。这种吸收屏将覆盖越来越小的射电源部分，因此发射线区域，并最终形成恒星，通常是10，000个球状星团，100万个太阳质量。大约有10^9个太阳质量被卷入射电茧中。这种气体，从射电源冷却和照明，可能是在高红移射电星系和射电大声类星体中观察到的发射线气体。弓形激波后面的中性柱可以解释几乎所有小源的吸收。在目前最亮的星系团（BCGs）中发现的球状星团中大约有10^4个系统，被认为是这些天体的遗迹，这与目前的情况是一致的。
2002-03-21 astro-ph
On the feedback from super stellar clusters. I. The structure of giant HII regions and HII galaxies
我们回顾了巨大的河外HII区和HII星系的结构特性的基础上的二维流体动力学计算，并提出了一个演化序列，占其观察到的详细结构。该模型假设一个巨大的年轻星团被大量的云包围。因此，它们暴露于最重要的恒星形成反馈机制：光电离和星团风。这些模型显示了两种反馈机制如何在云的破坏中竞争，并导致两种不同的流体动力学解决方案：将云存储到一个持久的粗糙外壳中，抑制热化风的膨胀，以及通过云层内雕刻的通道稳定地过滤冲击风气体。这两种解决方案被认为同时在巨大的HII区域和HII星系中起作用，导致它们详细的内部结构。这包括多个大规模的壳，充满了X射线发射气体，它们最终相互融合，使壳中壳的外观。这些模型还显示了巨大超级气泡的内部结构是如何随着云的烧蚀物质而大大增强的，以及云的烧蚀是如何在原始云层中进行的。计算点在云和云间介质之间的初始对比密度的因素，定义的两个反馈机制成为主导的整个演变。这些模型的动画版可在http：//www.iaa.csic.es/\~{} eperez/ssc/ssc.html上找到。
2006-01-27 astro-ph
Rising Jet-Inflated Bubbles in Clusters of Galaxies
我们进行二维轴对称（简称为2.5D）流体动力学数值模拟的气泡演化的星系团。我们使用缓慢的大规模喷流以大角度膨胀气泡，并在它们通过团簇内介质（ICM）上升时跟踪它们的演变。我们发现，这些喷射膨胀的气泡是相当稳定的，可以在集群中达到很大的距离，同时仍然保持其基本结构。射流膨胀气泡的稳定性主要来自于其膨胀过程中在其周围形成的致密壳层，以及气泡和壳层的向外动量。相反，用手插入到网格上而不是通过射流膨胀的气泡，即，一个人造的泡沫，缺乏这些稳定的因素，所以很快就破灭了。喷射膨胀的气泡的稳定性消除了对气泡中稳定磁场的需求。
2008-06-10 astro-ph
The Superbubble Size Distribution in the Interstellar Medium of Galaxies
我们使用标准的绝热壳层演化来预测均匀ISM中OB超气泡的尺寸分布N（R）。我们推导出N（R）的超级气泡的创建速率和机械光度函数（MLF）的简单情况下。当R <特征半径R_e时，N（R）由停滞的物体支配，而当R>R_e时，N（R）由生长的物体支配。我们还简要地研究了动量守恒壳层演化产生的N（R）。我们预测N（R）的峰值对应于单个SNR。为了估计MLF，我们还研究了HII区域光度函数（HII LF）的演化效应，发现对于星云光度随时间的幂律衰减，HII LF存在最小观测斜率。与SMC的基本完整的HI孔目录的比较显示出令人惊讶的一致性的预测和观察到的斜率N（R），这表明没有其他的基本过程是必要的，以解释在SMC壳的尺寸分布。与M31、M33和Holmberg II的基本不完整的HI数据进行进一步比较也是令人鼓舞的。我们提出的ISM孔隙度参数的表达式，并估计，他们基本上是除Holmberg II的所有星系<1。因此，这些星系中的大多数可能并不强烈地受热星际成分的支配。然而，银河系的孔隙度结果仍不确定。
1997-03-17 astro-ph
Grating X-ray Spectroscopy of High-Velocity Outflows from Active Galaxies
X射线吸收线和发射线现在可以作为活动星系外流的有力诊断工具。最近，通过钱德拉和XMM-牛顿上的光栅光谱仪，对大量活动星系的外流进行了详细的X射线线研究。我们将从观测的角度回顾最近关于活跃星系外流的X射线发现。我们还描述了一些未来的前景。C、N、O、Ne、Mg、Al、Si和S的类H和类He离子的X射线吸收线是常见的。一个广泛的电离参数似乎是目前在吸收材料，内壳吸收线从较低的电离离子，铁L-壳线，和铁M-壳线也已经看到。X射线吸收线通常相对于系统速度蓝移几百km/s^{-1}，并且它们通常在运动学上与C IV、N V和H I的UV吸收线一致。X射线吸收线可以具有复杂的轮廓，其中存在多个运动分量以及由发射线光子填充吸收线。一个关键的不确定性是流出气体的特征径向位置;只有在确定了这个量之后，才有可能可靠地计算流出气体的数量和流出的动力学光度。
2002-08-13 astro-ph
Analytical relations concerning the collapse time in hierarchically clustered cosmological models
本文用数值方法求解了由星系和子结构组成的重子物质壳层坍缩的运动方程，并考虑了动力学摩擦的影响。动力学摩擦主要取决于峰高、原星系团内峰数与原点关联函数的乘积、过滤半径和原星系团核半径。我们展示了壳的塌缩时间（Tau）如何取决于这些参数。给出了动力学摩擦系数（Eta）与上述参数之间的关系式以及坍缩时间与Eta之间的解析关系式。最后，我们得到了（τ）和壳层内的平均过密度（平均δ）之间的解析关系。我们发现的所有解析关系与数值积分非常一致。
1997-08-19 astro-ph
Interaction of Jets with Galactic Winds
我们已经使用了矢量化和并行磁流体动力学代码NIRVANA的NEC SX-5和新的SX-6安装在并行模式下模拟的相互作用的喷流与银河风，可能是典型的恒星爆发的射电星系的早期宇宙。两个模拟，一个轴对称的和一个在3D显示，射流刺穿和破坏一个薄而致密的外壳所产生的预先安装的超级风。我们认为，在高红移的小射电星系可能会被吸收的蓝翼由于银河风壳，并可能在红翼由于冷却流。在较大的来源，射流茧将填补风腔和加速壳。瑞利-泰勒不稳定性将破坏壳层，并在整个区域散布密集的、可能形成恒星的碎片。
2004-08-16 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation. I. Dissipation and the Maximum Mass of Galaxies
我们描述了一个准确的，一维的，球对称的，拉格朗日流体力学/重力代码，旨在研究辐射冷却和光电离对原星系形成的影响。该代码可以处理任意数量的流体壳层（代表重子）和无碰撞壳层（代表冷暗物质）。作为测试的代码，我们重现解析解的脉动行为的多面体和自相似崩溃的球对称，宇宙学扰动。在本文中，我们集中在辐射冷却的影响，检查坍缩扰动冷却宇宙的年龄内的能力。与一些基于数量级估计的研究相反，我们发现冷却参数本身不能解释在星系光度函数中观察到的尖锐的上限。
1994-12-09 astro-ph
Bipolar hypershell models of the extended hot interstellar medium in spiral galaxies
利用双极超壳层（BHS）模型模拟了旋涡星系盘和晕中百万度星际介质及其软X射线像。在这个模型中，沙漏形的几个kpc半径的膨胀壳产生的突然能量释放的中心区域。然后，我们将我们的模型应用于一个小型样本的星暴星系看到不同的倾角，如近边缘的星系NGC 253。我们的结果再现了在0.1- 2.4 keV ROSAT能带观测到的X射线特征：双极超壳层形态、弥散盘的光谱能量分布、晕发射以及弥散X射线发射中的吸收隙，这些吸收隙是由于星系盘中的冷气体对软X射线的遮蔽而引起的。星暴所需的总能量估计为$10^{55}$尔格，相当于$\sim 10^4$ II型超新星爆炸产生的总动能。壳层的膨胀速度估计为$\sim 200$ \kms，这是将气体加热到$\sim 0.2$ keV（230万K）所必需的，年龄大约为$3 \times 10^7$年。在非常接近的星系NGC 253的情况下，BHS模型的所有特征都可以以高空间分辨率进行研究。利用壳层形态对周围密度分布敏感的特性，提出利用软X射线数据探测盘、晕和星系际空间的气体分布。我们的模型的应用程序，在更高的空间和光谱分辨率的图像，所提供的钱德拉和XMM，将有助于我们进一步解开ISM密度分布，并会导致更好地了解磁盘晕界面。
2001-01-30 astro-ph
Star Formation Triggering Mechanisms in Dwarf Galaxies: The Far-Ultraviolet, H-alpha, and HI Morphology of Holmberg II
远紫外（FUV），H-α，和HI矮星系Holmberg II的观测被用来跟踪大质量恒星形成的网站和周围ISM的中性和电离成分之间的相互作用。这些数据强调了当地条件在调节恒星形成方面的重要性，这些证据包括电离壳内的大质量恒星、围绕老化星团的致密HII区域以及形成于年龄增长链中的恒星。大规模的触发HI壳支持的观测祖先人口，以及与其致密的轮辋恒星形成的二级网站。对HI壳层内大质量恒星的能量分析表明，来自超新星和恒星风的能量足以解释HI的形态。使用B、H-alpha和FUV测光法推导出各个恒星形成区的年龄。年龄的分布是调和与HI形态，显示出一个明确的偏好的年轻地区的密集HI和HI空隙的老地区。全球运动学特性也可能在恒星形成过程中发挥作用，因为中性气体盘旋转特性的差异与触发机制的差异相关。
1999-10-05 astro-ph
Mid-Infrared Images of Stars and Dust in Irregular Galaxies
本文介绍了22个代表性的不规则星系的中红外-光学性质：18个Im，3个BCD和1个Sm。中红外是基于斯皮策太空望远镜档案中的图像。3.6和4.5微米波段和UBVJHK图像被用来检查磁盘形态和综合和方位平均的星等和颜色的恒星。4.5微米图像中的非恒星成分被用来追踪热尘埃。5.8和8.0微米的图像显示了来自热尘埃和多环芳烃的发射，两者都可能有助于这些通带，尽管我们将非恒星发射称为多环芳烃发射。我们将8.0微米图像与Halalpha进行比较。Im星系没有隐藏的条纹，那些具有双指数光学光剖面的星系在中红外也有相同的条纹。四个星系拥有在光学波段不可见的超级星团。具有较高面积标准化恒星形成率的星系团相对于星光有更多的尘埃和PAH排放。热尘和PAH辐射主要出现在高表面亮度的HII区域，这意味着大质量恒星是加热的主要来源。具有强烈的、广泛分布的恒星形成的星系有更多的扩展PAH发射。在小尺度上，PAH与Halpha排放的比率不是恒定的。多环芳烃与壳和巨丝有关，因此它们在壳形成过程中不会被破坏。
2006-04-05 astro-ph
Feedback from quasars in star-forming galaxies and the triggering of massive galactic winds
类星体的发光很可能是大规模星系风的触发器，能够将大部分ISM从恒星形成的球体中移除。然而，负责能量沉积到ISM中的机制仍然不清楚。从一个具有两相介质的星系形成的反馈模型（Monaco 2004 a）出发，我们提出类星体辐射加热引起的扰动触发了反馈机制的临界变化。在反馈模型中，SNR在恒星形成球体的高温和加压阶段膨胀，在高温内部气体能够冷却之前，会受到压力限制。每当类星体的辐射加热导致的蒸发流对恒星形成率有显著影响时，SNR就会达到内部气体冷却的程度，形成一个厚的冷壳。我们表明，在这种条件下，壳层渗透成席卷整个星系的冷气超级壳层。然后辐射压力将外壳推出星系。这种自我限制的机制导致了黑洞和膨胀质量之间的相关性。然而，在一个层次化的星系形成模型中插入一个有动机的风触发标准表明，风是没有必要获得一个良好的黑洞-凸起的相关性。在没有风的情况下，如果负责创造低角动量气体（能够吸积到黑洞上）的机制以与恒星形成速率成比例的速率沉积质量，则可以获得良好的结果。使用一种新的星系形成模型，我们表明在何种条件下，黑洞质量是自限制的风机制，上述，并概述了这种自限制可能的观测后果。[删节]
2005-02-07 astro-ph
Substructure effects on the collapse of density perturbations
我们数值求解了由星系和$ 10^{6} M_{\odot}- 10^{9} M_{\odot}$的子结构组成的重子物质壳层坍缩的运动方程，考虑到动力学摩擦，该重子物质壳层落入星系团的中心区域。我们计算的扩展参数，a（t），使用的动力学摩擦系数，$ η_{0}$，计算的扰动，其中集群是不存在的和一个系数$ η_{cl}$从一个集群获得的扰动的演变。动力摩擦的作用是减缓崩溃（V. Antonuccio-Delogu \& S. Colafrancesco 1994，以下简称AC）产生了壳膨胀参数的可观察到的变化。这种效果随着$ η$的增加和聚类的增加而增加。最后，我们展示了崩溃时间如何依赖于$ η_{0}$和$ η_{cl}$。关键词：{宇宙学：理论-星系：形成}
1996-10-08 astro-ph
Small scale substructure, collapse time and dynamical friction
我们数值求解重子物质壳层坍缩的运动方程，该重子物质壳层由星系和$ 10^{6} M_{\odot} ÷10^{9} M_{\odot}$的子结构组成，考虑到动力学摩擦和它所依赖的参数：峰的高度$ν_{c}$，原簇$N_{tot}$内的峰的数目乘以在r=0处评估的关联函数$ξ(r)$，过滤半径$R_{f}$和星系团的核心半径r_0。我们展示了重子物质壳层的坍缩时间是如何依赖于这些参数的。
1996-11-18 astro-ph
How do galactic winds affect the Lyalpha forest?
我们调查的银河风对Lyalpha森林的结构和星系形成的宇宙学模拟的效果。我们结合高分辨率N体模拟的暗物质的演化与半解析模型的形成和演化的星系，其中包括详细的处方的长期演变的星系风。这个模型是第一个描述的演变流出作为一个两相过程（绝热气泡，然后由动量驱动壳），并包括金属依赖冷却的流出材料。我们发现Lyalpha森林的主要统计特性，即通量功率谱P（k）和通量概率分布函数（PDF），不受风的显著影响，因此不显着约束风模型。然而，星系周围的风确实在森林中产生了可检测的特征，特别是热气泡内增加的通量transmittance，以及由致密冷却壳层引起的狭窄，饱和的吸收线。我们发现Lyalpha通量transmittance在强风吹星系附近高度增强，几乎占我们样本中所有高红移星系的一半，与Adelberger等人（2005）的结果一致。最后，我们提出了一种新的方法来确定潜在的吸收线由于风壳在Lyalpha森林：我们计算的丰富的饱和区域的光谱作为区域宽度的函数，我们发现，宽度小于约1埃在z=3和0.6埃在z=2的数量可能会增加一倍以上。这在真实光谱中应该是可检测的。
2005-11-30 astro-ph
Evidence for Three Subpopulations of Globular Clusters in the Early-Type Post-Starburst Shell Galaxy AM 0139-655
我们提出了深HST ACS的post-starburt壳星系AM 0139-655的图像。我们发现的证据存在三个不同的球状星团亚人口与这个星系：一个集中的年轻人口（~ 0.4 Gyr），一个中间年龄人口（~ 1 Gyr）和一个老的，金属贫人口周围看到的正常星系。团簇的g-I颜色分布是双峰的，峰值在0.85和1.35。在g-I=1.35处的较红的峰与旧的贫金属群体的预测颜色一致。与g-I=0.85处的峰值相关的簇集中在中心，并被解释为更年轻和更富含金属的种群。我们建议，这些集群的年龄为~ 0.4 Gyr和太阳金属丰度的基础上，人口合成模型的比较。这些“蓝色”星团的光度函数可以用幂律很好地表示。有趣的是，与星系相关的最明亮的壳层包含了一些观察到的最年轻的星团。这似乎表明，相同的合并事件是负责形成的壳层和年轻的集群。颜色分布的红色部分包含几个非常明亮的星团，这对于一个古老的、金属贫乏的种群来说是不可能的。此外，“红色”GC的光度函数不能很好地拟合由一个单一的高斯或单一的幂律。一个复合材料（高斯+幂律）适合LF的红色集群既产生低均方根和非常合理的性能，一个老的人口加上一个中年人口的GC。因此，我们认为AM 0139-655中的红色星系团由两个不同的GC亚群组成，一个是在正常星系中看到的古老的贫金属人口，另一个是在最近的耗散星系合并过程中形成的。
2007-07-20 astro-ph
